На ночном небосклоне в ясную погоду можно увидеть множество маленьких светящихся огней - звезд. На самом деле их размеры могут быть огромны и в сотни, а то и тысячи раз превышать величину Земли. Они могут существовать обособлено, но иногда образуют звездное скопление.
Что такое звезды?
Звезда представляет собой массивный шар, состоящий из газа. Она способна удерживаться за счет силы собственной гравитации. Звездная масса, как правило, больше планетарной. Внутри них происходят термоядерные реакции, которые способствуют излучению света.
Звезды образуются в основном из водорода и гелия, а также пыли. Их внутренняя температура может доходить до миллионов Кельвинов, хотя внешняя гораздо меньше. Основными характеристиками для измерения этих газовых шаров являются: масса, радиус и светимость, то есть энергия.
Невооруженным глазом человек может увидеть приблизительно шесть тысяч звезд (по три тысячи в каждом полушарии). Самую близкую к Земле мы видим только днем - это Солнце. Оно находится на расстоянии 150 миллионов километров. Ближайшая к нашей солнечной системе звезда называется Проксима Центавра.
Рождение звезд и скоплений
Пыль и газ, присутствующие в неограниченных количествах в могут сжиматься под действием Чем плотнее они сжимаются, тем большая температура образовывается внутри. Уплотняясь, вещество набирает массу, и если она будет достаточной для осуществления ядерной реакции, то возникнет звезда.
Из газопылевого облака часто формируется сразу несколько звезд, которые захватывают друг друга в и формируют звездные системы. Таким образом, существуют двойные, тройные и другие системы. Больше десяти звезд образуют скопление.
Звездное скопление представляет группу звезд общего происхождения, которые связаны друг с другом гравитацией, и в поле галактики движутся как единое целое. Их разделяют на шаровые и рассеянные. Кроме звезд, скопления могут содержать газ и пыль. Объединенные общим происхождением, но не связанные гравитацией группы небесных светил называют звездными ассоциациями.
История открытий
Люди с древнейших времен наблюдали за ночным небом. Однако долгое время считалось, что небесные светила равномерно распределены на просторах Вселенной. В XVIII веке астроном Уильям Гершель бросил очередной вызов науке, сказав, что на некоторых участках звезд явно больше, чем в других.
Немного раньше его коллега Шарль Мессье отметил существование на небе туманностей. Наблюдая за ними в телескоп, Гершель выяснил, что это не всегда так. Он увидел, что иногда звездная туманность - скопление звезд, которые кажутся пятнами, если смотреть на них невооруженным глазом. Обнаруженное он назвал «кучами». Позже было придумано иное имя этим явлениям галактики - звездные скопления.
Гершелю удалось описать около двух тысяч скоплений. В XIX веке астрономы определили, что они отличаются по форме и размерам. Тогда были выделены шаровые и рассеянные скопления. Подробное изучение этих явлений началось только в XX веке.
Рассеянные скопления
Между собой скопления различаются количеством звезд и формой. Рассеянное звездное скопление может включать от десяти до нескольких тысяч звезд. Они достаточно молодые, их возраст может составлять всего несколько миллионов лет. Такое звездное скопление не имеет четко очерченных границ, обычно оно находится в спиральных и неправильных галактиках.
В нашей галактике обнаружено около 1100 скоплений. Живут они недолго, так как их гравитационная связь слаба и легко может разорваться из-за прохождения рядом с облаками газа или другими скоплениями. «Потерявшиеся» звезды становятся одиночными.
Скопления часто находятся на спиральных рукавах и возле галактических плоскостей - там концентрация газа больше. Они имеют неровные бесформенные края и плотную, хорошо различимую сердцевину. Рассеянные скопления классифицируют в соответствии с плотностью размещения, различиями в яркости внутренних звезд, а также отличимостью по сравнению с окружением.
Шаровые скопления
В отличие от рассеянных, шаровые звездные скопления имеют четкую шарообразную форму. Их звезды связаны гравитацией намного теснее, и вращаются вокруг галактического центра, исполняя роль спутников. Возраст этих скоплений во много раз превышает рассеянные, составляя от 10 миллиардов лет и выше. А вот по количеству они значительно уступают, в нашей галактике пока открыто около 160 шаровых скоплений.
Большая плотность звезд в скоплении часто приводит к столкновениям. В результате могут образовываться необычные классы светил. Например, когда члены двойной сливаются, возникает голубая отставшая звезда. Она гораздо горячее других голубых звезд и членов скопления. В ходе столкновений может возникать и другая экзотика космического пространства, такая как маломассивные рентгеновские двойные звезды и миллисекундные пульсары.
Звездные ассоциации
В отличие от скоплений, ассоциации звезд не связаны общим гравитационным полем, иногда оно присутствует, но его силы слишком мала. Они появились в одно время и имеют небольшой возраст, достигающий десятка миллионов лет.
Звездные ассоциации превышают в размерах молодые рассеянные скопления. Они более разрежены в космическом пространстве, и включают до сотни звезд в своем составе. Примерно десяток из них - горячие гиганты.
Слабое гравитационное поле не позволяет звездам долго находиться в ассоциации. Для распада им нужно от нескольких сотен тысяч до миллиона лет - по астрономическим меркам это ничтожно мало. Поэтому звездные ассоциации называют временными образованиями.
Известные скопления
Всего было открыто несколько тысяч скоплений звезд, некоторые из них видны невооруженным глазом. Наиболее близкими к Земле являются рассеянные скопления Плеяды (Стожары) и Гиады, расположенные в Первое содержит около 500 звезд, без специальной оптики из них различимы только семь. Гиады находятся рядом с Альдебараном и содержат около 130 ярких и 300 слабогорящих участников.
Рассеянное звездное скопление в также является одним из ближайших. Оно называется Ясли и содержит более двухсот членов. Многие характеристики Яслей и Гиад совпадают, поэтому существует возможность, что они образованы из одного газопылевого облака.
Легко различимо в бинокль звездное скопление в созвездии Волосы Вероники в северном полушарии. Это шаровое скопление М 53, открытое ещё в 1775 году. Оно находится на расстоянии более 60 000 световых лет. Скопление является одним из наиболее удаленных от Земли, хотя и легко различимо в бинокль. Огромное количество шаровых скоплений расположено в
Заключение
Звездные скопления представляют собой большие группы звезд, объединенные между собой силами гравитации. Они насчитывают от десяти до нескольких миллионов звезд, которые имеют общее происхождение. В основном выделяют шаровые и рассеянные скопления, различающиеся по форме, составу, размерам, количеству членов и возрасту. Кроме них, существуют временные скопления, называемые звездными ассоциациями. Их гравитационная связь слишком слаба, что неизбежно приводит к распаду и образованию обычных одиночных звезд.
По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления - вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что все звезды, входящие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой.
Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звездных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.
Открытые звездные скопления
Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении - где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.
Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд.
Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется.
Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд - тех самых, тысячи которых предстаьот перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.
Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи меж звездных облаков, из которых они воз никли. В звездную ассоциаци~о входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет.
Облака, в которых образуются звезды, сконцентрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.
Шаровые звездные скопления
В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет.
В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды.
Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.
Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.
Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самое яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений:
его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.
В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.
Эта звезда получила название Мира - ечудесная~. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.
Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.
Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в нес~олько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом оиа меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величии профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, сщпако многочисленные наблюдения перемеипых звезд производятся астрономами-любителями. С помощью специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине переменой звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом.
Графики блеска переменных звезд показывают, что пекоторыс: звезды меняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времени определенной длины (периоде) повторяется снова и слова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К правильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).
Когда мы видим изменение блеска бицариых звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходить прямо одна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойными звездами.
Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.
Звездными скоплениями астрономы называют динамически связанные между собой группы, содержащие в себе большое количество звезд и различающихся по виду и звездному составу. По внешнему виду различают две группы звездных скоплений: рассеянные скопления, включающие в себя десятки и сотни звезд, и шаровые скопления, в которых может составлять десятки и сотни тысяч.
Рассеянные звездные скопления
Рассеянные звездные скопления расположены в основном вблизи галактической плоскости. В настоящее время в радиусе нескольких килопарсеков от Солнечной системы обнаружено более 800 подобных объектов. За пределами этого радиуса обнаружить рассеянные скопления намного сложнее. Учитывая ту часть объема Галактики, в которой обнаружены известные рассеянные скопления, можно предположить, что во всем занимаемом объеме нашей звездной системы должно насчитываться несколько десятков тысяч рассеянных звездных скоплений. Самыми известными рассеянными звездными скоплениями являются Плеяды, удаленные от Земли на расстояние 130 пс, и Гиады, которые находятся приблизительно в сорока парсеках от нас.
Для отделения звезд, принадлежащих скоплению, от других звезд, случайно проектирующихся в ту же часть неба, астрономы строят диаграмму спектр - светимость. Обычно для скоплений строят диаграмму цвет - звездная величина и откладывают по осям показатель цвета и видимую звездную величину, отличающуюся от абсолютной одинаково для всех звезд скопления. На диаграмме Герцшпрунга - Рессела для рассеянных скоплений, обычно, хорошо заметна главная последовательность. При этом в большинстве случаев отсутствует или почти отсутствует ветвь гигантов. Так как все звезды скопления находятся практически на одинаковом расстоянии, диаграмма цвет - видимая звездная величина скопления будет отличаться от обычной характерным сдвигом по вертикальной оси на величину, равную модулю расстояния. Кроме того, из-за влияния межзвездного поглощения света, имеет место сдвиг и по горизонтальной оси. Из диаграммы следует, что звезды, не попадающие на свои места в последовательности, могут не являться частью скопления. Проверить, принадлежат ли эти звезды скоплению, можно путем изучения собственных движений и лучевых скоростей, которые для звезд скопления должны быть почти одинаковыми. Выделяя звезды, принадлежащие скоплению, и находя нормальное положение главной последовательности, вычисляется модуль расстояния, а отсюда, и само расстояние до звездного скопления. А если известно расстояние до звездного скопления, можно вычислить его линейные размеры. Для большинства рассеянных скоплений они в среднем равны от 2 до 20 пс.
фото: Шаровое звездное скопление m55
Шаровые звездные скопления
Шаровые звездные скопления, в отличие от рассеянных, заметно выделяются на фоне окружающих звезд благодаря намного большему числу входящих в них звезд а также своей четкой сферической или эллиптической форме, которая обусловлена сильной концентрацией звезд к центру. Диаметры шаровых скоплений в среднем составляют около 40 пс. Такие объекты видны даже на больших расстояниях в благодаря своей большой светимости, поэтому их наблюдаемое число (около 100) примерно равно общему числу во всей Галактике. Шаровые скопления были обнаружены и в других ближайших к нам галактиках (например, в туманности Андромеды и Магеллановых облаках). В отличие от рассеянных скоплений, распределение шаровых скоплений в пространстве образует сферическую подсистему, сильно концентрирующуюся к центру Галактики.
На диаграмме цвет - видимая звездная величина для звезд шаровых звездных скоплений обычно четко выделяется характерная горизонтальная ветвь, или ветвь гигантов, соединенная с главной последовательностью, а также сама главная последовательность, которая начинается в области с меньшими светимостями, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Иногда в шаровых скоплениях можно заметить значительное количество переменных звезд, чаще всего типа RR Лиры, позволяющие определить расстояния до этих объектов.
В 1947 г. советский астрофизик Виктор Амбарцумян вместе с сотрудниками обнаружил особые группы звезд, которые были названы звездными ассоциациями. Это группы звезд определенного типа, звездная плотность которых намного больше средней звездной плотности звезд этого типа в Галактике. Ученые выделили два типа . Первый - О-ассоциации - включает звезды ранних спектральных классов от О до В2, величина которых составляет десятки и сотни парсеков, т.е. многократно превышающие размеры рассеянных звездных скоплений. Ассоциации второго типа включают звезды типа τ Тельца и поэтому получили название τ-ассоциаций.
рис. Диаграмма цвет - видимая звездная величина шарового скопления М3
Знакомясь всё с большим и большим числом объектов для наблюдения в серии статей про нам часто встречаются космические объекты, которые называются . По внешнему виду скопления делятся на 2 типа: рассеянные (или открытые) и шаровые . Давайте немного подробнее о них узнаем.
Рассеянные скопления
Этот тип скоплений содержит от 20 до нескольких тысяч звёзд. Их легко наблюдать и находить на звёздном небе невооруженным глазом, а уже в простой любительский телескоп можно рассмотреть отдельные участки. Звёзды связаны между собой гравитационным притяжением и являются преимущественно молодыми и горячими.
Такие скопления находятся вблизи полосы Млечного Пути. Известно около 1000 рассеянных скоплений, но, как предполагают астрономы, число их может превышать несколько десятков тысяч. Выглядят они как группа звёзд, расположенных близко друг от друга. Самым ярким скоплением, наблюдаемым с Земли является Плеяды (или M 45 ), с его звёздной величиной равной 1,6 m .
На фотографии выше видна космическая пыль между звёздами, - на самом деле это , которая отражает голубой свет очень горячих и молодых звёзд.
Ещё одним хорошим примером рассеянных скоплений является скопление Дикая Утка (или M 11 ) в созвездии .
Самые молодые рассеянные звёздные скопления, окруженные газопылевыми туманностями, называются звёздными ассоциациями . Такие ассоциации очень трудно выделить на фоне других звёзд, но применяя спектральные методы их можно разделить на группы: O-ассоциация - содержит горячие звёзды O и B; T-ассоциация - состоит из молодых образующихся звёзд классов F, G, K, M.
Шаровые скопления
Шаровые скопления включают в себя от 10 тысяч до миллиона звёзд. В бинокль или любительский телескоп можно будет рассмотреть лишь форму и некоторые очертания вцелом. Для более детального изучения потребуется мощный инструмент.
Такие скопления расположены в непосредственной близости от нашей галактики Млечный Путь. Они вращаются по вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра галактики.
Все шаровые скопления имеют вид шара, очень яркого в центре, и ослабевающего к краям, где уменьшается концентрация звёзд. Благодаря большой яркости и сильной светимости можно наблюдать практически все скопления этого типа. Общее число их составляет немногим больше 100.
Шаровое звёздное скопление M 12
Скопление M 12 находится в созвездии и в первый летний месяц можно за ним поохотиться. Ещё одним ярким представителем шарового скопления, которое тоже расположено в этом созвездии является M 14 :
Яркое шаровое скопление M 14
Шаровые скопления интересны для охоты на них даже в бинокль. Несмотря на то, что нельзя будет рассмотреть подробности, сам поиск увлекает очень сильно. Я как-то писал заметки в блоге . Прочитайте.
В общем-то это всё, что необходимо знать о типах звёздных скоплений для того, чтобы уметь их различать на звёздном небе и понимать, где они расположены.