нижнее белье для полных
მედიცინის კვლევები

   Велика Радянська Енциклопедія

Зоряні скупчення

   
 

Зоряні скупчення, групи зірок, зв'язаних між собою силами взаємного тяжіння і мають спільне походження, близький вік і хімічний склад. Зазвичай мають щільне центральне згущення (ядро), оточене значно менш щільною корональної областю. Діаметри З. с. знаходяться в межах від декількох до 150 парсек , причому радіуси корональних областей у кілька (іноді в десяток) разів перевищують радіуси ядер. Історично склався розподіл З. с. на розсіяні (іноді називаються відкритими, галактичними) і кульові. Різниця між ними в основному визначається масою і віком цих утворень. Розсіяні З. с., Як правило, містять десятки і сотні, рідко тисячі, а кульові - десятки і сотні тисяч зірок. Приклади розсіяних З. с. - Плеяди, Ясла, Гиади; приклади кульових З. с. - Скупчення М3 в сузір'ї Гончих Псів і М13 в сузір'ї Геркулеса.

Розсіяні скупчення в нашій Галактиці концентруються в площині симетрії Чумацького Шляху (галактичної площини) і володіють невеликими швидкостями відносно Сонця (в середньому 20 км / сек ). Серед них можна виділити асоційовані зі спіральними гілками скупчення, що виникли порівняно недавно (менше 100 млн. років тому), і скупчення проміжного віку, або скупчення диска, що не показують зв'язки зі спіральними гілками і слабкіше концентруються до галактичної площини. Всі розсіяні скупчення мають нормальний вміст металів, притаманне зіркам плоскої складової Галактики. Кульові З. с. в нашій Галактиці розподілені в сфероїдальну обсязі, центр якого збігається з центром Галактики, сильно концентруються до цього центру і характеризуються великими швидкостями відносно Сонця (в середньому 170 км / сек ). Зазвичай вони бідні металами, проте об'єкти, що спостерігаються в навколоцентральних областях Галактики, багатшими металами, ніж ті, які спостерігаються на периферії нашої зоряної системи. Важливі відомості про еволюції З. с. дає вивчення Герцшпрунга - Ресселла діаграм або діаграм "зоряна величина - показник кольору". Діаграми залежності "зоряна величина - показник кольору" зірок типових розсіяних і кульових З. с. нашої Галактики істотно різні (див. рис. ). Інтерпретація цих діаграм з точки зору сучасних теорій зоряної еволюції дозволяє укласти, що зірки типових кульових З. с. в 100-1000 разів старше зірок розсіяних З. с.

Кінематичні характеристики і просторовий розподіл кульових З. с. нашої Галактики відображають особливості початкового розподілу в Галактиці речовини, з якої на ранній стадії її існування виникли ці утворення. Діаграми "зоряна величина - показник кольору" зірок кульових З. с. тієї епохи повинні нагадувати відповідні діаграми сучасних розсіяних З. с. Подібні молоді кульові З. с. спостерігаються в сусідніх галактиках (наприклад, NGC 1866 у Великій Магеллановій Хмарі). У сучасну епоху З. с. в нашій Галактиці виникають тільки поблизу галактичної площини, в районах газовопилевих спіральних гілок.

Одночасно із зміною фізичних характеристик членів З. с. відбувається їх динамічна еволюція. Зближення між зірками в ядрах З. с. призводять до взаємного обміну енергією їх руху. В результаті деякі члени З. с. отримують надлишкову енергію і переходять в область корони або взагалі залишають скупчення. Ядро при цьому, як правило, стискається. Процес диссипации ядра відбувається особливо швидко у скупчень з невеликою кількістю членів, тобто розсіяних. Тому зі старих скупчень у нашій Галактиці збереглися лише найбільш масивні з них, тобто кульові. Серед слабких членів молодих розсіяних скупчень зазвичай спостерігаються оріонови і вспалахо змінні зірки . У деяких кульових скупченнях містяться змінні зірки типу RR Ліри і W Діви, а в розсіяних скупченнях іноді зустрічаються цефеїди . Найбільш близькі до Сонця З. с. (Наприклад, Гиади), у власних рухах членів яких спостерігаються явища перспективи (напрямки власних рухів при продовженні їх на небесній сфері перетинаються в одній точці), називаються рухомими. Рухомі З. с. відіграють особливу роль у проблемі визначення зіркових відстаней, т. к. відстані до них можуть бути надійно визначені простим геометричним методом. Див також Зоряні асоціації , Зоряна астрономія .


? Літ.: Паренаго П. П., Курс зоряної астрономії, 3 вид., М., 1954; Сойєр-Хогг Е., Зоряні скупчення, в збірці: Будова зоряних систем, М., 1962.

© П. Н. Холопов.





Виберіть першу букву в назві статті:

а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я

Повний політерний каталог статей


 

Алфавітний каталог статей

  а б в г д е ё ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ы э ю я
 


 
енциклопедія  біляші  морс  шашлик  качка