Как устроены шаровые скопления кратко

Обновлено: 04.07.2024

Рис. 1. Шаровое скопление звёздное скопление, отличающееся от звёзд и чётко очерченной симметричной формой с увеличением концентрации звёзд к центру скопления.

Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений ~ 10³-10 4 звёзд ~10 4 -10 6 . Диаметры шаровых скоплений составляют 20-60 массы — 10 4 -10 6 Шаровые скопления нашей Галактики

Рис. 2. Диаграмма цвет-видимая звёздная величина нашей Галактики и входят в её сферическую подсистему : они обращаются вокруг центра масс Галактики по сильно вытянутым 200 км/с и периодом обращения 10 8 -10 9 лет. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту, что подтверждается их диаграммами Герцшпрунга — Рассела, содержащих характерный обрыв главной последовательности с голубой стороны, указывающий на превращение массивных звёзд — членов скопления в красных гигантов (см. Рис.2).

Шаровые скопления в других галактиках

В других галактиках (например, См. также

Эта страница использует содержимое раздела Википедии на русском языке. Оригинальная статья находится по адресу: Шаровое звёздное скопление. Список первоначальных авторов статьи можно посмотреть в истории правок. Эта статья так же, как и статья, размещённая в Википедии, доступна на условиях CC-BY-SA .

Шаровидное скопление М5, видимое космическим телескопом Хаббла.

Шаровидные скопления - плотно упакованные, симметричные скопления до миллиона звезд, вращающиеся в основном в звездных ореолах, окружающих большинство спиральных галактик. Шаровидные скопления содержат одни из самых древних звезд в галактике и, как полагают, сформировались в начале ее истории. Может быть, когда-то спиральная галактика, подобная нашей Млечному Пути, была аморфным облаком газа и пыли? Могли ли ее первые звезды собраться в шаровые скопления? Могли ли эти скопления остаться в ореоле вокруг центра галактики, так как остальная часть галактики расплющилась и образовала спиральные рукава? Этот сценарий объяснил бы, почему шаровые скопления вращаются в ореоле галактики и содержат самые старые звезды.

Но дело в том, что никто точно не знает, как сформировались шаровые скопления и какую роль они сыграли в развитии галактик. Нам известно, что шаровые скопления - это самый древний, самый большой и самый массивный тип звездных скоплений и что в них находятся самые старые звезды. Их возраст можно продемонстрировать почти полным отсутствием газа и пыли, которые, предположительно, были включены в звезды.

Шаровидные скопления большие. Они могут достигать 300 световых лет в диаметре. В отличие от открытых звездных скоплений, содержащих несколько сотен молодых, родственных звезд, разбросанных по диску нашей галактики и, предположительно, других галактик, шаровые скопления большие, симметричные и старые, как самые старые и уравновешенные жители земного города.

Знаменитое шаровое скопление Messier 13 или M13 - самое большое и яркое шаровое скопление, легко видимое из Северного полушария, - видно по его звездному полю. На расстоянии 25 000 световых лет и диаметре около 145 световых лет M13 является популярной целью для астрономов-любителей, использующих маленькие телескопы.

Здесь снова M13. Обратите внимание на его очень симметричную структуру, которая типична для шаровых звездных скоплений.

Наш собственный Млечный Путь насчитывает около 150 шаровых скоплений, и, возможно, еще более ожидаемых открытий, скрытых галактической пылью. Наша соседняя спиральная галактика в направлении созвездия Андромеда - М31 или галактика Андромеда - имеет около 300 шаровых скоплений. Некоторые эллиптические галактики в форме футбольного мяча также имеют шаровые скопления, такие как M87 в направлении созвездия Девы, где находится сверхмассивная черная дыра, которая была изображена телескопом горизонта событий в 2019 году. По оценкам, эта гигантская эллиптическая галактика, M87, имеет около 15 000 шаровидных скоплений, причем более 1000 из них до сих пор наблюдались непосредственно телескопом.

