Звёздное скопление

Плеяды, рассеянное скопление

Звёздное скопле́ние — визуально связанная группа звёзд, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое. Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли. Выделяется два основных типа звёздных скоплений: шаровые и рассеянные. В июне 2011 года стало известно об открытии нового класса скоплений, который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений[1].

Шаровые скопления — это группы звёзд, которые могут состоять от нескольких сотен до нескольких миллионов объектов, гравитационно связанных и старых по возрасту, в то время как рассеянные скопления представляют собой менее тесно связанные группы звёзд, обычно состоят из нескольких сот звёздных объектов, относительно молодых. Рассеянные скопления со временем разрушаются из-за гравитационного воздействия гигантских молекулярных облаков, движущихся через галактику, при этом звёзды из рассеянного скопления могут продолжать двигаться в одном и том же направлении, даже если они больше не связаны гравитационно. Если остаток скопления затем дрейфует по галактической орбите как нечто целое, то его называют движущейся группой звёзд.

Звёздные скопления, видимые невооруженным глазом, включают Плеяды (M45), Гиады и Ясли (M44).

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[2]. Такой состав шаровых скоплений обусловлен тем, что более горячие и массивные звёзды взорвались как сверхновые или в ходе зволюции, пройдя через фазу планетарной туманности, превращались в белых карликов. 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.[3].

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 достоверную оценку расстояния от Солнца до центра Галактики.

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 Ричард Эллис[en] из Калифорнийского технологического института на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли, когда Вселенной было только 500 миллионов лет[4].

В нашей Галактике насчитывается около 150 шаровых скоплений[2], некоторые из которых, возможно, были в своё время захвачены маленькими галактиками, разрушенными Млечным Путём. Так, например, расположенное в 40 тысячах световых лет от Солнца шаровое скопления M79 некоторое время считали частью Карликовой галактики в Большом Псе. Другие галактики содержат гораздо больше шаровых скоплений шаровых, например, в гигантской эллиптической галактике M87 их насчитывается более тысячи.

Некоторые из шаровых скоплений видны невооруженным 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.

Сверхскопление

Основная статья: Звёздное сверхскопление

Звёздные сверхскопления представляют собой огромные области недавнего звёздообразования и, по-видимому, эволюционируют в шаровые скопления. Примером является Westerlund 1 в Млечном Пути[5].

Рассеянное скопление

Основная статья: Рассеянное скопление

Открытые скопления сильно отличаются от шаровых скоплений. В отличие от сферически распределенных шаровых оболочек, они ограничены плоскостью галактики и почти всегда находятся внутри спиральных рукавов. Как правило, это молодые объекты, возраст которых достигает нескольких десятков миллионов лет, за редкими исключениями, возраст которых составляет несколько миллиардов лет, например, например, Messier 67 (ближайший и наиболее часто встречающийся старый открытый кластер). [3] Они образуют области H II, такие как туманность Ориона.

Открытые кластеры, как правило, содержат до нескольких сотен членов в пределах области размером до 30 световых лет. Будучи гораздо менее густонаселенными, чем шаровые скопления, они гораздо менее плотно связаны гравитационно и со временем разрушаются под действием силы тяжести гигантских молекулярных облаков и других скоплений. Близкие контакты между членами скопления могут также привести к выбросу звезд, процессу, известному как «испарение».

Наиболее известные открытые скопления — Плеяды и Гиады в Тельце. Двойной кластер h + Chi Persei также может быть виден под темным небом. В открытых скоплениях часто преобладают горячие молодые голубые звезды, потому что, хотя такие звезды недолговечны в звездных терминах, и длятся лишь несколько десятков миллионов лет, открытые скопления имеют тенденцию рассеиваться до того, как эти звезды умрут.

Установление точных расстояний до открытых скоплений позволяет калибровать отношения период-светимость, показанные переменными звездами Cepheids, которые затем используются в качестве стандартных свечей. Цефеиды являются светящимися и могут быть использованы для определения расстояний до удаленных галактик и скорости расширения Вселенной (постоянная Хаббла). В самом деле, открытый кластер NGC 7790 содержит три классических цефеиды, которые имеют решающее значение для таких усилий[6][7].

Промежуточные формы скоплений

В 2005 году астрономы обнаружили новый тип звездного скопления в Галактике Андромеды, которое в некоторых отношениях очень похоже на шаровые скопления, хотя и менее плотное. Нет таких скоплений (которые также известны как расширенные шаровые скопления) не известны в Млечном Пути. Три обнаруженных в Галактике Андромеды M31WFS C1[8] M31WFS C2 и M31WFS C3.

Эти вновь обнаруженные звездные скопления содержат сотни тысяч звезд, число которых аналогично количеству шаровых скоплений. Кластеры также имеют другие характеристики с глобулярными кластерами, например, звездные популяции и металличность. Что отличает их от шаровых скоплений, так это то, что они намного больше — в несколько сотен световых лет — и в сотни раз менее плотные. Таким образом, расстояния между звездами намного больше. Кластеры имеют промежуточные свойства между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками[9].

Как образуются эти скопления, пока неизвестно, но их формирование вполне может быть связано с образованием глобулярных скоплений. Почему у M31 такие кластеры, а у Млечного Пути нет, пока неизвестно. Также неизвестно, содержит ли такая галактика какую-либо другую галактику, но очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с расширенными скоплениями[9].

Другим типом скоплений являются слабые размытые пятна, которые до сих пор были обнаружены только в линзовидных галактиках, таких как NGC 1023 и NGC 3384. Они характеризуются большим размером по сравнению с шаровыми скоплениями и кольцеобразным распределением вокруг центров их галактик-хозяев. Как последние они кажутся старыми объектами[10].

Значение звёздных скоплений в астрономии

Звездные скопления важны во многих областях астрономии. Поскольку все звезды родились примерно в одно и то же время, различные свойства всех звезд в скоплении являются функцией только массы, и поэтому теории звездной эволюции опираются на наблюдения открытых и шаровых скоплений.

Кластеры также являются важным шагом в определении масштаба расстояний Вселенной. Несколько ближайших скоплений достаточно близки, чтобы измерить их расстояния с помощью параллакса. Для этих кластеров можно построить диаграмму Герцшпрунга — Рассела, которая имеет абсолютные значения, известные по оси светимости. Затем, когда подобная диаграмма строится для кластера, расстояние которого неизвестно, положение основной последовательности можно сравнить с положением первого кластера и оцененным расстоянием. Этот процесс известен как подгонка главной последовательности. Покраснение и звездные популяции должны быть учтены при использовании этого метода.

Почти все звезды в Галактическом поле, включая Солнце, изначально родились в областях с внедренными скоплениями, которые распались. Это означает, что на свойства звезд и планетных систем могли повлиять ранние кластерные среды. Похоже, что это имеет место для нашей собственной Солнечной системы, в которой химическое изобилие указывает на эффекты сверхновой от соседней звезды в начале истории нашей Солнечной системы.

Звёздные облака

Некоторые авторы выделяют в отдельный вид объектов «звёздные облака» — большие группы звёзд значительной протяжённости, не являющиеся частью какой-либо структуры, но имеющие плотность звёздного населения, превышающую среднюю[11].

Номенклатура обозначений

В 1979 году 17-я Генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендовала, чтобы новые открытые звёздные скопления, как шаровые, так и рассеянные, в пределах Галактики имели обозначения формата «Chhmm ± ddd», всегда начинающиеся с префикса C, где h, m и d обозначают примерные координаты центра скопления в часах и минутах прямого восхождения и градуса склонения. После присвоения объекту обозначения оно не должно меняться, даже если последующие измерения дадут более точные данные координат центра скопления[12]. Первое из таких обозначений было присвоено Госта Лунга в 1982 году[13][14].

См. также

Примечания

  1. Обнаружен новый класс звёздных скоплений, Лента.ру (8 июня 2011). Дата обращения 9 июня 2011.
  2. 1 2 Robert Dinwiddie. Nature Guide: Stars and Planets / Robert Dinwiddie, Will Gater, Giles Sparrow … [
  3.  (англ.)Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem, Peter J. T. Leonard, 1989.
  4. Астрономы открыли самые дальние и древние галактики. Мембрана (11 июля 2007). Дата обращения: 4 февраля 2014. Архивировано 16 апреля 2012 года.
  5. Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way, ESO (22 марта 2005).
  6. Sandage, Allan (1958). Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790., AJ, 128
  7. Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013). Anchors for the cosmic distance scale: the Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae, A&A, 260
  8. @1592523. u-strasbg.fr. Дата обращения: 28 апреля 2018.
  9. 1 2 A. P. Huxor; N. R. Tanvir; M.J. Irwin; R. Ibata (2005). “A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360 (3): 993—1006. arXiv:astro-ph/0412223. Bibcode:2005MNRAS.360.1007H. DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.
  10. A. Burkert; J. Brodie; S. Larsen 3 (2005). “Faint Fuzzies and the Formation of Lenticular Galaxies”. The Astrophysical Journal. 628 (1): 231—235. arXiv:astro-ph/0504064. Bibcode:2005ApJ...628..231B. DOI:10.1086/430698.
  11. https://en.wiktionary.org/wiki/star_cloud
  12. (Summer 1979) "XVIIth General Assembly"., Montreal, Canada: International Astronomical Union. 
  13. Lynga, G. (October 1982). “IAU numbers for some recently discovered clusters”. Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires. 23: 89. Bibcode:1982BICDS..23...89L.
  14. Dictionary of Nomenclature of Celestial Objects. Simbad. Centre de données astronomiques de Strasbourg (1 December 2014). Дата обращения: 21 декабря 2014. Архивировано 8 октября 2014 года.

Ссылки