Звездные скопления и ассоциации – все о космосе

Типы звёздных скоплений

Знакомясь всё с большим и большим числом объектов для наблюдения в серии статей про созвездия, нам часто встречаются космические объекты, которые называются звёздные скопления. По внешнему виду скопления делятся на 2 типа: рассеянные (или открытые) и шаровые. Давайте немного подробнее о них узнаем.

Рассеянные скопления

Этот тип скоплений содержит от 20 до нескольких тысяч звёзд. Их легко наблюдать и находить на звёздном небе невооруженным глазом, а уже в простой любительский телескоп можно рассмотреть отдельные участки. Звёзды связаны между собой гравитационным притяжением и являются преимущественно молодыми и горячими.

Такие скопления находятся вблизи полосы Млечного Пути. Известно около 1000 рассеянных скоплений, но, как предполагают астрономы, число их может превышать несколько десятков тысяч. Выглядят они как группа звёзд, расположенных близко друг от друга. Самым ярким скоплением, наблюдаемым с Земли является Плеяды (или M 45), с его звёздной величиной равной 1,6m.

На фотографии выше видна космическая пыль между звёздами, — на самом деле это отражательная туманность, которая отражает голубой свет очень горячих и молодых звёзд.

Ещё одним хорошим примером рассеянных скоплений является скопление Дикая Утка (или M 11) в созвездии Щита.

Самые молодые рассеянные звёздные скопления, окруженные газопылевыми туманностями, называются звёздными ассоциациями.

Такие ассоциации очень трудно выделить на фоне других звёзд, но применяя спектральные методы их можно разделить на группы: O-ассоциация — содержит горячие звёзды спектральных классов O и B; T-ассоциация — состоит из молодых образующихся звёзд классов F, G, K, M.

Шаровые скопления

Шаровые скопления включают в себя от 10 тысяч до миллиона звёзд. В бинокль или любительский телескоп можно будет рассмотреть лишь форму и некоторые очертания вцелом. Для более детального изучения потребуется мощный инструмент.

Такие скопления расположены в непосредственной близости от нашей галактики Млечный Путь. Они вращаются по вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра галактики.

Все шаровые скопления имеют вид шара, очень яркого в центре, и ослабевающего к краям, где уменьшается концентрация звёзд. Благодаря большой яркости и сильной светимости можно наблюдать практически все скопления этого типа. Общее число их составляет немногим больше 100.

Шаровое звёздное скопление M 12

Скопление M 12 находится в созвездии Змееносец и в первый летний месяц можно за ним поохотиться. Ещё одним ярким представителем шарового скопления, которое тоже расположено в этом созвездии является M 14:

Яркое шаровое скопление M 14

Шаровые скопления интересны для охоты на них даже в бинокль. Несмотря на то, что нельзя будет рассмотреть подробности, сам поиск увлекает очень сильно. Я как-то писал заметки в блоге «Охота на шаровые скопления в бинокль». Прочитайте.

В общем-то это всё, что необходимо знать о типах звёздных скоплений для того, чтобы уметь их различать на звёздном небе и понимать, где они расположены.

Источник: http://2i.by/zvezdi/

Звездные скопления и ассоциации

ПодробностиКатегория: Глубины Вселенной 26.10.2012 09:58 7796

В космическом пространстве звезды распределены неравномерно. В некоторых местах они образуют группы. Эти группы называются звездными скоплениями и ассоциациями – в зависимости от размеров и величины концентрации звезд.

Звездные скопления

Звёздное скоплениегравитационно связанная группа звёзд, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое.

Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли.
Звездные скопления делятся на два типа — шаровые и рассеянные.

В июне 2011 года был открыт новый класс скоплений, который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.

Шаровые звездные скопления

Так называются звездные скопления, отличающиеся от рассеянных скоплений бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и увеличением концентрации звёзд к центру скопления.

На картинке в преамбуле показано шаровое скопление М13 в созвездии Геркулеса. Оно содержит несколько тысяч звезд. Концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений в 700-7000 раз больше, чем в окрестностях Солнца.

Первое шаровое звёздное скопление M22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Иле еще в 1665 году. Но из-за несовершенства первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно.

Первым, кто выделил звёзды в скоплении, был Шарль Мессье во время наблюдения шарового скопления M4. Затем шаровые звездные скопления начали активно изучать, и к настоящему времени в Млечном Пути обнаружено 152 скопления из предполагаемого общего количества в 180 ± 20.

Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за облаками газ и пыли. Большинство шаровых звёздных скоплений в Млечном Пути находятся в непосредственной близости от галактического ядра и большее их количество находится на стороне астрономического неба по центру ядра.

К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено и всё ещё остается неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет.

Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, это указывает на то, что сформировались они примерно в одно и то же время. Но в некоторых скоплениях находятся различные популяции звёзд, например, шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке.

