Звёздные скопления: рассеянные и шаровые

 

Значительная часть звёзд внутри нашей Галактики входит в состав звёздных скоплений – гравитационно связанных групп звёзд. Каждое такое скопление движется внутри Галактики как единое целое. Звёзды, принадлежащие одному скоплению, имеют общее происхождение (образовались из одного газового облака), одинаковый возраст и почти один и тот же химический состав.

Наиболее трудное при построении звёздных диаграмм «цвет-светимость» – это измерение расстояний до звёзд, без знания которых невозможно определить их светимости. Например, звезда 6-ой звёздной величины может находиться намного дальше от нас и в действительности иметь бóльшую светимость, чем звезда 1-й звёздной величины. И для того чтобы узнать действительное отношение светимостей двух звёзд, нужно знать расстояния до них. А измерение расстояний до небесных тел – это одна из самых сложных проблем астрономии.

Но для того чтобы построить диаграмму «цвет-светимость» для звёздного скопления, совсем необязательно измерять расстояния до звёзд. Потому что размеры скопления много меньше, чем расстояние до него, и поэтому все звёзды одного скопления находятся от Земли примерно на одинаковых расстояниях, и, следовательно, их видимая яркость пропорциональна их реальной светимости. То есть при построении диаграммы для звёзд одного скопления достаточно измерить их показатели цвета и звёздные величины.

Именно исследование звёздных скоплений помогло астрономам открыть существование главной последовательности. А главная последовательность, в свою очередь, используется для определения расстояний до скоплений и оценки их возраста.

Для того чтобы определить расстояние до скопления, нужно на один график нанести диаграммы двух разных скоплений (рис. 4). По оси абсцисс откладывается, как обычно, показатель цвета звезды В – V (он непосредственно связан с эффективной температурой её поверхности – табл. 1), а по оси ординат – её звёздная величина m.

Звёзды более далёкого скопления будут выглядеть с Земли менее яркими, и, следовательно, будут иметь бóльшую звёздную величину. В результате, главная последовательность более далёкого скопления будет сдвинута на графике вверх. Допустим, этот сдвиг составляет четыре звёздные величины, то есть видимая яркость звёзд далёкого скопления в 100^{D m /5} = 100^4/5» 40 раз слабее видимой яркости звёзд близкого скопления. Видимая яркость убывает обратно пропорционально квадрату расстояния, поэтому далёкое скопление находится в 6,3 раз дальше, чем близкое.

Таким образом, зная расстояние до какого-нибудь близкого скопления, можно рассчитать расстояние до далёкого скопления, сравнивая между собой их звёздные диаграммы. Этот метод определения расстояний до звёздных скоплений называется методом совмещения главных последовательностей.

 

 

 

 

 

D m = 2

 

 

 

 

Рис. 4. На диаграмму наносятся звёзды главной последовательности двух разных скоплений. По оси абсцисс откладывается, как обычно, показатель цвета, а по оси ординат вместо светимости – звёздная величина. Главная последовательность более далёкого скопления будет сдвинута на диаграмме вверх. Измерив величину этого сдвига, можно определить во сколько раз одно скопление находится дальше другого.

 

Чем массивнее и ярче звезда, тем быстрее она сжигает водород в своих недрах и покидает главную последовательность. Поэтому в старых звёздных скоплениях отсутствуют голубые гиганты. Чем старше скопление, тем короче у него главная последовательность. Главная последовательность постоянно укорачивается с левой стороны, так как со временем всё большее число звёзд покидает её. Поэтому чтобы оценить возраст скопления, нужно нанести на диаграмму его главную последовательность и определить её точку поворота – место на главной последовательности, откуда «уходят» звёзды в настоящее время (рис. 5).

 

m

Точка поворота

 

 

 

 

 

 

 

В – V

1,2

0,4

0,8

0,0

 

Рис. 5. На диаграмме изображены главные последовательности двух разных скоплений. Чем правее находится точка поворота, тем скопление старше.

 

Звёздные скопления делятся на два сильно отличающихся друг от друга вида – шаровые и рассеянные.

 

Шаровые звёздные скопления

 

Шаровые скопления имеют форму шара. Иногда этот шар может быть незначительно сплюснут. Шаровые скопления движутся по сильно вытянутым орбитам и заполняют весь объём Галактики. Их плотность возрастает по мере приближения к галактическому ядру. Это наиболее древние и массивные галактические объекты. Их возраст колеблется в пределах от 5 до 15 миллиардов лет, а массы – в пределах от 10⁴ М _* до 10⁶ М _*. Примерно в таких же пределах колеблются их светимости: от 10⁴ L _* до 10⁶ L _*. Диаметры шаровых скоплений составляют примерно 100 – 400 световых лет. Наиболее яркие звёзды, находящиеся на главной последовательности, имеют массу всего лишь 0,7-0,8 М _*, а все более массивные звёзды уже покинули главную последовательность. В настоящее время известно около 150 шаровых скоплений в нашей Галактике, а их общее число, вероятно, достигает 500.

Изучение шаровых скоплений помогло понять строение нашей Галактики и определить положение Солнечной системы в ней. В начале двадцатого века астрономы ошибочно полагали, что Солнце расположено вблизи галактического центра. Но затем американский астроном Х. Шепли обратил внимание, что шаровые звёздные скопления не разбросаны беспорядочно по всему небу, а образуют гигантскую, сферически симметричную систему с центром в направлении созвездия Стрельца. Х. Шепли предположил, что система шаровых скоплений образуют костяк Галактики, и её центр совпадает с галактическим центром. Как было выяснено в дальнейшем, Шепли оказался прав. Центр нашей Галактики действительно расположен в созвездии Стрельца, примерно на расстоянии 25 тысяч световых лет от Солнца. А Солнечная система расположена ближе к окраине Галактики, чем к её центру.