1 просмотров
Рейтинг статьи
1 звезда2 звезды3 звезды4 звезды5 звезд
Загрузка...

Чем различаются рассеянные и шаровые звездные скопления

Рассеянные и шаровые звездные скопления и ассоциации

Рассеянные и шаровые звездные скопления отличаются друг от друга по виду примерно так же, как неорганизованные толпы людей отличаются от дивизий солдат, построенных в строгом порядке.

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 mM, 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.

Читать еще:  Что означают цвета георгиевской ленточки


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.

Галактические рассеянные и шаровые звездные скопления

В космосе рассеянные и шаровые звездные скопления отличаются друг от друга также, как поселок отличается от города.

Галактические звездные скопления

Галактические скопления находятся внутри нашей Галактики и расположены в ней вперемежку с одиночными звездами — они как бы крупные населенные пункты внутри страны. За положение в пространстве и размеры их и назвали галактическими звездными скоплениями. А за слабую концентрацию звезд к центру скопления их назвали рассеянными звездными скоплениями. Звезд в них бывает от сотни до нескольких тысяч, и разбросаны они в пространстве без особой правильности, как палатки цыганского табора. Примером рассеянных скоплений являются Плеяды.

Рассеянное звездное скопление М25

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 всевозможной яркости. Принадлежность звезд к данному скоплению обнаруживается из общности их движения в пространстве. Так можно бывает выделить звезды, более к нам близкие или далекие, случайно проецирующиеся на «звездную кучу».

Читать еще:  Какие сделать подарки на Пасху своими руками

Плеяды отстоят от нас на 320 световых лет, и диаметр этой группы звезд — около 5 световых лет.

Плеяды — крупнейшее, но единственное галактическое звездное скопление. Вокруг красного Альдебарана, главной звезды в созвездии Тельца, легко заметить немногочисленную и более рассеянную, чем Плеяды, группу звезд скопления Гиад.

А всего нам известно около 300 галактических скоплений размером поменьше, но мы не знаем еще множества более далеких и слабо светящихся или же скрытых от нас темными туманностями.

Шаровые звездные скопления

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 шестой звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография показывают, что тут в форме шара существует целое скопление звезд, сильно концентрирующихся к его центру.

На самом деле эта «туманная звездочка» состоит из сотен тысяч звезд, из которых мы видим только гиганты. Звезды же главной ветви, в частности, размером такие же как Солнце, для нас остаются невидимыми. Именно из-за удаленности и многочисленности, особенно вблизи центра, звезды сливаются для наблюдателя с земли, в одно сплошное светлое сияние.

Шаровое звездное скопление NGC 3572

Одно из ближайших к нам шаровых скоплений — то, что находится в Геркулесе — отстоит от нас на 30 тысяч световых лет, а его диаметр — сотня световых лет.

Наиболее далекие из шаровых скоплений отстоят от нас на 230 тысяч световых лет. Определение расстояний шаровых скоплений говорит нам о том, что шаровые скопления простираются до границы нашей звездной системы.

Представляя себе любые звездные скопления стоит помнить о том, что «кучность» находящихся в них звезд только кажущаяся, представляющая в реальности лишь оптический обман вызванный чудовищным расстоянием отделяющим нас от ближайших звездных скоплений и галактик.

На самом деле звезды настолько далеки одна от другой, что столкновения между ними никогда не наблюдались в истории астрономии, а может быть и невозможны совсем. Во всяком случае вычисления показывают, что средняя звезда, движущаяся в произвольном направлении через галактику, даже при сближении с другими звездами вряд ли испытает реальное столкновение с одной из них, а будет лишь слегка отклонена от своего пути.

Глава 24. Рассеянные и шаровые звездные скопления.

По современным оценкам астрономов, звездное население нашей Галактики – Галактики Млечного Пути – примерно составляет около ста миллиардов звезд. Многие из них входят в подсистемы разной степени кратности – двойные, тройные звезды, а также звездные кластеры и скопления.

Различают два основных типа звездных скоплений – рассеянные и шаровые.

Рассеянные звездные скопления не имеют четко очерченной для наблюдателя формы, их внешний вид приводит к мысли о хаотическом расположении звезд, и неустойчивости такого образования. Подавляющее большинство рассеянных звездных скоплений в Млечном Пути располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики, то есть, образуют ее плоскую подсистему. Это серьезно затрудняет поиск и фиксацию рассеянных скоплений, так как темная пылевая и газовая материя, сосредоточенные вдоль плоскости симметрии, практически закрывают от нас большое количество таких скоплений. Далекие рассеянные звездные скопления неразличимы для нас, так как недостаточно богаты звездами. Примерное количество рассеянных звездных скоплений в Галактике должно составлять около 30 000.Состав рассеянных скоплений своеобразен. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно отсутствуют красные и желтые сверхгиганты. В то же время, непременными членами рассеянных скоплений являются белые и голубые сверхгиганты, то есть звезды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости.

Высокие температуры, принадлежность к спектральным классам OиBвсегда означают сравнительно молодой возраст звезд. Поэтому можно сделать вывод, что рассеянные звездные скопления – не слишком старые коллективные члены Галактики. В рассеянных скоплениях очень мало переменных звезд, а те, которые встречаются, являются долгопериодическими, с периодами изменения блеска в несколько дней, или даже несколько десятков суток. В рассеянных скоплениях обычно много газовой и пылевой материи. Все это приближает нас к мысли о том, что рассеянные звездные скопления каким-то образом связаны с рождением и ранними этапами эволюции звезд.

Читать еще:  Есть ли вконтакте родительский контроль

Рис. Двойное скопление hи χ Персея.

Совершенно другие признаки и свойства обнаруживают еще более крупные образования – шаровые звездные скопления. Сама форма шаровых скоплений наводит наблюдателя на мысль о достигнутом системой равновесии, состоянии покоя и стационарности. Состав шаровых скоплений сильно отличается от состава рассеянных. Здесь очень много красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но совершенно отсутствуют белые и голубые гиганты и сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений относится к иному типу, чем звездное население рассеянных. Различия проявляются во всем, например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, причем это в большинстве своем короткопериодические цефеиды, с периодами изменения блеска меньше суток. В шаровых скоплениях вовсе нет газовой материи, а пылевая, если и есть, то в крайне малых количествах. Вся совокупность свойств и признаков шаровых звездных скоплений приводит к предположению об их большом возрасте, о поздних стадиях эволюции звезд. При локации шаровых звездных скоплений выяснилось, что подавляющее их большинство расположены далеко от плоскости симметрии Галактики, и равномерно распределены по обе ее стороны, так, что образуют сферическую подсистему. Шаровые скопления – это плотные системы, состоящие из большого числа звезд. Поэтому они резко выделяются среди других объектов Галактики и видны на больших расстояниях.

Рис. Шаровое скопление ωЦентавра

Различия между степенью загибания линии графика — это и есть различия в возрасте существования различных скоплений. Отчетливо видно, что рассеянные звездные скопления значительно моложе, чем шаровые. Возраст самого молодого из приведенных здесь рассеянного звездного скопления NGC 2362 составляет примерно 1,0*10 6 лет, двойное скопление hи χ Персея имеет возраст около 8*10 6 лет, Плеяды – около 10 8 лет, и так далее. У самого старого из приведенных здесь скоплений, М57 (NGC 2682) возраст около 8*10 9 лет, и его диаграмма уже похожа на диаграмму шарового звездного скопления.

Видимое расположение шаровых скоплений на небе обнаруживает явное смещение к одной из его половин. Это своеобразное расположение шаровых скоплений на небе впервые обнаружил Шепли в 1918 году. До этого господствовала точка зрения, что Солнце расположено в центре Галактики. Обнаруженное Шепли смещение всех шаровых скоплений в одну половину неба послужило доказательством того, что Солнце находится не в центре Галактики, а ближе к ее краю. Это стало еще одним ударом по антропоцентризму – представлению о том, что человечество занимает центральное положение во Вселенной.

Итак, все наблюдаемые объекты Галактики можно условно разделить на три группы по их преимущественному месторасположению.

Рис.140. Подсистемы Галактики. I – сферическая составляющая; II – промежуточные подсистемы; III – плоская составляющая; IV и V – контуры спиральных составляющих.

В плоскую подсистему входят: горячие гиганты и сверхгиганты, долгопериодические цефеиды, пылевая материя, газовые облака и рассеянные звездные скопления, в состав которых входят те же объекты, которые сами по себе также состоят в этой подсистеме.

В сферическую подсистему входят: желтые и красные субкарлики, желтые и красные гиганты, короткопериодические цефеиды, шаровые скопления.

В промежуточную подсистему входят: желтые и красные карлики и особые переменные звезды, называемые миридами – по названию первой из таких изученных звезд, Мира (дивная, удивительная) Кита, очень сильно и неправильным образом меняющие свой блеск.

Рис. Созвездие Кита.

Рис. Звезда Мира Кита (ο Кита). Слева – фото в рентгеновских лучах с телескопа «Чандра», справа – иллюстрация по фотографии. Пара состоит из красного гиганта и белого карлика, соединенных мостом сильно излучающей материи.

Оказалось, что объекты различных подсистем отличаются друг от друга не только своим расположением, но и своими скоростями. Объекты сферических подсистем имеют наибольшую скорость в направлении, перпендикулярном к плоскости Галактики, а у объектов плоских подсистем эта составляющая скорости наименьшая. Спектральные исследования различных объектов установили, что объекты разных подсистем отличаются и своим химическим составом – звезды плоских подсистем почему-то богаче металлами, чем звезды сферических подсистем.

Открытие существования различных подсистем Галактики имеет огромное значение. Оно показывает, что звезды разных типов формировались в разных местах Галактики при разных условиях.

109.201.137.29 © studopedia.ru Не является автором материалов, которые размещены. Но предоставляет возможность бесплатного использования. Есть нарушение авторского права? Напишите нам | Обратная связь.

Отключите adBlock!
и обновите страницу (F5)

очень нужно

Источники:

http://www.astro-cabinet.ru/library/ochovs/ocherki-o-vselennoy118.htm
http://starcatalog.ru/osnovyi-astronomii/galakticheskie-i-sharovyie-zvezdnyie-skopleniya.html
http://studopedia.ru/19_181398_glava—rasseyannie-i-sharovie-zvezdnie-skopleniya.html

Ссылка на основную публикацию
Статьи c упоминанием слов:
Adblock
detector