Рассеянные скопления звезд


  • Рассеянное звёздное скопление (англ. open cluster) представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики; отдельные звёзды также могут быть выброшены в результате сложных гравитационных взаимодействий внутри скопления. Типичный возраст скоплений — несколько сотен миллионов лет. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования.Молодые рассеянные скопления могут находиться внутри молекулярного облака, из которого они были образованы, и «подсвечивать» его, в результате чего возникает область ионизированного водорода. Со временем давление излучения от скопления развеивает облако. Как правило, только около 10 % массы газового облака успевает образовать звёзды, прежде чем остальной газ будет развеян давлением света.

    Рассеянные звёздные скопления — ключевые объекты для изучения звёздной эволюции. Благодаря тому, что члены скопления имеют одинаковый возраст и химический состав, эффекты от других характеристик легче определять для скоплений, чем для отдельных звёзд. Некоторые рассеянные скопления, такие как Плеяды, Гиады или Скопление Альфа Персея, видны невооружённым глазом. Некоторые другие, например, Двойное скопление в Персее, едва различимы без инструментов, а ещё больше скоплений можно увидеть только при помощи бинокля или телескопа, как, например, Скопление Дикая Утка (M 11).

Источник: Википедия

Источник: kartaslov.ru

Описание слайда:

Судьба звездных скоплений

Многие рассеянные скопления, по существу, нестабильны: из-за небольшой массы скорость убегания из системы меньше, чем средняя скорость составляющих её звёзд.
кие скопления очень быстро распадаются в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях выталкивание излучением от молодых звёзд газа, из которого образовалась вся система, снижает массу скопления настолько, что оно очень быстро распадается.
Скопления, которые после развеяния окружающей туманности обладают достаточной массой, чтобы быть гравитационно связанными, могут сохранять свою форму многие десятки миллионов лет, однако со временем внутренние и внешние процессы также приводят к их распаду. Близкое прохождение одной звёзды рядом с другой может увеличить скорость одной из звезд настолько, что она превысит скорость убегания из скопления. Подобные процессы приводят к постепенному «испарению» членов скопления.
В среднем каждые полмиллиарда лет звёздные скопления испытывают влияние внешних факторов, например, прохождение рядом с каким-либо молекулярным облаком или сквозь него. Гравитационные приливные силы от столь близкого соседства, как правило, разрушают звёздное скопление. В итоге оно становится звёздным потоком: из-за больших расстояний между звёздами такая группа не может называться скоплением, хотя составляющие её звёзды связаны друг с другом и движутся в одинаковом направлении с одинаковыми скоростями. Период времени, через который скопление распадается, зависит от начальной звёздной плотности последнего: более тесные живут дольше. Оценочное время полураспада скопления (через которое половина исходных звёзд будет потеряна) варьируется от 150 до 800 млн лет, в зависимости от начальной плотности.
После того, как скопление перестанет быть связанным гравитацией, многие из составляющих его звёзд всё же сохранят свою скорость и направление движения в пространстве; возникнет так называемая звёздная ассоциация (или движущаяся группа звёзд).
к, несколько ярких звёзд «ковша» Большой Медведицы — бывшие члены рассеянного скопления, которое превратилось в такую ассоциацию под названием «движущаяся группа звёзд Большой Медведицы». В конце концов, из-за небольших различий в своих скоростях они рассредоточатся по Галактике. Более крупные скопления становятся потоками, при условии, что будет установлена одинаковость их скоростей и возрастов; в противном случае звёзды будут считаться несвязанными.

Источник: infourok.ru

Распределение

В нашей галактике известны более чем 1100 рассеянных звёздных скоплений. Но общее их количество может быть раз в 10 больше. В спиральных галактиках такие скопления сосредоточены, в основном, вдоль спиральных рукавов, потому что плотность газа в тех местах наиболее высока и активней протекают процессы звездообразования.

В неправильных галактиках они могут быть где угодно, причём их концентрация будет выше там, где будет больше плотность газа. А вот в эллиптических галактиках такие скопления не были обнаружены, объясняется это только прекращением звездообразования в таких местах.

