Звёздные скопления

группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и химический состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окруженное значительно менее плотной корональной областью. Диаметры З. с. находятся в пределах от нескольких до 150 Парсек, причём радиусы корональных областей в несколько (иногда в десяток) раз превышают радиусы ядер. Исторически сложилось деление З. с. на рассеянные (иногда называются открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З. с., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые — десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных З. с. — Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых З. с. — скопление М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.

Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/сек). Среди них можно выделить ассоциированные со спиральными ветвями скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. лет назад), и скопления промежуточного возраста, или скопления диска, не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики. Шаровые З. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/сек). Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в околоцентральных областях Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции З. с. даёт изучение Герцшпрунга — Ресселла диаграмм (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) или диаграмм «звёздная величина — показатель цвета». Диаграммы зависимости «звёздная величина — показатель цвета» звёзд типичных рассеянных и шаровых З. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения современных теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых З. с. в 100—1000 раз старше звёзд рассеянных З. с.

Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых З. с. нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из которого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы «звёздная величина — показатель цвета» звёзд шаровых З. с. той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы современных рассеянных З. с. Подобные молодые шаровые З. с. наблюдаются в соседних галактиках (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В современную эпоху З. с. в нашей Галактике возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.

Одновременно с изменением физических характеристик членов З. с. происходит их динамическая эволюция. Сближения между звёздами в ядрах З. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые члены З. с. получают избыточную энергию и переходят в область короны или вообще покидают скопление. Ядро при этом, как правило, сжимается. Процесс диссипации ядра происходит особенно быстро у скоплений с небольшим количеством членов, т. е. рассеянных. Поэтому из старых скоплений в нашей Галактике сохранились лишь наиболее массивные из них, т. е. шаровые. Среди слабых членов молодых рассеянных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные Переменные звёзды. В некоторых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются Цефеиды.Наиболее близкие к Солнцу З. с. (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), называются движущимися. Движущиеся З. с. играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, т. к. расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом. См. также Звёздные ассоциации, Звёздная астрономия.

Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Сойер-Хогг Э., Звездные скопления, в сборнике: Строение звездных систем, М., 1962.

П. Н. Холопов.

Диаграммы «звёздная величина — показатель цвета» для рассеянного (вверху) и шарового (внизу) звёздных скоплений.

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ - группы звезд, связанных силами тяготения и имеющих совместное происхождение и близкий химический состав. Различают шаровые звездные скопления, содержащие десятки и сотни тысяч звезд, и рассеянные звездные скопления - обычно несколько десятков или сотен звезд.