Шаровые скопления вращаются по галактикам на орбитах, которые сильно эксцентричны и сильно наклонены к плоскости галактики. Находясь на орбите "окраины" галактики, им требуется, возможно, несколько сотен миллионов лет, чтобы завершить одну орбиту. В телескопе шаровое скопление выглядит как нечеткий шар, а отдельные звезды на периферии сливаются в сплошной шар света к центру. Однако это происходит просто потому, что звезды настолько близко друг к другу, что их невозможно разделить индивидуально с помощью телескопа. В центре шарового скопления звезды могут достигать плотности от 100 до 1000 звезд на кубический парсек. Это отличается от плотности звезд вблизи нашего Солнца, оцениваемой примерно в 0,14 звезды на кубический парсек. Если бы вы стояли на планете, вращающейся вокруг звезды в шаровом скоплении, ваше ночное небо было бы чрезвычайно переполнено близко расположенными звездами!

Это изображение космического телескопа Хаббла показывает ядро большого шарового скопления Мессье 13 в созвездии Геркулеса.

Звезды в шаровых скоплениях - самые древние обитатели галактики, состоящие из того, что астрономы называют звездами населения тип II. Чей возраст был измерен, от 11 до 13 миллиардов лет, что делает их почти такими же старыми, как и сама галактика. Неудивительно, что многие из этих древних звезд превратились в огромные раздутые красные гигантские звезды, как это сделает наше Солнце через несколько миллиардов лет. Звезды чрезвычайно бедны металлами, то есть - на особом языке астрономии - они имеют крошечное количество материалов тяжелее гелия по сравнению с окружающей их межзвездной средой (астрономы называют "металлами" все элементы тяжелее гелия). Поскольку более тяжелые элементы изготавливаются внутри звезд - а затем распространяются по межзвездной среде с помощью взрывов сверхновых, — такое количество металлов является именно тем, что обычно ожидается от таких старых звезд. В других мирах звездные населения тип II состоят почти исключительно из водорода и гелия, материалов, которые присутствовали в ранней Вселенной.

Однако есть и загадка: шаровые скопления также имеют "аномалии изобилия" более тяжелых металлов, то есть присутствуют элементы, которые встречаются в других местах, в звездах, образовавшихся совсем недавно. В частности, в некоторых скоплениях также присутствуют избытки натрия, углерода, кислорода и алюминия, а также более тяжелые металлы, такие как стронций, иттрий, баррий и европий. Эти аномалии не были удовлетворительно объяснены, хотя было выдвинуто несколько объяснений, таких как раннее присутствие супермассивных звезд.

Наиболее известным шаровидным скоплением в северном полушарии является M13 в созвездии Геркулеса, иногда называемое Великим Шаровидным скоплением, которое было обнаружено Эдмондом Галлеем в 1714 году. Позднее, в 1764 году, Шарль Мессье добавил его в свой знаменитый каталог. В любительских телескопах это небольшое нечеткое пятнышко света, примерно в 22 000 световых лет от Земли. В центре этого скопления звезды вращаются настолько близко, что время от времени сталкиваются, что их смерть приводит к созданию новых звезд, известных как "синие отставшие". Эта звездная популяция - единственный тип новых звезд в шаровых скоплениях.

Другими шаровидными скоплениями являются М22 в Стрельце - одна из самых ярких на небе - М5 в созвездие Змеи и М12 в Змееносец. Многие из самых больших и ярких шаровидных скоплений ночного неба лучше всего видны весенними ночами и часто фигурируют в так называемых "Мессье-марафонах".

Шаровые скопления являются прекрасным зрелищем даже в самых маленьких телескопах, хотя большой инструмент необходим для разрешения отдельных звезд по направлению к их центрам.

Когда вы смотрите на них, вы видите популяции звезд, рожденных в младенчестве нашей галактики!

Астрономы-любители с удовольствием разглядывают шаровые скопления в свои маленькие телескопы.

Итог: шаровые скопления - это сферические скопления, насчитывающие, возможно, до миллиона звезд, вращающиеся в основном в гало звезд спиральных галактик и содержащие некоторые из самых старых звезд галактики.

