Звездные скопления и ассоциации кратко
Обновлено: 02.07.2024
В настоящее время известно, что значительное количество звёзд в нашей Галактике не одиноки, а образуют системы из нескольких компонентов. Но помимо таких многократных систем существуют ещё и более обширные физические группировки звёзд, которые объединены некоторыми общими свойствами. Разберём подробнее эти обширные звёздные группы. В наиболее общем случае можно разделить на два типа – звёздные скопления и звёздные ассоциации; скопления, в свою очередь, подразделяются на шаровые и рассеянные.
Шаровые звёздные скопления
Это протяжённые (иногда свыше 100-150 световых лет в диаметре) звёздные скопления, имеющие, как правило, хорошо выраженную сферическую форму и характерно увеличивающуюся концентрацию звёзд к центру. Количество звёзд в таких скоплениях может доходить до миллиона, а пространственная концентрация звёзд в центре составляет от сотен до десятков тысяч звёзд в кубическом парсеке (куб с ребром длиной 3,26 световых лет), что очень много, учитывая, что в окрестностях Солнца в таком (и даже большем) объёме пространства может не быть вообще ни одной звезды.
В Млечном Пути на данный момент подтверждено порядка 160-ти шаровых скоплений, однако, в более крупных галактиках их больше, в частности, это касается гигантских эллиптических и сферических галактик, вроде М87 в Деве, где число шаровых скоплений достигает десятка тысяч и более. Шаровые скопления, находящиеся в нашей Галактике, расположены на небе не случайным образом, а концентрируются в созвездиях Змееносца, Стрельца (в направлении которого также находится центр Галактики), Скорпиона и вблизи них. Расстояния до этих скоплений очень велики – тысячи, десятки тысяч и даже сотни тысяч световых лет. В отличие от галактического диска, диаметр которого оценивается в 100 тыс. световых лет, галактическое гало, окружающее диск, простирается значительно дальше, именно в нём и рассредоточены шаровые скопления.
Возраст звёзд в шаровых скоплениях Млечного Пути весьма велик и сопоставим с возрастом самой Галактики, так что к настоящему времени там остались главным образом самые маломассивные звёзды спектральных классов F, G, K, М − как карлики, так и гиганты; а также остатки от уже проэволюционировавших звёзд – белые карлики и нейтронные звёзды. Межзвёздную среду в шаровых скоплениях заполняет очень разреженный горячий газ, но плотные газопылевые облака, которые являются местами образования новых звезд, отсутствуют, так что активного звёздообразования в таких скоплениях не происходит. В других галактиках, таких как Магеллановы Облака, встречаются шаровые скопления, имеющие в своём составе, в отличие от скоплений Млечного Пути, наоборот, молодые горячие звёзды и газопылевые облака.
Рассеянные звёздные скопления
Эти скопления не столь велики по размерам, как шаровые (обычно не больше нескольких десятков световых лет); число звёзд и их пространственная концентрация здесь тоже меньше, чем в шаровиках. Но в нашей Галактике такие скопления более распространены, чем шаровые (известно больше тысячи рассеянных скоплений). Некоторые рассеянные скопления находятся в относительной близости от нашей Солнечной системы (например, расстояние до скопления Гиады составляет 150 световых лет). Рассеянные скопления, в отличие от шаровых, расположены в плоскости галактического диска, где идёт интенсивное звёздообразование. Звёзды в таких скоплениях относительно молоды и где-то даже продолжают рождаться и сейчас. Потому в таких скоплениях, в отличие от шаровых, находится достаточно массивных ярких звёзд.
Из-за невысокой массы рассеянных скоплений, у них не создаётся достаточного гравитационного поля, чтобы стабильно удерживать звёзды миллиардами лет, как в шаровых скоплениях. Скорость движения многих звёзд в рассеянных скоплениях больше второй космической скорости для скопления. Так что в конечном итоге звёзды разлетаются по Галактике и скопление прекращает своё существование.
Звёздные ассоциации
Ассоциации, как и рассеянные звёздные скопления, являются группировками молодых звёзд, с тем различием, что ассоциации более разрежены и обширны. Размеры ассоциаций составляют сотни световых лет, но количество звёзд при этом, как правило, не больше нескольких десятков. Гравитационно между собой звёзды в ассоциациях не связаны, однако их объединяет общее происхождение из одного газопылевого комплекса.
В некоторых ассоциациях звёзды столь молоды, что ещё даже не вышли на главную последовательность. Это так называемые Т-ассоциации, состоящие из переменных типа Т Тельца. Мало и умеренно массивные звёзды, которые ещё не вышли из стадии протозвезды. Светят за счёт энергии гравитационного сжатия, и только готовятся выйти на главную последовательность. В основном же встречаются OB-ассоциации, которые, как нетрудно догадаться, состоят из нормальных звёзд спектральных классов O и B.
