Шаровые звездные скопления реферат

Обновлено: 07.07.2024

Различают два вида звездных скоплений: рассеянные и шаровые. Сопоставим их свойства. Рассеянные, или галактические, скопления состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности и сверхгигантов со слабой концентрацией к центру. Шаровые скопления состоят из десятков или сотен тысяч звезд главной последовательности и красных гигантов. Иногда они содержат переменные — короткопериодические цефеиды.

Работа содержит 1 файл

Звездные скопления.doc

Размер рассеянных скоплений — несколько парсеков. Пример их — скопления Гиады и Плеяды в созвездии Тельца. Если на Плеяды навести телескоп, то вместо кучки из 6 звезд, видимых невооруженным глазом, в поле зрения телескопа мы увидим бриллиантовую россыпь звезд. Размер шаровых скоплений с сильной концентрацией звезд к центру — десятки парсеков. Они все далеки от нас и даже в слабый телескоп выглядят как туманные пятна. Диаграммы цвет — светимость для шаровых и для галактических скоплений совсем разные. Это и помогает различать тип скопления.

Расстояния до ближайших шаровых скоплений определяют по находящимся в их составе короткопериодическим цефеидам, сравнивая их видимую звездную величину с известной для них абсолютной звездной величиной.

Расстояния до рассеянных скоплений определяют, строя для их звезд диаграмму цвет — видимая звездная величина и сопоставляя ее с диаграммой цвет — абсолютная величина. Знание разности между видимой и абсолютной величиной для звезд одного и того же цвета позволяет определить расстояние до звезд. Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике последних в десятки раз должно быть больше. Мы видим лишь ближайшие из них. Рассеянные скопления лежат вблизи галактической плоскости, вблизи полосы Млечного Пути. Звезды рассеянных скоплений относятся к населению I типа. Они располагаются в диске Галактики. Шаровые скопления имеют сферическое распределение, концентрируясь к центру. Самые далекие из них находятся на границах Галактики. Они-то вместе с наиболее далекими цефеидами и определяют ее размер. Диаметр Галактики можно принять округленно за 30 000 пс, или за 100 000 световых лет, но четкой границы у нее нет. Звездная плотность в Галактике постепенно сходит на нет.

По аналогии с другими звездными системами можно считать, что в диске нашей Галактики должны существовать спиральные ветви, выходящие из ядра и сходящие на концах на нет. Для населения таких ветвей характерны горячие сверхгиганты, рассеянные скопления, в особенности содержащие горячие звезды, и классические цефеиды.

Однако на таком расстоянии, на каком от центра Галактики находится солнечная система, спиральная структура в плоскости галактики должна теряться. Расположение населения I типа известно только до расстояния в 2—3 тысячи парсеков от солнечной системы, и поэтому положение спиральных ветвей в нашей Галактике с надежностью еще не установлено.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгигантов, которые советский ученый академик В. А. Амбарцумян назвал O-ассоциациями. Звезды их далеки друг от друга и не сдерживаются взаимным тяготением, как в звездных скоплениях. O-ассоциации также характерны для населения спиральных ветвей.

Галактики

Структура галактик крайне разнообразна, и все же большинство их можно объединить в несколько основных типов. Впервые такую классификацию предложил в 1925 году Э.Хаббл. Впоследствии было разработано несколько классификаций, но все они оказались сложными, так что до сих пор астрономы используют классификацию Э.Хаббла, несколько усовершенствованную им в 1936 г. По этой классификации галактики объединяются в пять основных типов: эллиптические(E)линзообразные( S0) обычные спиральные(S) пересеченные спиральные(SB) неправильные (Ir). Каждый тип галактик подразделяется на несколько подтипов, или подклассов.

Эллиптические галактики сравнительно медленно вращаются, заметное вращение наблюдается только у галактик со значительным сжатием.