Шарово́е звёздное скопле́ние ( англ. globular cluster ) — звёздное скопление, отличающееся от рассеянного скопления бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют 100—1000 звёзд на кубический парсек [1] (для сравнения — в окрестностях Солнца пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк −3 , то есть в окрестностях Солнца звёздная плотность в 700-7000 раз меньше), количество звёзд ≈10 4 —10 6 . Диаметры шаровых скоплений составляют 20—60 пк, массы — 10 4 —10 6 солнечных.

Содержание

История наблюдений

Открытие шаровых скоплений

Наименование	Первооткрыватель	Год
M22	Абрахам Айл	1665
ω Центавра	Эдмунд Галлей	1677
M5	Готфрид Кирх	1702
M13	Эдмунд Галлей	1714
M71	Жан Филипп де Шезо	1745
M4	Жан Филипп де Шезо	1746
M15	Джованни Доменико Маралди	1746
M2	Джованни Доменико Маралди	1746

Первое шаровое звёздное скопление M22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Иле (Johann Abraham Ihle) в 1665 году [2] , однако из-за небольшой апертуры первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно [3] . Первым, кто выделил звёзды в скоплении, был Шарль Мессье во время наблюдения шарового скопления M4. Позднее аббат Лакайль добавил NGC 104, NGC 4833, M55, M69 и NGC 6397 в свой каталог от 1751—1752 гг. Буква М перед числом относится к каталогу Шарля Мессье, а NGC к Новому общему каталогу Джона Дрейера.

Начиная с 1914 года серию исследований шаровых скоплений, результаты которых были опубликованы в 40 научных работах, вёл американский астроном Харлоу Шепли. Он изучал переменные типа RR Лиры (которые, как он предполагал, были цефеидами) в скоплениях и использовал зависимость период—светимость для оценки расстояния. Позже было установлено, что светимость переменных типа RR Лиры является меньше цефеид, в результате чего Шепли переоценил расстояние до скоплений [5] .

Большинство шаровых звёздных скоплений в Млечном Пути находятся в непосредственной близости от галактического ядра и большее их количество находится на стороне астрономического неба по центру ядра. В 1918 году Шепли воспользовался таким значительным асимметричным распределением скоплений для определения размеров галактики. Предположив, что распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики примерно сферическое, он использовал расположение скоплений для оценки положения Солнца относительно центра галактики [6] . Несмотря на то, что его оценка расстояния имела значительную погрешность, она показывала, что размеры галактики были намного больше, чем считалось ранее. Погрешность была связана с наличием пыли в Млечном Пути, которая частично поглощала свет от шарового скопления, делая его тускнее и тем самым дальше. Тем не менее оценка Шепли размеров галактики была того же порядка, какой принят сейчас. Измерения Шепли также показали, что Солнце находится достаточно далеко от центра галактики, вопреки существовавшему на то время выводу, основанному на наблюдениях распределения обычных звёзд. В действительности, звёзды находятся в диске галактики и поэтому нередко скрываются за газом и пылью, в то время как шаровые скопления находятся за пределами диска и их можно увидеть с гораздо большего расстояния.

Формирование

К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено и всё ещё остается неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, что даёт основание предположить, что сформировались они примерно в одно и то же время [9] . Тем не менее, история звёздообразования варьируется от скопления к скоплению и в некоторых случаях в скоплении находятся различные популяции звёзд. Примером этого могут являться шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке, которые демонстрируют бимодальное население. В раннем возрасте эти скопления могли столкнуться с гигантским молекулярным облаком, которое вызвало новую волну формирования звёзд [10] , однако этот период звёздообразования относительно короткий по сравнению с возрастом шаровых скоплений [11] .

Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в регионах со вспышками звёздообразования и во взаимодействующих галактиках [12] . Также исследования показывают существование связи между массой центральной сверхмассивной чёрной дыры и размерами шаровых скоплений в эллиптических и линзовидных галактиках. Масса чёрной дыры в таких галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики [13] .

К настоящему моменту не известны шаровые скопления с активным звездообразованием и это согласуется с точкой зрения, что они, как правило, наиболее старые объекты в галактике и состоят из очень старых звёзд. Предшественниками шаровых скоплений могут являться очень большие области звёздообразования, известные как гигантские звёздные скопления (например, Вестерлунд-1 (англ.) в Млечном Пути) [14] .