Общая астрономия. Звездные скопления и ассоциации
По современным данным, не менее 70% звезд Галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звезды (как, например, наше Солнце) - это, скорее, исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные "коллективы" – звездные скопления. Звездное скопление - группа звезд, расположенных в пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением. Все входящие в скопление звёзды находятся от нас на одном расстоянии (с точностью до размеров скопления) и имеют примерно одинаковый возраст и химический состав, но в то же время они находятся на разных стадиях эволюции (определяемой начальной массой каждой звезды), что делает их удобным объектом для проверки теорий происхождения и эволюции звезд. Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные. Первоначально такое разделение было принято по внешнему виду, но по мере дальнейшего изучения стало ясно, что шаровые и рассеянные скопления непохожи буквально во всем - по возрасту, звездному составу, характеру движения и т.д.
Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионов звезд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутая форма (которая, по-видимому, является признаком осевого вращения скопления). Но известны и бедные звездами скопления, по внешнему виду неотличимые от рассеянных (например, NGC 5053), и отнесенные к шаровым по характерным особенностям диаграммы "спектр-светимость". Двум самым ярким из шаровых скопленияй присвоены обозначения омега Центавра (NGC 5139) и 47 Тукана (NGC 104), как обычным звездам, поскольку благодаря значительному видимому блеску (+3. m 6 и +4. m 1 соответственно) они хорошо видны невооруженным глазом, но только в южных странах. А в средних широтах северного полушария для невооруженного глаза доступны, хотя и с трудом (даже для темного незасвеченного неба), только два - в созвездиях Стрельца (М22) и Геркулеса (М13).
Омега Центавра - одно из ярчайших и по абсолютной звездной величине, для него она составляет -10. m 2, в то время как у одного из слабейших (NGC 6366) - всего -5. m . Линейные диаметры шаровых скоплений в основном составляют от 15 до 200 пк, при этом концентрация звезд в их центральных областях достигает тысяч и десятков тысяч в 1 пк 3 (в окрестностях Солнца - всего 0.13 звезды на 1 пк 3 ). Видимые угловые размеры зависят и от линейного диаметра, и от расстояния до скопления, и поэтому различаются сильнее. Самое крупное - это опять омега Центавра (54' - более чем в полтора раза больше видимого диаметра Луны!), а из видимых в средних широтах северного полушария - М4 в Скорпионе (34', и к тому же оно - одно из ближайших, до него 2 кпк) и уже упомянутое М22 в Стрельце (32'). У самых мелких видимый угловой размер составляет около 1'.
Шаровых скоплений в Галактике в настоящее время известно около 150, но очевидно, что это только небольшая часть из существующих на самом деле (полное их число оценивается примерно в 400-600). Их распределение по небесной сфере неравномерное - они сильно концентрируются к галактическому центру, образуя вокруг него протяженное гало. Примерно половина из них расположена не дальше 30 градусов от видимого центра Галактики (в Стрельце), т.е. в области, площадь которой составляет лишь на 6% от всей площади небесной сферы. Такое распределение является следствием особенностей обращения шаровых скоплений вокруг центра Галактики, характерное для объектов сферической подсистемы - по сильно вытянутым орбитам. Один раз за период (10 8 -10 9 лет) шаровое скопление проходит через плотные центральные области Галактики и её диск, что способствует "выметанию" межзвездного газа из скопления (наблюдения подтверждают, что газа в этих скоплениях очень мало). Некоторые шаровые скопления находятся так далеко от центра Галактики (NGC 2419 - 100 кпк), что их можно отнести к межгалактическим.
Диаграмма "спектр-светимость" у шаровых скоплений имеет характерную форму из-за отсутствия массивных звезд на ветви главной последовательности. Это свидетельствует о значительном возрасте шаровых скоплений (10-12 млрд. лет, т.е. они формировались одновременно с образованием самой Галактики) - за такое время запасы водорода исчерпываются у звезд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность (и чем больше начальная масса звезды - тем быстрее), образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты. Кроме того, в них наблюдаются переменные звезды (особенно часто - типа RR Лиры), а также - конечные продукты эволюции массивных звезд (в ходящие в тесные двойные системы с нормальной звездой белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры), проявлющие себя в виде рентгеновских источников разных типов. Но в общем в шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко. Следует отметить, что в других галактиках (например, в Магеллановых Облаках) найдены типичные по внешнему виду шаровые скопления, но со звездным составом небольшого возраста, и поэтому такие объекты считаются молодыми шаровыми скоплениями. Еще одна особенность шаровых скоплений - пониженное содержание тяжелых (тяжелее гелия) элементов в атмосферах входящих в них звезд. По сравнению с их содержанием в Солнце звезды шаровых скоплений обеднены этими элементами в 5-10 раз, а в некоторых скоплениях - до 200 раз. Эта особенность характерна для объектов сферической составляющей Галактики и также связана с большим возрастом скоплений - их звезды формировались из первичного газа, в то время как Солнце было образовано значительно позже и содержит в себе тяжелые элементы, образованные ранее проэволюционировавшими звездами.
