История
Рисунки звезд, которые видели древние жители Земли складывались в различные причудливые картины, которым присваивались звучные эпические имена. Туманность Андромеды, созвездие Кассиопеи, Большая Медведица и Гидра – это только малая часть названий, позволяющих судить о том, какие ассоциации вызывали сверкающие на темном полотне небосклона далекие удивительные светила. Считалось, что судьбы людей неразрывно связаны с взаиморасположением звезд, которые способны принести рожденному под ними как богатство, счастье и удачу, так и горечь, беды и разочарования.
Значение звездных скоплений для астрономии
Звездное скопление Мессье 7, снимок ESO
С развитием цивилизации мистико-поэтические представления о строении небесного свода существенно видоизменились и систематизировались, приобретя гораздо более рациональные очертания, но исторические звучные названия сохранились. Оказалось, что кажущиеся близкорасположенными звезды могут в реальности находиться далеко друг от друга и наоборот. Поэтому возникла необходимость создать звездную иерархию, соответствующую современным представлениям о мироздании. Так, в астрономической классификации появился термин «звездные скопления», объединяющий группу звезд, движущихся в своей галактике как одно целое.
Эти образования чрезвычайно интересны тем, что входящие в них светила, были образованы примерно одновременно и располагаются по космическим меркам на одном расстоянии от земного наблюдателя, что дает дополнительные возможности, позволяя сравнивать излучение от различных источников одного скопления без соответствующих поправок. Сигналы, поступающие от них, искажаются одинаково, что существенно облегчает работу астрофизиков, изучающих структуру и эволюцию звездных систем и Вселенной в целом, принципы формирования галактик, процессы звездообразования и их разрушения, а также многое другое.
Шаровое скопление
Основная статья: Шаровое скопление
Шаровое скопление M15 в созвездии Пегаса, снимок с телескопа Хаббл
Шаровые скопления — это группы звёзд, сконцентрированных в сферической или близкой к сферической области диаметром от 10 до 30 световых лет. Могут содержать от 10 тысяч до нескольких миллионов звёзд, как правило, Населения II, и очень старых по возрасту.
В состав шаровых скоплений входят, как правило, звёзды жёлтого и красного цвета, с массами менее двух солнечных масс[2]. Такой состав шаровых скоплений обусловлен тем, что более горячие и массивные звёзды взорвались как сверхновые или в ходе эволюции, пройдя через фазу планетарной туманности, превращались в белые карлики. Изредка в шаровых скоплениях встречаются так называемые голубые отставшие звёзды, которые выделяются из остальных звёзд диаграммы Герцшпрунга — Рассела для данного скопления. О происхождении голубых отставших звёзд имеется несколько гипотез, наиболее популярная объясняет их как современные или бывшие двойные звёзды, находящиеся в процессе слияния или уже слившиеся[3].
В нашей Галактике шаровые скопления распределены в пределах воображаемой сферы в галактическом гало вокруг центра Галактики, вращаясь вокруг центра по высокоэллиптическим орбитам. В 1917 году американский астроном Харлоу Шепли, основываясь на распределении шаровых скоплений, впервые сделал оценку расстояния от Солнца до центра Галактики, и эта оценка долгое время считалась достоверной[4].
До середины 1990-х годов проблема возраста шаровых скоплений находилась в центре дискуссий астрономического сообщества, поскольку расчёты на основе теории звёздной эволюции давали для возраста самых старых звёзд шаровых скоплений значения, превышавшие предполагаемый возраст Вселенной. Разрешить этот парадокс помогли более точные измерения расстояний до шаровых скоплений с использованием космического телескопа ЕКА Hipparcos, а также более точные измерения постоянной Хаббла. Эти измерения позволили оценить возраст Вселенной примерно в 13 миллиардов лет, и возраст для самых старых звёзд — на несколько сотен миллионов лет меньше. В 2007 году астроном Ричард Эллис[en] из Калифорнийского технологического института на 10-метровом телескопе Кек II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли, когда Вселенной было только 500 миллионов лет[5].
В нашей Галактике насчитывается около 150 шаровых скоплений[2], некоторые из которых, возможно, были в своё время захвачены из маленьких галактик, разрушенных Млечным Путём. Так, например, расположенное в 40 тысячах световых лет от Солнца шаровое скопление M79 некоторое время считали частью Карликовой галактики в Большом Псе. Другие галактики содержат гораздо больше шаровых скоплений, например, в гигантской эллиптической галактике M87 их насчитывается более тысячи.
Некоторые из шаровых скоплений видны невооружённым глазом, самое яркое из них — Омега Центавра, известное с древности и значившееся в каталогах как звезда до наступления эпохи телескопов. Самым ярким шаровым скоплением, видимым в северном полушарии, является Мессье 13 в созвездии Геркулеса.
Виды звездных скоплений
Хаббл о звездных скоплениях
Звездные скопления принято делить на две большие группы: шаровые и рассеянные. Но время от времени эту классификацию пытаются дополнить, так как далеко не все выявляемые космические образования строго подходят под ту или иную категорию.
Шаровые скопления
Шаровые скопления, а их в некоторых галактиках насчитывается более десяти тысяч, – это старые даже по вселенским меркам образования, имеющие возраст свыше 10 миллиардов лет. Являясь, скорее всего, ровесниками Вселенной они могут многое рассказать ученым, сумевшим прочитать излучаемую ими информацию.
Галерея шаровых скоплений
Эти скопления имеют форму, близкую к сфере или эллипсоиду, и состоят из десятков тысяч звезд различной размерности – от древних красных карликов до молодых голубых гигантов, зарождающихся в самом скоплении при столкновениях населяющих его звезд.
Рассеянные скопления
Рассеянные скопления гораздо моложе шаровых – возраст таких звездных конгломератов обычно оценивается в сотни миллионов лет. Обнаружить их можно только в галактиках спиральной или неправильной формы, которые склонны к продолжению процессов звездообразования, в отличие, например, от эллиптических.
Галерея рассеянных скоплений
Рассеянные скопления значительно беднее звездами, чем шаровые, зато при их наблюдении можно разглядеть каждое светило в отдельности, так как они расположены на значительном расстоянии друг от друга и не сливаются на общем небосводе.
Рассеянные и шаровые звездные скопления и ассоциации
Рассеянные скопления находятся внутри нашей звездной системы — Галактики и расположены в ней вперемежку с одиночными звездами: они как бы крупные населенные пункты внутри страны. За их положение в пространстве их иногда и называют галактическими, а за слабую концентрацию звезд к центру скопления их и назвали рассеянными. Звезд в них бывает тысячи, и разбросаны они в пространстве без особой правильности, как палатки цыганского табора.
Примером рассеянных скоплений являются Плеяды. В народе их называют где Стожарами, где — Утиным гнездышком, а где Волосожаром. Осенью они восходят вечером, а зимой вечером стоят уже высоко в небе. Невооруженный глаз средней зоркости видит в этой кучке шесть звезд, а зоркий глаз — от семи до одиннадцати. В поле же зрения телескопа здесь мерцают сотни звезд всевозможного блеска. Принадлежность звезд к данному скоплению обнаруживается из общности их движения в пространстве. Так можно бывает выделить звезды, более к нам близкие или далекие, случайно проектирующиеся на звездное скопление.
Измеряя видимые звездные величины звезд в скоплениях и их спектры или определяя цвета, что доступнее и проще, можно составить для них подобие диаграммы светимостей — спектров. Она чаще всего похожа на такую же диаграмму, составленную для ближайших окрестностей Солнца. Диаграмма эта обычно оказывается неполной из-за отсутствия ветви гигантов (и, конечно, из-за невозможности увидеть в далеких скоплениях белые карлики).
Рис. 168. Фотография рассеянного (галактического) звездного скопления Плеяды.
Сравнивая ее с диаграммой для окрестностей Солнца и, так сказать, приравнивая их друг к другу, можно определить разность m
—
M
, т. е. разность между видимой звездной величиной звезд каждого спектрального класса в скоплении и их абсолютной звездной величиной, а по этой разности, как мы видели, легко подсчитать расстояние до скопления. Зная же расстояние и измерив видимый угловой диаметр скопления, легко определить линейный диаметр скопления в световых годах. Например, Плеяды отстоят от нас на 320 световых лет, и диаметр этой группы звезд — около 30 световых лет.
Вокруг красного Альдебарана, самой яркой звезды в созвездии Тельца, легко заметить немногочисленную и более рассеянную, чем Плеяды, группу звезд скопления Гиад. Всего нам известно более 1000 рассеянных скоплений, но мы не знаем еще множества более далеких и слабосветящихся или же скрытых от нас темными туманностями.
В.А. Амбарцумян выделил на небе группы звезд, которые он назвал ассоциациями. Звезды в ассоциации имеют одинаковые физические признаки и разбросаны гораздо сильнее, чем звезды рассеянных скоплений. Последние сами часто входят в состав ассоциаций. Амбарцумян назвал O-ассоциациями группы горячих звезд, содержащих звезды класса О или ранние звезды класса B, и T-ассоциациями — группы, содержащие переменные звезды типа T Тельца. Ассоциации выделяют на небе по видимому скучиванию таких немногочисленных звезд. Реальность такого видимого скучивания звезд классов O и B требует тщательной проверки. Дело в том, что в Млечном Пути много облаков темной материи. В прорывах между ними существуют просветы — «коридоры видимости». В таком коридоре далекие горячие звезды видны среди более близких и получается лишь видимая большая плотность их на данной площади, в то время как в пространстве такого тесного скучивания их нет.
Но даже тогда, когда оно есть, взаимное тяготение между звездами ассоциации мало, так как они далеки друг от друга и звезды из этой области будут постепенно разбредаться. Установить такое их разбегание пока трудно и его существование является предметом споров. По мнению В.А. Амбарцумяна, в O-ассоциациях рождаются и горячие звезды и более холодные — это колыбели их, наряду со звездными скоплениями. Размеры ассоциаций являются промежуточными между размерами рассеянных звездных скоплений и больших звездных облаков.
Шаровые звездные скопления, известные в числе около сотни, имеют своего типичного представителя в лице звездного скопления в Геркулесе, видимого в бинокль как туманная звездочка примерно 6-й звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография, показывают, что тут существует целое скопление звезд в форме шара, сильно концентрирующихся к его центру. Тут сотни тысяч звезд, из которых мы видим только ярчайшие. Звезды более слабые по блеску, в частности такие, как Солнце, невидимы. Из-за удаленности от нас и многочисленности звёзды, особенно вблизи центра, сливаются в одно сплошное светлое сияние.
Рис. 169. Шаровое звездное скопление.
Расстояния до шаровых звездных скоплений долго были загадкой, пока среди их населения не были обнаружены цефеиды. Представьте себе, что в крошечной области неба, занятой скоплением, вы открываете одну, вторую, третью, наконец, десяток цефеид, тогда как вокруг скопления на большом расстоянии вы их не находите ни одной. Может ли это быть случайным совпадением?
Одна цефеида, более близкая к нам, чем скопление, или более далекая, может проектироваться на скопление — это будет «случайность». Если из всех цефеид в этой области и вторая проектируется там же, это можно назвать «совпадением». Но если их проектируется туда десяток и больше, это уже не может быть, как говорят, «привычкой», ибо привычек у звезд нет. Это может означать лишь то, что цефеиды действительно находятся в самом шаровом скоплении, являются его членами. Наличие цефеид дало возможность определить расстояния до ряда шаровых скоплений, а затем и их размеры. До тех из них, в которых цефеид не оказалось, расстояния, по предположению Шепли (США), можно было определить по видимому блеску наиболее ярких звезд. Для наиболее далеких скоплений, представляющихся пятнышками, в которых отдельных звезд не видно, расстояния можно было определить по видимым угловым размерам и по видимому суммарному блеску, так как истинные линейные размеры и суммарная светимость у всех шаровых скоплений оказались примерно одинаковыми.
Одно из ближайших к нам шаровых скоплений — то, что находится в Геркулесе, отстоит от нас на 20000 световых лет, его диаметр — сотня световых лет. Наиболее далекие из шаровых скоплений отстоят от нас на 230000 световых лет.
Диаграмма спектр — светимость для звезд шаровых скоплений значительно отличается от такой диаграммы для рассеянных скоплений и для окрестностей Солнца. Там существуют и несколько иные типы звезд. Сравнение подобных диаграмм для разных звездных систем позволяет сделать важные заключения о жизненном пути звезд и их систем. Об этом мы узнаем из главы 11.
Немецкий астроном Бааде, работавший в США, впервые указал на существование двух типов звездного населения, имеющих различие и в их распределении в пространстве. Исследования советского астронома Б.В. Кукаркина и его сотрудников показали, что объекты с различными физическими характеристиками (например, переменные звезды различных типов, звездные скопления различного вида и т. п.) входят в состав более разнообразных составляющих нашей звездной системы: плоскую, сферическую и промежуточную. Имеются веские основания предполагать, что объекты, входящие в различные составляющие, имеют разное происхождение и возраст.
Так, например, шаровые скопления и короткопериодические цефеиды входят в состав сферической составляющей, заполняя пространство внутри шара с центром в центре нашей звездной системы. Другие небесные тела, например, горячие гиганты, пылевые и газовые туманности, входят в состав плоской составляющей, сосредоточиваясь преимущественно в тонком слое вдоль плоскости Галактики. Определение расстояний до шаровых скоплений говорит нам о том, что шаровые скопления концентрируются к центру Галактики, но простираются до границ нашей звездной системы, за которыми начинается лишенное звезд пространство. Таким образом, размер системы шаровых скоплений определяет внешние размеры Галактики — того звездного дома с многочисленным населением, в котором мы живем.
Что же находится за пределами этого дома? Есть ли там еще другие звездные дома, другие звездные вселенные, другие галактики, сходны ли они с нашей или не похожи на нее? Об этом читайте в главе 10.
Предыдущая страница
| К оглавлению | Следующая страница |
Материалы по теме
Эти образования считаются самыми молодыми во Вселенной и имеют возраст не более десятков миллионов лет. Гравитационные связи в них очень слабы и недостаточны для длительного поддержания устойчивости системы, а потому они должны неминуемо распасться за довольно короткое время.
Считается, что ассоциации не могли возникнуть путем гравитационного захвата пролетающих мимо звезд, а значит, последние родились вместе с ней и имеют примерно такой же возраст. По сравнению со скоплениями численность «ассоциированных членов» не велико и измеряется десятками, а расстояние между ними составляет до нескольких сотен световых лет. С научной точки зрения открытие подобных новообразований подтверждает теорию продолжения во Вселенной процессов зарождения новых звезд, причем не поодиночке, а целыми группами.
Новые открытия
Шаровые скопления в гало галактики Андромеды
До последнего времени считалось, что шаровые скопления – самые старые звездные образования, которые ввиду возраста должны были утратить динамику внутренних вращательных движений и их можно рассматривать как простые системы. Однако в 2014 году исследователи из Института внеземной физики общества Макса Планка, возглавляемые Максимилианом Фабрициусом, в результате длительных наблюдений за 11 шаровыми скоплениями Млечного Пути установили, что их центральная часть продолжает вращаться.
Большинство современных теорий дать объяснение этому факту не в состоянии, а это означает, что если информация подтвердится, то возможны изменения как в теоретических аспектах знаний, так и в прикладных математических моделях, описывающих движение шаровых ассоциаций.
Как рождаются звездные скопления? Чем они отличаются, как расположены в пространстве нашей Галактики и каким образом определяют их возраст? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук Алексей Расторгуев.
Звёздные скопления
ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного гравитационного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкие возраст и химический состав. Количество звёзд в одном скоплении может составлять от 20-30 до нескольких миллионов. Обычно звёздные скопления имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое менее плотной корональной областью (короной). Диаметры звёздных скоплений находятся в пределах от нескольких до 280 пк. В отношении звёздных скоплений нашей Галактики исторически сложилось их деление на рассеянные и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные звёздные скопления относительно молоды и, как правило, содержат от десятков до тысяч звёзд, а значительно более старые шаровые звёздные скопления — от десятков тысяч до нескольких миллионов звёзд. Поскольку шаровые звёздные скопления богаты звёздами, они выглядят более правильными, шарообразными, тогда как рассеянные звёздные скопления имеют более клочковатый вид (рис. 1 и 2). Примеры рассеянных скоплений — Плеяды и Гиады; примеры шаровых скоплений — М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Обозначения и наименования звёздных скоплений не имеют определённой системы. Некоторые из звёздных скоплений были открыты ещё до изобретения телескопа и поэтому имеют свои исторические имена, например Плеяды и Гиады, а также туманное пятнышко в созвездии Рака, известное как Ясли. В Яслях, удалённых от нас на 160 пк, самые яркие звёзды имеют блеск около 6,5 звёздной величины: лишь чрезвычайно зоркий глаз может их различить, и только на очень тёмном небе; зато в бинокль это скопление видно очень хорошо. Ещё несколько скоплений можно увидеть невооружённым глазом как слабые «туманные звёзды», но догадаться об их истинной природе до изобретения телескопа было невозможно. Есть и обратные примеры: в созвездии Волосы Вероники издавна известна россыпь слабых звёзд, давшая ему название. Хотя эти звёзды хорошо видны невооружённым глазом, тот факт, что звёздная россыпь в Волосах Вероники является не случайной группировкой на небе, а представляет собой единое скопление, был доказан лишь в 1915 году.
Большинство звёздных скоплений обозначают номерами по какому-либо каталогу; часто одно звёздное скопление имеет несколько обозначений. Например, яркое шаровое скопление в созвездии Геркулеса по каталогу Мессье обозначается как М13, а по Новому общему каталогу туманностей и звёздных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, NGC), опубликованному Й. Дрейером в 1888, это скопление обозначается как NGC 6205. Плеяды имеют свой номер в каталоге Мессье (М45), но их нет в каталоге NGC. Некоторые звёздные скопления сначала были нанесены на карты как звёзды и получили соответствующие обозначения, лишь позднее им были присвоены номера по каталогам незвёздных объектов, например шаровые скопления 47 Тукана (NGC 104) и омега Кентавра (ω Cen, NGC 5139).
Рассеянные звёздные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/с). Среди них можно выделить концентрирующиеся к спиральным ветвям Галактики звёздные скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 миллионов лет назад), и звёздные скопления промежуточного возраста (скопления диска), не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Пока обнаружено и изучено немногим более 1500 рассеянных звёздных скоплений, однако ещё многие тысячи их наверняка скрываются в удалённых областях Галактики, закрытых от нас облаками межзвёздной пыли. Все рассеянные звёздные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики.
Шаровые звёздные скопления в Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/с). К началу 21 века обнаружено около 160 шаровых скоплений. Незамеченными могли остаться лишь те, которые скрываются за пылевыми облаками галактического диска; но поскольку шаровые звёздные скопления распределены по всей Галактике, а не только в её диске, таких необнаруженных скоплений должно быть немного. Расчёты показывают, что всего в Галактике не более 200 шаровых звёздных скоплений. Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в центральной области Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы.
Важные сведения об эволюции звёздных скоплений даёт изучение Герцшпрунга-Рессела диаграмм. Для типичных рассеянных и шаровых звёздных скоплений Галактики эти диаграммы существенно различны. У рассеянных скоплений на стадии главной последовательности находятся значительно более массивные звёзды, чем у шаровых. В некоторых рассеянных звёздных скоплениях встречаются звёзды с массой до 15-20 ΜΘ (ΜΘ — масса Солнца). Эти наиболее яркие звёзды рассеянных скоплений имеют небольшую продолжительность жизни, что указывает на молодость самих скоплений.
В шаровых звёздных скоплениях светимости подавляющей части звёзд малы. Эти звёзды находятся на стадии главной последовательности, их массы меньше 0,7-0,8 ΜΘ. Наиболее яркие звёзды в шаровых звёздных скоплениях — сравнительно немногочисленные красные гиганты, находящиеся на поздних стадиях эволюции (после ухода с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, когда в ядрах звёзд уже закончились термоядерные реакции с участием водорода); их массы около 0,8 ΜΘ. Интерпретация диаграмм Герцшпрунга-Рессела с точки зрения теории звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды шаровых звёздных скоплений имеют возраст 12-14 миллиардов лет, т. е. они гораздо старше звёзд рассеянных скоплений.
Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых скоплений Галактики отражают особенности распределения вещества, из которого на ранней стадии существования Галактики возникли эти образования. В современную эпоху в Галактике звёздные скопления возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газово-пылевых спиральных ветвей. При этом образуются сравнительно мало массивные звёздные скопления. В некоторых соседних галактиках наблюдаются и весьма массивные молодые звёздные скопления, подобные шаровым (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке).
Звёздные скопления формируются в недрах гигантских облаков межзвёздного вещества из-за его гравитационной неустойчивости. Как правило, это происходит в наиболее плотной и холодной части облака — в его ядре. После того, как в формирующемся звёздном скоплении появляются массивные звёзды, они разогревают окружающее облако и разрушают его. Вместе с остатками газа молодые звёздные скопления покидают и наиболее быстро движущиеся звёзды, образуя звёздную ассоциацию. Остальные звёзды, сохранившие гравитационную связь друг с другом, образуют сравнительно долгоживущее звёздное скопление.
Под действием внешних и внутренних сил происходит динамическая эволюция звёздных скоплений. Сближения между звёздами в ядрах скоплений приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые звёзды получают избыточную энергию и сразу покидают скопление или переходят в область короны, откуда позднее «испаряются» под действием гравитационных возмущений со стороны Галактики. Процесс разрушения звёздных скоплений усиливается под влиянием гравитационных «толчков» со стороны пролетающих мимо них массивных облаков межзвёздного вещества. Особенно сильны гравитационные «толчки» со стороны гигантских молекулярных облаков, массы которых достигают 106 ΜΘ. Быстрее всего разрушаются звёздные скопления с небольшим числом членов, т. е. рассеянные. Поэтому из старых звёздных скоплений в нашей Галактике сохранились лишь самые массивные — шаровые.
Среди неярких членов молодых рассеянных звёздных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды. Среди ярких звёзд в рассеянных звёздных скоплениях иногда встречаются цефеиды. В некоторых шаровых звёздных скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы. В ядрах двух десятков наиболее плотных шаровых звёздных скоплений обнаружены рентгеновские источники. Их связывают с тесными двойными системами, имеющими в качестве одного из компонентов нейтронную звезду или чёрную дыру, окружённую аккреционным диском.
Наиболее близкие к Солнцу звёздные скопления (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 звёздные скопления играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, так как расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом.
Смотри также Звёздная астрономия, Звёздная динамика.
Лит.: Холопов П. Н. Звездные скопления. М., 1981; Спитцер Л. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., 1990.
П. Н. Холопов, В. Г. Сурдин.
