|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Звездные скопления | Звездные скопления (далее З) группы звезд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окруженное значительно менее плотной корональной областью. Диаметры З находятся в пределах от нескольких до 150 парсек, причем радиусы корональных областей в несколько (иногда в десяток) раз превышают радиусы ядер. Исторически сложилось деление З на рассеянные (иногда называются открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З, как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые - десятки и сотни тысяч звезд. Примеры рассеянных З - Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых З - скопление М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/сек). Среди них можно выделить ассоциированные со спиральными ветвями скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. лет назад), и скопления промежуточного возраста, или скопления диска, не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звездам плоской составляющей Галактики. Шаровые З в нашей Галактике распределены в сфероидальном объеме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/сек). Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в околоцентральных областях Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звездной системы. Важные сведения о эволюции З дает изучение Герцшпрунга - Ресселла диаграмм или диаграмм "звездная величина - показатель цвета". Диаграммы зависимости "звездная величина - показатель цвета" звезд типичных рассеянных и шаровых З нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения современных теорий звездной эволюции позволяет заключить, что звезды типичных шаровых З в 100-1000 раз старше звезд рассеянных З
Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых З нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из которого на ранней стадии ее существования возникли эти образования. Диаграммы "звездная величина - показатель цвета" звезд шаровых З той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы современных рассеянных З Подобные молодые шаровые З наблюдаются в соседних галактиках (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В современную эпоху З в нашей Галактике возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.
Одновременно с изменением физических характеристик членов З происходит их динамическая эволюция. Сближения между звездами в ядрах З приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые члены З получают избыточную энергию и переходят в область короны или вообще покидают скопление. Ядро при этом, как правило, сжимается. Процесс диссипации ядра происходит особенно быстро у скоплений с небольшим количеством членов, т. е. рассеянных. Поэтому из старых скоплений в нашей Галактике сохранились лишь наиболее массивные из них, т. е. шаровые. Среди слабых членов молодых рассеянных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звезды. В некоторых шаровых скоплениях содержатся переменные звезды типа RR Лиры и Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются цефеиды. Наиболее близкие к Солнцу З (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 З играют особую роль в проблеме определения звездных расстояний, т. к. расстояния до них могут быть надежно определены простым геометрическим методом. См. также Звездные ассоциации, Звездная астрономия.
Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954; Сойер-Хогг Э., З, в сборнике: Строение звездных систем, М., 1962.
П. Н. Холопов.
|
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
|
|
Новости 21.11.2024 11:48:16
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