Рассеянные звездные скопления содержат относительно немного звезд - от нескольких десятков до нескольких тысяч, и ни о какой правильной форме здесь, как правило, уже речи не идет. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находится еще одно скопление - Гиады - группа слабых звезд вокруг яркого Альдебарана.
Раасеянных звездных скоплений известно около 1200, но считается, что их в Галактике их гораздо больше (порядка 20 тысяч). Они также распределены по небесной сфере неравномерно, но, в отличие от шаровых скоплений, сильно концентрируются к плоскости Галактики, поэтому практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути, и в основном удалены не более 2 кпк от Солнца. Этим фактом объясняется, почему наблюдается столь малая доля из общего количества скоплений - многие из них слишком далеки и теряются на фоне высокой звездной плотности Млечного Пути, или скрыты поглощающими свет газово-пылевыми облаками, также сосредоточенными в галактической плоскости. Как и другие объекты диска Галактики, рассеянные скопления обращаются вокруг галактического центра по орбитам, близким к круговым. Диаметры рассеянных скоплений от 1.5 пк до 15-20 пк, а концентрация звезд составляет от 1 до 80 на 1 пк 3 . Как правило, скопления состоят из относительно плотного ядра и более разряженной кроны. Среди рассеянных скоплений известны двойные (как, например, хи и аш Персея) и кратные, т.е. группы, характеризуемые их пространственной близостью и сходными собственными движениями и лучевыми скоростями.
Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых - большое разнообразие диаграмм "спектр-светимость" у первых, вызванное различиями их возрастов. Самым молодым скоплениям - около 1 млн. лет, самым старым - 5-10 млрд. Поэтому и звездный состав рассеянных скоплений отличается разнообразием - в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, переменные различных типов - вспыхивающие, цефеиды и т.д. Химический состав звезд, входящих в рассеянные скопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых элементов близко к солнечному, что типично для объектов диска Галактики.
Другая особенность рассеянных скоплений - что они нередко бывают видны совместно с газовопылевой туманностью - остатком облака, из которого звезды этого скопления когда-то образовались. Звезды могут разогревать или освещать "свою" туманность, делая ее видимой. Известные всем Плеяды (см. фото) тоже погружены в голубую холодную туманность. В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких, как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, и молодые скопления служат неплохими индикаторами спиральной структуры, поскольку за время, прошедшее с момента формирования, они не успевают удалиться от спиральных ветвей, в которых это формирование происходит.
Особой разновидностью рассеянных скоплений являются движущиеся скопления, для которых удается точно измерить собственные движения входящих в него звезд. Примерами таких скоплений являются Гиады, Плеяды, Ясли и некоторые другие. Продолжения направлений этих движений (либо назад, либо вперед) пересекаются в точке, называемой радиантом - это схождение параллельных линий вследствии перспективы. Изучение таких скоплений имеет фундаментальное значение по причине того, что знание собственных движений звезд, их лучевых скоростей и угловых расстояний до радианта позволяет вычислить полную пространственную скорость этих звезд, а следовательно - точное расстояние до них (точнее, чем методом тригонометрического параллакса). А знание расстояния даёт возможность хотя бы для одного скопления "откалибровать" диаграмму "спектр-светимость", т.е. привязать её к абсолютным звездным величинам. Такая привязка очень важна для определения расстояний до других скоплений по получаемым непосредственно из наблюдений диаграммам "спектр-видимый блеск", поскольку совмещение главной последовательности такой диаграммы и "откалиброванной" сразу даёт разность между видимой и абсолютной величинами, зависящую только от расстояния. В качестве "опорного" скопления удобнее всего использовать Гиады, как самое близкое (40 пк), и можно без преувеличения сказать, что до недавнего времени (до запуска миссии HIPPARCOS) на Гиадах держалась вся шкала межзвездных расстояний.
