П.И.Бакулин, Э.В.Кононович, В.И. Мороз - Курс общей астрономии

§ 164. Звездные скопления

Звездными скоплениями называются группы динамически связанных между собою звезд, содержащие большое количество объектов и отличающиеся своим видом и звездным составом. По внешнему виду звездные скопления делятся на две группы: рассеянные скопления, содержащие несколько десятков и сотен звезд, и шаровые скопления, состоящие из десятков и сотен тысяч звезд. Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости. Всего известно более 800 таких объектов в радиусе нескольких килопарсеков от Солнца. Более далекие рассеянные скопления труднее обнаружить. Учитывая, какую долю объема Галактики занимает область, содержащая известные рассеянные скопления, можно оценить, что всего в нашей звездной системе должно быть несколько десятков тысяч рассеянных звездных скоплений. Наиболее известны рассеянное звездное скопление Плеяды (см. рис. 110), удаленное от нас на расстояние 130 пс, и Гиады, которое находится в сорока парсеках от нас.

Чтобы отделить звезды, принадлежащие скоплению, от звезд поля, случайно проектирующихся в ту же область неба, можно построить диаграмму спектр – светимость. Для скоплений обычно строят диаграмму цвет – видимая звездная величина, откладывая по осям показатель цвета (вместо спектрального класса) и видимую звездную величину которая одинаково для всех звезд скопления отличается от абсолютной. На диаграмме Герцшпрунга – Рессела для рассеянных скоплений, как правило, хорошо заметна главная последовательность. Ветвь гигантов в большинстве случаев отсутствует или почти отсутствует (рис. 221). Поскольку все звезды скопления практически находятся на одинаковом расстоянии, его диаграмма цвет – видимая звездная величина отличается от обычной сдвигом по вертикальной оси на величину модуля расстояния, а из-за влияния межзвездного поглощения света, о котором

будет сказано в § 167, и по горизонтальной оси. Ясно, что звезды, не попадающие

на “свои” места на диаграмме, могут не принадлежать скоплению. Проверить принадлежность этих звезд скоплению можно, изучив собственные движения и лучевые скорости, которые для звезд скопления должны быть примерно одинаковыми. Выделив звезды, принадлежащие скоплению, и найдя нормальное положение главной последовательности, получим модуль расстояния, а следовательно, и само расстояние до звездного скопления. Коль скоро расстояние до звездного скопления установлено, легко вычислить его линейные размеры, которые для большинства рассеянных скоплений в среднем составляют от 2 до 20 пс.

В отличие от рассеянных, шаровые звездные скопления сильно выделяются на окружающем фоне благодаря значительно большему числу входящих в них звезд и четкой своей сферической или эллиптической форме, обусловленной сильной концентрацией звезд к центру (рис. 222). В среднем диаметры шаровых скоплений составляют около 40 пс. Вследствие своей большой светимости шаровые скопления видны на больших расстояниях в нашей Галактике. Поэтому наблюдаемое их число (более 100) близко к общему числу этих объектов в Галактике. Шаровые скопления обнаружены также и в ближайших к нам других галактиках (например, в Магеллановых Облаках, туманности Андромеды). Пространственное распределение шаровых скоплений показывает, что, в отличие от рассеянных скоплений, они образуют сферическую подсистему и сильно концентрируются к центру Галактики.

Диаграмма цвет – видимая звездная величина для звезд шаровых звездных скоплений имеет особый вид (рис. 223). На ней обычно четко выделяется характерная для шаровых скоплений горизонтальная ветвь, ветвь гигантов, соединяющаяся с главной последовательностью, и сама главная последовательность, начинающаяся в области меньших светимостей, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга

– Рессела. В шаровых скоплениях часто наблюдается значительное количество переменных звезд, особенно типа RR Лиры, которые позволяют определить расстояния до этих объектов. В 1947 г. В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками были обнаружены особые группы звезд, названные звездными ассоциациями. В них входят звезды определенного типа, а их звездна плотность заметно больше средней звездной плотности звезд того же типа в Галактике. Известны два типа ассоциаций. Первый – О-ассоциации – содержит звезды ранних спектральных классов от О до В2. Их. Их размеры составляют десятки и сотни парсеков, т.е. во много pаз превышают размеры рассеянных звездных скоплений. Ассоциации второго типа состоят из звезд типа Т Тельца и поэтому называются Т-ассоциациями.

§ 165. Пространственные скорости звезд и движение Солнечной системы

Если известно собственное движение звезды m в секундах дуги за год (см. § 91) и расстояние до нее r в парсеках, то не трудно вычислить проекцию пространственной скорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальной скоростью Vt и вычисляется по формуле (12.3)

Чтобы найти пространственную скорость V звезды, необхо­димо знать ее лучевую скорость Vr , которая определяется по доплеровскому смещению линий в спектре

звезды (§ 107). По­скольку Vr и Vt взаимно перпендикулярны, пространственная скорость звезды равна (12.4)

Знание собственных движений и лучевых скоростей звезд позволяет судить о

движениях звезд относительно Солнца, ко­торое вместе с окружающими его планетами также движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звезд складываются из двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая – индивидуальным движением звезды. Чтобы судить о движениях звезд, следует найти скорость движения Солнца и исключить ее из наблюдае­мых скоростей движения звезд.

Определим величину и направле­ние скорости Солнца в пространстве. Та точка на небесной сфере, к кото­рой направлен вектор скорости Солнца, называется солнечным апексом, а противоположная ей точка – антиапексом. Чтобы пояснить прин­цип, на основании которого находят положение солнечного апек­са, предположим, что все звезды, кроме Солнца, неподвижны. В этом случае наблюдаемые собственные движения и лучевые скорости звезд будут вызваны только перемещением Солнца, происходящим со скоростью V¤ (рис. 224). Рассмотрим какую-нибудь звезду S, направление на которую составляет угол q с вектором V¤. Поскольку мы предположили, что все звезды не­подвижны, то кажущееся относительно Солнца

движение звез­ды S должно иметь скорость, равную по величине и противопо­ложную по направлению скорости Солнца, т.е. – V¤. Эта ка­жущаяся скорость имеет две составляющие: одну – вдоль луча зрения, соответствующую лучевой скорости звезды Vr = V¤cos q,(12.5)

и другую, – лежащую в картинной плоскости, соответствующую собственному движению звезды, Vt = V¤ sin q.(12.6)