Спільна астрономія. Зоряні скупчення та асоціації
За сучасними даними, не менше 70% зірок Галактики входять до складу подвійних та кратних систем, а поодинокі зірки (як, наприклад, наше Сонце) – це, скоріше, виняток із правил. Але нерідко зірки збираються і в численніші "колективи" - зоряні скупчення. Зоряне скупчення - група зірок, розташованих у просторі недалеко один від одного, пов'язаних загальним походженням та взаємним тяжінням. Всі зірки, що входять у скупчення, знаходяться від нас на одній відстані (з точністю до розмірів скупчення) і мають приблизно однаковий вік і хімічний склад, але в той же час вони знаходяться на різних стадіях еволюції (визначуваної початковою масою кожної зірки), що робить їх зручним об'єктом для перевірки теорій походження та еволюції зірок. Розрізняються два види зоряних скупчень: кульові та розсіяні. Спочатку такий поділ був прийнятий за зовнішньому вигляду, але в міру подальшого вивчення стало ясно, що кульові та розсіяні скупчення несхожі буквально у всьому - за віком, зоряним складом, характером руху і т.д.
Кульові зоряні скупченняналічують у своєму складі від десятків тисяч до мільйонів зірок. Для цього типу скупчень характерна правильна сферична або дещо сплюснута форма (яка, мабуть, є ознакою осьового обертання скупчення). Але відомі і бідні зірками скупчення, на вигляд не відрізняються від розсіяних (наприклад, NGC 5053), і віднесені до кульових по характерним особливостямдіаграми "спектр-світність". Двом найяскравішим із кульових скупчень присвоєно позначення омега Центавра (NGC 5139) і 47 Тукана (NGC 104), як звичайним зіркам, оскільки завдяки значному видимому блиску (+3. m 6 і +4. m 1 відповідно) вони добре видно неозброєним оком , але тільки в південних країнах. А в середніх широтах північної півкулі для неозброєного ока доступні, хоч і насилу (навіть для темного незасвіченого неба), лише два - у сузір'ях Стрільця (М22) та Геркулеса (М13).
Омега Центавра - одне з найяскравіших і абсолютної зоряної величини, йому вона становить -10. m 2, у той час як у одного із найслабших (NGC 6366) - всього -5. m. Лінійні діаметри кульових скупчень в основному складають від 15 до 200 пк, при цьому концентрація зірок в їх центральних областях досягає тисяч і десятків тисяч в 1 пк 3 (на околицях Сонця - всього 0.13 зірки на 1 пк 3). Видимі кутові розміри залежать і від лінійного діаметра, і від відстані до скупчення, і тому сильніше відрізняються. Найбільше - це знову омега Центавра (54" - більш ніж у півтора рази більше за видимий діаметр Місяця!), а з видимих у середніх широтах північної півкулі - М4 у Скорпіоні (34", і до того ж воно - одне з найближчих, до його 2 кпк) і вже згадане М22 у Стрільці (32"). У найдрібніших видимий кутовий розмірскладає близько 1".
Кульових скупчень у Галактиці в даний час відомо близько 150, але очевидно, що це лише невелика частина з існуючих насправді (повна їхня кількість оцінюється приблизно в 400-600). Їх розподіл небесною сферою нерівномірний - вони сильно концентруються до галактичного центру, утворюючи навколо нього протяжне гало. Приблизно половина їх розташована далі 30 градусів від видимого центру Галактики (у Стрільці), тобто. в області, площа якої становить лише на 6% від усієї площі небесної сфери. Такий розподіл є наслідком особливостей обігу кульових скупчень навколо центру Галактики, характерне для об'єктів сферичної підсистеми - сильно витягнутими орбітами. Один раз за період (10 8 -10 9 років) кульове скупчення проходить через щільні центральні області Галактики та її диск, що сприяє "викиданням" міжзоряного газу з скупчення (спостереження підтверджують, що газу в цих скупченнях дуже мало). Деякі кульові скупчення знаходяться так далеко від центру Галактики (NGC 2419 – 100 кпк), що їх можна віднести до міжгалактичних.
Діаграма "спектр-світність" у кульових скупчень має характерну форму через відсутність масивних зірок на гілки головної послідовності. Це свідчить про значний вік кульових скупчень (10-12 млрд. років, тобто вони формувалися одночасно з утворенням самої Галактики) - за такий час запаси водню вичерпуються у зірок із масою, близькою до сонячної, і вони залишають головну послідовність (і чим більше початкова маса зірки - тим швидше), утворюючи галузь субгігантів та гігантів. Тому в кульових скупченнях самими яскравими зіркамиє червоні гіганти. Крім того, в них спостерігаються змінні зірки (особливо часто - типу RR Ліри), а також - кінцеві продукти еволюції масивних зірок (в тісні, що ходять в подвійні системи з нормальною зіркоюбілі карлики, нейтронні зіркиі чорні дірки), що виявляють себе у вигляді рентгенівських джерел різних типів. Але загалом у кульових скупченнях подвійні зірки зустрічаються рідко. Слід зазначити, що в інших галактиках (наприклад, у Магелланових Хмарах) знайдені типові на вигляд кульові скупчення, але з зоряним складом невеликого віку, і тому такі об'єкти вважаються молодими кульовими скупченнями. Ще одна особливість кульових скупчень - знижений вміст важких (важчий за гелій) елементів в атмосферах вхідних до них зірок. Порівняно з їх змістом у Сонці зірки кульових скупчень збіднені цими елементами в 5-10 разів, а в деяких скупченнях - до 200 разів. Ця особливість характерна для об'єктів сферичної складової Галактики і також пов'язана з великим віком скупчень - їх зірки формувалися з первинного газу, тоді як Сонце було утворено значно пізніше і містить у собі важкі елементи, утворені зірками, що раніше проеволюціонували.
Розсіяні зоряні скупченнямістять відносно небагато зірок - від кількох десятків до кількох тисяч, і ні про яку правильну форму тут, як правило, вже не йдеться. Найвідомішим розсіяним скупченням є Плеяди, помітні у сузір'ї Тельця. У тому ж сузір'ї знаходиться ще одне скупчення – Гіади – група слабких зірок навколо яскравого Альдебарана.
Розсіяних зоряних скупчень відомо близько 1200, але вважається, що їх у Галактиці їх набагато більше (близько 20 тисяч). Вони також розподілені по небесній сфері нерівномірно, але, на відміну від кульових скупчень, сильно концентруються до площини Галактики, тому практично всі скупчення цього типу видно поблизу Чумацького Шляху, і в основному віддалені не більше 2 кпк від Сонця. Цим фактом пояснюється, чому спостерігається настільки мала частка із загальної кількості скупчень - багато з них занадто далекі і губляться на тлі високої зоряної щільності Чумацького Шляху, або приховані газово-пиловими хмарами, що поглинають світло, також зосередженими в галактичній площині. Як і інші об'єкти диска Галактики, розсіяні скупчення обертаються навколо галактичного центру орбітами, близьким до круговим. Діаметри розсіяних скупчень від 1.5 пк до 15-20 пк, а концентрація зірок становить від 1 до 80 на 1 пк 3 . Як правило, скупчення складаються із відносно щільного ядра та більш розрядженої крони. Серед розсіяних скупчень відомі подвійні (як, наприклад, хі та аш Персея) та кратні, тобто. групи, що характеризуються їхньою просторовою близькістю та подібними власними рухами та променевими швидкостями.
Головна відмінність розсіяних скупчень від кульових - велика різноманітність діаграм "спектр-світність" у перших, спричинена відмінностями їх вікових груп. Наймолодшим скупченням - близько 1 млн. років, найстарішим - 5-10 млрд. Тому і зірковий склад розсіяних скупчень відрізняється різноманітністю - у них зустрічаються блакитні та червоні надгіганти, гіганти, змінні різних типів- спалахують, цефеїди і т.д. Хімічний складзірок, що входять у розсіяні скупчення, досить однорідний, і в середньому вміст важких елементів близький до сонячного, що характерно для об'єктів диска Галактики.
Інша особливість розсіяних скупчень - що вони нерідко бувають видно разом із газовопиловою туманністю - залишком хмари, з якого зірки цього скупчення колись утворилися. Зірки можуть розігрівати або висвітлювати "свою" туманність, роблячи її видимою. Відомі всім Плеяди теж занурені в блакитну холодну туманність. У галактиці розсіяні скупчення можуть лише там, де багато газових хмар. У спіральних галактиках, таких, як наша, такі місця удосталь зустрічаються в плоскій складовій галактики, і молоді скупчення є непоганими індикаторами спіральної структури, оскільки за час, що минув з моменту формування, вони не встигають відійти від спіральних гілок, в яких це формування відбувається .
Особливим різновидом розсіяних скупчень є скупчення, що рухаються, для яких вдається точно виміряти власні рухи зірок, що входять до нього. Прикладами таких скупчень є Гіади, Плеяди, Ясла та деякі інші. Продовження напрямів цих рухів (чи тому, чи вперед) перетинаються у точці, званої радіантом - це сходження паралельних ліній внаслідок перспективи. Вивчення таких скупчень має фундаментальне значення тому, що знання власних рухів зірок, їх променевих швидкостей і кутових відстаней до радіанта дозволяє обчислити повну просторову швидкість цих зірок, отже - точну відстань до них (точніше, ніж методом тригонометричного паралакса). А знання відстані дає можливість хоча б одного скупчення " відкалібрувати " діаграму " спектр-светимость " , тобто. прив'язати її до абсолютних зоряних величин. Така прив'язка дуже важлива для визначення відстаней до інших скупчень по одержуваних безпосередньо зі спостережень діаграм "спектр-видимий блиск", оскільки поєднання головної послідовності такої діаграми і "відкаліброваної" відразу дає різницю між видимою і абсолютною величинами, що залежить тільки від відстані. Як "опорне" скупчення найзручніше використовувати Гіади, як найближче (40 пк), і можна без перебільшення сказати, що до недавнього часу (до запуску місії HIPPARCOS) на Гіадах трималася вся шкала міжзоряних відстаней.
Зіркові асоціації- розріджені групи зірок, вік яких не перевищує кількох десятків мільйонів років (при цьому наймолодшим з них – не більше мільйона років). Зазвичай зіркова асоціація має розмір 50-100 пк і містить від кількох зірок до кількох сотень, тим самим відрізняючись від молодих зоряних скупчень великим розміромта меншою щільністю зірок. Тяжіння між зірками в асоціаціях зазвичай занадто мало, щоб утримати їх разом, і тому асоціації існують недовго (за космічними мірками) - лише за 10-20 млн. років вони розширюються настільки, що їхні зірки вже не виділяються на тлі інших зірок. Існування в Галактиці зоряних скупчень і асоціацій різного віку незаперечно свідчить про те, що зірки формуються не поодинці, а групами, а сам процес зіркоутворення продовжується і в даний час. Прикладом зоряної асоціації є група молодих блакитних зірок у сузір'ї Оріона, ядром яких є трапеція Оріона.
Не тільки зорі, що входять у скупчення, але й самі скупчення не вічні. Відстані між зірками у розсіяних скупченнях відносно великі, а отже – малі та сили гравітаційної взаємодії. За мільйони років внаслідок припливної дії Галактики скупчення поступово розпадаються - зірки, що входять до них, все більше віддаляються одна від одної і поступово втрачають гравітаційні зв'язки. Іноді за загальним рухом та відстанню до групи зірок можна вгадати в ній колишнє розсіяне скупчення. Такі групи називаються зірковими потоками. Мало кому відомо, що 5 зірок Ківша Великої Ведмедиці входять до однієї з таких груп (див. фото зліва), розташованої особливо близько до Сонця (приблизно 28 пк), і тому займе на небі велику площу. Цей потік складається приблизно зі 100 зірок, серед яких – Гемма (альфа Північної Корони), і навіть Сіріус!
У темі про зоряні скупчення не зайве буде наостанок згадати і про астеризмах- характерних конфігураціях (нерідко - правильної форми, або нагадує контур якогось предмета), утворених випадковими, ніяк не пов'язаними зірок. Астеризмами вважаються і великі утворення, на кшталт фігур сузір'їв (наприклад, головні зірки фігури Оріона звуться астеризм "Метелик"), і навіть - відразу кількох сузір'їв (так, Вега, Денеб і Альтаїр утворюють добре відомий "весняно-літній трикутник"), і зовсім дрібні, видимі в біноклі або телескопі (наприклад, астеризм "Вішалка" в Лисичці). Жодного наукового інтересу астеризми не представляють, але з естетичного погляду бувають досить ефектними.
Вивчіть зіркові скупченняВсесвіту: опис, класифікація, розсіяні та кульові типи з фото та відео, список скупчень, вік, каталог Месьє, руйнування.
– група зірок із загальним походженням та гравітаційним зв'язком на певний час. Це корисний інструментдля астрономів, оскільки допомагають вивчати та моделювати зіркову еволюцію. Існують два основних види зоряних скупчення: розсіяні скупчення (відкриті) і кульові скупчення. Дізнайтесь більше про зіркові скупчення галактики в цікавому відео.
Астроном Олексій Расторгуєв про роль гравітації у Всесвіті, розсіяних та кульових скупченнях та вивчення історії галактик:
Називають так, оскільки окремі зірки можна легко дозволити. Наприклад, Плеяди та Гіади настільки близькі, що окремі зірки без проблем вдається розглянути неозброєним оком. Іноді їх називають галактичними скупченнями, тому що вони розташовані у запорошених спіральних рукавах. Зірки у відкритому скупченні володіють загальним походженням (сформувалися і однієї і тієї ж початкової молекулярної хмари). Зазвичай у скупченні вміщується кілька сотень зірок (можуть досягати кількох тисяч).
Зірки пов'язані гравітацією, але досить слабка. Скупчення обертається навколо галактики і на фінальній стадії розсіюється через гравітаційний контакт з сильнішими об'єктами. Вважають, що Сонце з'явилося у відкритому скупченні, якого нині вже немає. Тож це завжди молоді об'єкти. У Плеяда все ще помітна туманність, що натякає на недавнє формування.
Відкриті скупчення наповнені зірками населення I – молоді та високим рівнемметалевості. У ширині охоплюють від 2 до 20 парсеків.
Кульові скупченнягалактик вміщують від кількох тисяч до мільйона зірок, розташованих у сферичній гравітаційній системі. Вони перебувають у ореолі і є найбільш древні зірки – населення II (розвинені, але низька металличность). Скупчення настільки старі, що будь-яка зірка (вище за G або F класу) вже переступила головну послідовність. У кульовому скупченні мало пилу та газу, бо там не формуються нові зірки. Щільність у внутрішніх областях набагато вища, ніж на ділянках біля Сонця.
У кульових скупченнях зірки також поділяють загальне походження. Але цей тип міцно утримує об'єкти гравітацією (зірки не розсіюються). У Чумацькому Шляху перебуває приблизно 200 кульових скупчень. Серед них можна згадати 47 Тукана, М4 та Омега Центавра. Хоча щодо останнього є припущення, що це може бути карликова сфероїдальна галактика.
Кульові скупчення
Астроном Володимир Сурдін про види зоряних скупчень, ядру галактики та життя на планетах кульових скупчень:
Зоряні скупчення неймовірно цінні для астрономів, тому що з їх допомогою можна визначити вік зірки та простежити за еволюцією.
У зірок відкритих скупчень єдине походження, тому в них сходиться рівень металевості, а значить, всі члени однаково проходитимуть по еволюційних етапах. Крім того, вони розташовані на одній відстані, що дозволяє вивести абсолютну величину. Якщо ж ви бачите яскраві зірки, що виділяються, значить вони набагато світліші, ніж їх слабші сусіди.
З цією інформацією вчені створюють цифрові діаграми для скупчень. Вони відображають уявну величину V на вертикальній осі щодо цифрового індексу B - V по горизонталі. За допомогою спектрографічного паралаксу можна відкалібрувати діаграму, щоб вивести абсолютну величину.
Якщо побудувати їм діаграми, то отримаємо нижній графік. Так як вони знаходяться на різній віддаленості, він відкалібрований до значень абсолютної величини.
На правій вертикальній осі помітна нова шкала. "Роки" - вік скупчення. Пара в Персеї настільки молода, що більшість зірок перебуває на етапі головної послідовності. Плеяди трохи старші і не мають зірки, що перевищують індекс кольору 0 (спектральний клас А0). Найбільш потужні об'єкти вже переступили до гігантських гілок. У М67 немає гарячої зірки індексу кольору 0.4. Найбільше значеннямає точку повороту на діаграмі, де скупчення відключає головну послідовність. Чим нижча головна послідовність, тим старше скупчення.
Кульові зазвичай набагато старші за відкриті, тому кольорова величина на діаграмі демонструє більш розвинені зірки. Також вони позбавлені об'єктів із великою масою. Цей момент проілюстрований нижче на прикладі М55.
Тут помітна група гарячих зірок у головній послідовності вище точки вимкнення. Їх називають синіми відсталими. Вчені вважають, що через високі зоряні щільності в кульових скупченнях, деякі здатні зливатися. Об'єднана маса робить зірку більш гарячою та яскравішою, ніж основна зіркова маса. Зоряні скупчення - не вічні конструкціїі вони руйнуються. Вивчіть цей процес на відео. Також скористайтесь картою зоряного неба онлайн, щоб знайти скупчення самостійно. Якщо не можете купити телескоп, відвідайте нашу сторінку з віртуальною моделлю галактики Чумацький шляхабо розгляньте фото зі списку скупчень.
Руйнування зоряних скупчень
Астроном Олексій Расторгуєв про зіркову динаміку, час життя зіркових скупчень і гравітаційний потенціал нашої Галактики
Зірковими скупченнями астрономи називають динамічно пов'язані між собою групи, що містять у собі велика кількістьзірок і різняться за видом та зоряним складом. На вигляд розрізняють дві групи зоряних скупчень: розсіяні скупчення, що включають десятки і сотні зірок, і кульові скупчення, в яких може становити десятки і сотні тисяч.
Розсіяні зоряні скупчення
фото: Кульове зоряне скупчення m55
Кульові зоряні скупчення
На діаграмі колір - видима зоряна величина для зірок кульових зоряних скупчень зазвичай чітко виділяється характерна горизонтальна гілка, або гілка гігантів, поєднана з головною послідовністю, а також сама головна послідовність, яка починається в області з меншими світимості, ніж на звичайній діаграмі Герцшпрунга - Рессела. Іноді в кульових скупченнях можна помітити значну кількість змінних зірок, Найчастіше типу RR Ліри, що дозволяють визначити відстані до цих об'єктів.
У 1947 р. радянський астрофізик Віктор Амбарцумян разом із співробітниками виявив спеціальні групи зірок, які були названі зірковими асоціаціями. Це групи зірок певного типу, зоряна щільність яких набагато більша за середню зіркову щільність зірок цього типу в Галактиці. Вчені виділили два типи. Перший - Про-асоціації - включає зірки ранніх спектральних класів від Про до В2, величина яких становить десятки та сотні парсеків, тобто. багаторазово перевищують розміри розсіяних зоряних скупчень. Асоціації другого типу включають зірки типу Тельця і тому отримали назву асоціацій.
Мал. Діаграма колір - видима зіркова величина кульового скупчення М3
Знайомлячись все з великим і більшим числомоб'єктів для спостереження у серії статей про нас часто зустрічаються космічні об'єкти, які називаються . На вигляд скупчення діляться на 2 типи: розсіяні(або відкриті) та кульові. Давайте трохи докладніше про них дізнаємось.
Цей тип скупчень містить від 20 до кількох тисяч зірок. Їх легко спостерігати та знаходити на зоряному небінеозброєним оком, а вже у простий аматорський телескоп можна розглянути окремі ділянки. Зірки пов'язані між собою гравітаційним тяжіннямі є переважно молодими та гарячими.
Такі скупчення знаходяться поблизу смуги Чумацького Шляху. Відомо близько 1000 розсіяних скупчень, але, як припускають астрономи, їх кількість може перевищувати кілька десятків тисяч. Виглядають вони як група зірок, розташованих близько одна від одної. Найяскравішим скупченням, що спостерігається із Землі є Плеяди(або M 45), з його зоряною величиною, що дорівнює 1,6 m .
На фотографії вище видно космічний пил між зірками, - насправді це , що відбиває блакитне світло дуже гарячих і молодих зірок.
Ще одним гарним прикладомрозсіяних скупчень є скупчення Дика Качка(або M 11) у сузір'ї .
Наймолодші розсіяні зоряні скупчення, оточені газопиловими туманностями, називаються зірковими асоціаціями. Такі асоціації дуже важко виділити на тлі інших зірок, але застосовуючи спектральні методи, їх можна розділити на групи: O-асоціація- Містить гарячі зірки O і B; T-асоціація- складається з молодих зірок класів F, G, K, M, що утворюються.
Кульові скупчення включають від 10 тисяч до мільйона зірок. У бінокль або аматорський телескоп можна буде розглянути лише форму і деякі контури в цілому. Для більш детального вивчення знадобиться потужний інструмент.
Такі скупчення розташовані в безпосередній близькості від нашої галактики Чумацький Шлях. Вони обертаються витягнутими еліптичними орбітами навколо центру галактики.
Всі кульові скупчення мають вигляд кулі, дуже яскравої в центрі, і слабшає до країв, де зменшується концентрація зірок. Завдяки великій яскравості та сильній світності можна спостерігати практично всі скупчення цього типу. Загальна кількість їх становить трохи більше 100.
Кульове зоряне скупчення M 12
Скупчення M 12знаходиться в сузір'ї і в перший літній місяць можна за ним пополювати. Ще одним яскравим представником кульового скупчення, яке теж розташоване в цьому сузір'ї є M 14:
Яскраве кульове скупчення M 14
Кульові скупчення цікаві для полювання на них навіть у бінокль. Незважаючи на те, що не можна буде розглянути подробиці, сам пошук дуже захоплює. Я якось писав нотатки у блозі . Прочитайте.
Загалом це все, що необхідно знати про типи зоряних скупченьдля того, щоб вміти їх розрізняти на зоряному небі та розуміти, де вони розташовані.