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

- гравитационно связанные группировки звёзд одинакового возраста и совместного происхождения. Различают шаровые скопления (ШС) и рассеянные скопления (PC). В Галактике ШС отличаются от PC не столько внеш. видом (бедные звёздами ШС очень похожи по виду на рассеянные), сколько большим возрастом и характерным для старых звёздных систем хим. составом. Шаровые скопления. Типичное ШС имеет характерный шарообразный вид: в ряде случаев оно может быть неск. сплюснутым. В ШС выделяют компактное ядро, концентрация звёзд в к-ром достигает 10⁴-10⁵ пк ^-3, промежуточную зону с резким падением концентрации и разреженную, но обширную и массивную корону. Звёзды ШС движутся в регулярном гравитац. поле, создаваемом всей массой скопления, изредка испытывая тесные сближения с соседними звёздами и при этом резко меняя скорость. Звёзды ядра пополняют корону и затем из-за возмущений со стороны Галактики покидают скопление; его масса непрерывно уменьшается. В Галактике известно 142 ШС. Они встречаются во всём объёме Галактики и сильно концентрируются к её ядру. Полное число ШС (многие из к-рых из-за поглощения света пылевой материей в диске Галактики не видны), согласно оценкам, ~ 300-500. Из-за большой удалённости от Солнца (до ближайшего ШС не менее 2 кпк) ШС являются сложными для изучения объектами. Пространств. скорости подавляющего большинства ШС неизвестны. Для них определены лишь лучевые скорости порядка 100-200 км/с (хаотич. скорости звёзд в самих ШС ~ 1 - 10 км/с). ШС движутся по сильно вытянутым орбитам, многие из них приближаются к центру Галактики на расстояние порядка 2-3 кпк. Как по пространств. распределению, так и по кинематич. характеристикам ШС - типичные представители галактич. гало (см. Галактика). ШС являются одними из старейших объектов Галактики. Их возраст, вероятно, заключён в пределах от 5 до 15 млрд. лет. <Массы ШС различаются примерно в 100 раз - от 10⁴ M₈ до 10⁶ M₈ а интегральные (полные) светимости - от 2.10⁴ L₈ до 2.10⁶ L₈(M₈ и L₈ - соответственно масса и светимость Солнца). Наряду с гигантскими молекулярными облаками ШС - самые массивные образования в Галактике. Их диаметры 20-150 пк, причём скопления в центральных областях Галактики, как правило, более компактны. <Ярчайшие звёзды ШС находятся на поздних эволюц. стадиях (после ухода с гл. последовательности на Герцшпрунга-Ресселла диаграмме, когда в звёздных ядрах уже закончились термоядерные реакции с участием водорода). Их массы около 0,8 M₈. Однако светимости подавляющей части звёзд малы, они находятся на стадии гл. последовательности, их массы меньше 0,7-0,8 M₈. Одна из важнейших особенностей ШС - в среднем низкое содержание тяжёлых хим. элементов (расположенных в таблице Менделеева после гелия) в веществе звёзд, или низкая металличность. Металличность наиб. богатых тяжёлыми элементами ШС близка к солнечной, с другой стороны, есть ШС с металличностью в 100 раз меньшей. Концентрация тяжёлых элементов отражает процесс формирования ШС: самые старые из них образовались из среды, имевшей практически первичный хим. состав (водород, гелий), тогда как ко времени образования более молодых ШС газопылевая материя была уже обогащена тяжёлыми элементами - продуктами быстрой эволюции массивных звёзд. <В ШС известно около 3000 переменных звёзд разл. типов. В ядрах 17 наиб. плотных ШС обнаружены рентг. источники (вспыхивающие, переменные). Их связывают с тесными двойными системами с нейтронной звездой или чёрной дырой в качестве одного из компонентов, окружённой аккреционным диском. <По-видимому, ШС являются типичным населением и многих др. галактик, в том числе Магеллановых Облаков, карликовых эллиптич. галактик, спиральной галактики в Андромеде (М 31). В нек-рых гигантских эллиптич. галактиках их число достигает неск. тысяч. Рассеянные скопления являются сравнительно молодыми объектами с возрастом обычно от 10⁶ до 10⁹ лет. По массе и размерам они значительно уступают ШС. Как правило, в PC насчитывается от неск. сотен до неск. тыс. звёзд (общая масса порядка 100-3000 M₈, диам. 1 - 10 пк). Большинство звёзд в PC находится на эволюц. стадии гл. последовательности. В отличие от ШС среди них есть массивные горячие звёзды со светимостями до 10⁴ L₈ и более. В ряде PC есть красные гиганты (массивные звёзды, находящиеся на той же стадии эволюции, что и ярчайшие звёзды в ШС) и сверхгиганты. Из переменных звёзд встречаются долгопериодич. цефеиды с периодами от 1 до 11 сут, используемые в качестве индикатора расстояний, красные переменные гиганты и сверхгиганты, большое кол-во вспыхивающих звёзд типа UV Кита и др. Звёзды PC - это звёзды второго поколения в Галактике, они, как и Солнце, сравнительно богаты тяжёлыми хим. элементами. Диапазон металличностей PC значительно уже, чем шаровых, являющихся объектами первого поколения. <В настоящее время известно ок. 1200 PC, а их общее число оценивается в десятки тысяч. PC образуют дисковую подсистему толщиной порядка 1 кпк. На высоких галактич. широтах они не встречаются. PC участвуют в общем галактич. вращении и движутся по слабо вытянутым орбитам. По своему пространств. распределению и кинематич. характеристикам они представляют собой типичное население диска Галактики или её плоской составляющей. <Среди PC есть и относительно старые объекты, т. н. старые рассеянные скопления возрастом более 1 млрд. лет (по оценкам, их примерно 10%). Подгруппа старых PC по многим характеристикам занимает промежуточное положение между PC и ШС. Их массы неск. выше, чем в среднем у PC, нек-рые из них даже по внеш. виду похожи на ШС. От других PC они отличаются и более вытянутыми орбитами, отклоняющимися от плоскости симметрии Галактики более чем на 1 кпк. Как и вШС, в старых PC нет ярких звёзд на гл. последовательности. От ШС их, правда, отличает высокая металличность, характерная для звёзд диска. Эволюция 3. с. В развитии 3. с. можно выделить две фазы (стадии). После образования звёзд и выброса оставшегося газа давлением излучения горячих звёзд и взрывами сверхновых молодое скопление испытывает т. н. бурную релаксацию, в результате к-рой происходит перемешивание звёздных орбит и установление квазистационарного (т. н. регулярного) гравитац. поля системы. Продолжительность этой фазы порядка неск. орбитальных периодов самых далёких звёзд (у PC ~ 10⁵-10⁶ лет, у ШС ~ 10⁷ лет). Вместе с газом уходит часть звёзд со скоростями больше параболической. В первоначально почти однородном 3. с. появляется плотное ядро и обширная разреженная корона, размеры к-рой определяются массой 3. с. и его расстоянием от центра Галактики (т. е. приливными силами со стороны Галактики).Быстрая фаза нач. коллапса 3. с. сменяется более медленной стадией квазистационарной эволюции. Её "двигатель" - тесные парные сближения звёзд, вызывающие заметные изменения их скоростей. На этой стадии завершается установление квазиравновесного распределения звёзд по скоростям, близкого к максвелловскому (см. также Звездная динамика). В результате звёздных сближений небольшая доля звёзд приобретает скорости, достаточные для освобождения из 3. с. Полная масса и энергия 3. с. уменьшаются. Изменяется и строение 3. с.- оно как бы подстраивается под изменяющиеся величины массы и полной энергии. Направление перестройки - т. е. уплотнение или диссипация ядра - зависит от относительной эффективности сил собственной гравитации 3. с. и приливных сил со стороны Галактики. Так, в ШС важнейшую роль играют самогравитация и процесс потери звёзд. Теряя массу и энергию, ядро в возрастающем темпе уплотняется. Развитие неустойчивости ядра и его коллапс должны происходить за время ~3.10¹⁰- 10¹¹ лет. PC в большей степени подвержены действию приливных сил, и неустойчивость выражена в них не столь ярко. <На позднем этапе эволюции 3. с., непосредственно предшествующем коллапсу ядра, по-видимому, важно влияние тесных двойных звёзд. При сближении с одиночными звёздами тесные пары в среднем становятся более тесными, т. е. уменьшают свою энергию. Т. о., тесная двойная система действует как эффективный источник энергии, "разогревающий" 3. с. Это приводит к замедлению и, может быть, даже к остановке коллапса ядра и его расширению. На динамич. эволюцию PC оказывают влияние реликтовые (т. е. изначально существовавшие) пары, тогда как в ШС тесные двойные системы могут образоваться перед самым коллапсом ядра. <Не остаются неизменными и орбиты 3. с., особенно наиб. массивных. Двигаясь в пространстве среди одиночных звёзд Галактики, массивные ШС испытывают т. н. динамич. трение, возникающее в результате гравитац. фокусировки свободных звёзд позади движущегося 3. с. Из-за динамич. трения орбита ШС медленно округляется, а её размеры уменьшаются. По мере приближения к центру Галактики ШС испытывает возрастающее приливное влияние Галактики, что ускоряет его распад. Нек-рая доля звёзд гало и диска Галактики являются выходцами из PC и ШС, часть к-рых уже распалась, а остальные теряют звёзды и в настоящее время. Изучение PC и ШС как комплексов, населённых звёздами одного возраста и одинакового хим. состава, даёт богатейшую информацию о строении и о путях эволюции звёзд разл. масс, а также о шкале расстояний во Вселенной. А. С. Расторгуев.