В нашей галактике распределение рассеянных скоплений зависит, в основном, от их возраста. Чем старее рассеянное звёздное скопление, тем оно находиться дальше от галактического центра и от галактической плоскости.


рассеянное звёздное скопление

Состав

Рассеянные звёздные скопления могут представлять собой как небольшие группы из нескольких звёзд, так и агломерации, численностью до нескольких тысяч. Состоят они из хорошо наблюдаемой плотной сердцевины, окруженной менее плотной короной.

Диаметр сердцевины составляет от 3-х до 4-х световых года, короны – 40 св. лет. Плотность звёздного населения в центре, как правило, равняется 1,5 звезды на кубический световой год (в окрестностях Солнца это значение равно где-то 0,003 звезды/св. год3).

Звёздный состав рассеянных скоплений всецело диктуется их возрастом. Из-за того что рассеянные звёздные скопления, чаще всего, завершают свой жизненный цикл распадом, то большинство их, имеет в своем составе горячие голубые звёзды. Более старые скопления богаты больше жёлтыми звездами.

Классификация

Рассеянные звёздные скопления чаще всего классифицируют схемой, предложенной в 1930 году Робертом Трюмплером (трюмплеровская классификация или схема). Она дает обозначение, которое состоит из трёх частей:


  • первая часть, это римская цифра, от одного до четырёх (I, II, II или IV), и характеризирует как концентрацию звёздного скопления, так и его отличимость от окружающего вида;
  • второй частью выступает арабская цифра (1, 2 или 3) говорит про разброс яркости звёзд в скоплении;
  • третья часть – это латинская буква (p, m или же r), обозначает, соответственно, низкое, среднее или большое содержание звёзд в рассеянном скоплении. А если скопление находиться внутри какой-то туманности, то добавляется буква «n», в конце.

Согласно вышеописанной классификации звёздное скопление Плеяды обозначаются как I3rn – с сильной концентрацией, богатое звёздами, находящееся в туманности. А рассеянное звёздное скопление Гиады классифицируются как II3m.

рассеянное звёздное скопление

Источник: astromaniya.at.ua

Рассеянные скопления звезд

Двойные и кратные звезды тесно связаны друг с другом. Но в нашей Галактике есть коллективы звезд, связь между которыми менее тесная. Это рассеянные скопления, в которые входят от нескольких десятков до нескольких сотен звезд. Существуют скопления, в которые входит до двух тысяч звезд. Но их мало. Эти коллективы звезд не случайно были названы «рассеянными». Звезды в них действительно рассеяны на достаточно большом пространстве, и часто специалисты затрудняются четко очертить его границы. Форма этих скоплений может быть и неправильной, — по-видимому, именно из-за неуверенного определения их границ.

Самое известное рассеянное скопление звезд в нашей Галактике называется Плеяды. Знают его все потому, что его можно наблюдать невооруженным глазом. В наших широтах осенью в вечерние часы Плеяды видны высоко над горизонтом. Искать их надо в созвездии Тельца. При очень хорошем (отличном) зре-

Рассеянные скопления звезд


Рис. 6. Рассеянное скопление Плеяды. Кроме звезд, в скоплении видны входящие в его состав газовые облака

нии можно насчитать семь звезд. Наблюдая в телескоп, можно увидеть не менее сотни звезд. В телескоп можно наблюдать и газовые туманности. Плеяды показаны на рисунке 6. На фото кроме звезд видны и входящие в их состав газовые облака.

Кроме одинарных рассеянных скоплений звезд есть и двойные, например скопление h и с Персея. Оно показано на рисунке 7. В этом двойном рассеянном скоплении содержится около 600 звезд.

 Красные и желтые гиганты в таких скоплениях встречаются крайне редко. Зато белые и голубые гиганты являются обязательными членами рассеянных скоплений.

И это несмотря на то, что они сами по себе являются редкими звездами. Есть и другие редкие звезды — белые и голубые сверхгиганты. Это звезды высокой температуры и очень высокой светимости. Каждая из таких звезд излучает энергии в сотни тысяч и даже в миллионы раз больше, чем наше Солнце. Так вот, и эти редкие звезды чаще всего можно найти в рассеянных скоплениях. Во всяком случае, чаще, чем в других местах Галактики.