Звездные ассоциации - разреженные группы звезд, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет (при этом самым молодым из них - не более миллиона лет). Обычно звездная ассоциация имеет размер 50-100 пк и содержит от нескольких звезд до нескольких сотен, тем самым отличаясь от молодых звездных скоплений большим размером и меньшей плотностью звезд. Притяжение между звездами в ассоциациях обычно слишком мало, чтобы удержать их вместе, и поэтому ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) - всего за 10-20 млн. лет они расширяются настолько, что их звезды уже не выделяются на фоне других звезд. Существование в Галактике звездных скоплений и ассоциаций самого различного возраста неопровержимо свидетельствует о том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звездообразования продолжается и в настоящее время. Примером звездной ассоциации является группа молодых голубых звезд в созвездии Ориона, ядром которых является "трапеция Ориона".
Не только входящие в скопления звезды, но и сами скопления не вечны. Расстояния между звездами в рассеянных скоплениях относительно велики, а значит - малы и силы гравитационного взаимодействия. За миллионы лет вследствие приливного действия Галактики скопления постепенно распадаются - входящие в них звезды все больше удаляются друг от друга и постепенно утрачивают гравитационные связи. Иногда по общему движению и расстоянию до группы звезд можно угадать в ней бывшее рассеянное скопление. Такие группы называются звездными потоками. Мало кому известно, что 5 звезд Ковша Большой Медведицы входят в одну из таких групп (см. фото слева), расположенную особенно близко к Солнцу (примерно 28 пк), и поэтому занимет на небе большую площадь. Этот поток состоит примерно из 100 звёзд, среди которых - Гемма (альфа Северной Короны), и даже Сириус!
В теме о звездных скоплениях нелишне будет напоследок упомянуть и об астеризмах - характерных конфигурациях (нередко - правильной формы, либо напоминающей контур какого-то предмета), образуемых случайными, никак друг с другом не связанными звездами. Астеризмами считаются и крупные образования, вроде фигур созвездий (например, главные звезды фигуры Ориона носят название астеризма "Бабочка"), и даже - сразу нескольких созвездий (так, Вега, Денеб и Альтаир образуют хорошо известный "весенне-летний треугольник"), и совсем мелкие, видимые в бинокль или телескоп (например, астеризм "Вешалка" в Лисичке). Никакого научного интереса астеризмы не представляют, но с эстетической точки зрения бывают достаточно эффектными.
Космические тела очень любят держаться вместе. Звёздные скопления - это системы звёзд, которые связаны между собой силой притяжения, они движутся в пространстве одной тесной группой. Все эти звёзды имеют общее происхождение, они родились из одного газопылевого облака.
В шаровых скоплениях звёзды находятся очень близко друг к другу, и вся группа имеет правильную округлую форму. В таких скоплениях может быть до миллиона звёзд, которые образуют плотный клубок. Все они очень далеки от нас. Лишь одно-единственное шаровое скопление в созвездии Стрелец видится с Земли крохотным туманным пятнышком. Большинство звёзд шаровых скоплений составляют красные гиганты, то есть это довольно старые, остывающие звёзды. Молодых шаровых скоплений в нашей Галактике астрономы пока не обнаружили, но они есть за её пределами.
Рассеянные скопления не имеют правильных очертаний. В них звёзды просто разбросаны по небу. Рассеянные скопления образуются только там, где много газовых облаков. Например, в спиральных галактиках, таких, как наша. В таких скоплениях очень часто встречаются белые и голубые гиганты, а то и сверхгиганты - эти звёзды чрезвычайно раскалены и очень ярко сияют. Они излучают света в миллионы раз больше, чем Солнце.
Плеяды
В созвездии Телец находится самое близкое к Земле звёздное скопление. Оно состоит из очень ярких звёзд, и его хорошо видно невооружённым глазом. Этот маленький блестящий ковшик давно известен людям. На Руси его называли Стожары. Но учёным известны и другие старинные названия, например Птичье гнездо. Древним наблюдателям в этом тесном скоплении звёзд виделись птичьи яйца в гнезде.
Но через много веков, когда изобрели телескоп, оказалось, что в Плеядах не семь звёзд, а намного больше. Астрономы уже насчитали в нём несколько сотен светил. Все они горячие яркие звёзды, которые образовались примерно 100 млн лет назад в огромном облаке межзвёздной пыли. Эта пыль вокруг них отражает свет, образуя красивую голубую дымку.
Издавна группу талантливых людей, объединённых общим делом, называют плеядой. Так имя, придуманное древними греками для небесного объекта, снова спустилось на Землю.
Звездные ассоциации: расположение и происхождение
Звездные скопления, или ассоциации, – это группы звезд, которые гравитационно практически не связаны (или связаны очень слабо) друг с другом. Описание похоже на рассеянные звездные скопления, но различия все же есть. Расположение в звездной ассоциации звезд менее плотно, их может насчитываться всего несколько штук или сотен (по сравнению с тысячами в скоплениях). А размеры такого формирования гораздо больше – до 100 парсек.
Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.
Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:
Обзоры оптической техники и аксессуаров:
Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:
Читайте также: