§ 6.3. Звездные скопления
Звездными скоплениями называются гравитационно связанные системы звезд, выделяющиеся как области повышенной звездной плотности. По внешнему виду звездные скопления делятся на две группы: рассеянные скопления, содержащие несколько десятков и сотен звезд, и шаровые скопления, состоящие из десятков и сотен тысяч звезд.
Рисунок 6.2. Рассеянное скопление «Плеяды». |
Рисунок 6.3. Шаровое скопление в созвездии Центавра. |
Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости. Всего известно более 1500 таких объектов в радиусе нескольких килопарсеков от Солнца. Наиболее известны рассеянное звездное скопление Плеяды (рис. 6.2), удаленное от нас на расстояние 120 пс, и Гиады, которое находится в сорока пяти парсеках от нас.
Чтобы отделить звезды, принадлежащие скоплению, от звезд поля, случайно проектирующихся в ту же область неба, можно построить диаграмму спектр-светимость. Для скоплений обычно строят диаграмму цвет-видимая звездная величина, откладывая по осям показатель цвета (вместо спектрального класса) и видимую звездную величину, которая одинаково для всех звезд скопления отличается от абсолютной.
Рисунок 6.4. Диаграмма «цвет-звездная величина» для рассеянного скопления NGC 2254. |
Рисунок 6.5. Диаграмма «цвет-видимая звездная величина» для шарового звездного скопления М3. |
На диаграмме спектр-светимость для рассеянных скоплений, как правило, хорошо заметна главная последовательность. Ветвь гигантов в большинстве случаев отсутствует или почти отсутствует. Поскольку все звезды скопления практически находятся на одинаковом расстоянии, его диаграмма цвет-видимая звездная величина (рис. 6.4) отличается от обычной сдвигом по вертикальной оси на величину модуля расстояния, а из-за влияния межзвездного поглощения света (см .§ 6.4), и по горизонтальной оси. Ясно, что звезды, не попадающие на “свои” места на диаграмме, могут не принадлежать скоплению.
Проверить принадлежность этих звезд скоплению можно, изучив их собственные движения и лучевые скорости. Если звезды относятся к одному и тому же скоплению, то собственные движения всех звезд должны пересекаться в одной точке — радианте скопления. Тогда, зная угол между направлением на звезду скопления и на радиант, а также лучевую скорость звезды vr и ее собственное движение , можно найти расстояние до звезды (в парсеках), а, значит, и до скопления:
|
(6.7) |
.Рассмотренный метод определения расстояний до скоплений называется методом группового параллакса.
Коль скоро расстояние до звездного скопления установлено, легко вычислить его линейные размеры, которые для большинства рассеянных скоплений в среднем составляют от 2 до 20 пс.
В отличие от рассеянных, шаровые звездные скопления сильно выделяются на окружающем фоне благодаря значительно большему числу входящих в них звезд и четкой своей сферической или эллиптической форме, обусловленной сильной концентрацией звезд к центру (рис. 6.3). В среднем диаметры шаровых скоплений составляют около 40 пс. Вследствие своей большой светимости шаровые скопления видны на больших расстояниях в нашей Галактике. Поэтому наблюдаемое их число близко к общему числу этих объектов в Галактике. Шаровые скопления обнаружены также и в ближайших к нам других галактиках (например, в Магеллановых Облаках, туманности Андромеды).
Диаграмма цвет-видимая звездная величина для звезд шаровых звездных скоплений имеет особый вид (рис. 6.5). На ней обычно четко выделяется характерная для шаровых скоплений горизонтальная ветвь, ветвь гигантов, соединяющаяся с главной последовательностью, и сама главная последовательность, начинающаяся в области меньших светимостей, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга-Рессела. В шаровых скоплениях часто наблюдается значительное количество переменных звезд, особенно типа RR Лиры, которые позволяют определить расстояния до этих объектов.
В 1947 г. В.А. Амбарцумяном и его сотрудниками были обнаружены наиболее молодые звездные группировки, названные звездными ассоциациями. В них входят звезды определенного типа, а их звездная плотность заметно больше средней звездной плотности звезд того же типа в Галактике.
Известны два типа ассоциаций. Первый — О-B ассоциации — содержит звезды ранних спектральных классов О и В. Их. Их размеры составляют десятки и сотни парсеков, т.е. во много pаз превышают размеры рассеянных звездных скоплений. Ассоциации второго типа состоят из звезд типа Т Тельца и поэтому называются Т-ассоциациями.