Астрономический сайт

Загадки земли и вселенной

Скопления и ассоциации звезд

Ближайшие к нам звезды
Сколько звёзд на небе? На первый взгляд кажется, что ответить на этот вопрос очень трудно. Недаром в течение многих столетий поэты, говоря о звёздах, использовали эпитет «бесчисленные». На самом деле это не так. Пересчитать звёзды довольно просто. При благоприятных условиях наблюдений, т. е. в ясную безлунную ночь, человек, обладающий отличным зрением, различает всего около 3 тыс. звёзд. Приблизительно столько же находится под горизонтом. Из этих 6 тыс. звёзд большую часть составляют слабые, едва видимые глазом. Яркие же звёзды немногочисленны и выделяются на общем фоне.

Наши предки для того, чтобы легче ориентироваться в звёздном небе, объединили звёзды в группы — созвездия. В причудливых сочетаниях звёзд им виделись очертания людей и животных, мифических чудовищ и предметов домашнего обихода. Созвездия включают звёзды, находящиеся примерно в одном направлении от нас. Но расстояния до них могут быть весьма различны. А существуют ли в действительности физические группировки звёзд, связанных между собой какими-либо общими свойствами?

Ещё древние греки подозревали, что звёзды удалены от нас на разные расстояния. В XVIII в. учёные уже не сомневались в этом. Во времена Исаака Ньютона астрономы полагали, что звёзды однородно распределены по всей безграничной Вселенной. Наблюдения Уильяма Гершеля опровергли это мнение. При помощи самого большого для того времени телескопа Гершель занялся изучением распределения слабых звёзд на небе. Кропотливый подсчёт числа звёзд показал, что они разбросаны по небу очень неравномерно. Многие из них собраны в тесные группы, Гершель называл их «звёздными кучами», или скоплениями.

Ещё до наблюдений Гершеля астрономы знали, что на небе можно наблюдать не только звёзды, но и слабые туманные пятна. В 1781 г. французский учёный, «ловец комет» Шарль Мессье составил каталог таких туманностей, в который включил 103 пятна. В свой мощный телескоп Гершель обнаружил, что многие объекты, принятые Мессье за туманности, на самом деле являются тесными группами слабых звёздочек — звёздными скоплениями. Всего он описал более 2 тыс. скоплений. Были в их числе и те, что известны с глубокой древности (например, Плеяды и Ясли), но большинство открыл сам Гершель. Столь большое количество скоплений убеждало учёного в том, что, по крайней мере, некоторые из них являются не видимыми, а реальными звёздными группами, члены которых связаны взаимным тяготением.

Сначала Гершель предполагал, что ему удалось открыть «звёздные острова» — огромные скопления звёзд, заполняющие Вселенную и подобные звёздной Галактике, в которой мы живём. Позже он обнаружил, что, по крайней мере, часть из них всё же принадлежит нашей звёздной системе.

Наблюдения в XIX в. позволили установить, что «звёздные кучи» Гершеля по внешнему виду легко разделяются на два класса. Одни из них были названы шаровыми скоплениями из-за своей сферической формы. Во внешних областях этих скоплений в телескоп обнаруживались многочисленные слабые звёзды. Однако в центре скопления звёзды располагались так часто, что казались сплошной светящейся массой. Любопытно, что все шаровые скопления наблюдались лишь в одной стороне неба, в полусфере с центром в созвездии Стрельца. Скопления второго класса – рассеянные – встречались только в пределах Млечного Пути или вблизи него. По сравнению с шаровыми они обладали меньшей звёздной плотностью и нечётко выраженной формой.

Тщательное изучение звёздных скоплений началось только в XX в. Со времён Гершеля наши познания о них значительно расширились. Сейчас звёздными скоплениями называют группы звёзд, связанных общим происхождением, положением в пространстве и движением. Этим скопления и отличаются от созвездий, которые являются результатом случайного совпадения положений звёзд на небе. Деление скоплений на шаровые и рассеянные сохранилось, а во второй половине нашего столетия к ним добавился ещё один тип звёздных группировок — ассоциации.

Более подробные исследования обнаружили, что различия между шаровыми и рассеянными скоплениями не ограничиваются внешним видом, количеством звёзд и степенью их скученности. Они распространяются также на химический состав, положение в Галактике, возраст и типы звёзд, входящих в скопление.

Шаровые скопления

В небольшой телескоп шаровые скопления выглядят как очень тесные группы звёзд. Все они имеют ярко выраженную сферическую или слегка сплюснутую форму, звёзды в них сильно концентрируются к центру, сливаясь в одно светлое пятно. Только наблюдения с очень высоким угловым разрешением, например на Хаббловском космическом телескопе, позволяют рассмотреть отдельные звёздочки вплоть до самого центра. Крупнейшие скопления содержат свыше миллиона звёзд.

Шаровое скопление звезд в созвездии Волосы Вероники
Шаровое скопление звезд в созвездии Волосы Вероники
Количество звёзд в кубическом парсеке в центрах шаровых скоплений изменяется от нескольких сот до десятков тысяч. Заметим, что в окрестностях Солнца одна звезда приходится на объём более одного кубического парсека. Диаметры шаровых скоплений составляют от 20 до 100 пк.

Шаровые скопления — старейшие объекты нашей Галактики: они образовались одновременно с ней. Когда возраст скоплений был ещё невелик, в них входили очень разные по массе звёзды. Самые лёгкие были в несколько раз менее массивны, чем Солнце, а масса наиболее тяжёлых превышала солнечную в десятки раз. В массивных звёздах все процессы идут интенсивнее, чем в лёгких, они быстро растрачивают свой запас энергии и «умирают». Поэтому сейчас в шаровых скоплениях присутствуют лишь маломассивные звёзды, да и из них большинство находится на поздних стадиях своей эволюции. Когда и они погаснут, в скоплениях останутся только самые маленькие звёзды, которые живут очень долго. Зная, сколько в скоплении звёзд с различной массой, можно определить, как давно оно возникло. Возраст шаровых скоплений, оцененный таким образом, превышает 12 млрд. лет.

Массивные звёзды, бывшие когда-то членами этих звёздных систем, не пропали бесследно. После них остались белые карлики, нейтронные звёзды и, возможно, чёрные дыры. Чаще всего они обнаруживают себя по гравитационному взаимодействию с другими членами скопления. Результатами такого взаимодействия являются наблюдающиеся в шаровых скоплениях вспышки новых звёзд, пульсирующие рентгеновские и радиоисточники — пульсары.

Старые звёзды часто теряют устойчивость и начинают регулярно менять свою яркость — становятся переменными. Подобных звёзд — цефеид — в шаровых скоплениях открыто очень много. Оказалось, что по периоду изменения блеска такой звезды можно вычислить расстояние до неё.

М 53 - Диадема - шаровое скопление звезд
М 53 - Диадема - шаровое скопление звезд
Измерения периодов цефеид в шаровых скоплениях позволили определить степень их удалённости от Солнца. Расстояния до всех скоплений очень велики — тысячи парсек. Сейчас известно свыше 150 шаровых скоплений, всего же их в Галактике может быть несколько сот. Родившись одновременно с Галактикой, шаровые скопления практически сохранили химический состав того гигантского догалактического облака, из которого они сформировались. Характерной особенностью их состава является низкое содержание тяжёлых химических элементов, которые образуются только на конечных стадиях эволюции звёзд. Во время возникновения шаровых скоплений в Галактике было ещё очень мало элементов тяжелее гелия, поэтому некоторые из скоплений содержат примерно в 300 раз меньше металлов, чем Солнце.

История образования шаровых скоплений отразилась на их пространственном распределении в Галактике. Все они располагаются сферически симметрично относительно центра Галактики (для земного наблюдателя он находится в созвездии Стрельца), сильно концентрируясь к нему. Эту плотную центральную часть системы шаровых скоплений и обнаружили в XIX в. Характер распределения скоплений не изменился и после того, как догалактическое облако (или система газовых облаков, из которых формировалась Галактика) сжалось, образовав вращающийся диск.

В этом первоначальном газовом диске в дальнейшем и происходило образование звёзд. В диске Галактики и сейчас рождаются звёздные скопления, причём исключительно рассеянные. В некоторых других галактиках, например в Магеллановых Облаках, молодые скопления бывают не только рассеянными, но и шаровыми.

Рассеянные скопления

Рассеянных скоплений известно гораздо больше, чем шаровых, хотя открывать их значительно труднее. Из-за низкой звёздной плотности их легко спутать со случайными звёздами, наблюдаемыми в том же направлении. Выделить реальные группы звёзд можно, исследовав их движение в пространстве и удаление от Солнца. Если звёзды, находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от нас, движутся в одном и том же направлении, скорее всего они действительно связаны в одну систему. Всего сейчас обнаружено более 1200 рассеянных скоплений. Самые известные среди них — Плеяды и Гиады в созвездии Тельца. Из-за многочисленности рассеянных скоплений в Галактике некоторые оказались довольно близко к Солнцу, например, до скопления Гиады всего 40 пк.

М 45 - рассеянное скопление звезд в созвездии Плеяды
М 45 - рассеянное скопление звезд в созвездии Плеяды

Как правило, рассеянное скопление состоит из нескольких сот или тысяч звёзд, наиболее богатые содержат около 10 тыс. членов. Масса рассеянных скоплений невелика, и их гравитационное поле не в состоянии долго противодействовать разрушению скоплений. Просуществовав около миллиарда лет, они растворяются в океане Галактики. В самых молодых скоплениях звёзды ещё продолжают рождаться у нас на глазах. Вокруг многих звёзд видны остатки тех газовых облаков, из которых они возникли.

В рассеянных скоплениях много массивных, очень ярких звёзд, переменных и вспыхивающих звёзд различных видов, звёзд с необычным химическим составом. В среднем содержание различных элементов в скоплениях близко к солнечному. Но оно может сильно отличаться у разных скоплений. Кроме того, наблюдения указывают на возможную зависимость химического состава рассеянных скоплений от расстояния до центра Галактики: чем ближе скопление к центру, тем больше в нём тяжёлых элементов.

Ассоциации

Помимо рассеянных скоплений хорошо изучен ещё один тип группировок молодых звёзд, объединённых общим образованием. Это — звёздные ассоциации. Они более разреженны, чем скопления, и превосходят последние по размерам: типичная их протяжённость 200-300 световых лет. В ассоциации может содержаться от нескольких до нескольких десятков горячих голубых звёзд высокой светимости, довольно редко встречающихся в природе из-за своей относительно короткой жизни. Некоторые звёзды в ассоциациях настолько молоды, что ещё не сформировались окончательно.

Ассоциации, как правило, связаны с массивными облаками холодного молекулярного газа, из которого и возникают звёзды. Образовавшиеся массивные звёзды своим мощным излучением и потоками истекающего из них газа сообщают межзвёздной среде большую энергию, нагревая окружающий газ и выметая его из ассоциации. В результате звёздная группировка оказывается неустойчивой и, медленно расширяясь, теряется на фоне окружающих звёзд.

Активное исследование звёздных группировок продолжается. Новые мощные наблюдательные инструменты позволяют обнаружить скопления в других, иногда очень далёких галактиках. Но больше всего их открыто в ближайших к нам звёздных системах, таких, как туманность Андромеды и Магеллановы Облака.



Страниц : 1