Спиральные галактики имеют центральное сгущение и несколько спиральных ветвей, или рукавов, которые имеют голубоватый цвет, так как в них присутствует много молодых гигантских звезд спектральных классов O и В. Эти звезды возбуждают свечение диффузных газовых туманностей, разбросанных вместе с пылевыми облаками вдоль спиральных ветвей. Цвет центральных сгущений - красновато-желтый, свидетельствующий о том, что они состоят в основном из звезд спектральных классов G, К и М. Все спиральные галактики вращаются со значительными скоростями, поэтому звезды, пыль и газы сосредоточены у них в узком диске. Обилие газовых и пылевых облаков и присутствие ярких голубых гигантов спектральных классов О и В говорит об активных процессах звездообразования, происходящих в спиральных рукавах этих галактик.

Промежуточными между Е-галактиками и S-галактиками являются линзообразные галактики типа S0. У них центральное сгущение сильно сжато и похоже на линзу, а ветви отсутствуют.

Неправильные галактики получили обозначение Ir от англ. irregular (неправильные, беспорядочные) за отсутствие правильной структуры. Характерными представителями таких галактик является Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они находятся в южном полушарии неба вблизи Млечного Пути, хорошо видны невооруженным глазом в виде туманных пятен размерами 6 и 3о соответственно. Впервые европейцы обнаружили их в 1519 г. во время кругосветного плавания Ф. Магеллана (1480 - 1521). Но даже в небольшой телескоп видно, что оба Облака состоят из множества звезд. В них также содержатся газ и пыль.Классификацию галактик, предложенную Хабблом, часто называют камертонной, так как последовательность расположения в ней типов галактик напоминает вилку камертона.Все звездные системы - галактики настолько далеки, что их тригонометрические параллаксы ничтожно малы и не поддаются измерениям. Поэтому для определения расстояний до галактик применяют другие способы, точность которых не очень велика. Что касается эллиптических галактик, то в неправильных скоплениях они в большинстве случаев гигантские с большим сжатием. В метагалактпческом же пространстве вне скоплений обычно встречаются эллиптические галактики умеренной светимости н с малым сжатием, почти сферические. Здесь много спиралей и галактик типа dBC, но тип SO встречается очень редко. Эллиптические галактики сильнее, чем спиральные или неправильные, сосредоточены в скоплениях.

Скопления галактик.

Галактики, как и звезды, имеют склонность образовывать группы и скопления различной численности. Это свойство у них к тому же выражено намного сильнее, чем у звезд. У звезд лишь сравнительно малая доля входит в состав рассеянных скоплений, шаровых скоплений или звездных ассоциаций, а подавляющая масса является просто звездами общего поля Галактики. У галактик картина противоположная. Большинство нз них является членами групп или скоплений галактик, и только незначительная часть располагается вне групп и скоплений в общем поле Метагалактики.

Местная система галактик, насчитывающая более 40 членов, является примером очень распространенного типа образований — групп галактик. Группы галактик численностью от десятка до нескольких десятков членов, по-видимому, очень распространены в Метагалактике. Но на больших расстояниях они плохо различимы, так как карликовые галактики уже не видны, а гигантских галактик в группе обычно всего несколько. Более крупными образованиями являются скопления галактик, насчитывающие сотни, тысячи, а в некоторых случаях и десятки тысяч членов. Как показывает фотография центральной части скопления в Персее, скопления галактик являются местами значительного уплотнения материи в пространстве.

Скопления галактик разделяются на два типа — правильные и неправильные. Правильные скопления имеют сферическую форму. Галактики в них обнаруживают сильную концентрацию к одной точке — центру скопления. Плотность сосредоточения галактик в правильных скоплениях высокая, особенно и центральных областях. Таковы общие черты правильных скоплений. Но велики и несходства. Они проявляются главным образом в различной общей численности и различной средней плотности скоплений. Скопление галактик в Волосах Вероники выделяется богатством членов (справа), а скопление в Пегасе очень высокой средней плотностью. В центральной части скопления в Пегасе плотность доходит до 2000 галактик на 1 куб. мегапарсек; здесь галактики почти касаются друг друга и плотность их сосредоточения в 40000 раз выше, чем средняя плотность в Метагалактике. Очень плотным является также правильное скопление галактик в Северной Короне.