Состав

Шаровые скопления, как правило, состоят из сотен тысяч старых звёзд с низкой металличностью. Тип звёзд, находящихся в шаровых скоплениях аналогичен звёздам в балдже спиральных галактик. В них отсутствуют газ и пыль, и предполагается, что они уже давно превратились в звёзды. Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд — в среднем около 0,4 звезды на кубический парсек, а в центре скопления 100 или даже 1000 звёзд на кубический парсек (для сравнения в окрестностях Солнца концентрация составляет 0,12 звёзд на кубический парсек) [16] . Считается, что шаровые скопления не являются благоприятным местом для существования планетных систем, поскольку орбиты планет в ядрах плотных скоплений динамически неустойчивы из-за возмущений, вызываемых прохождением соседних звёзд. Планета, вращающаяся на расстоянии 1 а. е. от звезды в ядре плотного скопления (к примеру, 47 Тукана), теоретически могла бы просуществовать только 100 млн лет [17] . Тем не менее учёными обнаружена планетная система около пульсара PSR B1620-26 в шаровом скоплении М4, однако эти планеты, вероятно, образовались после события, приведшего к образованию пульсара [18] .

Некоторые шаровые скопления, например, Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в галактике Андромеда, чрезвычайно массивны (несколько миллионов солнечных масс) и содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Эти оба скопления можно считать свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками [19] . Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик [20] .

Некоторые шаровые скопления (например, М15) имеют очень массивные ядра, которые могут содержать чёрные дыры, хотя моделирование показывает, что имеющиеся результаты наблюдений одинаково хорошо объясняются как наличием менее массивных чёрных дыр, так и концентрацией нейтронных звёзд (либо массивных белых карликов) [21] .

Содержание металлов

Шаровые скопления обычно состоят из звёзд населения II, обладающих низким содержанием тяжёлых элементов. Астрономы называют тяжёлые элементы металлами, а относительную концентрацию этих элементов в звезде металличностью. Эти элементы создаются в процессе звёздного нуклеосинтеза, а затем входят в состав нового поколения звёзд. Таким образом, доля металлов может указывать на возраст звезды, и старые звёзды обычно имеют более низкую металличность [23] .

В Млечном Пути большинство низкометалличных скоплений выровнены вдоль плоскости во внешней части гало галактики. Это говорит о том, что тип II скоплений был захвачен из галактики-спутника и они не является старейшими членами системы шаровых скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Разница между двумя типами скоплений в этом случае объясняется задержкой между моментом, когда две галактики сформировали их системы скоплений [26] .

Экзотические компоненты

В шаровых скоплениях плотность звёзд очень высока и поэтому часто происходят близкие прохождения и столкновения. Следствием этого является бо́льшая распространённость в шаровых скоплениях некоторых экзотических классов звёзд (например, голубые отставшие звёзды, миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные звёзды). Голубые отставшие звёзды образуется при слиянии двух звёзд, возможно, в результате столкновения с двойной системой [27] . Такая звезда горячее остальных звёзд скопления, имеющих ту же светимость, и тем самым отличается от звёзд главной последовательности, образовавшихся при рождении скопления [28] .

С 1970-х гг. астрономы ищут в шаровых скоплениях чёрные дыры, но для решения этой задачи требуется высокое разрешение телескопа, поэтому только с появлением космического телескопа Хаббл было сделано первое подтверждённое открытие. На основе наблюдений было сделано предположение о наличии чёрной дыры промежуточной массы (4 000 масс Солнца) в шаровом скоплении M 15 и чёрной дыры (~ 2·10 4 М_⊙) в скоплении Mayall II в галактике Андромеда [29] . Рентгеновское и радиоизлучение из Mayall II соответствует чёрной дыре промежуточной массы [30] . Они представляют особый интерес поскольку являются первыми чёрными дырами, имеющими промежуточную массу между обычными чёрными дырами звёздной массы и сверхмассивными чёрными дырами в ядрах галактик. Масса промежуточной чёрной дыры пропорциональна массе скопления, что дополняет ранее обнаруженное соотношение между массами сверхмассивных чёрных дыр и окружающих их галактик.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (диаграмма Г-Р) — график, показывающий зависимость между абсолютной звёздной величиной и показателем цвета. Показатель цвета B-V представляет собой разность между яркостью звезды в синем свете, или B, и яркостью в видимом свете (жёлто-зелёном), или V. Большие значения показателя цвета B-V указывают на холодную красную звезду, а отрицательные значения соответствуют голубой звезде с горячей поверхностью [33] . Когда звёзды, расположенные недалеко от Солнца, наносятся на диаграмму Г-Р, она показывает распределение звёзд различной массы, возраста и состава. Многие звёзды на диаграмме находятся сравнительно близко к наклонной кривой, проходящей из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы). Эти звёзды называют звёздами главной последовательности. Однако диаграмма также включает звёзды, находящиеся на более поздних стадиях звёздной эволюции и сошедшие с главной последовательности.

Поскольку все звезды шарового скопления находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас, их абсолютная звёздная величина отличаются от их видимой звёздной величины примерно на одно и то же значение. Звёзды главной последовательности в шаровом скоплении сопоставимы с аналогичными звёздами в окрестностях Солнца и будут выстраиваться вдоль линии главной последовательности. Точность этого предположения подтверждается сопоставимыми результатами, полученными путем сравнения звёздных величин ближайших короткопериодических переменных звёзд (таких как RR Лиры) и цефеид с теми же типами звёзд в скоплении [34] .

Сопоставляя кривые на диаграмме Г-Р можно определить абсолютную величину звёзд главной последовательности в скоплении. Это, в свою очередь, даёт возможность оценить расстояние до скопления, основываясь на значении видимой звёздной величины. Разница между относительной и абсолютной величиной, модуль расстояния (англ.), даёт оценку расстояния [35] .

Когда звёзды шарового скопления наносятся на диаграмму Г-Р, то во многих случаях почти все звёзды попадают на достаточно определённую кривую, что отличается от диаграммы Г-Р звёзд вблизи Солнца, которая объединяет в одно целое звёзды разного возраста и происхождения. Форма кривой для шаровых скоплений является характеристикой групп звёзд, образовавшихся примерно в одно и то же время из одних и тех же материалов и отличающихся только по своей первоначальной массе. Так как положение каждой звезды на диаграмме Г-Р зависит от возраста, то форма кривой для шарового скопления может использоваться для оценки общего возраста звёздного населения [36] .

Кроме того, возраст шарового скопления можно определить по температуре наиболее холодных белых карликов. В результате вычислений установлено, что типовой возраст шаровых скоплений может доходить до 12,7 млрд лет [37] . Этим они значительно отличаются от рассеянных звёздных скоплений, возраст которых составляет лишь несколько десятков миллионов лет.

Возраст шаровых скоплений накладывает ограничение на предельный возраст всей Вселенной. Этот нижний предел был значительным препятствием в космологии. В начале 1990-х годов астрономы столкнулись с оценкой возраста шаровых скоплений, которые были старше того, что предполагали космологические модели. Однако, детальные измерения космологических параметров посредством глубоких обзоров неба и наличия таких спутников, как COBE, решили эту проблему.

Исследования эволюции шаровых скоплений могут также использоваться для определения изменений, возникающих вследствие соединения газа и пыли, формирующих скопление. Данные, получаемые при исследовании шаровых скоплений, затем используются для изучения эволюции всего Млечного Пути [38] .

В шаровых скоплениях наблюдаются некоторые звёзды, известные как голубые отставшие, которые, по-видимому, продолжают движение по главной последовательности в направлении более ярких голубых звёзд. Происхождение этих звёзд до сих пор неясно, но большинство моделей предполагает, что образование этих звёзд является результатом передачи масс между звёздами в двойных и тройных системах [39] .

Шаровые звёздные скопления в галактике Млечный Путь

Шаровые скопления являются коллективными членами нашей галактики и входят в её сферическую подсистему: они обращаются вокруг центра масс галактики по сильно вытянутым орбитам со скоростями ≈200 км/с и периодом обращения 10 8 —10 9 лет. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту, что подтверждается их диаграммами Герцшпрунга — Рассела, содержащих характерный обрыв главной последовательности с голубой стороны, указывающий на превращение массивных звёзд — членов скопления в красных гигантов.

