КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VII

ОСНОВИ ГАЛАКТИЧНОЇ І ПОЗАГАЛАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Розділ 19

НАША ГАЛАКТИКА

19.3. Зоряні скупчення та асоціації

Деяка частина зір Галактики об'єднана у скупчення. Зоряними скупченнями називаються окремі групи зір, пов'язаних між собою силами взаємного тяжіння. За зовнішнім виглядом зоряні скупчення поділяють на розсіяні та кулясті.

У кулястих зоряних скупченнях, що мають сферичну або еліпсоїдальну форму, налічуються десятки, сотні тисяч і навіть мільйони зір. Діаметри кулястих скупчень є в межах від 20 пк до 90 пк, у середньому це 30 пк. Якщо в околицях Сонця приблизно одна зоря припадає на десять кубічних парсеків, то в кулястих скупченнях просторова концентрація зір у десятки, сотні, а у внутрішніх областях скупчень навіть у тисячі разів більша.

Зараз відомо понад 150 галактичних кулястих скупчень. Найяскравіші з них — 47 Тукана і ω Кентавра (рис. 19.2). На небі кулясті скупчення концентруються до сузір'я Стрільця, у напрямі, де знаходиться центр Галактики, тоді як у протилежній частині неба вони практично не зустрічаються.

Для діаграм колір — зоряна величина кулястих зоряних скупчень (рис. 19.3) типові нижня частина головної послідовності, майже вертикальна віт- ка червоних гігантів і надгігантів, а також горизонтальна вітка, що з'єднує зону червоних гігантів з незаселеною верхньою частиною головної послідовності. У горизонтальній вітці є розрив — так званий провал Шварцшильда, в який якраз потрапляють змінні зорі типу RR Ліри. Перехід від головної послідовності до вітки гігантів позначає точка повороту (ТП). Її положення відповідає найбільшому значенню зоряної маси МГЇ, для якого час існування зорі на головній послідовності (див. формулу 21.3) дорівнює часу існування самого скупчення.

image3

Рис. 19.2. Кулясті скупчення 47 Тукана (а) і ω Кентавра (б)

Таким чином, у кожний момент часу на головній послідовності залишаються тільки ті зорі, в яких маса не перевищує МТП Більш масивні зорі залишають головну послідовність, проходять через стадію червоного гіганта, перетворюються на білі карлики. В міру зростання віку скупчення верхня межа маси для зір на головній послідовності безперервно зменшується, а спектральний клас, який відповідає положенню точки повороту, стає усе пізнішим.

image4

Рис. 19.3. Діаграма колір — зоряна величина для кулястого зоряного скупчення M 3 (NGC 5272) з сузір'я Гончих Псів. I — головна послідовність, II — точка повороту від головної послідовності, III — вітка червоних гігантів, IV — асимптотична вітка гігантів, V — горизонтальна вітка з провалом Герцшпрунга, VI — блакитні бродяги

Одна особливість діаграм багатьох кулястих скупчень одразу звертає на себе увагу: вище точки повороту, на уявному продовженні головної послідовності у сторону більш високої світності і ефективної температури, все ж знаходиться деяка кількість зір. Тим часом, згідно зі стандартною теорією зоряної еволюції (див. підрозділ 21.3) такі зорі з масою, яка перевищує МТП, знаходитися на головній послідовності не повинні б. Після відкриття у 40-х роках XX століття цих незвичайних членів кулястих скупчень вони одержали назву блакитні бродяги (від англійського терміна — blue stragglers). Незважаючи на те, що для пояснення їх феномену було запропоновано декілька гіпотез, природа цих зір все ще залишається до кінця не з'ясованою.

Недавно виявили, що деякі кулясті скупчення зір є джерелами потужного рентгенівського випромінювання. Це пов'язують з акрецією міжзоряного газу на масивні чорні діри. Вважається, що в центрах кулястих скупчень, де просторова зоряна концентрація досягає досить високого значення, масивні чорні діри можуть утворюватися внаслідок злиття поодиноких зір.

Розсіяні зоряні скупчення складаються з декількох десятків, сотень, іноді тисяч зір і не мають чітко визначеної форми, їхні діаметри — від 2 пк до 20 пк. Просторова зоряна концентрація тут може становити від 0,5 зорі на кубічний парсек до 103 зір/пк3 у найбагатших зорями скупченнях.

Виділити ті зорі, які фактично відносяться до окремого розсіяного скупчення, а не проектуються випадково на нього, зовсім нелегко. Для цього доводиться досліджувати спектри зір — кандидатів у члени скупчення з метою визначення їх променевих швидкостей (для членів скупчення вони у межах похибок повинні співпадати), а також вивчати власні рухи зір.

Встановлено, що майже всі розсіяні зоряні скупчення розташовані в площині Молочного Шляху або поблизу неї. Кількість відомих галактичних розсіяних зоряних скупчень сягає 1200, але вважається, що це лише мала частка від усіх розсіяних скупчень Галактики (більшість з них прихована густими газопиловими хмарами, яких багато в галактичній площині). Очікувана кількість таких формувань у Галактиці дорівнює близько 20 000.

Найяскравіше розсіяне скупчення — Плеяди у сузір'ї Тельця (рис. 19.4). Неозброєним оком тут видно сім зір, при спостереженнях у телескоп — близько 200, а на фотографіях з тривалою експозицією — понад 300. Воно знаходиться на відстані 130 пк від Сонця. Діаграма колір — зоряна величина для Плеяд показана на рис. 19.5.

image5

Рис. 19.4. Розсіяне зоряне скупчення Плеяди

Вік Плеяд оцінюють в 100 млн. років. Дещо старішим (630 млн. років) і значно ближчим до Сонця (відстань 50 пк) є скупчення Гіади, яке теж розташоване в сузір'ї Тельця. В цілому, вік розсіяних скупчень знаходиться у межах від кількох мільйонів до мільярдів років. Як правило, розсіяні зоряні скупчення складаються в основному з зір головної послідовності. Червоних гігантів і надгігантів в них мало або немає зовсім. У деяких розсіяних скупченнях виявлені зорі — блакитні бродяги. Різниця у віці між скупченнями призводить до суттєвих відмін у вигляді їх діаграм колір — зоряна величина. Якщо у складі молодих скупчень на головній послідовності присутні зорі різних мас, включаючи і досить масивні зорі ранніх спектральних класів (показник кольору, наприклад (B — V ), є від'ємний або додатний і близький до нуля), то в скупченнях значного віку на головній послідовності знаходяться тільки зорі пізніх спектральних класів (порівняйте рис. 19.5 і 19.6).

Рис. 19.5. Діаграма колір — зоряна величина для Плеяд

Рис. 19.6. Діаграма колір — зоряна величина для Гіад

Зоряні угрупування, в яких концентрація зір ненабагато перевищує середню для галактичного диска (0,1 зір/пк3), мають назву зоряні асоціації. Грунтовніше почав 'їх вивчати у 1947 р. вірменський учений В. А. Амбарцумян (1908—1996), виділивши групи гарячих зір високої світності спектральних класів О і В в ОВ-асоціації. Крім них існують також Т-асоціації — скупчення неправильних змінних зір-карликів типу Т Тельця. Найближча Т-асоціація — у сузір'ї Оріона, у ній налічується понад 500 змінних зір типу Т Тельця.

ОВ - і Т-асоціації бувають усередині потужних газопилових комплексів. Очевидно, тут згруповані зорі, які лише розпочинають свій розвиток.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.