Звёздные скопления
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.
Шаровые объекты, в свою очередь, способны вместить от нескольких тысяч до миллиона объектов, находящихся в гравитационной системе сферического типа. Они располагаются на «территории» ореолы и являются более древними светилами второго населения. Уровень их развития высок, однако металлические свойства – крайне низкие.
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.
В шаровых группах светила аналогично имеют общее происхождение. Однако этот тип более прочно удерживает объекты за счёт влияния силы гравитации, т. к. рассеивания звёзд не происходит. На «территории» Млечного пути располагается порядка 200 скоплений (шаровых). Такое гигантское скопление звёзд называется, например, 47 Тукана, M4, Омега Центавра. Хотя, вероятно, последний объект выступает в качестве сфероидальной галактики.
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.
Наряду с этим они располагаются на одной дистанции. Это, в свою очередь, способствует выводу и определению абсолютной величины. Поэтому, если наблюдатель видит яркие светила, которые выделяются на фоне своих «собратьев», это говорит о том, что они более светлые по сравнению со своими слабыми соседями.
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.
В области правой вертикальной оси, которая характеризует звёздные скопления, можно заметить новую шкалу. В области параметра «годы» указывается возраст скопления. Наиболее «взрослыми» объектами являются Плеяды. В их составе нет звёзд, которые превышают нулевой индекс.
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.
Источник
Звездное скопление — что это?
Звездное скопление — движущаяся в гравитационном поле галактики, как единое целое, визуально связанная группа звезд, имеющих общее происхождение.
Некоторые звездные скопления могут содержать не только звезды, но и облака газа и пыли.
Самые известные из них, видимые невооруженным глазом:
- Плеяды — звездное скопление в созвездии Тельца. Оно одно из самых ближайших и одно из наиболее ярких звездных скоплений. Плеяды известны еще с древних времен и они видны невооруженным глазом даже на засветлённом городском небе.
- Гиады — звездное скопление в созвездии Тельца, находящиеся на расстоянии 154 световых лет от Земли, с диаметром в 75 световых лет. Ярчайшие звезды скопления вместе с ярчайшей звездой созвездия Альдебараном образуют фигуру, похожую на букву «V» (сам Альдебаран не входит в это звездное скопление, а только проецируется на Гиады).
Звездные скопления классифицируют на два основных типа ( шаровые и рассеянные ), а также недавно открытый промежуточный .
Шаровые звездные скопления
Шаровые звездные скопления — это группы звезд, сконцентрированных в сферической области с диаметром 10-30 световых лет. Как правило, в них содержаться от нескольких десятков тысяч до нескольких миллионов звезд.
Звезды здесь очень старые. Встречаются звезды желтого и красного цветов, с массами менее двух солнечных масс . Это обусловлено тем, что более горячие и массивные звезды взорвались как сверхновые или превратились в белых карликов в ходе эволюции.
До середины 1990-х годов как раз возраст звезд в шаровых скоплениях был в центре дискуссий в астрономическом обществе.
Расчёты на основе теории звездой эволюции показывали, что звезды в таких скоплениях гораздо старше возраста Вселенной . Разрешить этот парадокс помогли более точные измерения расстояний до шаровых скоплений с использованием космического телескопа Hipparcos , а также более точное измерения постоянной Хаббла.
Постоянная Ха́ббла (константа Хаббла) — коэффициент, входящий в закон Хаббла, который связывает расстояние до внегалактического объекта (галактики, квазара) со скоростью его удаления.
Благодаря этим измерениям, ученые смогли оценить возраст Вселененой в 13,8 миллиардов лет , а возраст самых старых звёзд — на несколько сотен миллионов лет меньше.
В 2007 году астроном Ричард Эллис с помощью телескопа Кек II обнаружил 6 звездных скоплений , которые образовались спустя 500 миллионов лет после Большого Взрыва.
В Млечном Пути насчитывается примерно 150 шаровых скоплений. Часть из них, скорее всего, перекочевали в нашу галактику из небольших, разрушенных Млечным Путем.
Самое яркое шаровое скопление является Мессье 13 в созвездии Геркулеса.
Рассеянные звездные скопления
В отличии от шаровых скоплений, которые сконцентрированы в сферической области, рассеянные скопления значительно отличается как по форме, так и по размерам.
Да и звезды здесь моложе — всего несколько десятков миллионов лет. Есть, конечно, и исключение в виде скопления M 67 , средний возраст звезд которого составляет несколько миллиардов лет.
Рассеянные скопления менее густонаселенные, чем шаровые, они гораздо менее плотно связаны гравитационо и со временем разрушаются под действием гравитации огромных молекулярных облаков и других массивных объектов.
В рассеянных скоплениях находится обычно несколько сотен звезд в пределах области размером в 30 световых лет.
Плеяды и Гиады из начала этой статьи как раз относятся к рассеянным скоплениям.
Промежуточные формы скоплений
В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды звездные скопления нового типа, по многих характеристикам подходящему на шаровые скопления, но отличающиеся меньшей плотностью, как в рассеянных скоплениях.
В Млечном Пути такие новые звездные скопления пока не были обнаружены, а вот в Андромеде — уже три таких.
Пока неизвестно, как скопления такого типа образуются, но по всей видимости может связано с образованием обычных шаровых скоплений. Также неизвестно, почему в Андромеде такой тип звездных скоплений есть, а в Млечном Пути — нет. И есть ли подобные объекты в других галактиках.
Характерной особенностью этого типа является то, что они имеют гораздо большую протяженность в отличии от шаровых — до нескольких сотен световых лет , но при этом имеют гораздо меньшую плотность.
Значение звездных скоплений в астрономии
Исследование звездных скоплений играют серьезную роль во многих областях астрономии.
Так как все звезды родились примерно в одно и то же время, теории звездной эволюции во многом опираются на наблюдения рассеянных и шаровых скоплений.
Звездные скопления используются в определении шкалы расстояний в астрономии. Несколько звездных скоплений , достаточно близких к Солнечной системе, расположены таким образом, что можно измерить расстояния до них с помощью параллакса.
Почти все звезды в Галактике , как и наше Солнце, изначально родились в областях звездных скоплений, которые затем распались. Это значит, что на свойства звезд и планетных систем могли повлиять условия, существовавшие в этих первичных звёздных скоплениях. Скорее всего, 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.
Источник
Виды звездных скоплений
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 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
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
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.
Источник