Зоряні скупчення
 |
| Мал. 1 Кулясте зоряне скупчення |
Зоряними скупченнями називаються гравітаційно пов’язані системи зір, що виділяються як області підвищеної концентрації зір (від кількох десятків чи сотень в розсіяних скупченнях до декількох сотень тисяч і навіть мільйонів - в кулястих). Вивчення скупчень важливо як для дослідження структури Галактики, так і для перевірки теорій походження та еволюції зір, так як зорі – члени скупчення, знаходяться близько один до одного в просторі, мають спільне походження і приблизно однаковий вік.
Зоряні скупчення поділяються, в першу чергу за їх зовнішнім
виглядом, на кулясті та розсіяні (іноді їх називають відкритими).
 |
| Мал. 2 Розсіяне зоряне скупчення |
Крім зовнішнього вигляду, ці дві групи скупчень ще відрізняються
- кількістю зір, що входять до їх складу («багатством»);
- своїми діаграмами «видима зоряна величина – колір» (діаграма Герцшпрунга-Рассела), що відображає зоряний склад;
- наявністю змінних зір різних типів;
- різним характером розподілу в Галактиці; віком.
Розсіяні зоряні скупчення
Насьогодні відомо більше 1500 розсіяних скупчень в радіусі
кількох кілопарсек від Сонця. Як правило, ці скупчення розташовані в диску
Галактики і спостерігаються на галактичних широтах ±15°. Враховуючи, яку
частину об’єму Галактики займає область з відомими розсіяними зоряними
скупчення, можна оцінити загальну кількість цих об’єктів в нашій зоряній
системі. Розрахунки показують, що їх повинно бути кілька десятків тисяч. Найбільш
відомими є скупчення Плеяди (120 пк від Сонця) і Гіади (45 пк від Сонця).
Лінійні розміри розсіяних зоряих скупчень коливаються в межах від 2 до 20 пк.
Розсіяні скупчення як правило молоді. Серед них багато систем, де зореутворення
все ще продовжується або завершилося відносно нещодавно (107 – 108 років
тому назад). Вік найбільш старих не перевищує 1 – 2 млрд. років. Маси
найбільших розсіяних скупчень лежать в межах 103 – 104 мас Сонця.
Хімічний склад зірок розсіяних скупчень нормальний, тобто близький до
сонячного.
В 1930 році Р. Тремплер розробив класифікацію розсіяних
зоряних скупчень за виглядом діаграми «видима зоряна величина – показник
кольору»(діаграми Герцшпрунга-Рассела). Він розрізняв три основних типи таких діаграм:
1 – діаграма, що
складається лише з зір головної послідовності;
2 – зорі ГП плюс червоні і
жовті гіганти;
3 – найяскравіші зорі скупчення – жовті і червоні гіганти (F –
K), до яких додаються зорі-карлики пізніх спектральних класів (F – G).
До цих
арабських цифр додаються ще малі букви, що відзначають спектр найяскравіших зір головної послідовності. Крім цієї класифікації було запропоновано ще кілька, зокрема Б.Є.
Маркаряном в 1950 році.
 |
| Мал. 3 Типи діаграм Герцшпрунга-Рассела для розсіяних скупчень (Тремплер, 1925 рік) |
Відстані до скупчення можна визначити або за допомогою
паралаксів, або за вертикальним зміщенням головної послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела для скупчення по відношенню до
початкової головної послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела. Перший метод можна застосовувати лише
для найближчих зоряних скупчень, в той час як другий метод дає достатньо точні
результати для більш далеких скупчень. Відстань за другим методом визначається
через модуль відстані (M-m=5-5lgr), що буде дорівнювати різниці показів шкал
видимої зоряної величини V та відповідного знаяення абсолютної зоряної
величини MV.
Побудувавши діаграму Герцшпрунга-Рассела і звівши її з початковою головною
послідовністю можна визначити вік скупчення за точкою відходу зір від головної послідовності. Така діаграма
для декількох скупченнях зображена на рисунку 4. На зображення всі скупчення
розсіяні крім М3 (кулясте), виділеного білою смугою серед інших чорних.
 |
Мал. 4 Діаграма Герцшпрунга-Рассела для 11 розсіяних супчень.
Для порівняння наведена
гілка гігантів діаграми для кулястого скупчення М3.
|
Кулясті зоряні скупчення
Зараз відомо більше 130 кулястих скупчень. За аналогічними
для розсіяних скупчень міркуваннями А.С. Шаров оцінив повну кількість кулястих
скупчень в Галактиці в 400 – 600 штук. Приблизно для половини таких скупчень
кутова відстань від видимого центру Галактики не перевищує 30°, що є свідоцтвом
того, що вони знаходяться в сферичній складовій нашої зоряної системи. Проте, існують
скупчення, які знаходяться так далеко від галактичного центру (NGC 2419, 100
кпк; Palomar 3, 80 кпк; Pal 4, 73 кпк), що їх скоріше слід відносити до
міжгалактичних кулястих зоряних скупчень. В середньому діаметр кулястих
скупчень дорівнює 40 пк. Кулясті скупчення дуже старі, їх вік перевищує 12
млрд. років, а вміст хімічних елементів, важчих за гелій, в десятки і сотні
разів менший за сонячні. Найяскравіші зорі в кілястих скупченнях мають маси
близькі до маси Сонця, сумарна ж маса зір в кулястому зоряному скупченні
складає 105 – 106 мас Сонця.
Кулясті скупчення відрізняються одне від одного формою та
ступенем концентрації зір до центру. Видима форма характеризується величиною
сплюснутості, за яку приймають відношення (a-b)/b, де a і b – великий і малий
діаметр зображення скупчення. Більшість скупчень мають сплюснутість 0,1 – 0,2.
В Галактиці є лише одне скупчення зі сплюснутістю 0,4 – NGC 6273. Слід
пам’ятати, що дійсна сплюснутість може бути лише більшою за видиму. Виникає
сплюснутість, скоріш за все, завдяки обертанню скупчення, причому вісь
обертання може бути спрямована в довільному напрямку. Ступінь концентрації
можна оцінювати або за видимими зображеннями або водячи логарифм відношення
приливного радіусу до радіусу ядра. Приливний радіус – відстані від центру, за
якої зоря, що вийде за її межі навіть з нульовою швидкістю, залишить межі
скупчення під впливом гравітаційних сил Галактики. Радіусом ядра можна вважати
той радіус, за якого видима густина зменшується приблизно вдвічі, порівняно з
ядром.
Діаграми Герцшпрунга-Рассела для кулястих зоряних скупчень значно відрізняються від
таких для розсіяних. На ній представлено набагато більше різноманіття зір
(враховуючи вік цих скупчень), включаючи деякі типи змінних.
 |
Мал. 5 ДГР для кулястого скупчення М5 (джерело:https://en.wikipedia.org/wiki/Horizontal_branch#/media/File:M5_colour_ma...) |
Зоряні асоціації
В 1947 році В.А. Амбарцумян і Б.Є. Маркарян звернули увагу
на те, що деякі угрупування гарячих зір високої світності спектральних класів O
і ранніх B, що в подальшому отримали назву OB-асоціацій, повинні бути порівняно
молодими (105 – 107 років). Кількість OB-зір в асоціаціях досягає
ста. В такі асоціації іноді входять зjhs типу Вольфа-Райє (WR), які в цьому
стані можуть існувати (106 років).
Крім OB-асоціацій були виявлені угрупування змінних зір типу
Т Тельця (T Tau): Т-асоціації. Кількість зір T Tau в Т-асоціаціях від одного до
кількох десятків.
Характерні розміри асоціацій від 30 до 200 пк для
OB-асоціацій і від кількох парсек до десятків парсек для Т-асоціацій. Асоціації
показують значну концентрацію до площини галактики. Загальна кількість відомих
OB-асоціацій близько 100 на відстанях до 3,5 кпк, причому половина з них
розташована на відстанях до 1,5 кпк. Це дає підстави оцінювати повну їх
кількість в Галактиці порядку 4000. Т-асоціацій відомо близько 400 на відстанях
до 0,5 кпк. Тому повна їх кількість може бути набагато більшою за кількість OB-асоціацій.
Ознайомившись з матеріалом лекції пропонуємо виконати практичну роботу та спробувати
самостійно визначити вік зоряного скупчення.
Матеріал Андрія Симона
