Звёздные скопления

группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и химический состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окруженное значительно менее плотной корональной областью. Диаметры З. С. Находятся в пределах от нескольких до 150 Парсек, причём радиусы корональных областей в несколько (иногда в десяток) раз превышают радиусы ядер. Исторически сложилось деление З. С. На рассеянные (иногда называются открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З. С., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые — десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных З.

С. — Плеяды, Ясли, Гиады. Примеры шаровых З. С. — скопление М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса. Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/сек). Среди них можно выделить ассоциированные со спиральными ветвями скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. Лет назад), и скопления промежуточного возраста, или скопления диска, не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики. Шаровые З.

С. В нашей 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/сек). Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в околоцентральных областях Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции З. С. Даёт изучение Герцшпрунга — Ресселла диаграмм (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма) или диаграмм «звёздная величина — показатель цвета». Диаграммы зависимости «звёздная величина — показатель цвета» звёзд типичных рассеянных и шаровых З. С. Нашей Галактики существенно различны (см. Рис.).

Интерпретация этих диаграмм с точки зрения современных теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых З. С. В 100—1000 раз старше звёзд рассеянных З. С. Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых З. С. Нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из которого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы «звёздная величина — показатель цвета» звёзд шаровых З. С. Той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы современных рассеянных З. С. Подобные молодые шаровые З. С. Наблюдаются в соседних галактиках (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В современную эпоху З. С. В нашей Галактике возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.

Одновременно с изменением физических характеристик членов З. С. Происходит их динамическая эволюция. Сближения между звёздами в ядрах З. С. Приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые члены З. С. Получают избыточную энергию и переходят в область короны или вообще покидают скопление. Ядро при этом, как правило, сжимается. Процесс диссипации ядра происходит особенно быстро у скоплений с небольшим количеством членов, т. Е. Рассеянных. Поэтому из старых скоплений в нашей Галактике сохранились лишь наиболее массивные из них, т. Е. Шаровые. Среди слабых членов молодых рассеянных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные Переменные звёзды. В некоторых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются Цефеиды.

Наиболее близкие к Солнцу З. С. (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 З. С. Играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, т. К. Расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом. См. Также Звёздные ассоциации, Звёздная астрономия. Лит. Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954. Сойер-Хогг Э., Звездные скопления, в сборнике. Строение звездных систем, М., 1962. П. Н. Холопов. Диаграммы «звёздная величина — показатель цвета» для рассеянного (вверху) и шарового (внизу) звёздных скоплений..