Типы звёздных скоплений

Наблюдения

Плеяды (M 45) находятся в Созвездии Тельца

Типы звёздных скоплений
Плеяды (справа вверху, над Орионом и Гиадами) в звёздном небе России

Плеяды на зимнем вечернем небе часто обращают на себя внимание даже и далёких от астрономии людей. Компактная кучка из 6—7 довольно ярких звёзд хорошо выделяется на бедном звёздами фоне

При хорошем зрении наблюдателя и в отсутствие посторонней засветки неба городским освещением можно различить 10—11 звёзд в пределах примерно 2 градусов.

В полевой бинокль уже видны 20—30 звёзд и хорошо различим рисунок из 9 главных звёзд в виде ковшика с короткой ручкой.

В любительский телескоп умеренной апертуры (127—180 мм) скопление едва помещается в поле зрения самого слабого окуляра. Количество видимых звезд возрастает до полусотни, а при условии хорошего неба (деревенское, безлунное) становится видна туманность (NGC 1432/) в которую погружено скопление, в виде голубоватых ореолов вокруг самых ярких звезд (особенно у Меропы и Майи). Обычные «дипскай»-фильтры (UHC, OIII и даже LPR) не помогают выделить эту отражательную туманность.

Соседи по небу из каталога Мессье
  • M 1 — (восточнее, около ζ Tau) — Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой;
  • M 36, M 37 и M 38 — (восточнее, в южной части Возничего) — группа довольно ярких рассеянных скоплений;
  • M 34 — (северо-западнее, в Персее) — рассеянное скопление;
  • M 77 — (юго-западнее, в Ките) — галактика;
  • M 78, M 42/ — (юго-восточнее, в Орионе) — знаменитые туманности Ориона.
Последовательность наблюдения в «»

…M 43 → M 78 → M 45 → M 1 → M 38…

Значение звёздных скоплений в астрономии

Исследования звездных скоплений играют значительную роль во многих областях астрономии. Поскольку все звёзды родились примерно в одно и то же время, теории звёздной эволюции во многом опираются на наблюдения рассеянных и шаровых скоплений.

Звёздные скопления также используются в определении шкалы расстояний в астрономии. Несколько ближайших к Солнечной системе звёздных скоплений расположены достаточно близко, чтобы измерить расстояния до них с помощью параллакса. Для этих скоплений можно построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела, которая имеет абсолютные значения по оси светимости. Далее, построив диаграмму Герцшпрунга — Рассела для звёздного скопления, расстояние до которого неизвестно, можно сравнить положение её главной последовательности с аналогичным положением базового скопления и расстоянием до него. Этот процесс известен как «подгонка главной последовательности». При использовании этого метода необходимо также учитывать межзвёздное поглощение и звёздное население.

Почти все звезды в Галактике, включая Солнце, изначально родились в областях со звёздными скоплениями, которые впоследствии распались. Это означает, что на свойства звёзд и планетных систем могли повлиять условия, существовавшие в этих первичных звёздных скоплениях. Вероятно, это имеет место и для Солнечной системы, в которой изобилие химических элементов свидетельствует об эффекте от взрыва сверхновой неподалеку от Солнца в ранней истории Солнечной системы.

Примечания

  1. Robert Dinwiddie; Will Gater; Giles Sparrow; Carole Stott. Nature Guide: Stars and Planets. — DK, 2012. — С. 14,134—137. — ISBN 978-0-7566-9040-3.
  2. . Мембрана (11 июля 2007). Дата обращения 4 февраля 2014.
  3. Archinal, Brent A., Hynes, Steven J. 2003. Star Clusters, Willmann-Bell, Richmond, VA
  4. Gallagher; Grebel. Extragalactic Star Clusters: Speculations on the Future (англ.) // Extragalactic Star Clusters, IAU Symposium : journal. — 2002. — Vol. 207. — P. 207. — . — arXiv:astro-ph/0109052.
  5. . u-strasbg.fr. Дата обращения 28 апреля 2018.
  6. https://en.wiktionary.org/wiki/star_cloud
  7. Lynga, G. IAU numbers for some recently discovered clusters // Bulletin d’Information du Centre de Donnees Stellaires. — 1982. — Октябрь (т. 23). — С. 89. — .
  8. . Simbad. Centre de données astronomiques de Strasbourg (1 December 2014). Дата обращения 21 декабря 2014.

История открытия

Плеяды хорошо видны зимой в северном полушарии и летом в южном полушарии (кроме Антарктиды и её окрестностей). Объект был известен с древности многим культурам в мире, включая маори и австралийских аборигенов, японцев и индейцев-сиу Северной Америки. Некоторые древнегреческие астрономы рассматривали Плеяды как отдельное созвездие. Они упоминаются Гесиодом и Гомером (в «Илиаде» и «Одиссее»). Плеяды (Кима) трижды упомянуты в Библии (Иов. , Иов. ; Амос. ). В литературе на русском языке XV—XVI вв., например, в «Хожении за три моря» звёздное скопление Плеяды называется «волосыни». Также употреблялись названия «стожары» и «волосожары».

Давно известно, что Плеяды — это связанная группа физически близких звёзд, а не разноудалённые от Земли звёзды, которые лишь видны рядом на небесной сфере. Священник Джон Мичелл в 1767 году вычислил вероятность случайного совмещения такого количества ярких звёзд на таком маленьком участке неба как равную 1:500000, и высказал предположение, что Плеяды, как и другие звёздные скопления, должны быть физически связаны. Это подтвердилось, когда были проведены первые измерения относительной скорости звёзд: оказалось, что их собственные движения очень близки, что указывает на их гравитационную связанность.

Шарль Мессье включил Плеяды в свой каталог кометоподобных объектов, изданный в 1771 году; обозначение их по этому каталогу — M 45. Включение туда Плеяд (наряду с Туманностью Ориона и скоплением Ясли) выглядит немного странно, поскольку Плеяды намного ярче, чем большинство объектов этого каталога, и вряд ли могут быть приняты за комету. Одно из предположений состоит в том, что Мессье просто хотел получить более полный каталог, чем его научный конкурент Лакайль, чей каталог 1755 года содержал 42 объекта. Для удлинения списка он добавил некоторые яркие, хорошо известные объекты.

В 1847 году Иоганн Медлер, основываясь на наблюдениях, предположил, «что группа Плеяд есть центральная группа всех неподвижных звёзд, в пределах Млечного пути; и что Альциона в этой группе всего вероятнее составляет центральное солнце»; по его расчётам один оборот вокруг Альционы Солнце делает за 18,2 млн лет.

Типы звёздных скоплений
Комета C/2004 Q2 (Макхольца) прошла около Плеяд в начале 2005 года

Промежуточные формы скоплений

Шаровое скопление M 68 имеет диаметр свыше 100 световых лет

В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды (М31) звездные скопления нового типа, которые по многим характеристикам похожи на шаровые скопления, хотя отличаются меньшей плотностью. Аналогов этим скоплениям (которые предложили назвать «расширенными шаровыми скоплениями») в Млечном Пути пока не обнаружено. Три скопления, обнаруженные в Галактике Андромеды, — M31WFS C1, M31WFS C2 и M31WFS C3.

Эти скопления, подобно шаровым, содержат сотни тысяч звёзд и схожи с шаровыми по звёздному населению. Но, в отличие от шаровых скоплений, они имеют гораздо большую протяженность — в несколько сотен световых лет, и гораздо меньшую плотность, поскольку расстояния между звёздами в них намного больше. Эти скопления имеют промежуточные свойства между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками.

Как образуются скопления такого типа, пока неизвестно, но их формирование вполне может быть связано с образованием обычных шаровых скоплений. Неизвестно, почему они имеются в Галактике Андромеды, но отсутствуют в Млечном Пути; также неизвестно, имеются ли подобные объекты в других галактиках, поскольку очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с расширенными шаровыми скоплениями.

Ещё одним типом скоплений выступают объекты, которые до сих пор были обнаружены только в линзовидных галактиках, таких как NGC 1023 и NGC 3384. Они характеризуются б́ольшими размерами по сравнению с шаровыми скоплениями, кольцеобразным распределением вокруг центров своих галактик и представляются достаточно старыми объектами.

Известные скопления

Всего было открыто несколько тысяч скоплений звезд, некоторые из них видны невооруженным глазом. Наиболее близкими к Земле являются рассеянные скопления Плеяды (Стожары) и Гиады, расположенные в созвездии Тельца. Первое содержит около 500 звезд, без специальной оптики из них различимы только семь. Гиады находятся рядом с Альдебараном и содержат около 130 ярких и 300 слабогорящих участников.

Типы звёздных скоплений

Рассеянное звездное скопление в созвездии Рака также является одним из ближайших. Оно называется Ясли и содержит более двухсот членов. Многие характеристики Яслей и Гиад совпадают, поэтому существует возможность, что они образованы из одного газопылевого облака.

Легко различимо в бинокль звездное скопление в созвездии Волосы Вероники в северном полушарии. Это шаровое скопление М 53, открытое ещё в 1775 году. Оно находится на расстоянии более 60 000 световых лет. Скопление является одним из наиболее удаленных от Земли, хотя и легко различимо в бинокль. Огромное количество шаровых скоплений расположено в созвездии Стрельца.

Рассеянное скопление

Основная статья: Рассеянное скопление

Плеяды, рассеянное скопление

Рассеянные скопления значительно отличаются от шаровых скоплений по форме, размерам и другим характеристикам. В отличие от шаровых скоплений, рассредоточенных в воображаемой сфере вокруг галактического центра, рассеянные скопления расположены в галактической плоскости и почти всегда находятся внутри её спиральных рукавов. Как правило, это сравнительно молодые объекты, возраст которых, за редкими исключениями, составляет несколько десятков миллионов лет. Среди исключений, возраст которых составляет несколько миллиардов лет — скопление М 67. Этот вид скоплений образует области ионизированного водорода, такие как туманность Ориона.

Рассеянные скопления, как правило, содержат до нескольких сотен звёздных объектов в пределах области размером до 30 световых лет. Будучи гораздо менее густонаселёнными, чем шаровые скопления, они гораздо менее плотно связаны гравитационно и со временем разрушаются под действием гравитации гигантских молекулярных облаков и других объектов. Близкие контакты между объектами рассеянного скопления могут также привести к выбросу с поверхности звёзд.

Наиболее известные рассеянные скопления — Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Двойное скопление в Персее также может быть видно невооружённым глазом при отсутствии светового загрязнения. В рассеянных скоплениях часто преобладают горячие молодые голубые звезды, поскольку хотя такие звезды живут относительно недолго (лишь несколько десятков миллионов лет), рассеянные скопления обычно живут ещё меньше.

Установление точных расстояний до рассеянных скоплений позволяет калибровать отношения «период-светимость», характерные для переменных звёзд типа цефеид, которые затем используются для выработки астрономической шкалы расстояний. Цефеиды могут быть использованы для определения расстояний до удалённых галактик и скорости расширения Вселенной (постоянной Хаббла). Например, рассеянное скопление NGC 7790 содержит три классических цефеиды, что имеет решающее значение для расчётов такого рода.

Сверхскопление

Основная статья: Звёздное сверхскопление

Звёздные сверхскопления представляют собой массивные молодые рассеянные скопления, которые, предположительно, являются предшественником шаровых скоплений.
Как правило, сверхскопление содержит очень большое количество молодых массивных звёзд, ионизирующих окружающую среду (области ионизированного водорода). Примером является Westerlund 1 в Млечном Пути.

Свойства

Расстояние

Расстояние до Плеяд составляет около 135 парсек, однако среди многих оценок выделяется значение, полученное космическим телескопом Hipparcos, — около 120 парсек. Это значение в дальнейшем не было подтверждено, в частности, другим космическим телескопом — Gaia, и считается ошибочным.

Различные оценки расстояния до Плеяд:
Год Расстояние (пк) Источник
1999 125 Hipparcos
2004 134.6 ± 3.1 Fine Guidance Sensor (англ.)русск.
2009 120.2 ± 1.9 Пересмотренные результаты Hipparcos
2014 136.2 ± 1.2 РСДБ
2016 134 ± 6 Gaia Data Release 1
2018 136.2 ± 5 Gaia Data Release 2

Физические характеристики

Скопление имеет массу около 800 M и содержит, по разным оценкам, до 3000 звёзд. Тем не менее, в Плеядах открыто лишь около 1200 звёзд, так как некоторые звёзды слишком тусклые. Например, коричневые карлики — объекты с очень малой светимостью и массой — могут составлять до 25 % от всего числа звёзд, по массе составляя менее 1,5 % массы скопления. Возраст скопления составляет около 115 миллионов лет, что в 50 раз меньше возраста Солнца. Скопление имеет угловой диаметр около 2°, а линейный — около 12 световых лет.

Из всех звёзд только 12 имеют звёздную величину менее 6m и могут наблюдаться невооружённым глазом — это бело-голубые звёзды (спектрального класса B) главной последовательности, субгиганты и гиганты (классы светимости III—V). Ярчайшая из них, Альциона, в 7 раз тяжелее Солнца и в 8 раз больше его в диаметре, а светит приблизительно в 2000 раз ярче.

Отражательная туманность IC 349 возле Меропы, фотография телескопа Хаббл.

Ярчайшие звёзды Плеяд (см. также более полный список):
Название Обозначение Видимая звёздная величина
Альциона η (25) Тельца 2,90
Атлас 27 Тельца 3,62
Электра 17 Тельца 3,70
Майя 20 Тельца 3,87
Меропа 23 Тельца 4,18
Тайгета 19 Тельца 4,30
Плейона BU (28) Тельца 5,09 (переменная звезда)
5,23
5,44
Целено 16 Тельца 5,46
18 Тельца 5,64
Астеропа I 21 Тельца 5,80

В Плеядах находятся две отражательных туманности: NGC 1432 (туманность Майя) и NGC 1435 (туманность Меропа, также известная как туманность Темпеля), находящиеся соответственно у звёзд Майя и Меропа. Из последней также выделяется более яркая область . Другие звёзды также окружены туманностями, однако они менее заметны. Ранее считалось, что эти туманности остались с момента образования звёзд, но на данный момент известно, что Плеяды лишь сейчас пролетают через пылевое облако: скопление движется относительно облака со скоростью 11 км/с.

Сами Плеяды, в отличие от большинства объектов в каталоге Мессье, не имеют номера в Новом общем каталоге.

Эволюция

Анимация собственного движения Плеяд в течение 400 тысяч лет в виде стереограммы

Возраст Плеяд равен 115 миллионам лет. Такое значение было получено исследованиями химического состава коричневых карликов: в их составе при формировании присутствует некоторое количество лития, который сгорает за малый срок и может служить индикатором возраста молодых звёздных скоплений. Модели показывают, что 100 миллионов лет назад Плеяды были похожи на туманность Ориона, и за это время скопление покинули 2/3 звёзд, так что масса скопления уменьшилась втрое.

Рассеянные звёздные скопления, к которым относятся и Плеяды, достаточно быстро распадаются, и лишь немногие из них живут более миллиарда лет — к распаду приводят приливные силы, вызываемые Галактикой и гигантскими молекулярными облаками. Также влияют и эволюционные изменения: самые массивные звёзды быстро завершают свою эволюцию, взрываются как сверхновые и становятся нейтронными звёздами или чёрными дырами. В любом случае, к возрасту в 600 миллионов лет в Плеядах останется около четверти звёзд от их нынешнего количества, а когда возраст скопления составит миллиард лет, оно будет содержать не более нескольких десятков звёзд. Если же случится одно или несколько сближений с молекулярными облаками, то распад скопления произойдёт ещё быстрее.

Шаровое скопление

Основная статья: Шаровое скопление

Шаровое скопление M15 в созвездии Пегаса, снимок с телескопа Хаббл

Шаровые скопления — это группы звёзд, сконцентрированных в сферической или близкой к сферической области диаметром от 10 до 30 световых лет. Могут содержать от 10 тысяч до нескольких миллионов звёзд, как правило, Населения II, и очень старых по возрасту.

В состав шаровых скоплений входят, как правило, звёзды жёлтого и красного цвета, с массами менее двух солнечных масс. Такой состав шаровых скоплений обусловлен тем, что более горячие и массивные звёзды взорвались как сверхновые или в ходе эволюции, пройдя через фазу планетарной туманности, превращались в белые карлики. Изредка в шаровых скоплениях встречаются так называемые голубые отставшие звёзды, которые выделяются из остальных звёзд диаграммы Герцшпрунга — Рассела для данного скопления. О происхождении голубых отставших звёзд имеется несколько гипотез, наиболее популярная объясняет их как современные или бывшие двойные звёзды, находящиеся в процессе слияния или уже слившиеся.

В нашей Галактике шаровые скопления распределены в пределах воображаемой сферы в галактическом гало вокруг центра Галактики, вращаясь вокруг центра по высокоэллиптическим орбитам. В 1917 году американский астроном Харлоу Шепли, основываясь на распределении шаровых скоплений, впервые сделал оценку , и эта оценка долгое время считалась достоверной.

До середины 1990-х годов проблема возраста шаровых скоплений находилась в центре дискуссий астрономического сообщества, поскольку расчёты на основе теории звёздной эволюции давали для возраста самых старых звёзд шаровых скоплений значения, превышавшие предполагаемый возраст Вселенной. Разрешить этот парадокс помогли более точные измерения расстояний до шаровых скоплений с использованием космического телескопа ЕКА Hipparcos, а также более точные измерения постоянной Хаббла. Эти измерения позволили оценить возраст Вселенной примерно в 13 миллиардов лет, и возраст для самых старых звёзд — на несколько сотен миллионов лет меньше. В 2007 году астроном из Калифорнийского технологического института на 10-метровом телескопе Кек II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли, когда Вселенной было только 500 миллионов лет.

В нашей Галактике насчитывается около 150 шаровых скоплений, некоторые из которых, возможно, были в своё время захвачены из маленьких галактик, разрушенных Млечным Путём. Так, например, расположенное в 40 тысячах световых лет от Солнца шаровое скопление M79 некоторое время считали частью Карликовой галактики в Большом Псе. Другие галактики содержат гораздо больше шаровых скоплений, например, в гигантской эллиптической галактике M87 их насчитывается более тысячи.

Некоторые из шаровых скоплений видны невооружённым глазом, самое яркое из них — Омега Центавра, известное с древности и значившееся в каталогах как звезда до наступления эпохи телескопов. Самым ярким шаровым скоплением, видимым в северном полушарии, является Мессье 13 в созвездии Геркулеса.

История изучения

Зарисовка расположения звёзд в Плеядах, сделанная Галилеем.

Плеяды, благодаря своей относительной яркости, известны людям с древности: самое первое их наскальное изображение датируется XVIII—XV тысячелетиями до нашей эры и обнаружено в пещере Ласко.

В 1609 году Галилео Галилей, впервые использовавший телескоп для астрономических наблюдений, обнаружил 40 слабых звёзд в Плеядах.

Полтора века спустя, в 1767 году, английский священник Джон Мичелл рассчитал вероятность того, что 6 ярчайших звёзд Плеяд случайно оказались так близко друг к другу на небе. Он получил результат около 1 к 500000 и сделал вывод, что звёзды сгруппировались на небе не случайно. Кроме того, Мичелл смог оценить расстояние до Плеяд двумя различными методами и получил оценки расстояния в 50 и 100 парсек, в то время как современная оценка составляет 135 парсек.

В то же время Шарль Мессье — искатель комет — составлял список объектов, которые можно было спутать с кометами, и в 1771 году выпустил первую версию своего каталога, содержащую 45 объектов. Плеяды были включены в этот список последним, 45-м объектом, однако, они являлись известным скоплением, которое сложно было перепутать с кометой. Вероятно, Мессье хотел, чтобы в его каталоге оказалось больше объектов, чем у его конкурента Лакайля — каталог последнего, выпущенный в 1755 году, содержал 42 объекта, поэтому Мессье добавил в свой каталог такие объекты, как Туманность Ориона (M 42 и M 43), Ясли (M 44) и Плеяды (M 45).

В 1841 году Фридрих Бессель впервые измерил движения некоторых звёзд, в частности, находящихся в Плеядах, и обнаружил, что они движутся приблизительно в одном направлении с близкими скоростями.

В 1846 году Иоганн Медлер измерил собственные движения звёзд на расстояниях до 20° от Плеяд, и, обнаружив, что собственные движения возрастают с увеличением углового расстояния, сделал вывод, что Плеяды являются центром нашей звёздной системы, а Альциона — центральной звездой. Однако этот вывод оказался ошибочным и внимания современников не привлёк.

Отражательная туманность рядом с Меропой была открыта Эрнстом Темпелем в 1859 году. В 1875 году была открыта более слабая туманность вокруг Майи, а в 1880 похожие, но ещё более тусклые туманности были обнаружены у Альционы, Электро, Целено и Тайгеты. Туманность открыта в 1890 году Эдвардом Барнардом и носит название «Барнардова туманность Меропа».

В прошлом Плеяды иногда выделялись как отдельное созвездие: например, это было сделано в 1872 году Камиль Фламмарион в «Истории неба». На данный момент Плеяды включены в созвездие Тельца.

Примечания

  1. ↑ . Астронет.
  2. ↑ . Астронет.
  3. ↑ . Encyclopedia Britannica.
  4. A distance of 133-137 parsecs to the Pleiades star cluster. (англ.) // Nature
  5. Gibson, S. J. . Arecibo Observatory. Дата обращения 8 августа 2020.
  6. David Darling. .
  7. Gibson, S. J. . Arecibo Observatory. Дата обращения 8 августа 2020.
  8. Darling D. .
  9. Darling D. .
  10. Darling, D. .
  11. Frommert, H.; Kronberg, C. (1998). Дата обращения 5 августа 2020.
  12. ↑ . N+1.
  13. Холопов, П. Н. . Астронет.
  14. Холопов, П. Н. . Астронет.
  15. Холопов, П. Н. . Астронет.
  16. ↑ . Астромиф.
  17. . Астромиф.
  18. ↑ . EarthSky.
  19. . Calar Alto Observatory.
  20. Сурдин, В. Г. . Астронет.
  21. . Московский планетарий.
  22. . Астронет.
  23. . Meteoweb.
  24. . Астронет.
  25. Pratt, J. P. .
  26. Плеяды // Библейская энциклопедия архимандрита Никифора. — М., 1891—1892.
  27. «сотворил Ас, Кесиль и Хима» (Иов. ), «Можешь ли ты связать узел Хима и разрешить узы Кесиль?» (Иов. ), «Кто сотворил семизвездие и Орион…» (Амос. )
  28. . Дата обращения 5 августа 2020.

Примечания

  1. ↑ (изданная версия 1996 года:
  2. Dauphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M., Tucholke H.-J. The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient // Astronomy and Astrophysics. — 1996. — Vol. 313. — P. 119—128. — .
  3. Boyd R. N. An introduction to nuclear astrophysics. — Chicago: University of Chicago Press, 2007. — 422 p. — ISBN 9780226069715.
  4. , p. 2.
  5. — JSTOR 
  6. — JSTOR 
  7. Chaboyer B. Globular Cluster Age Dating // Astrophysical Ages and Times Scales / Ed. by T. v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2001. — Vol. 245. — P. 162—172. — (ASP Conference Series). — ISBN 1-58381-083-8. —
  8. Piotto G. // The Ages of Stars. — International Astronomical Union, 2009. — Vol. 4. — P. 233—244. — (Proceedings of the International Astronomical Union). — — arXiv:0902.1422
  9. Arzoumanian Z., Joshi K., Rasio F. A., Thorsett S. E. Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System // Pulsars: Problems and Progress. Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union. — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1996. — Vol. 105. — P. 525—530. — (Astronomical Society of the Pacific Conference Series). — ISBN 1050-3390. — — arXiv:astro-ph/9605141

Звездные ассоциации

Типы звёздных скопленийТипы звёздных скоплений

Двойное звездное скопление h и x Персея

По аналогии с политической и экономической сферами жизни небесные светила также способны создавать временные объединения, получившие в астрономии название «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.

Считается, что ассоциации не могли возникнуть путем гравитационного захвата пролетающих мимо звезд, а значит, последние родились вместе с ней и имеют примерно такой же возраст. По сравнению со скоплениями численность «ассоциированных членов» не велико и измеряется десятками, а расстояние между ними составляет до нескольких сотен световых лет. С научной точки зрения открытие подобных новообразований подтверждает теорию продолжения во Вселенной процессов зарождения новых звезд, причем не поодиночке, а целыми группами.

Новые открытия

Типы звёздных скопленийТипы звёздных скоплений

Шаровые скопления в гало галактики Андромеды

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.

Как рождаются звездные скопления? Чем они отличаются, как расположены в пространстве нашей Галактики и каким образом определяют их возраст? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук Алексей Расторгуев.

История открытий

Люди с древнейших времен наблюдали за ночным небом. Однако долгое время считалось, что небесные светила равномерно распределены на просторах Вселенной. В XVIII веке астроном Уильям Гершель бросил очередной вызов науке, сказав, что на некоторых участках звезд явно больше, чем в других.

Немного раньше его коллега Шарль Мессье отметил существование на небе туманностей. Наблюдая за ними в телескоп, Гершель выяснил, что это не всегда так. Он увидел, что иногда звездная туманность – скопление звезд, которые кажутся пятнами, если смотреть на них невооруженным глазом. Обнаруженное он назвал «кучами». Позже было придумано иное имя этим явлениям галактики – звездные скопления.

Гершелю удалось описать около двух тысяч скоплений. В XIX веке астрономы определили, что они отличаются по форме и размерам. Тогда были выделены шаровые и рассеянные скопления. Подробное изучение этих явлений началось только в XX веке.

Плеяды в массовой культуре

  • В скоплении Плеяды происходит действие романов Сергея Снегова «Люди как боги» (Сергей Снегов. Часть первая. Галактическая разведка) и Дмитрия Биленкина «Сила сильных», «Огненный цикл» Хола Клемента.
  • Название казахстанского музыкального коллектива «Уркер» в переводе с казахского языка означает «Плеяды».
  • Песня «Seven Sisters» американского музыканта Celldweller посвящена скоплению Плеяды.
  • Книга Алексея Ивановича Мусатова «Стожары».
  • Песня «Стожары» известного украинского поэта Владимира Кудрявцева и композитора Павла Дворского. Первый исполнитель и автор идеи написания песни — Назарий Яремчук.
  • В сказочной повести Памелы Трэверс «Мэри Поппинс» одна из звезд плеяды — Майя — спускается на землю, чтобы купить своим сестрам подарки на Рождество.

Шаровые звёздные скопления в других галактиках

Скопление в центральной области туманности Тарантул, скопление молодых и горячих звёзд

Карта шаровых звёздных скоплений галактики М31 с их названиями

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

Большинство шаровых скоплений в БМО и ММО принадлежат к молодым звёздам, в отличие от шаровых скоплений нашей Галактики, и, в основном, погружены в межзвёздные газ и пыль. Например, туманность Тарантул окружают молодые шаровые скопления бело-голубых звёзд. В центре туманности находится молодое яркое скопление.

Шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды (М31):

Таблица скоплений М31
Название G1 G76 G280 G78 G213 G272 G72 G119 G64 G219 G257 G172 G302 G244 G256 G279 G96
Звёздная величина 13,7 14 14 14,3 14,7 14,8 15 15 15,1 15,1 15,1 15,2 15,2 15,3 15,3 15,4 15,5

Для наблюдения большинства шаровых скоплений М31, нужен телескоп диаметром от 10 дюймов, самые яркие можно видеть и в 5 дюймовый телескоп. Среднее увеличение — 150—180 крат, оптическая схема телескопа значения не имеет.

Скопление G1 (Mayall II) является самым ярким скоплением Местной группы, расстояние — 170 000 св. лет.

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

Шаровое скопление М 13 в созвездии Геркулеса. Содержит несколько тысяч звёзд.

Первое шаровое звёздное скопление M 22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Абрахамом Иле (Johann Abraham Ihle) в 1665 году, однако из-за небольшой апертуры первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно. Выделить звёзды в шаровом скоплении впервые получилось у Шарля Мессье во время наблюдения M 4. Позднее аббат Никола Лакайль добавил в свой каталог от 1751—1752 гг скопления, позже известные как NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 и NGC 6397 (буква М перед числом относится к каталогу Шарля Мессье, а NGC — к Новому общему каталогу Джона Дрейера).

Программу исследования с использованием бо́льших телескопов начал в 1782 году Уильям Гершель, это дало возможность различить звёзды во всех 33 известных к тому времени шаровых скоплениях. Кроме того, он обнаружил ещё 37 скоплений. В каталоге объектов глубокого космоса, составленных Гершелем в 1789 году, он впервые использовал название «шаровое скопление» (англ. globular cluster) для описания объектов подобного типа. Число найденных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 единиц к 1915 году, 93 — к 1930 году и 97 — к 1947 году. К 2011 году в Млечном Пути обнаружено 157 скоплений, ещё 18 являются кандидатами, а общее количество оценивается числом 180±20. Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за галактическими облаками газа и пыли.

Начиная с 1914 года серию исследований шаровых скоплений вёл американский астроном Харлоу Шепли; их результаты были опубликованы в 40 научных работах. Он изучал в скоплениях переменные типа RR Лиры (которые, как он предполагал, были цефеидами) и использовал зависимость «период—светимость» для оценки расстояния. Позже было установлено, что светимость переменных типа RR Лиры меньше, чем у цефеид, и Шепли на самом деле переоценил расстояние до скоплений.

Абсолютное большинство шаровых скоплений Млечного Пути располагается в области неба, окружающей галактическое ядро; причём значительное количество находится в непосредственной близости от ядра. В 1918 году Шепли воспользовался таким значительным асимметричным распределением скоплений для определения размеров нашей Галактики. Предположив, что распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики примерно сферическое, он использовал их координаты для оценки положения Солнца относительно центра галактики. Несмотря на то, что его оценка расстояния имела значительную погрешность, она показала, что размеры Галактики намного больше, чем считалось ранее. Погрешность была связана с наличием пыли в Млечном Пути, которая частично поглощала свет от шарового скопления, делая его тусклее и тем самым дальше. Тем не менее оценка размеров Галактики, полученная Шепли, была того же порядка, какой принят сейчас.

Измерения Шепли также показали, что Солнце находится достаточно далеко от центра Галактики, вопреки существовавшим на тот момент представлениям, основанным 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.

Позднее в исследовании скоплений Шепли оказывали помощь Генриетта Своуп и Хелен Сойер (позднее — Хогг). В 1927—1929 гг. Шепли и Сойер начали классификацию скоплений по степени концентрации звёзд. Скопления с наибольшей концентрацией были выделены в класс I и далее ранжировались по мере уменьшения концентрации до класса XII (иногда классы обозначаются арабскими цифрами: 1—12). Данная классификация получила название классов концентрации по Шепли — Сойер.

admin
Оцените автора
( Пока оценок нет )
Добавить комментарий