Звездные скопления

Звездные скопления

ПОДЕЛИТЬСЯ
Звездные скопления

Звездными скоплениями астрономы называют динамически связанные между собой группы, содержащие в себе большое количество звезд и различающихся по виду и звездному составу. По внешнему виду различают две группы звездных скоплений: рассеянные скопления, включающие в себя десятки и сотни звезд, и шаровые скопления, в которых число звезд может составлять десятки и сотни тысяч.
Рассеянные звездные скопления расположены в основном вблизи галактической плоскости. В настоящее время в радиусе нескольких килопарсеков от Солнечной системы обнаружено более 800 подобных объектов. За пределами этого радиуса обнаружить рассеянные скопления намного сложнее. Учитывая ту часть объема Галактики, в которой обнаружены известные рассеянные скопления, можно предположить, что во всем занимаемом объеме нашей звездной системы должно насчитываться несколько десятков тысяч рассеянных звездных скоплений. Самыми известными рассеянными звездными скоплениями являются Плеяды, удаленные от Земли на расстояние 130 пс, и Гиады, которые находятся приблизительно в сорока парсеках от нас.

рис. Плеяды

Для отделения звезд, принадлежащих скоплению, от других звезд, случайно проектирующихся в ту же часть неба, астрономы строят диаграмму спектр — светимость. Обычно для скоплений строят диаграмму цвет — звездная величина и откладывают по осям показатель цвета и видимую звездную величину, отличающуюся от абсолютной одинаково для всех звезд скопления. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела для рассеянных скоплений, обычно, хорошо заметна главная последовательность. При этом в большинстве случаев отсутствует или почти отсутствует ветвь гигантов. Так как все звезды скопления находятся практически на одинаковом расстоянии, диаграмма цвет — видимая звездная величина скопления будет отличаться от обычной характерным сдвигом по вертикальной оси на величину, равную модулю расстояния. Кроме того, из-за влияния межзвездного поглощения света, имеет место сдвиг и по горизонтальной оси. Из диаграммы следует, что звезды, не попадающие на свои места в последовательности, могут не являться частью скопления. Проверить, принадлежат ли эти звезды скоплению, можно путем изучения собственных движений и лучевых скоростей, которые для звезд скопления должны быть почти одинаковыми. Выделяя звезды, принадлежащие скоплению, и находя нормальное положение главной последовательности, вычисляется модуль расстояния, а отсюда, и само расстояние до звездного скопления. А если известно расстояние до звездного скопления, можно вычислить его линейные размеры. Для большинства рассеянных скоплений они в среднем равны от 2 до 20 пс.

рис. Шаровое звездное скопление m55

Шаровые звездные скопления, в отличие от рассеянных, заметно выделяются на фоне окружающих звезд благодаря намного большему числу входящих в них звезд а также своей четкой сферической или эллиптической форме, которая обусловлена сильной концентрацией звезд к центру. Диаметры шаровых скоплений в среднем составляют около 40 пс. Такие объекты видны даже на больших расстояниях в нашей Галактике благодаря своей большой светимости, поэтому их наблюдаемое число (около 100) примерно равно общему числу во всей Галактике. Шаровые скопления были обнаружены и в других ближайших к нам галактиках (например, в туманности Андромеды и Магеллановых облаках). В отличие от рассеянных скоплений, распределение шаровых скоплений в пространстве образует сферическую подсистему, сильно концентрирующуюся к центру Галактики.
На диаграмме цвет — видимая звездная величина для звезд шаровых звездных скоплений обычно четко выделяется характерная горизонтальная ветвь, или ветвь гигантов, соединенная с главной последовательностью, а также сама главная последовательность, которая начинается в области с меньшими светимостями, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Иногда в шаровых скоплениях можно заметить значительное количество переменных звезд, чаще всего типа RR Лиры, позволяющие определить расстояния до этих объектов.

рис. Диаграмма цвет — видимая звездная величина шарового скопления М3

В 1947 г. советский астрофизик Виктор Амбарцумян вместе с сотрудниками обнаружил особые группы звезд, которые были названы звездными ассоциациями. Это группы звезд определенного типа, звездная плотность которых намного больше средней звездной плотности звезд этого типа в Галактике. Ученые выделили два типа ассоциаций. Первый — О-ассоциации — включает звезды ранних спектральных классов от О до В2, величина которых составляет десятки и сотни парсеков, т.е. многократно превышающие размеры рассеянных звездных скоплений. Ассоциации второго типа включают звезды типа τ Тельца и поэтому получили название τ-ассоциаций.

Источник: astroinformer.com

О чем вы думаете?

Загрузка...
Loading...

ОСТАВЬТЕ ОТВЕТ