Звёздные скопления

ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного гравитационного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкие возраст и химический состав. Количество звёзд в одном скоплении может составлять от 20-30 до нескольких миллионов. Обычно звёздные скопления имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое менее плотной корональной областью (короной). Диаметры звёздных скоплений находятся в пределах от нескольких до 280 пк. В отношении звёздных скоплений нашей Галактики исторически сложилось их деление на рассеянные и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные звёздные скопления относительно молоды и, как правило, содержат от десятков до тысяч звёзд, а значительно более старые шаровые звёздные скопления - от десятков тысяч до нескольких миллионов звёзд. Поскольку шаровые звёздные скопления богаты звёздами, они выглядят более правильными, шарообразными, тогда как рассеянные звёздные скопления имеют более клочковатый вид (рис. 1 и 2). Примеры рассеянных скоплений - Плеяды и Гиады; примеры шаровых скоплений - М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.

Обозначения и наименования звёздных скоплений не имеют определённой системы. Некоторые из звёздных скоплений были открыты ещё до изобретения телескопа и поэтому имеют свои исторические имена, например Плеяды и Гиады, а также туманное пятнышко в созвездии Рака, известное как Ясли. В Яслях, удалённых от нас на 160 пк, самые яркие звёзды имеют блеск около 6,5 звёздной величины: лишь чрезвычайно зоркий глаз может их различить, и только на очень тёмном небе; зато в бинокль это скопление видно очень хорошо. Ещё несколько скоплений можно увидеть невооружённым глазом как слабые «туманные звёзды», но догадаться об их истинной природе до изобретения телескопа было невозможно. Есть и обратные примеры: в созвездии Волосы Вероники издавна известна россыпь слабых звёзд, давшая ему название. Хотя эти звёзды хорошо видны невооружённым глазом, тот факт, что звёздная россыпь в Волосах Вероники является не случайной группировкой на небе, а представляет собой единое скопление, был доказан лишь в 1915 году.

Большинство звёздных скоплений обозначают номерами по какому-либо каталогу; часто одно звёздное скопление имеет несколько обозначений. Например, яркое шаровое скопление в созвездии Геркулеса по каталогу Мессье обозначается как М13, а по Новому общему каталогу туманностей и звёздных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, NGC), опубликованному Й. Дрейером в 1888, это скопление обозначается как NGC 6205. Плеяды имеют свой номер в каталоге Мессье (М45), но их нет в каталоге NGC. Некоторые звёздные скопления сначала были нанесены на карты как звёзды и получили соответствующие обозначения, лишь позднее им были присвоены номера по каталогам незвёздных объектов, например шаровые скопления 47 Тукана (NGC 104) и омега Кентавра (ω Cen, NGC 5139).

Рассеянные звёздные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/с). Среди них можно выделить концентрирующиеся к спиральным ветвям Галактики звёздные скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 миллионов лет назад), и звёздные скопления промежуточного возраста (скопления диска), не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Пока обнаружено и изучено немногим более 1500 рассеянных звёздных скоплений, однако ещё многие тысячи их наверняка скрываются в удалённых областях Галактики, закрытых от нас облаками межзвёздной пыли. Все рассеянные звёздные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики.

Шаровые звёздные скопления в Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/с). К началу 21 века обнаружено около 160 шаровых скоплений. Незамеченными могли остаться лишь те, которые скрываются за пылевыми облаками галактического диска; но поскольку шаровые звёздные скопления распределены по всей Галактике, а не только в её диске, таких необнаруженных скоплений должно быть немного. Расчёты показывают, что всего в Галактике не более 200 шаровых звёздных скоплений. Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в центральной области Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы.

Важные сведения об эволюции звёздных скоплений даёт изучение Герцшпрунга-Рессела диаграмм. Для типичных рассеянных и шаровых звёздных скоплений Галактики эти диаграммы существенно различны. У рассеянных скоплений на стадии главной последовательности находятся значительно более массивные звёзды, чем у шаровых. В некоторых рассеянных звёздных скоплениях встречаются звёзды с массой до 15-20 Μ_Θ (Μ_Θ - масса Солнца). Эти наиболее яркие звёзды рассеянных скоплений имеют небольшую продолжительность жизни, что указывает на молодость самих скоплений.

В шаровых звёздных скоплениях светимости подавляющей части звёзд малы. Эти звёзды находятся на стадии главной последовательности, их массы меньше 0,7-0,8 Μ_Θ. Наиболее яркие звёзды в шаровых звёздных скоплениях - сравнительно немногочисленные красные гиганты, находящиеся на поздних стадиях эволюции (после ухода с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, когда в ядрах звёзд уже закончились термоядерные реакции с участием водорода); их массы около 0,8 Μ_Θ. Интерпретация диаграмм Герцшпрунга-Рессела с точки зрения теории звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды шаровых звёздных скоплений имеют возраст 12-14 миллиардов лет, т. е. они гораздо старше звёзд рассеянных скоплений.

Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых скоплений Галактики отражают особенности распределения вещества, из которого на ранней стадии существования Галактики возникли эти образования. В современную эпоху в Галактике звёздные скопления возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газово-пылевых спиральных ветвей. При этом образуются сравнительно мало массивные звёздные скопления. В некоторых соседних галактиках наблюдаются и весьма массивные молодые звёздные скопления, подобные шаровым (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке).

Звёздные  скопления формируются в недрах гигантских облаков межзвёздного вещества из-за его гравитационной неустойчивости. Как правило, это происходит в наиболее плотной и холодной части облака - в его ядре. После того, как в формирующемся звёздном скоплении появляются массивные звёзды, они разогревают окружающее облако и разрушают его. Вместе с остатками газа молодые звёздные скопления покидают и наиболее быстро движущиеся звёзды, образуя звёздную ассоциацию. Остальные звёзды, сохранившие гравитационную связь друг с другом, образуют сравнительно долгоживущее звёздное скопление.

Под действием внешних и внутренних сил происходит динамическая эволюция звёздных скоплений. Сближения между звёздами в ядрах скоплений приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые звёзды получают избыточную энергию и сразу покидают скопление или переходят в область короны, откуда позднее «испаряются» под действием гравитационных возмущений со стороны Галактики. Процесс разрушения звёздных скоплений усиливается под влиянием гравитационных «толчков» со стороны пролетающих мимо них массивных облаков межзвёздного вещества. Особенно сильны гравитационные «толчки» со стороны гигантских молекулярных облаков, массы которых достигают 10⁶ Μ_Θ. Быстрее всего разрушаются звёздные скопления с небольшим числом членов, т. е. рассеянные. Поэтому из старых звёздных скоплений в нашей Галактике сохранились лишь самые массивные - шаровые.

Среди неярких членов молодых рассеянных звёздных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды. Среди ярких звёзд в рассеянных звёздных скоплениях иногда встречаются цефеиды. В некоторых шаровых звёздных скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы. В ядрах двух десятков наиболее плотных шаровых звёздных скоплений обнаружены рентгеновские источники. Их связывают с тесными двойными системами, имеющими в качестве одного из компонентов нейтронную звезду или чёрную дыру, окружённую аккреционным диском.

Наиболее близкие к Солнцу звёздные скопления (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), называются движущимися. Движущиеся звёздные скопления играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, так как расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом.

Смотри также Звёздная астрономия, Звёздная динамика.

Лит.: Холопов П. Н. Звездные скопления. М., 1981; Спитцер Л. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., 1990.