Шаровые звёздные скопления в других галактиках

В других галактиках (например, Магеллановых облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.

M 3 ( NGC 5272) Гончие псы. V =6,3 mag D =18' Класс= VI Время наблюдения — весна 60 мм — отчетливое туманное пятно, наблюдается постепенное понижение яркости от центра к краю. 110 мм – становятся заметны отдельные звезды по краям. 200 мм — разрешается почти до центра, заметны звездные тропинки в виде лучей. 300 мм – заметно, что западный край более беден звездами, центр скопления немного смещен к восточной стороне, видны две яркие звезды в центре ядра.

M 4 ( NGC 6121) Скорпион. V =5,4 mag D =36' Класс= IX Время наблюдения — лето 60 мм — обширное, слабо концентрированное свечение. 110 мм — на хорошем, темном небе в южных районах страны видна светлая полоса, делящая шар на две части. 200 мм – при небольшом увеличении показывает частичное разрешение на звезды, увеличение 250х разрешает шаровик почти до центра. 300 мм – заметны звездные переулки и темные прожилки.

M 5 ( NGC 5904) Змея. V =5,7 mag D =23' Класс= V Время наблюдения — весна, лето 60 мм — бросается в глаза яркое ядро, окружённое туманным искрящимся гало. 110 мм — круглый шар, по краям распадается на отдельные звезды, очень плотное ядро, занимающее примерно 10% площади. 200 мм – разрешается до ядра, на фоне которого видны звезды, наблюдаются ответвления от звезд. 300 мм — похоже на богатое рассеянное скопление, гранулированное ядро, множество звездных ответвлений.

M 10 ( NGC 6254) Змееносец. V =6,6 mag D =20' Класс= VII Время наблюдения — лето 60 мм — выглядит как мохнатый шар. 110 мм телескоп показывает искрящиеся края и фрагментарное разрешение на звезды. 200 мм — при небольшом увеличении выглядит как плотно сбитое скопление. Искрящее ядро, на фоне которого без труда выделяются отдельные звезды, ядро окутано ореолом из мелких звезд. При 150х скопление почти полностью разрешается на звезды, в южной части наблюдается выброс из звезд. 300 мм – становится видно два спиральных рукава из звезд, как бы раскручивающиеся против часовой стрелки.

M 12 ( NGC 6218) Змееносец. V =6,1 mag D =16' Класс= IX Время наблюдения — лето 60 мм — братья-близнецы с M 10, внешне почти одинаковые. 110 мм — по всей поверхности шаровика видны одиночно разбросанные звезды. 200 мм телескоп кардинально меняет вид скопления, делая его похожим на звездный остров. Форма не шаровидная, а скорее квадратная или ромбовидная. По всей площади шаровика видно множество звезд, погруженных в туманную вуаль, в западной части наблюдаются звездные ответвления. 300 мм — похоже на рассеянное скопление с небольшой концентрацией в центре, южнее ядра четко выделяется группа из десяти или больше звезд.

M 15 ( NGC 7078) Пегас. V =6,3 mag D =18' Класс= IV Время наблюдения — осень 60 мм — при увеличении 20х довольно яркое, круглое, маленькое ядро, окутанное туманом. В 110 мм телескоп на низком увеличении гало скопления выглядит пятнистым, на больших увеличениях скопление овальное, по краям разрешается на отдельные звезды. 200 мм – частично разделяется на отдельные звезды при 250х. 300 мм — маленькое ядро, окруженное массой звезд.

M 92 ( NGC 6341) Геркулес. V =6,5 mag D =14' Класс= IV Время наблюдения — лето 60 мм — туманное пятно, большая концентрация звезд в центре, боковым зрением заметно легкое искрение. 110 мм — при увеличении 120х немного овальное, по краям уверенно разрешается на отдельные звезды, очень яркое ядро. 200 мм — плотное ядро окружено легким туманом, на фоне которого сотни звезд. 300 мм — 10 ярких звезд в восточной части скопления, ядро смещено в северном направлении, скопление похоже на М13, но более плотное.

Читайте также: