Звездные скопления и ассоциации

СРОП

Звездные скопления и ассоциации

1.     Рассеянные и шаровые скопления

Газопылевые облака могут обладать массами в тысячи и миллионы масс Солнца. Из их вещества может родиться множество звезд. В этом случае они расположатся на некотором отдалении друг от друга внутри облака. Такую группу, редко принимающую правильные очертания, принято называть рассеянным звездным скоплением.

Рисунок 1. Рассеянное звездное скопление

Звезды скопления могут разогревать или освещать "свою" туманность, делая ее видимой. Известные всем Плеяды тоже погружены в голубую холодную туманность.

В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, в спиральных рукавах. На небе мы видим их как полосу Млечного Пути. Здесь же ютятся и почти все рассеянные скопления.

Скопления не вечны, ведь звезды движутся. Расстояния между звездами в рассеянных скоплениях относительно велики, а значит, малы и силы гравитационного взаимодействия. За миллионы лет скопление постепенно расширяется в пространстве, перестает быть компактным.

Иногда по общему движению и расстоянию до группы звезд можно угадать в ней бывшее рассеянное скопление. Такие группы называются звездными ассоциациями. Мало кому известно, что, по меньшей мере, 5 звезд Ковша Большой Медведицы составляют одну из таких групп.

Рисунок 2. Звездная ассоциация на примере Ковша Большой Медведицы

Шаровые звездные скопления, в отличие от рассеянных, значительно богаче звездами. Их там может быть до миллиона.

Кроме того, шаровые скопления очень компактны, и звезды в них удалены на малые расcтояния друг от друга. Считается, что они образовались вместе с Галактикой из чрезвычайно плотных и массивных газовых облаков. Это гипотеза подтверждается тем, что почти все звезды в шаровых скоплениях старые, процессы звездообразования в них идут очень и очень слабо. Голубых звезд тоже почти нет, так как голубые звезды заведомо молоды по сравнению с возрастом Галактики (10-15 млрд. лет).

Рисунок 3. Шаровое скопление

Многие звезды в шаровых скоплениях уже находятся на стадии красных гигантов, поэтому обычный цвет этих объектов желтоватый или даже рыжий. Молодые шаровые звездные скопления в нашей Галактике не обнаружены.

Форма шаровых скоплений сферическая или эллипсоидальная, отсюда и название. Шаровые скопления входят в состав галактического гало.

2.     Размеры, возраст и население скоплений

Рассеянные звездные скопления – гравитационно-связанные группы звезд, имеющих общее происхождение, близкий хим. состав и возраст; характерные объекты плоской составляющей Галактики.

Известно около 1200 Р.з.с., находящихся в основном в пределах 2 кпк от Солнца. Более далекие скопления не наблюдаются из-за высокой звездной плотности Млечного Пути, на фоне которого далекие скопления теряются.

Ожидаемое число Р.з.с. в Галактике , достаточно хорошо изучено более 400. В среднем это близкие объекты. Ближайшее к Солнцу скопление Гиады находится на расстоянии 46 пк.

Обычно Р.з.с. содержат 100-1000 звезд, однако известны скопления, имеющие около 10⁴ членов.

Рисунок 4. Сводная диаграмма Гершпрунга-Рессела
для ряда хорошо изученных рассеянных звездных
скоплений

Типичные массы скоплений 1000 масс Солнца, а концентрация звезд < 1 пк^-3, что примерно на порядок выше, чем у звезд поля.

Р.з.с. состоят из относительно плотного ядра и более разреженной короны, содержащей, однако, сравнимое с ядром число звезд. В среднем радиус ядра  пк, радиус короны в 2-10 раз больше (что зависит от массы скопления).

Р.з.с. характеризуются чрезвычайно разнообразным звездным составом. В них наблюдаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, двойные и магнитные звезды, различные переменные звезды - цефеиды, вспыхивающие и др.

В отличие от шаровых звездных скоплений, Р.з.с. сильно концентрируются к плоскости Галактики.

Для большинства Р.з.с. расстояние от галактической плоскости составляет не более 100-300 пк.

Как и другие объекты плоской составляющей, Р.з.с. участвуют во вращении вокруг центра Галактики. 

Дисперсия скоростей Р.з.с. невелика, около 15 км/с, а орбиты характеризуются малым эксцентриситетом. Молодые скопления являются довольно хорошими индикаторами спиральной структуры Галактики.

Главное отличие Р.з.с. от шаровых скоплений - разнообразие Гершпрунга-Рессела диаграмм, что связано с большой дисперсией возрастов рассеянных скоплений.

Возраст самых молодых скоплений оценивается в несколько миллионов лет, самых старых - в 5-10 млрд. лет.

Рисунок 5. Диаграмма Гершпрунга-Рессела для моделей
рассеянных звездных скоплений разного возраста (в годах)

Хим. состав Р.з.с. достаточно однороден - металличность (т.е. содержание в звездах элементов тяжелее гелия) скоплений различается не более чем в 5 раз и в среднем близка к солнечной. Для сравнения, у шаровых скоплений металличность может различаться в 20-30 раз, но в среднем она на 1-2 порядка меньше, чем у Солнца.

Обнаружена связь между хим. составом Р.з.с. и их пространств. положением: металличность Р.з.с. уменьшается с увеличением расстояния от центра Галактики и от плоскости диска. По-видимому, имеется зависимость между возрастом Р.з.с. и хим. составом: у старых скоплений металличность в среднем меньше.

Для определения расстояний до скоплений особую ценность имеют диаграммы "показатель цвета-видимая звездная величина"

Р.з.с. из-за малости размеров Р.з.с. по сравнению с их расстоянием до Солнца диаграммы C-M Р.з.с. представляют собой узкую полосу точек, лежащую параллельно начальной главной последовательности (НГП).

В верхней части диаграммы C-M главной последовательности Р.з.с. обычно отклоняются вправо, в область гигантов или сверхгигантов. Относительная узость диаграмм C-M скоплений позволяет с большой точностью определять расстояние до них путем совмещения главной последовательности (ГП) скоплений со стандартной НГП.

3.     О - и Т – ассоциации

Различают три типа ассоциаций:

·                     OB-ассоциации содержат яркие массивные звезды спектральных классов O и B, хотя при внимательном поиске в них обнаруживаются и маломассивные звезды;

·                     T-ассоциации их типичное население - это молодые маломассивные переменные звезды типа T Тельца;

·                     R-ассоциации - в них звезды спектральных классов B0-A2 окружены отражательными газо-пылевыми туманностями (R от reflection, отражение). В последнее время эти ассоциации перестают выделять в самостоятельный класс.

В ОВ-ассоциации входят горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов 0-В2.

Рисунок 6. Спектральная классификация звезд

Размеры ОВ-ассоциаций составляют от 20 до 260 пк; число содержащихся в них звёзд спектральных классов 0-В2 обычно не превышает нескольких десятков. Эти очень массивные и яркие звёзды скорее служат индикаторами ОВ-ассоциаций, чем их основным населением.

Помимо них в ОВ-ассоциациях всегда обнаруживаются молодые звёзды меньшей массы и светимости в пропорции, характерной для диска Галактики в целом.

Типичная ОВ-ассоциация содержит тысячи звёзд. Однако из-за большого размера звёздные ассоциации имеют низкую среднюю плотность звёзд (существенно ниже, чем у рассеянных и тем более шаровых звёздных скоплений).

Силы тяготения в области ОВ-ассоциации не способны удерживать звёзды даже с очень малыми пространственными скоростями, и в соответствии с законами звёздной динамики эти образования должны распадаться за время около 10 миллионов лет.

К началу 21 века в Галактике открыто около 90 ОВ-ассоциаций. Все они находятся от нас на расстояниях, меньших 4,5 кпк; достаточно полно выявлены ассоциации лишь на расстояниях до 2 кпк.

Считая, что ОВ-ассоциации распределены равномерно в галактическом диске диаметром 25 кпк, можно оценить общее число ОВ-ассоциаций в Галактике в 3000.

Если при рождении типичная ОВ-ассоциация содержит около 10 тысяч звёзд и распадается за 10 миллионов лет, то в среднем за год в диск Галактики из звёздных ассоциаций попадает около 3 звёзд, что близко к наблюдаемому темпу звездообразования в Галактике. Возможно, большинство звёзд Галактики в ранний период своей эволюции входило в состав ОВ-ассоциаций.

Т-ассоциации выделяются по наличию переменных звёзд типа Т Тельца (отсюда название).

Размеры Т-ассоциаций меньше, чем ОВ-ассоциаций, и составляют несколько десятков парсек.

В Т-ассоциациях нет массивных звёзд; полная масса звёзд в типичной Т-ассоциации существенно меньше, чем в ОВ-ассоциации.

К началу 21 века открыто около 30 Т-ассоциаций. Все они находятся от нас на расстояниях меньших 500 пк; обнаружению более далёких Т-ассоциаций мешает межзвёздное поглощение света.

Выводы относительно неустойчивости ОВ-ассоциаций, молодости их членов, происходящего в них процесса формирования звёзд, распространяются и на Т-ассоциации.

Скачано с www.znanio.ru