Рассеянные скопления звезд — это не просто группы звезд, которые оказались рядом. Эти звезды обладают общими свойствами. Например, связь между показателями цвета этих звезд и их светимостью очень своеобразна. На рисунке 8 представлена диаграмма цвет — видимая звездная величина для Плеяд. Особенность этих звезд состоит в том, что практически все они ложатся на


Рассеянные скопления звезд

Рис. 7. Cкопление h и c Персея

Рассеянные скопления звезд

Рис. 8. Диаграмма цвет — видимая звездная величина для Плеяд

главную последовательность. Так, диаграмма, построенная для Плеяд, содержит только звезды главной последовательности. Среди этих звезд нет ни одного желтого или красного гиганта, нет здесь и субкарликов. Но есть несколько голубых сверхгигантов. Они как бы венчают главную последовательность. В самой главной последовательности звезды тесно группируются в узкой полосе. Для других рассеянных скоплений характерно то же самое, хотя в некоторых из них эти особенности диаграммы цвет-светимость выражены менее четко. Примером может служить рассеянное скопление NGC 6530, показанное на рисунке 9. В этом скоплении есть несколько красных гигантов. Кроме того, в главной последовательности звезды скопления располагаются менее тесно. Другими словами, полоса главной последовательности более широкая, чем для рассеянного скопления Плеяд. Тем не менее

и здесь четко видно господствующее положение главной последовательности. Можно сделать такой обобщающий вывод: в рассеянных звездных скоплениях есть особый тип звездного населения — звезды главной последовательности в большей степени преобладают над всеми остальными.

Для рассеянных звездных скоплений характерно и то, что практически все они располагаются вблизи плоскости симметрии Галактики. Более того, большинство из этих скоплений находится почти точно в плоскости Галактики. На рисунке 10 показано, какую картину мы могли бы наблюдать со стороны,


Рассеянные скопления звезд

Рис. 9. Диаграмма цвет — видимая звездная величина рассеянного скопления NGC 6530

если бы из Галактики убрали все, кроме рассеянных звездных скоплений. Видно, что все рассеянные скопления находятся либо в плоскости Галак-

Рассеянные скопления звезд

Рис. 10. Система рассеянных скоплений Галактики при наблюдении Галактики с ребра

тики, либо очень близко прижаты к ней.

На рисунке 10 рассеянные скопления звезд в нашей Галактике находятся в одной плоскости. В настоящее время специалисты зарегистрировали восемьсот рассеянных скоплений звезд в Галактике. Но это не предел. Ведь даже в телескоп мы можем различать только относительно близкие рассеянные скопления. Что касается далеких рассеянных скоплений звезд, то они практически неразличимы. Их трудно зафиксировать, поскольку в них мало видимых звезд. Специалисты считают, что число рассеянных звездных скоплений в Галактике не менее 30 000. Сколько же в них звезд? Если полагать, что в одном рассеянном скоплении примерно 300 звезд, то общее число звезд в них приблизительно равно десяти миллионам. Поскольку в Галактике всего около ста миллиардов звезд, то в рассеянные скопления входит только одна сотая процента всех звезд Галактики.

В Галактике есть и более многочисленные коллективы звезд.
ковыми, например, являются шаровые звездные скопления. В каждом из таких скоплений находятся сотни тысяч, а иногда и более миллиона звезд. На рисунке 11 показана фотография шарового скопления то Центавра. Видно, что по мере удаления от края свет от звезд сливается и различить отдельные звезды невозможно. Но это на фотографии. А на самом деле даже в центральных областях шаровых скоплений расстояния между звездами огромны по сравнению с размерами самих звезд. Конечно, в центре шаровых скоплений звезды располагаются значительно

ближе друг к другу, чем, на-

Рассеянные скопления звезд

Рис. Шаровое скопление ? Центавра

пример, в окрестности Солнца.

Если в рассеянных скоплениях преобладают горячие бело-голубые звезды гиганты и сверхгиганты, а красных и желтых гигантов очень мало, а таких же сверхгигантов и вовсе нет, то в шаровых скоплениях все наоборот: очень много звезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых звезд сверхгигантов и очень мало бело-голубых звезд гигантов. Бело-голубые сверхгиганты и вовсе отсутствуют. Специалисты говорят, что звездное население шаровых скоплений совершенно иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Так, в шаровых скоплениях много переменных звезд, тогда как в рассеянных скоплениях переменных звезд очень мало. Более того, переменные звезды, которые там есть, совсем не такие, как в шаровых скоплениях. Они намного больше излучают света в пространство. Периоды изменения их блеска равны нескольким дням или десяткам дней, тогда как шаровые скопления изобилуют короткопериодически-ми цефеидами с периодом изменения блеска меньше суток. Кроме того, в рассеянных скоплениях звезд обычно много газа и пыли, тогда как в шаровых скоплениях газа и вовсе нет. Пыли же в шаровых скоплениях или нет, или же ее очень мало.

Все эти различия имеют очень глубокий смысл. Он проявляется и в отличии диаграммы цвет — видимая звездная величина. У шаровых скоплений звезд эта диаграмма отличается от типовой для звезд рассеянных скоплений. На рисунке 12 представлена диаграмма шарового скопления NGC 5272. Для построения этой диаграммы цвет — видимая звездная величина использовались результаты наблюдений с помощью самого крупного в мире телескопа с диаметром объектива 5 метров. Специалисты определили цвета звезд до 21-й видимой звездной величины. Если скопление удалено от нас на расстояние 14 кпс, то это соответствует абсолютной звездной величине звезд +5m,3. Наиболее полно представлена последовательность желтых и красных гигантов. В верхней части диаграммы она переходит в последовательность крас-

Рассеянные скопления звезд

Рис. 12. Диаграмма цвет — видимая звездная величина

шарового скопления NGC 5272

ных гигантов. Слабые звезды главной последовательности также многочисленны. Это относится, главным образом, к той части главной последовательности, которая расположена на диаграмме ниже и правее места, где начинается ветвь гигантов. Яркие звезды главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной, около +1m,0. На диаграмме у этой последовательности посередине имеется пробел. На самом деле он заполнен не приведенными на диаграмме, но имеющимися в шаровом скоплении короткопериодическими цефеидами.

Сравните рис. 12 с рис. 8 ирис. 9, и вы убедитесь в принципиальном различии шаровых и рассеянных скоплений. Этим различием специалисты пользуются в том случае, когда скопление далеко и плохо наблюдается из-за сильного поглощения света межзвездной пылью. В таких случаях диаграмма позволяет однозначно сказать, какое это скопление — шаровое или рассеянное.

Шаровые скопления состоят из большого количества звезд и являются плотными. Они резко выделяются среди других объектов Галактики. Шаровые скопления видны на очень больших расстояниях. Уже открыто 119 шаровых скоплений, которые входят в состав нашей Галактики.

Как мы видели, рассеянные скопления звезд сосредоточены главным образом в плоскости Галактики или очень близко к ней. Шаровые же скопления звезд распределены практически по всей Галактике. Многие из них значительно удалены от плоскости Галактики. По сути, все шаровые скопления образуют как бы сферу, которая проникла в Галактику, и даже выходит за ее пределы, как это показано на рисунке 13.

Поскольку шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от этого центра, то почти все они должны наблюдаться в одной половине неба, именно в той, где на-

Рассеянные скопления звезд

Рис. 13. Система шаровых скоплений, окружающая Галактику

ходится центр Галактики. Поскольку центр всей совокупности шаровых скоплений совпадает с центром Галактики, то, определив направление на этот центр и расстояние до него, можно определить центр нашей звездной системы при наблюдении Галактики с ребра Если полагать, что в каждом из известных шаровых скоплений в среднем находится немногим менее миллиона звезд, то общее число звезд в шаровых скоплениях составит около 100 миллионов. Но в относительном измерении это немного, только одна десятая процента всех звезд нашей Галактики.


Главная | В избранное | Наш E-MAIL | Прислать материал | Нашёл ошибку | Верх

Источник: www.xliby.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.