Эти скопления возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. К настоящему моменту не известны шаровые скопления с активным звездообразованием.

Это согласуется с точкой зрения на них как на наиболее старые объекты в галактике, которые состоят из очень старых звёзд.Шаровые скопления, как правило, состоят из сотен тысяч старых звёзд с низкой металличностью. В них отсутствуют газ и пыль, и предполагается, что они уже давно превратились в звёзды.

Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд. Некоторые шаровые скопления, например, Омега Центавра в Млечном Пути, чрезвычайно массивны (несколько миллионов солнечных масс) и содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Это свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками. Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик.

Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту. В других галактиках (например, Магеллановых Облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.

Рассеянные звездные скопления

Это такие скопления, в которых, в отличие от шаровых, содержится сравнительно не много звёзд, при этом скопление часто может иметь неправильную форму.

В нашей и подобных ей галактиках рассеянные скопления являются коллективными членами галактики. Некоторые подобные скопления известны с глубокой древности, например, Плеяды.

Другие были известны как нечеткие туманные пятна, лишь с изобретением телескопа удалось разделить их на составляющие их звёзды.

Плеяды

Рассеянное звездное скопление Плеяды (М45) имеет и другие названия: Семь сестер, Стожары (русск.), Хима (в Библии и Торе). Это скопление находится в созвездии Тельца, является одним из ближайших к Земле и одним из наиболее заметных для невооружённого глаза звёздных скоплений.

Плеяды хорошо видны зимой в северном полушарии и летом в южном полушарии (кроме Антарктиды и её окрестностей). Давно было известно, что Плеяды — это физически связанная группа звёзд, а не разноудалённые от Земли звёзды, которые случайно оказались рядом на небесной сфере. Священник Джон Мичелл в 1767 г.

вычислил вероятность случайного совмещения такого количества ярких звёзд на таком маленьком участке неба. Эта вероятность оказалась равна 1:500000, и он высказал предположение, что Плеяды, как и другие звёздные скопления, должны быть физически связаны.

Это подтвердилось, когда были проведены первые измерения относительной скорости их звёзд: оказалось, что их собственные движения очень близки, что указывает на их гравитационную связанность. Звёздное скопление Плеяд имеет около 12 световых лет в диаметре и содержит около 1000 звёзд. Из них многие являются кратными, т.е.

общее число звёзд скопления около 3000. Преобладают там горячие голубые звёзды. Невооружённым глазом можно увидеть до 14 из них.В Плеядах много бурых карликов, есть несколько белых карликов.

В связи с тем, что Плеяды хорошо видны невооружённым глазом, они часто упоминаются во многих культурах — как древних, так и современных.

Звездные ассоциации

Звездные ассоциации – это группировки гравитационно несвязанных звёзд или слабо связанных молодых (возраст до нескольких десятков миллионов лет) звёзд, объединённых общим происхождением. Именно отсутствием гравитации и отличаются они от звездных скоплений.

Звёздные ассоциации обнаружил В. А. Амбарцумян в 1948 г. и предсказал их распад. Он же ввел и термин «звездные ассоциации». В дальнейшем другие астрономы подтвердили факт расширения звёздных ассоциаций.

Звёздные ассоциации обладают бо́льшим размером, чем молодые рассеянные звездные скопления и меньшей плотностью: количество звёзд в ассоциации — от десятков до сотен (в рассеянных звёздных скоплениях— от сотен до тысяч).

Происходят звёздные ассоциации в областях звёздообразования комплексов молекулярных облаков, образование звезд в них происходит и в современную эпоху.
Звездные ассоциации бывают следующих типов:• OB-ассоциации, содержащие в основном массивные звёзды спектральных классов O и B.

• Т-ассоциации, содержащие в основном маломассивные переменные звёзды типа Т Тельца.• R-ассоциации (от R — reflection), в которых звёзды спектральных классов O — A2 окружены отражательными газопылевыми туманностями.

В других галактиках также наблюдаются звездные ассоциации, в том числе и в нашей Галактике наблюдаются признаки образования звезд в звездных ассоциациях. Изучение звездных ассоциаций – важный этап в исследованиях эволюции звезд и их систем, это важный очаг звездообразования.

Читайте также:  Планеты вокруг далеких звезд - все о космосе

Источник: http://ency.info/earth/glubini-vselennoy/51-zvezdniye-skopleniya-i-associacii

Презентация на тему “Звездные скопления и ассоциации”

  • Слайд 1Подготовила ученица 11 класса КЗО «СЗШ № 27» Сальникова Анастасия
  • Слайд 2По современным данным, не менее 70% звезд нашей Галактики входят в состав разных систем, а одиночные звезды (например, Солнце) – это исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные “коллективы” – звездные скопления. Звездное скопление – группа звезд, расположенных в пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением. Все входящие в скопление звёзды находятся от нас на одном расстоянии и имеют примерно одинаковый возраст и химический состав, но в то же время они находятся на разных стадиях эволюции (определяемой начальной массой каждой звезды). Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные. Первоначально такое разделение было принято по внешнему виду, но по мере дальнейшего изучения стало ясно, что шаровые и рассеянные скопления непохожи буквально во всем – по возрасту, звездному составу, характеру движения и т.д.
  • Слайд 3Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионов звезд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутая форма (которая, по-видимому, является признаком осевого вращения скопления). Но известны и бедные звездами скопления, по внешнему виду неотличимые от рассеянных (например, NGC 5053), и отнесенные к шаровым по характерным особенностям диаграммы “спектр-светимость”. Двум самым ярким из шаровых скоплений присвоены обозначения омега Центавра (NGC 5139) и 47 Тукана (NGC 104), как обычным звездам, поскольку благодаря значительному видимому блеску они хорошо видны невооруженным глазом, но только в южных странах. А в средних широтах северного полушария для невооруженного глаза доступны, хотя и с трудом (даже для темного незасвеченного неба), только два – в созвездиях Стрельца (М22) и Геркулеса (М13).
  • Слайд 5Омега Центавра – одно из ярчайших и по абсолютной звездной величине, для него она составляет -10.m2, в то время как у одного из слабейших – всего -5.m. Омега Центавра принадлежит нашей галактике Млечный Путь и является её крупнейшим шаровым скоплением, известным на данный момент. Оно содержит несколько миллионов звезд. Центр скопления настолько плотно заселён звёздами, что расстояние между ними составляет 0,1 световых лет. Возраст омега Центавра определяется в 12 миллиардов лет. Скопление имеет несколько поколений звёзд. Астрономы предполагают, что, возможно, в прошлом оно было карликовой галактикой, поглощённой Млечным Путём много веков назад. Опубликованные в 2008 году расчёты свидетельствуют о том, что в центре скопления может находиться чёрная дыра.
  • Слайд 6Диаграмма “спектр-светимость«(диаграмма Герцшпрунга — Ресселла)у шаровых скоплений имеет характерную форму из-за отсутствия массивных звезд на ветви главной последовательности. Это свидетельствует о значительном возрасте шаровых скоплений – за такое время запасы водорода исчерпываются у звезд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность (и чем больше начальная масса звезды – тем быстрее), образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты. Кроме того, в них наблюдаются переменные звезды (особенно часто – типа RR Лиры), а также – конечные продукты эволюции массивных звезд (входящие в тесные двойные системы с нормальной звездой белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры), проявляющие себя в виде рентгеновских источников разных типов.
  • Слайд 8В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко. Следует отметить, что в некоторых галактиках (например, в Магеллановых Облаках) найдены типичные по внешнему виду шаровые скопления, но со звездным составом небольшого возраста, и поэтому такие объекты считаются молодыми шаровыми скоплениями. Еще одна особенность шаровых скоплений – пониженное содержание тяжелых (тяжелее гелия) элементов в атмосферах входящих в них звезд. По сравнению с их содержанием в Солнце звезды шаровых скоплений этих элементов меньше в 5-10 раз, а в некоторых скоплениях – до 200 раз. Эта особенность связана с большим возрастом скоплений – их звезды формировались из первичного газа, в то время как Солнце было образовано значительно позже и содержит в себе тяжелые элементы, образованные ранее проэволюционировавшими звездами.
  • Слайд 10Рассеянные звездные скопления содержат относительно немного звезд – от нескольких десятков до нескольких тысяч, и ни о какой правильной форме здесь, как правило, уже речи не идет. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. Плеяды погружены в голубую холодную туманность. В том же созвездии находится еще одно скопление – Гиады – группа слабых звезд вокруг яркого Альдебарана. Скопления состоят из относительно плотного ядра и более разряженной кроны. Среди рассеянных скоплений известны двойные и кратные, т.е. группы, характеризуемые их пространственной близостью и сходными собственными движениями и лучевыми скоростями.
  • Слайд 13В Млечном Пути известно около 1200 скоплений, но по мнению ученых их около 20 тысяч. Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых – большое разнообразие диаграмм “спектр-светимость” у первых, вызванное различиями их возрастов. Самым молодым скоплениям – около 1 млн. лет, самым старым – 5-10 млрд. Поэтому и звездный состав рассеянных скоплений отличается разнообразием – в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, переменные различных типов – вспыхивающие, цефеиды и т.д. Химический состав звезд, входящих в рассеянные скопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых элементов близко к солнечному.
  • Слайд 14Другая особенность рассеянных скоплений – что они нередко бывают видны совместно с газовопылевой туманностью – остатком облака, из которого звезды этого скопления когда-то образовались. Звезды могут разогревать или освещать “свою” туманность, делая ее видимой. В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких, как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики.
  • Слайд 15Особой разновидностью рассеянных скоплений являются движущиеся скопления, для которых удается точно измерить собственные движения входящих в него звезд. Примерами таких скоплений являются Плеяды. Продолжения направлений этих движений (либо назад, либо вперед) пересекаются в точке, называемой радиантом – это схождение параллельных линий вследствие перспективы. Изучение таких скоплений имеет фундаментальное значение по причине того, что знание собственных движений звезд, их лучевых скоростей и угловых расстояний до радианта позволяет вычислить полную пространственную скорость этих звезд, а, следовательно, – точное расстояние до них.
  • Слайд 16Звездные ассоциации – разреженные группы звезд, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет (при этом самым молодым из них – не более миллиона лет). Обычно звездная ассоциация содержит от нескольких звезд до нескольких сотен. Притяжение между звездами в ассоциациях обычно слишком мало, чтобы удержать их вместе, и поэтому ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) – всего за 10-20 млн. лет они расширяются настолько, что их звезды уже не выделяются на фоне других звезд. Примером звездной ассоциации является группа молодых голубых звезд в созвездии Ориона, ядром которых является “трапеция Ориона”.
  • Слайд 18Иногда по общему движению и расстоянию до группы звезд можно угадать в ней бывшее рассеянное скопление. Такие группы называются звездными потоками. Мало кому известно, что 5 звезд Ковша Большой Медведицы входят в одну из таких групп, расположенную особенно близко к Солнцу , и поэтому занимают на небе большую площадь. Этот поток состоит примерно из 100 звёзд, среди которых – Гемма (альфа Северной Короны), и даже Сириус.
  • Слайд 20В теме о звездных скоплениях нелишне будет упомянуть и об астеризмах – характерных конфигурациях, нередко – правильной формы, либо напоминающей контур какого-то предмета, образуемых случайными, никак друг с другом не связанными звездами. Астеризмами считаются и крупные образования, вроде фигур созвездий (например, главные звезды фигуры Ориона носят название астеризма “Бабочка”), и даже – сразу нескольких созвездий (так, Вега, Денеб и Альтаир образуют хорошо известный “весенне-летний треугольник”), и совсем мелкие, видимые в бинокль или телескоп (например, астеризм “Вешалка” в Лисичке). Никакого научного интереса астеризмы не представляют, но с эстетической точки зрения бывают достаточно эффектными.

Посмотреть все слайды

Источник: https://pptcloud.ru/astronomiya/zvezdnye-skopleniya-i-assotsiatsii

Состав нашей Галактики – Все о космосе

Самые маленькие коллективные члены Галактики — это двойные и кратные звёзды.

Так называются группы из двух, трех, четырех и более звезд, в которых звёзды удерживаются близко друг к другу благодаря взаимному притяжению согласно закону всемирного тяготения.

В двойных и кратных звёздах таких огромных тел – звёзд (солнц) два или несколько. Они притягивают друг друга, удерживают друг друга и, возможно, другие тела меньших масс внутри сравнительного небольшого объёма.

Расстояние, разделяющее компоненты двойных звезд, могут быть весьма различны. У тесных двойных они так близки друг друга, что происходят сложные физические процессы взаимодействия, связанные с явлениями приливов.

В широких парах расстояние между компонентами составляет десятки тысяч астрономических единиц, периоды обращений столь велики, что измеряются тысячелетиями и орбитальное движение при наблюдениях не удаётся обнаружить. Связуемость компонентов в таких системах определяют по их относительной близости на небе и по общности собственного движения.

Среди 30 ближайших к нам звёзд 13 входят в состав двойных и тройных систем. Измерение скорости движения звёзд по их орбитам позволило  оценить массу звёзд, входящих в двойные системы. Оказалось, что и в этом отношении звёзды различны.

Читайте также:  Эпиметей — спутник сатурна - все о космосе

Некоторые из них по массе уступают Солнцу, а другие превосходят его. При этом для всех звезд, в том числе и для Солнца, выполняется условие — чем больше светимость звезды, тем больше и её масса.

Вдвое большей массе соответствуют приблизительно вдесятеро большая светимость, так что различие в светимостях у звезд гораздо большее, чем различие в массах.

Двойные и кратные звёзды часто состоят из звёзд различных типов, например, звезда белый гигант может комбинироваться с красным карликом, или желтая звезда средней светимости- с красным гигантом.

Более крупными коллективными членами Галактики, чем двойные и кратные звёзды, являются рассеянные звёздные скопления.

Эти скопления содержат от нескольких десятков до нескольких сотен звёзд, самые крупные — до двух тысяч звёзд.

Термин «рассеянное» скопление вызван тем, что сравнительно небольшая численность звезд в таких скоплениях не позволяет уверенно очертить форму скопления.

У рассеянных скоплений характерный состав. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно нет красных и желтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты — непременные члены рассеянных скоплений.

Здесь чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и очень редкие звезды — белые и голубые сверхгиганты, т.е.

звёзды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости, излучающие, каждая в сотни тысяч и даже миллионы раз больше, чем наше Солнце.

Рассеянные скопления располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики. Большинство из них лежит почти точно в этой плоскости. Число занесённых в каталоги рассеянных звёздных скоплений превышает в настоящее время тысячи. Далекие рассеянные скопления неразличимы, они недостаточно для этого богаты звёздами.

Но при помощи телескопов можно отличить относительно близкие рассеянные скопления. Поэтому число имеющихся рассеянных скоплений в Галактике на самом деле на много больше тысячи и оценивается приблизительно в 30 тысяч.

Если среднее число звёзд в одном рассеянном скоплении составляет 300 или несколько больше, то общее число звезд, входящих во все рассеянные скопления Галактики, равно приблизительно  десяти миллионам.

Ещё более крупными коллективными членами Галактики являются шаровые звёздные скопления. Это очень богатые звёздные скопления, насчитывающие сотни тысяч, иногда свыше миллиона звёзд.

В центральных областях шарового скопления звёзды расположены очень тесно друг к другу. Из-за этого их изображения сливаются и определенные звёзды различить нельзя. Это не значит, что звёзды соприкасаются друг с другом. На самом деле даже в центральных областях шаровых скоплений расстояния между звёздами огромны по сравнению с размерами самих звёзд.

Состав шаровых скоплений существенно отличается от состава рассеянных скоплений. В шаровых скоплениях очень много звёзд красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но очень мало бело-голубых звёзд гигантов и совершенно отсутствуют бело–голубые сверхгиганты.

Шаровые скопления — это плотные системы. Состоящие из большого числа звёзд, поэтому они резко выделяются среди других объектов Галактики. К настоящему времени открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав нашей Галактики. Предполагается, что будет открыто ещё некоторое их количество.

Вся совокупность шаровых скоплений образует как бы сферическую систему окружающую Галактику и в то же время проникающую в Галактику.

В следствии того, что шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от него, почти все шаровые скопления должны наблюдаться в одной половине неба, в той, в которой находится галактический центр.

Если в каждом из известных шаровых скоплений в среднем имеется немного менее миллиона звёзд, то общее число звёзд в шаровых скоплениях составит около 100 миллионов. Это только одна тысячная доля всех звёзд Галактики.

Имеется ещё один тип членов Галактики — так называемые звёздные ассоциации. Они были открыты академиком В.А.Амбарцумяном, который обнаружил, что наиболее горячие звёзды-гиганты, расположены на небе как бы отдельными гнёздами.

Обычно в таком гнезде два-три десятка звёзд — горячих гигантов спектральных классов.

Ассоциация занимает большой объем, размером в несколько десятков или сотен парсек, в который обычно порядком, как и в другие места Галактики, входят в большом количестве звезды-карлики и звёзды средней светимости.

Звёзды горячие гиганты движутся со скоростью 5-10 км/с, и им требуется всего несколько сотен тысяч лет или, самое большее, несколько миллионов лет, чтобы уйти из ассоциации. Поэтому факт существования горячих гигантов в звёздных ассоциациях указывает на то, что эти звёзды недавно сформировались в ассоциациях и не успели ещё из них уйти.

Именно открытие звёздных ассоциаций привело к утверждению, что наряду со старыми звёздами, есть и молодые и очень молодые звёзды, что звёздообразование в Галактике было длительным процессом и продолжается в наши дни.

По расположению в Галактике все звёзды и все другие объекты можно разделить на три группы.

Объекты первой группы сосредоточены в галактической плоскости, т.е. образуют плоские подсистемы. К этим объектам относятся звёзды горячие сверхгиганты и гиганты, пылевая материя, газовые облака и рассеянные звёздные скопления. Характерно, что в состав рассеянных скоплений в основном входят именно те объекты, которые сами по себе тоже образуют плоские подсистемы.

Вторую группу образуют объекты, располагающиеся одинаково часто у плоскости симметрии Галактики и на значительном расстоянии от неё. Они образуют сферические подсистемы. В числе таких объектов желтые и красные субкарлики, желтые и красные гиганты, шаровые скопления.

Третью группу составляют промежуточные подсистемы. В них объекты сосредоточены у плоскости Галактики, но не так сильно, как у плоских подсистем. Промежуточные подсистемы составляют красные и желтые звёзды-гиганты, желтые и красные звёзды-карлики, а также особые переменные звёзды, называемые звёздами типа Мира Кита, очень сильно и неправильным образом изменяющие свой блеск.

Оказалось, что объекты различных подсистем отличаются друг от друга не только расположением в Галактике, но и своими скоростями. Объекты сферических подсистем имеют наибольшую скорость движения в направлении. Перпендикулярном к плоскости Галактики, а у объектов плоских подсистем эта скорость наименьшая.

Удалось также установить, что объекты различных подсистем отличаются и химическим составом: звёзды плоских подсистем богаче металлами, чем звёзды сферических подсистем.

Открытие существования объектов различных подсистем в Галактике имеет большое значение. Оно показывает, что звёзды разных типов формировались в разных местах  Галактики и при различных условиях.

Из ядра должны выходить спиральные ветви. Эти ветви, огибая ядро постепенно расширяясь и разветвляясь теряют яркость, и на некотором расстоянии их след пропадает.

Спиральные ветви других Галактик состоят из звёзд — горячих гигантов и сверхгигантов, а также из пыли и газа — водорода.

Чтобы обнаружить спиральные ветви нашей Галактики, нужно проследить расположение в ней звёзд — горячих гигантов, а так же пыли и газа. Эта задача оказалась очень сложной из-за того, что спиральную структуру нашей Галактики мы наблюдаем изнутри и различные части спиральных ветвей проецируются друг на друга.

Надежды подает излучение нейтрального водорода по длине волны 21 см. В двух небольших спектрах, направленных на центр и антицентр Галактики. Однако исследования пока провести не удаётся и поэтому картина не полная. Хотя уже начинает намечаться расположение спиральных ветвей потому, что водород обычно соседствует со звёздами — горячими гигантами, определяющими форму спиральных ветвей.

Места уплотнения водорода должны повторять рисунок спиральной структуры Галактики.

Большое преимущество использования излучения нейтрального водорода состоит в том, что оно длинноволновое, находится в радиодиапазоне и для него межзвёздная материя практически совершенно прозрачна. 21-сантиметровое излучение без каких-либо искажений доходит до нас из самых далёких областей Галактики.

В безлунные осенние вечера вдали от ярко освещенных домов и улиц, любуясь звёздным небом, можно увидеть белую полосу, протянувшуюся через все небо. Это Млечный Путь.

Согласно одному из древних мифов, Млечный Путь – это дорога с Олимпа на Землю. Согласно другому – это пролитое Герой молоко.

Млечный Путь опоясывает небесную сферу по большому кругу. Жителям северного полушария Земли, в осенние вечера удается увидеть ту часть Млечного Пути, которая проходит через Кассиопею, Цефей, лебедь, Орел и Стрельца, а под утро появляются другие созвездия. В южном полушарии Земли Млечный Путь простирается от Стрельца к созвездиям Скорпион, Циркуль, Центавр, Южный Крест, Киль, Стрела.

Млечный Путь, проходящий через звездную россыпь южного полушария, удивительно красив и ярок. В созвездиях Стрельца, Скорпиона, Щита много ярко светящихся звездных облаков. Именно в этом направлении находится центр нашей Галактики.

В этой же части Млечного Пути особенно четко выделяются темные облака космической пыли- темные туманности. Если бы не было этих темных, непрозрачных туманностей, то Млечный Путь в направлении к центру Галактики был бы ярче в тысячу раз.

Глядя на Млечный путь, нелегко вообразить, что он состоит из множества неразличимых невооруженным глазом звёзд. Но люди догадались об этом давно. Одну из таких догадок приписывают ученому и философу Древней Греции — Демокриту.

Он жил почти на две тысячи лет раньше, чем Галилей, который впервые доказал на основе наблюдений с помощью телескопа звездную природу Млечного Пути.

В своём знаменитом «Звездном вестнике» в 1609 году Галилей писал: «Я обратился к наблюдению сущности или вещества Млечного Пути, и с помощью телескопа оказалось возможным сделать её настолько доступной нашему зрению, что все споры умолкли сами собой благодаря наглядности и очевидности, которые и меня освобождают от многословного диспута.

Читайте также:  Наиболее впечатляющие снимки красной планеты - все о космосе

В самом деле Млечный Путь представляет собой не что иное, как бессчетное множество звёзд, как бы расположенных в кучах, в какую бы область не направлять телескоп, сейчас же становится видимым огромное число звёзд, из которых весьма многие достаточно ярки и вполне различимы, количество же звёзд более слабых не допускает вообще никакого подсчета».

Какое же отношение звёзды Млечного Пути имеют к единственной звезде Солнечной системы, к нашему Солнцу? Ответ сегодня общеизвестен. Солнце — одна из звёзд нашей Галактики, Галактики – Млечный Путь.

Какое же место занимает Солнце в Млечном Пути? Уже из того факта, что Млечный Путь опоясывает наше небо по большому кругу, ученые сделали вывод, что Солнце находится вблизи главной плоскости Млечного Пути.

Чтобы получитъ более точное представление о положении Солнца в Млечном Пути, а затем и представить себе, какова в пространстве форма нашей Галактики, астрономы (В.Гершель, В.Я.Струве и др.

) использовали метод звездных подсчетов, суть которых в том, что в различных участках неба подсчитывают число звёзд в последовательном интервале звёздных величин.

Если допустить, что светимости звёзд одинаковы, то по наблюдаемому блеску можно судить о расстояниях до звезд, далее, предполагая, что звёзды в пространстве расположены равномерно, рассматривают число звёзд, оказавшихся в сферических объёмах, с центром в Солнце.

На основе этих подсчетов уже в 18 веке был сделан вывод о «сплюснутости» нашей Галактики.

В состав Галактики входят не менее 150 млрд. Звёзд, подобных нашему Солнцу. В близи центральной области Галактики звёздная плотность в миллионы раз больше, чем вблизи Солнца.

Участвуя во вращении Галактики, наше Солнце мчится со скоростью более 220 км/с, совершая один оборот за 200-250 миллионов лет. Галактика имеет сложное строение и сложный состав.

Современные исследования Галактики требуют технических средств 20 века, но началось исследование Галактики с пытливого вглядывания в простирающийся над нашими головами Млечный Путь.

Помимо нашей Галактики, во Вселенной существует множество других Галактик. Внешний вид их чрезвычайно разнообразен и некоторые из них очень живописны.

Для каждой Галактики, как бы ни был сложен её внешний рисунок, можно разыскать другую Галактику, очень на неё похожую.

Однако более внимательное рассмотрение всегда обнаружит заметные различия в любой паре Галактик, а большинство Галактик очень сильно отличаются друг от друга своим внешним видом.

Источник: https://www.vseocosmose.ru/?p=325

Все о космосе

Имеется еще один тип коллективных членов Галак­тики — так называемые звездные ассоциации. Они были открыты академиком В. А. Амбарцумяном, который обнару­жил, что наиболее горячие звезды-гиганты расположены на небе как бы отдельными гнездами.

Обычно в таком гнезде (О-ассоциации) два-три десятка звезд — горячих гигантов спектральных классов- О и ВО, В1, В2.

Ассо­циация занимает большой объем, размером в несколько десятков или сотен парсек, в который обычным поряд­ком, как и в другие места Галактики, входят в больщом количестве звезды-карлики и звезды средней светимости.

Добавление  этому объему двух-трех десятков горячих гигантов не увеличивает заметно числа звезд в единице объема. Отсюда следует, что звездная ассоциация не соз­дает существенной дополнительной силы притяжения и не может удерживать в себе звезды, находящиеся внут­ри ассоциации.

Звезды, горячие гиганты движутся со ско­ростями в 5-10 км/с, и им требуется всего несколько сотен тысяч лет или, самое большее, несколько милли­онов лет, чтобы уйти из ассоциации. Поэтому факт су­ществования горячих гигантов в звездных ассоциациях указывает на то, что эти звезды недавно сформировались в ассоциациях и не успели еще из них уйти.

Первый список О-ассоциаций был составлен Б. Маркаряном в 1952 г. и содержал 25 ассоциаций. В каталоге звездных скоплений и ассоциаций, изданном Альтером, Рупрехтом и Ванисеком в 1958 г., уже чис­лится 82 0-ассоциащга.

Все они лежат около главной плоскости Галактики и находятся ближе 37г кпс, при­чем 27 из их числа ближе 1,5 кпс Именно на этом рас­стоянии до 1,5 кпс можно считать все ассоциации выяв­ленными.

Если считать, что повсюду около плоскости Галактики О-ассоциации располагаются с такой же ча­стотой, как и в районе Солнца, то, учитывая, что ради­ус Галактики приблизительно в 10 раз больше величины 1,5 кпс, можно оценить общее число О-аесоциаций в на­шей звездной системе;

25 • 10(в 2 степени) = 2700 ассоциаций.

В каждой звездной ассоциации будем считать в среднем 30 звезд классов О и ВО, В1, В2. Тогда в предположе­нии, что все гиганты самых ранних спектральных клас­сов входят в О-ассоциаций, общее число этих звезд в Га­лактике должно быть оценено в 80 тысяч.

Еще один тип звёзд обладает особенностью распола­гаться в отдельных гнездах. Это переменные звезды осо­бого класса — карлики с эмиссионными линиями в спект­ре, называемые перёменными типа Т Тельца, так как звезда, Т в созвездии Тельца была первой такой исследо­ванной звездой.

Группировки звезд Т Тельца обладают теми же особенностями — малой общей звездной плот­ностью, неустойчивостью, что и О-ассоциации. Поэтому В. А. Амбарцумян назвал их Т-ассоциациями. Размеры Т-ассоциаций меньше, чем О-ассоциаций. Так как они состоят из звезд невысокой светимости, то видны на сравнительно небольших расстояниях. Тем не менее в списке П. Н.

Холопова насчитывается 29 реальных и 12 возможных Т-ассоциаций. Общее их число в Галактике

Источник: http://www.allkosmos.ru/molodye-obrazovaniya-galaktiki-zvezdnye-associacii/

Звездные скопления

Объекты глубокого космоса > Звездные скопления

Некоторые звезды входят в состав целой группы звезд. Большинство из них являются двойными системами, где две звезды вращаются вокруг их общего центра масс.

Некоторые входят в состав тройной звездной системы. А часть звезд одновременно является частью более многочисленной группы звезд, которая носит название «звездное скопление».

Такие скопления можно наблюдать на ночном небе невооруженным взглядом.

Звездное скопление – это группа звезд тесно связанных гравитацией. Они отличаются между собой размером, формой, количеством звезд, а также возрастом.

Некоторым из них всего несколько тысяч лет, другим – несколько миллиардов. Астрономы разделяют звездные скопления на два типа в зависимости от их формы и количества звезд, входящих в их состав.

Различают открытые и шаровые скопления.

Открытые скопления или рассеянные скопления обычно включают в себя от 12 до нескольких тысяч звезд. Они держатся вместе благодаря взаимному гравитационному притяжению и имеют общий центр масс. Открытые звездные скопления состоят из горячих и относительно молодых звезд. Таких скоплений очень много в спиралевидных рукавах нашего Млечного Пути.

Подсчитано, что в нашей галактике содержится около 20 000 открытых звездных скоплений. Открытые скопления формируются, когда одновременно образуются сразу несколько звезд из одного облака пыли и газа. Наше Солнце тоже является частью открытого скопления, в которое также входят ближайшие к нам звезды – Альфа Центавра и Звезда Барнарда.

Мы знаем, что звезды входящие в состав открытых скоплений молодые, благодаря тому, что их спектры указывают на наличие большого количества тяжелых химических элементов. Эти элементы формируются на протяжении длительного времени, которое уходит на рождение и смерть звезды.Открытые скопления такие молодые, потому что они живут не очень долго.

Гравитационные взаимодействия между звездами и другими космическими объектами со временем приводят к рассеиванию таких скоплений.

Рассеянные звездные скопления каталога Мессье

Другие рассеянные звездные скопления 

Скопление Персея

Звездное скопление Гиады

Шаровые звездные скопления намного старше открытых скоплений и обычно содержат от десяти тысяч до миллиона звезд. Эти звезды образуют сферу, в центре которой наблюдается наибольшая концентрация звезд. Шаровые скопления есть совсем неподалеку от нашей галактики.

Они вращаются по очень вытянутым эллиптическим орбитам вокруг центра галактики, с приближением к которому их концентрация постепенно возрастает. В данный момент известно 200 шаровых скоплений, окружающих нашу галактику.

Спектроскопические исследования показывают, что звезды в шаровых скоплениях содержат гораздо меньше тяжелых химических элементов, чем такие звезды как Солнце. Это значит, что они намного старше нашей звезды. Считается, что большинству шаровых скоплений насчитывается от 14 до 16 миллионов лет.

Ученые предполагают, что они образовались из той же древнейшей материи, из которой появились галактики.

Шаровые звездные скопления каталога Мессье

Наблюдая за звездными скоплениями

Некоторые звездные скопления, такие как открытое скопление Плеяды, уже давно известны человечеству. Другие были открыты лишь с появлением телескопа. До его изобретения звездные скопления виделись людям, наблюдавшим за звездным небом, как размытые точки в небе.

Некоторые из них даже время от времени путали с кометами. Шарль Мессье был одним из первых астрономов, который наблюдал за звездными скоплениями и составил каталог, в котором содержались самые яркие и большие звездные скопления, которые можно было видеть на небосводе.

Всего в каталог вошло 51 звездное скопление.

Звездные скопления – один из самых удобных объектов для наблюдения. Многие из них, например, Плеяды и Гиады, видно невооруженным глазом. Если направить бинокль в центр нашей галактики, неподалеку от созвездия Стрельца вы увидите огромное количество шаровых скоплений.

Ну а телескоп откроет для вас целый новый мир звездных скоплений, истинную красоту которых не сможет передать ни одна фотография, ведь из-за атмосферная турбулентности большинство фотографий получаются нечеткими.

А наблюдая за звездными скоплениями в телескоп в темную безоблачную ночь, вы сможете насладиться их серебристым сиянием на черном бархате неба.

Источник: http://o-kosmose.net/zvezdnoe-skoplenie/

Ссылка на основную публикацию