Зоряні скупчення
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Зоряні скупчення

Зоряні скупчення, групи зірок, зв'язаних між собою силами взаємного тяжіння і що мають спільне походження, близький вік і хімічний склад. Зазвичай мають щільне центральне згущування (ядро), оточене значно менш щільною корональною областю. Діаметри З. с. знаходяться в межах від декількох до 150 парсек, причому радіуси корональних областей в декілька (інколи в десяток) раз перевищують радіуси ядер. Історично склалося ділення З. с. на розсіяних (інколи називаються відкритими, галактичними) і кульових. Відмінність між ними в основному визначається масою і віком цих утворень. Розсіяні З. с., як правило, містять десятки і сотні, рідко тисячі, а кульові — десятки і сотні тисяч зірок. Приклади розсіяних З. с. — Плеяди, Ясла, Гиади; приклади кульових З. с. — скупчення М3 в сузір'ї Гончих Псів і М13 в сузір'ї Геркулеса.

загрузка...

  Розсіяні скупчення в нашій Галактиці концентруються в плоскості симетрії Молочного Шляху (галактичній плоскості) і володіють невеликими швидкостями відносно Сонця (в середньому 20 км/сек ). Серед них можна виділити асоційовані із спіральними гілками скупчення, що виникли порівняно недавно (менше 100 млн. років назад), і скупчення проміжного віку, або скупчення диска, що не показують зв'язку із спіральними гілками і слабкіше що концентруються до галактичної плоскості. Всі розсіяні скупчення мають нормальний вміст металів, властивий зіркам плоскої складової Галактики. Кульові З. с. в нашій Галактиці розподілені в сфероїдальному об'ємі, центр якого збігається з центром Галактики, сильно концентруються до цього центру і характеризуються великими швидкостями відносно Сонця (в середньому 170 км/сек ). Зазвичай вони бідні металами, проте об'єкти, спостережувані в наколоцентральних областях Галактики, багатше металами, ніж ті, які спостерігаються на периферії нашої зоряної системи. Важливі відомості про еволюцію З. с. дає вивчення Герцшпрунга — Ресселла діаграм або діаграм «зоряна величина — показник кольору». Діаграми залежності «зоряна величина — показник кольору» зірок типових розсіяних і кульових З. с. нашої Галактики істотно різні (див. мал. ). Інтерпретація цих діаграм з точки зору сучасних теорій зоряної еволюції дозволяє укласти, що зірки типових кульових З. с. в 100—1000 разів старше за зірки розсіяних З. с.

  Кінематичні характеристики і просторовий розподіл кульових З. с. нашої Галактики відображають особливості початкового розподілу в Галактиці речовини, з якої на ранній стадії її існування виникли ці утворення. Діаграми «зоряна величина — показник кольору» зірок кульових З. с. тієї епохи повинні нагадувати відповідні діаграми сучасних розсіяних З. с. Подібні молоді кульові З. с. спостерігаються в сусідніх галактиках (наприклад, NGC 1866 у Великій Хмарі Магеллановом). У сучасну епоху З. с. в нашій Галактиці виникають лише поблизу галактичної плоскості, в районах газовопилових спіральних гілок.

  Одночасно із зміною фізичних характеристик членів З. с. відбувається їх динамічна еволюція. Зближення між зірками в ядрах З. с. приводять до взаємного обміну енергією їх руху. В результаті деякі члени З. с. отримують надлишкову енергію і переходять в область корони або взагалі покидають скупчення. Ядро при цьому, як правило, стискується. Процес дисипації ядра відбувається особливо швидко в скупчень з невеликою кількістю членів, тобто розсіяних. Тому із старих скупчень в нашій Галактиці збереглися лише найбільш масивні з них, тобто кульові. Серед слабких членів молодих розсіяних скупчень зазвичай спостерігаються оріонови і вспишечниє змінні зірки . В деяких кульових скупченнях містяться змінні зірки типа RR Ліри і W Деви, а в розсіяних скупченнях інколи зустрічаються цефєїди . Найбільш близькі до Сонця З. с. (наприклад, Гиади), у власних рухах членів яких спостерігаються явища перспективи (напрями власних рухів при продовженні їх на небесній сфері перетинаються в одній крапці), називаються рухомими. Рухомі З. с. грають особливу роль в проблемі визначення зоряних відстаней, т. до. расстояния до них можуть бути надійно визначені простим геометричним методом. Див. також Зоряні асоціації, Зоряна астрономія .

 

  Літ.: Паренаго П. П., Курс зоряної астрономії, 3 видавництва, М., 1954; Сойер-Хогг Е., Зоряні скупчення, в збірці: Будова зоряних систем, М., 1962.

  П. Н. Холопів.

Діаграми «зоряна величина — показник кольору» для розсіяного (вгорі) і кульового (внизу) зоряних скупчень.