Неправильные скопления галактик намного менее плотны, чем правильные, у ниx нет ясной формы, а концентрация галактик в некоторой точке хотя и наблюдается, но выражена слабо. Эти скопления часто весьма обширны по размерам. Примечательной особенностью распределения галактик в метагалактпческом пространстве является группирование их по типам. Они как бы повторяют особенности расположения звезд, образующих два типа населения. Различные расы галактик селятся в разных местах. Спиральные галактики избегают правильных скоплений галактик. Здесь доминируют эллиптические галактики и галактики тина SO(чичевицеобразные). В неправильных же скоплениях галактик спирали составляют большинство. Там много и карликовых голубых компактных галактик (типа dBC).

* Данная работа не является научным трудом, не является выпускной квалификационной работой и представляет собой результат обработки, структурирования и форматирования собранной информации, предназначенной для использования в качестве источника материала при самостоятельной подготовки учебных работ.

Министерство Образования Российской Федерации

Реферат на тему:

Студентка гр. 1э4

Для людей далекого прошлого Вселенная была, если и не всегда безопасным, но и все же устойчивым миром, созданным, казалось бы, единственно для удобства рода человеческого. Едва ли человек тогда сомневался, что его обитель - Земля - занимает главенствующее, центральное положение, тогда как Солнце оправдывает свое существование, снабжая человечество светом и теплом. Сверкающие звезды, прикрепленные к вращающейся небесной сфере, рассматривались как элементы космической мозаики, предназначенной для украшения ночи.

Вполне естественно было также, что детали небесного пейзажа стали отождествляться с героями мифологии; это отождествление сохранилось до нашего времени в виде названий групп звезд или созвездий. С течением времени легенды, отражающие самые первые попытки установить свое место в окружающем мире, сменились объективными исследованиями неба.

Астроном-исследователь обнаружил, что Вселенная - это сокровищница, полная открытий. В ходе истории были открыты объекты всевозможных видов - не только одиночные звезды, но также скопления звезд и облака из газа и диффузного вещества. Эти облака, видимые невооруженным или вооруженным глазом через мощный телескоп, представляют собой туманности. Также в виде туманностей нам представляются далекие галактики.

Звезды – громадные сферические сгущения плотного и горячего ионизированного газа (плазмы), способные к самопроизвольному свечению за счет энергии, берущейся от протекающих в недрах этих объектов термоядерных реакций.

Звезды распределены в пространстве неравномерно. Иногда они образуют группы, которые в зависимости от размеров и степени концентрации звезд к центру делятся на скопления и ассоциации.

Звездные скопления – это группы звезд, связанных между собой силами притяжения и общностью происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд.

Все скопления разделяют на рассеянные и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований.

Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи звезд. Размеры их обычно составляют несколько парсек. Концентрируются к экваториальной плоскости Галактики. Скорости их относительно Солнца не велики, порядка 10 – 12 км/с, потому что вместе с ними они принимают участие во вращении Галактики. Звезды рассеянных звездных скоплений сходны по химическому составу с Солнцем и другими звездами галактического диска. Примеры

(Пример шарового скопления)

рассеянных звездных скоплений – Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. В нашей Галактике известно более 1000 звездных скоплений. Однако, согласно совершенным исследованиям их, вероятно, должно быть раз в 20 больше: далеко от Солнца мы можем обнаружить только самые яркие скопления; к тому же в галактической плоскости концентрируется и пыль, поглощающая свет и мешающая наблюдать далекие звезды.

Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к центру. Размер их вместе с коронами (то есть внешними (Пример шарового скопления)

областями) доходят до 100 – 200 парсек. Они принадлежат к сферической подсистеме. Скорости их относительно Солнца около 100км/с. По химическому составу они отличаются от звезд рассеянных скоплений меньшим содержанием всех элементов тяжелее гелия. Все шаровые звездные скопления расположены далеко от Солнца, и даже ближайшие из них видны лишь в бинокль. В Галактике известно сейчас 130 шаровых звездных скоплений, а всего их около 500.

Еще о звездных скоплениях.

Наблюдаются звезды, лишь начиная спектрального класса G. Более яркие звезды расположены вправо и вверх от главной последовательности, образуя ветви гигантов и субгигантов.

Характерной особенностью шаровых скоплений является также наличие горизонтальной ветви.

Шаровые скопления, по – видимому, образовались из огромных газовых облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые орбиты.

Туманности - это небесные объекты, которые в отличие от звезд выглядят как пятна. Наиболее яркие из них видны невооруженным глазом (туманность Андромеда и туманность Ориона). Далекие туманные объекты - туманности были замечены астрономами еще в XVII веке. О знаменитой туманности Андромеды впервые упомянул современник Галилея С.Мариус в 1612 году. Французский астроном Ш.Мессье, известный своими открытиями комет, чтобы наблюдатели не путали кометы с туманностями (схожесть можно было наблюдать 20-26 марта 1996 года на примере кометы ХИЯКУТАКЕ), составил первый список туманностей, содержавший около 100 объектов, но лишь в 20-x годах нашего века удалось установить, что некоторые туманности - это гигантские звездные системы,

находящиеся далеко за пределами нашей Галактики - Млечного Пути. В каталоге были собраны все виды и классы туманностей, но классифицированы они не были. Ниже будет приведен вариант современной классификации туманностей.

Все туманности делятся на галактические и внегалактические. Детальная классификация внегалактических туманностей (галактик) была предложена Б. А. Воронцовым-Вильяминовым. Галактиками называются гигантские звездные системы,

расположенные вне пределов нашей Галактики (системы Млечного Пути). Они состоят из звезд, количество которых может достигать десяти триллионов штук; облаков газа и пыли, пронизанных магнитными и гравитационными полями, электромагнитным излучением, потоками заряженных частиц.

Галактики, ставшие впоследствии спиральными, образовались из газовых облаков, обладавших заметными моментами количества движения - запасами вращения - и центральными сгущениями.

Не вращающиеся облака газа породили эллиптические галактики. Неправильные галактики также образовались из облаков газа, обладавших запасом вращения, но не имевших сгущений в центре.

В центрах нескольких десятков галактик обнаружены сверхмассивные черные дыры. Их массы превышают миллион масс Солнца.

Далее будут классифицированы галактические туманности.

Галактические туманности представляют собой облака межзвездной пыли и газов, освещенные яркими соседними звездами. Все эти туманности находятся в нашей Галактике.

Галактические туманности делятся на газовые и пылевые. Газовые туманности - это облака межзвездного газа, светящегося отраженным светом или в результате возбуждения горячими звездами.

Пылевые (темные) туманности - это облака межзвездной пыли, или выглядящие темными пятнами на фоне более удаленных светлых туманностей, или закрывающие свет далеких звезд. Пример, соответствующий первому случаю - туманность Конская Голова, в созвездии Ориона. Пример. соответствующий второму случаю - туманность Угольный Мешок, скрывающая центр нашей Галактики.

Из класса пылевых туманностей выделяются глобулы - очень компактные и очень плотные пылевые туманности, из которых формируются звезды.

Газовые туманности, как и звёзды, в основном состоят из водорода. Кроме того, в них есть другие химические элементы - гелий, азот, кислород и более тяжелые. Размеры туманностей огромны: от одного края до другого свет идет несколько лет, а общая масса туманности обычно составляет десятки, сотни, а иногда и тысячи масс

(Туманность Конская Голова)

Солнц. Газовые туманности делятся на: диффузные, планетарные, водородные и газопылевые.

Диффузные туманности - это облака разреженного газа очень большого размера, в которые погружены освещающие их звезды, возможно общего с ними происхождения. Эти туманности получили свое название из-за сходства со светящимися пятнами, растекающимися (диффундирующими) по окружающему черному фону. Классический пример диффузной туманности - туманность Ориона.

Звезды распределены в пространстве неравномерно. 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. С самых древних времен человек обращал свой взор к небесам, где сияли недоступные, но манящие своей неповторимой красотой бесчисленные 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

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.m6 и +4.m1 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.m2, 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 пк3 (в окрестностях Солнца - всего 0.13 звезды на 1 пк3). 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'.

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

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.

Рассеянных 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 пк3. 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 вследствие 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

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 займет 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 эффектным.

Выводы

Функция "чтения" служит для ознакомления с работой. Разметка, таблицы и картинки документа могут отображаться неверно или не в полном объёме!

Реферат на тему: Введение.

Рассеянные скопления.

(Пример шарового скопления)

Шаровые скопления.

Читайте также: