Звездные скопления — это большие группы звезд , удерживаемые вместе за счет самогравитации . Можно выделить два основных типа звездных скоплений: шаровые скопления представляют собой плотные группы от десяти тысяч до миллионов старых звезд, которые гравитационно связаны, тогда как рассеянные скопления представляют собой более рыхлые группы звезд, обычно содержащие менее нескольких сотен членов, и часто очень молодой. Рассеянные скопления со временем разрушаются под действием гравитационного влияния гигантских молекулярных облаков , когда они движутся по галактике , но члены скоплений будут продолжать двигаться в пространстве в целом в том же направлении, даже если они больше не связаны гравитацией; тогда они известны как звездная ассоциация , иногда также называемая движущейся группой .
Звездные скопления, видимые невооруженным глазом, включают Плеяды , Гиады и 47 Тукан .
Рассеянные скопления сильно отличаются от шаровых скоплений. В отличие от сферически распределенных шаровиков, они ограничены галактической плоскостью и почти всегда находятся внутри спиральных рукавов . Как правило, это молодые объекты, возрастом до нескольких десятков миллионов лет, за некоторыми редкими исключениями, возраст которых достигает нескольких миллиардов лет, например, Мессье 67 (самое близкое и наиболее наблюдаемое старое рассеянное скопление). [1] Они образуют регионы H II , такие как туманность Ориона .
Рассеянные скопления обычно насчитывают несколько сотен членов и расположены на площади до 30 световых лет в поперечнике. Будучи гораздо менее густонаселенными, чем шаровые скопления, они гораздо менее тесно связаны гравитацией и со временем разрушаются под действием гравитации гигантских молекулярных облаков и других скоплений. Близкие встречи между членами скопления также могут привести к выбросу звезд - процессу, известному как «испарение».
Наиболее заметными рассеянными скоплениями являются Плеяды и Гиады в Тельце . Двойное скопление h + Хи Персея также может быть заметно под темным небом. В рассеянных скоплениях часто доминируют горячие молодые голубые звезды, потому что, хотя такие звезды недолговечны по звездным меркам и существуют всего несколько десятков миллионов лет, рассеянные скопления имеют тенденцию рассеиваться до того, как эти звезды умрут.
Установление точных расстояний до рассеянных скоплений позволяет калибровать соотношение периода и светимости, показываемое переменными звездами цефеид , которые затем используются в качестве стандартных свечей . Цефеиды светятся и могут использоваться для определения как расстояний до удаленных галактик, так и скорости расширения Вселенной ( постоянная Хаббла ). Действительно, в рассеянном скоплении NGC 7790 находятся три классические цефеиды , которые имеют решающее значение для таких усилий. [2] [3]
Встроенные скопления — это группы очень молодых звезд, частично или полностью окруженные межзвездной пылью или газом , которые часто непроницаемы для оптических наблюдений. Встроенные скопления образуются в молекулярных облаках , когда облака начинают разрушаться и образовывать звезды . В этих скоплениях часто происходит звездообразование, поэтому встроенные скопления могут быть домом для различных типов молодых звездных объектов , включая протозвезды и звезды до главной последовательности . Примером встроенного скопления является скопление Трапеция в туманности Ориона . В области ядра облака ρ Змееносца (L1688) находится встроенный кластер. [4]
Фаза встроенного скопления может длиться несколько миллионов лет, после чего газ в облаке истощается в результате звездообразования или рассеивается за счет радиационного давления , звездных ветров и оттоков или взрывов сверхновых . Обычно менее 30% массы облака превращается в звезды до того, как облако рассеется, но эта доля может быть выше в особенно плотных частях облака. С потерей массы в облаке меняется энергия системы, что часто приводит к разрушению звездного скопления. Большинство молодых внедренных скоплений рассеиваются вскоре после окончания звездообразования. [5]
Открытые скопления, обнаруженные в Галактике, представляют собой бывшие встроенные скопления, которые смогли пережить раннюю эволюцию скоплений. Однако почти все свободно плавающие звезды, включая Солнце [ 6] , изначально родились во встроенных скоплениях, которые распались. [5]
Шаровые скопления представляют собой примерно сферические группировки, содержащие от 10 тысяч до нескольких миллионов звезд, упакованные в области размером от 10 до 30 световых лет в поперечнике. Обычно они состоят из очень старых звезд населения II – всего на несколько сотен миллионов лет моложе самой Вселенной – которые в основном желтые и красные, с массой менее двух солнечных масс . [7] Такие звезды преобладают в скоплениях, потому что более горячие и массивные звезды взорвались как сверхновые или прошли через фазы планетарной туманности и превратились в белых карликов . Тем не менее, в шаровых объектах существует несколько редких голубых звезд, которые, как полагают, образовались в результате слияния звезд в их плотных внутренних областях; эти звезды известны как голубые отставшие .
В галактике Млечный Путь шаровые скопления распределены примерно сферически в галактическом гало , вокруг Галактического Центра , обращаясь вокруг центра по сильно эллиптическим орбитам . В 1917 году астроном Харлоу Шепли сделал первую достоверную оценку расстояния Солнца от Галактического центра, основываясь на распределении шаровых скоплений.
До середины 1990-х годов шаровые скопления были причиной великой загадки астрономии, поскольку теории звездной эволюции определяли возраст самых старых членов шаровых скоплений, превышающий предполагаемый возраст Вселенной. Однако значительно улучшенные измерения расстояний до шаровых скоплений с помощью спутника Hipparcos и более точные измерения постоянной Хаббла разрешили парадокс, дав возраст Вселенной около 13 миллиардов лет, а возраст самых старых звезд на несколько сотен миллионов лет меньше. .
Наша Галактика имеет около 150 шаровых скоплений, [7] некоторые из которых могли быть захваченными ядрами небольших галактик, лишенных звезд, ранее находившихся на их внешних окраинах приливами Млечного Пути , как, по-видимому, и происходит с шаровым скоплением M79 . Некоторые галактики гораздо богаче шаровиками, чем Млечный Путь: гигантская эллиптическая галактика M87 содержит их более тысячи.
Некоторые из самых ярких шаровых скоплений видны невооруженным глазом ; самая яркая, Омега Центавра , наблюдалась в древности и была внесена в каталог как звезда еще до эры телескопов. Самое яркое шаровое скопление в северном полушарии — М13 в созвездии Геркулеса .
Суперзвездные скопления представляют собой очень большие области недавнего звездообразования и считаются предшественниками шаровых скоплений. Примеры включают Вестерлунд 1 в Млечном Пути. [8]
В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды звездное скопление нового типа, которое во многих отношениях очень похоже на шаровые скопления, хотя и менее плотное. В Млечном Пути не известны такие скопления (которые также известны как расширенные шаровые скопления ). В Галактике Андромеды обнаружены три объекта: M31WFS C1 [9] , M31WFS C2 и M31WFS C3.
Эти недавно обнаруженные звездные скопления содержат сотни тысяч звезд, столько же, сколько и шаровых скоплений. Скопления также имеют общие характеристики с шаровыми скоплениями, например, звездное население и металличность. От шаровых скоплений их отличает то, что они намного крупнее – несколько сотен световых лет в поперечнике – и в сотни раз менее плотны. Таким образом, расстояния между звездами намного больше. Скопления имеют промежуточные свойства между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками . [10]
Как формируются эти скопления, пока неизвестно, но их образование вполне может быть связано с образованием шаровых скоплений. Почему у М31 есть такие скопления, а у Млечного Пути нет, пока неизвестно. Также неизвестно, содержит ли какая-либо другая галактика скопления такого типа, но очень маловероятно, что M31 — единственная галактика с протяженными скоплениями. [10]
Другой тип скоплений — это слабые нечеткие скопления , которые до сих пор были обнаружены только в линзовидных галактиках, таких как NGC 1023 и NGC 3384 . Они характеризуются большими размерами по сравнению с шаровыми скоплениями и кольцеобразным распределением вокруг центров родительских галактик. В качестве последних они кажутся старыми предметами. [11]
Звездные скопления играют важную роль во многих областях астрономии. Причина этого в том, что почти все звезды в старых скоплениях родились примерно в одно и то же время. Различные свойства всех звезд в скоплении зависят только от массы, поэтому теории звездной эволюции основаны на наблюдениях за рассеянными и шаровыми скоплениями. В первую очередь это справедливо для старых шаровых скоплений. В случае молодых (возраст <1 млрд лет) и среднего возраста (1 <возраст <5 млрд лет) жизненно важную роль могут также играть такие факторы, как возраст, масса, химический состав. В зависимости от возраста звездные скопления могут раскрыть много информации о родительских галактиках. Например, звездные скопления, находящиеся в Магеллановых Облаках, могут предоставить важную информацию об образовании карликовых галактик Магеллановых Облаков. Это, в свою очередь, может помочь нам понять многие астрофизические процессы, происходящие в нашей галактике Млечный Путь. Эти скопления, особенно молодые, могут объяснить процесс звездообразования, который мог произойти в нашей Галактике Млечный Путь.
Кластеры также являются важным шагом в определении масштаба расстояний Вселенной . Некоторые из ближайших скоплений расположены достаточно близко, чтобы их расстояния можно было измерить с помощью параллакса . Для этих скоплений можно построить диаграмму Герцшпрунга – Рассела, абсолютные значения которой известны на оси светимости . Затем, когда аналогичная диаграмма строится для кластера, расстояние до которого неизвестно, положение главной последовательности можно сравнить с положением первого кластера и оценить расстояние. Этот процесс известен как подгонка главной последовательности. При использовании этого метода необходимо учитывать покраснение и звездное население .
Почти все звезды в галактическом поле, включая Солнце, изначально родились в регионах со встроенными скоплениями, которые распались. Это означает, что на свойства звезд и планетных систем могла повлиять ранняя кластерная среда. Похоже, это относится и к нашей Солнечной системе , в которой химический состав указывает на последствия вспышки сверхновой от соседней звезды в начале истории нашей Солнечной системы.
Технически это не звездные скопления, а звездные облака — это большие группы из многих звезд внутри галактики , разбросанные по пространству на многие световые годы. Часто они содержат внутри себя звездные скопления. Звезды кажутся плотно расположенными, но обычно не являются частью какой-либо структуры. [13] В Млечном Пути звездные облака проглядывают сквозь промежутки между пылевыми облаками Великого Разлома , позволяя рассмотреть более глубокие объекты вдоль нашего луча зрения. [14] Звездные облака также были обнаружены в других близлежащих галактиках. [15] Примеры звездных облаков включают Большое звездное облако Стрельца , Малое звездное облако Стрельца , Звездное облако Щита, Звездное облако Лебедя, Звездное облако Нормы и NGC 206 в Галактике Андромеды .
В 1979 году 17-я Генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендовала, чтобы вновь открытые звездные скопления, открытые или шаровидные, внутри Галактики, имели обозначения в соответствии с соглашением «Chhmm±ddd», всегда начинающиеся с префикса C , где h , m и d представляют примерные координаты центра скопления в часах и минутах прямого восхождения и градусах склонения соответственно с ведущими нулями. Однажды присвоенное обозначение не должно меняться, даже если последующие измерения улучшат местоположение центра кластера. [16] Первое такое обозначение было присвоено Госта Лынгой в 1982 году. [17] [18]
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
