Какие бывают звездные скопления кратко
Обновлено: 04.07.2024
Звездные скопления принято делить на две большие группы: шаровые и рассеянные. Но время от времени эту классификацию пытаются дополнить, так как далеко не все выявляемые космические образования строго подходят под ту или иную категорию.
Шаровые скопления
Шаровые скопления, а их в некоторых галактиках насчитывается более десяти тысяч, – это старые даже по вселенским меркам образования, имеющие возраст свыше 10 миллиардов лет. Являясь, скорее всего, ровесниками Вселенной они могут многое рассказать ученым, сумевшим прочитать излучаемую ими информацию.
Эти скопления имеют форму, близкую к сфере или эллипсоиду, и состоят из десятков тысяч звезд различной размерности – от древних красных карликов до молодых голубых гигантов, зарождающихся в самом скоплении при столкновениях населяющих его звезд.
Рассеянные скопления
Рассеянные скопления гораздо моложе шаровых – возраст таких звездных конгломератов обычно оценивается в сотни миллионов лет. Обнаружить их можно только в галактиках спиральной или неправильной формы, которые склонны к продолжению процессов звездообразования, в отличие, например, от эллиптических.
Рассеянные скопления значительно беднее звездами, чем шаровые, зато при их наблюдении можно разглядеть каждое светило в отдельности, так как они расположены на значительном расстоянии друг от друга и не сливаются на общем небосводе.
Звездные ассоциации
Эти образования считаются самыми молодыми во Вселенной и имеют возраст не более десятков миллионов лет. Гравитационные связи в них очень слабы и недостаточны для длительного поддержания устойчивости системы, а потому они должны неминуемо распасться за довольно короткое время.
Новые открытия
До последнего времени считалось, что шаровые скопления – самые старые звездные образования, которые ввиду возраста должны были утратить динамику внутренних вращательных движений и их можно рассматривать как простые системы. Однако в 2014 году исследователи из Института внеземной физики общества Макса Планка, возглавляемые Максимилианом Фабрициусом, в результате длительных наблюдений за 11 шаровыми скоплениями Млечного Пути установили, что их центральная часть продолжает вращаться.
Большинство современных теорий дать объяснение этому факту не в состоянии, а это означает, что если информация подтвердится, то возможны изменения как в теоретических аспектах знаний, так и в прикладных математических моделях, описывающих движение шаровых ассоциаций.
Знакомясь всё с большим и большим числом объектов для наблюдения в серии статей про созвездия, нам часто встречаются космические объекты, которые называются звёздные скопления. По внешнему виду скопления делятся на 2 типа: рассеянные (или открытые) и шаровые. Давайте немного подробнее о них узнаем.
Рассеянные скопления
Этот тип скоплений содержит от 20 до нескольких тысяч звёзд. Их легко наблюдать и находить на звёздном небе невооруженным глазом, а уже в простой любительский телескоп можно рассмотреть отдельные участки. Звёзды связаны между собой гравитационным притяжением и являются преимущественно молодыми и горячими.
Такие скопления находятся вблизи полосы Млечного Пути. Известно около 1000 рассеянных скоплений, но, как предполагают астрономы, число их может превышать несколько десятков тысяч. Выглядят они как группа звёзд, расположенных близко друг от друга. Самым ярким скоплением, наблюдаемым с Земли является Плеяды (или M 45), с его звёздной величиной равной 1,6 m .
На фотографии выше видна космическая пыль между звёздами, — на самом деле это отражательная туманность, которая отражает голубой свет очень горячих и молодых звёзд.
Ещё одним хорошим примером рассеянных скоплений является скопление Дикая Утка (или M 11) в созвездии Щита.
Самые молодые рассеянные звёздные скопления, окруженные газопылевыми туманностями, называются звёздными ассоциациями. Такие ассоциации очень трудно выделить на фоне других звёзд, но применяя спектральные методы их можно разделить на группы: O-ассоциация — содержит горячие звёзды спектральных классов O и B; T-ассоциация — состоит из молодых образующихся звёзд классов F, G, K, M.
Шаровые скопления
Шаровые скопления включают в себя от 10 тысяч до миллиона звёзд. В бинокль или любительский телескоп можно будет рассмотреть лишь форму и некоторые очертания вцелом. Для более детального изучения потребуется мощный инструмент.
Такие скопления расположены в непосредственной близости от нашей галактики Млечный Путь. Они вращаются по вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра галактики.
Все шаровые скопления имеют вид шара, очень яркого в центре, и ослабевающего к краям, где уменьшается концентрация звёзд. Благодаря большой яркости и сильной светимости можно наблюдать практически все скопления этого типа. Общее число их составляет немногим больше 100.
Шаровое звёздное скопление M 12
Скопление M 12 находится в созвездии Змееносец и в первый летний месяц можно за ним поохотиться. Ещё одним ярким представителем шарового скопления, которое тоже расположено в этом созвездии является M 14:
Яркое шаровое скопление M 14
В общем-то это всё, что необходимо знать о типах звёздных скоплений для того, чтобы уметь их различать на звёздном небе и понимать, где они расположены.
Звёзды
Звёздные скопления представляют собой особые группы, отличающиеся особым происхождением и взаимосвязью за счёт действия гравитации. Они выступают в качестве полезного инструмента для астрономов, т. к. способствуют изучению и моделированию эволюции звёзд.
Нюансы возникновения
Гравитационные силы действуют на пыль и газ таким образом, что эти вещества начинают сжиматься. Чем плотнее это происходит, тем более высокой является температура внутри. В процессе уплотнения вещество набирает вес. Если его окажется достаточно для получения ядерной реакции, появится новое светило. Из одного такого облака традиционно формируется одновременно несколько звёзд. Если их количество превышает 10, появляются скопления.
История открытий
С давних пор люди любили наблюдать за небом ночью. Но в течение продолжительного времени считалось, что светила имеют свойство равномерного распределения на вселенских просторах. Только в 18 веке У. Гершелю удалось отметить, что одни участки содержат больше светил, чем другие. Также он пояснил, что звёздная туманность представляет собой скопление светил, которые напоминают пятна при взгляде невооружённым глазом. В 19 веке было сделано открытие, что такие тела различны по форме и размерам.
NGC 346, рассеянное скопление в Малом Магеллановом Облаке.
Классификация
Звёздные скопления представлены в двух разновидностях, рассеянные и шаровые.
Рассеянные объекты получили своё название из-за простого разрешения отдельных светил. К примеру, Гиады и Плеяды являются крайне близкими, поэтому отдельные звёзды можно без труда увидеть невооружённым глазом. Из-за расположения в области пыльных спиральных рукавов скопление звёзд называют галактическим скоплением. Формирование всех этих светил произошло из одного и того же облака молекул. Традиционно одно скопление способно вместить несколько сотен светил.
Звёздные скопления подразумевают наличие связи объектов между собой за счёт действия силы гравитации. Однако она является достаточно слабой. Происходит вращение скопления вокруг галактической группы, а на финальной стадии наблюдается рассеивание. Причиной тому – гравитационный контакт, формирующийся с объектами, имеющими большую силу.
Есть версия, что Солнце возникло в открытом скоплении, которое в настоящий момент времени отсутствует. Оно наполнено светилами первого поколения, которые отличаются небольшим возрастом и значительными металлическими свойствами. По ширине их параметры равны 2-20 парсеков. Гигантское скопление звёзд называется галактической группой.
Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпиона расположено в 28 000 световых годах от Солнца и содержит сотни тысяч звёзд.
Такие звёздные скопления являются достаточно старыми, ведь каждая из звёзд уже смогла перешагнуть основную последовательность. В них наблюдается недостаточное количество пыли и газа из-за отсутствия формирования новых объектов. Их плотность значительно выше в отличие от участков, находящихся около Солнца.
Возрастные особенности групп
Звёздные скопления представляют собой колоссальную ценность для представителей астрономической науки, ведь с их помощью не составит труда добиться определения возраста светил и отследить их эволюционный процесс. У звёзд, имеющих непосредственное отношение к открытым скоплениям, единое происхождение. По этому их металлический уровень является схожим. Соответственно, все члены группы будут идентично проходить по этапам эволюции.
Имея на руках такие данные, учёные обычно приступают к созданию диаграмм и цифровых графиков в отношении всех типов скоплений. Они отображают визуальную величину в рамках вертикальной оси по отношению к цифровому индексу B-V в горизонтальном направлении. Посредством использования параллакса (спектрографического) можно сделать калибр для поиска абсолютного значения.
NGC 265, рассеянное звездное скопление в Малом Магеллановом Облаке.
Описание диаграммы
Если для таких объектов, как звёздные скопления, организовать диаграммы, можно получить простой график. На нём будет изображена неодинаковая удалённость и факт того, что схема откалибрована до показателей абсолютной величины.
Что касается объектов большей массивности, они уже успели перешагнуть к огромным ветвям. Максимальное значение приходится на точку поворота, в которой скоплением отключается главная последовательность. Чем она ниже, тем больший возраст имеет объект.
Скопления шарового типа обычно имеют внушительный возраст в отличие от открытых групп. В связи с этим их цветная величина, обозначенная на диаграмме, показывает максимально развитые светила. Также в них отсутствуют объекты крупной массы.
Таким образом, гигантское скопление звёзд называется галактической группой и требует детального изучения, даже, несмотря на то, что многие сведения уже получены. Мы рассмотрели, как называется скопление звёзд, и в каких видах оно представлено.
ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕ́НИЯ, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного гравитационного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкие возраст и химич. состав. Количество звёзд в одном скоплении может составлять от 20–30 до нескольких миллионов. Обычно З. с. имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое менее плотной корональной областью (короной). Диаметры З. с. находятся в пределах от нескольких до 280 пк. В отношении З. с. нашей Галактики исторически сложилось их деление на рассеянные и шаровые. Различие между ними в осн. определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З. с. относительно молоды и, как правило, содержат от десятков до тысяч звёзд, а значительно более старые шаровые З. с. – от десятков тысяч до нескольких миллионов звёзд. Поскольку шаровые З. с. богаты звёздами, они выглядят более правильными, шарообразными, тогда как рассеянные З. с. имеют более клочковатый вид (рис. 1 и 2). Примеры рассеянных скоплений – Плеяды и Гиады; примеры шаровых скоплений – М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Читайте также: