Меню

Как шаровые звездные скопления распределены в галактике

Галактические рассеянные и шаровые звездные скопления

Виды звездных скоплений

В космосе рассеянные и шаровые звездные скопления отличаются друг от друга также, как поселок отличается от города.

Галактические звездные скопления

Галактические скопления находятся внутри нашей Галактики и расположены в ней вперемежку с одиночными звездами — они как бы крупные населенные пункты внутри страны. За положение в пространстве и размеры их и назвали галактическими звездными скоплениями. А за слабую концентрацию звезд к центру скопления их назвали рассеянными звездными скоплениями. Звезд в них бывает от сотни до нескольких тысяч, и разбросаны они в пространстве без особой правильности, как палатки цыганского табора. Примером рассеянных скоплений являются Плеяды.

Рассеянное звездное скопление М25

Осенью они восходят вечером, а зимой вечером стоят уже высоко в небе. Невооруженный глаз средней зоркости видит в этой кучке шесть звезд, а зоркий глаз — от семи до одиннадцати. В поле же зрения телескопа здесь мерцают сотни звезд всевозможной яркости. Принадлежность звезд к данному скоплению обнаруживается из общности их движения в пространстве. Так можно бывает выделить звезды, более к нам близкие или далекие, случайно проецирующиеся на “звездную кучу”.

Плеяды отстоят от нас на 320 световых лет, и диаметр этой группы звезд — около 5 световых лет.

Плеяды – крупнейшее, но единственное галактическое звездное скопление. Вокруг красного Альдебарана, главной звезды в созвездии Тельца, легко заметить немногочисленную и более рассеянную, чем Плеяды, группу звезд скопления Гиад.

А всего нам известно около 300 галактических скоплений размером поменьше, но мы не знаем еще множества более далеких и слабо светящихся или же скрытых от нас темными туманностями.

Шаровые звездные скопления

Шаровые звездные скопления, известные в числе около сотни, имеют своего типичного представителя в лице звездного скопления в Геркулесе, видимого в бинокль как туманная звездочка примерно шестой звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография показывают, что тут в форме шара существует целое скопление звезд, сильно концентрирующихся к его центру.

На самом деле эта “туманная звездочка” состоит из сотен тысяч звезд, из которых мы видим только гиганты. Звезды же главной ветви, в частности, размером такие же как Солнце, для нас остаются невидимыми. Именно из-за удаленности и многочисленности, особенно вблизи центра, звезды сливаются для наблюдателя с земли, в одно сплошное светлое сияние.

Шаровое звездное скопление NGC 3572

Одно из ближайших к нам шаровых скоплений — то, что находится в Геркулесе — отстоит от нас на 30 тысяч световых лет, а его диаметр — сотня световых лет.

Наиболее далекие из шаровых скоплений отстоят от нас на 230 тысяч световых лет. Определение расстояний шаровых скоплений говорит нам о том, что шаровые скопления простираются до границы нашей звездной системы.

Представляя себе любые звездные скопления стоит помнить о том, что “кучность” находящихся в них звезд только кажущаяся, представляющая в реальности лишь оптический обман вызванный чудовищным расстоянием отделяющим нас от ближайших звездных скоплений и галактик.

На самом деле звезды настолько далеки одна от другой, что столкновения между ними никогда не наблюдались в истории астрономии, а может быть и невозможны совсем. Во всяком случае вычисления показывают, что средняя звезда, движущаяся в произвольном направлении через галактику, даже при сближении с другими звездами вряд ли испытает реальное столкновение с одной из них, а будет лишь слегка отклонена от своего пути.

Источник

Шаровые звездные скопления

Шаровые скопления – симметричные образования, которые имеют ярко выраженное ядро с множеством близко расположенных друг к другу звезд. Все они связаны между собой силами взаимного притяжения.

Всего в нашей звездной системе известно около 150 шаровых скоплений, каждое их которых включает 104–106 звезд. Их отличает высокая концентрация звезд, приблизительно 0,4 звезды на кубический парсек. Большинство шаровых скоплений можно обнаружить на расстоянии не более 10 кпк от галактического центра.

История

Иоганн Абрахам Иле – астроном-любитель из Германии, который первым обнаружил шаровое скопление галактик М22. Случилось это в 1665 году, поэтому из-за плохого качества аппаратуры было тяжело различить отдельные звезды. Это получилось сделать у Шарля Мессье, который наблюдал за М4.

К 1782 году было обнаружено 33 шаровых звездных скопления. Тогда у Уильяма Гершеля получилось различить отдельные звезды благодаря использованию большого телескопа. Именно этот английский астроном смог обнаружить еще 37 шаровых скоплений.

Во второй половине прошлого века астрономы начали поиск черных дыр в шаровых скоплениях, но первое значимое открытие произошло только после появления телескопа Хаббл. Тогда ученые предположили, что в шаровом скоплении М15 есть черная дыра промежуточной массы.

Читайте также:  Глушитель на скутер спорт

К 2011 году в Млечном Пути выявлено 157 шаровых скоплений звезд.

Из чего состоят шаровые скопления?

Шаровые скопления включают в себя сотни тысяч звезд с пониженной металличностью, у которых отсутствует газ и пыль.

Из-за высокой плотности звезд в шаровых скоплениях часто случаются близкие прохождения и столкновения. Поэтому там можно наблюдать появление некоторых экзотических классов звезд, к числу которых относятся миллисекундные пульсары и голубые отставшие звезды.

Шаровое скопление Омега Центавра. Источник изображения: NASA

4glaza.ru
Август 2020

Использование материала полностью для общедоступной публикации на носителях информации и любых форматов запрещено. Разрешено упоминание статьи с активной ссылкой на сайт www.4glaza.ru.

Производитель оставляет за собой право вносить любые изменения в стоимость, модельный ряд и технические характеристики или прекращать производство изделия без предварительного уведомления.

Другие обзоры и статьи о телескопах и астрономии:

Обзоры оптической техники и аксессуаров:

Статьи о телескопах. Как выбрать, настроить и провести первые наблюдения:

Все об основах астрономии и «космических» объектах:

Источник

Шаровые звездные скопления

Шаровые звездные скопления, насчитывающие сотни тысяч звезд, имеют очень необычный вид: у них сферическая форма, и звезды концентрируются в них настолько плотно, что даже с помощью мощнейших телескопов невозможно различить одиночные объекты. Отмечается сильная концентрация звезд к центру.

Исследование шаровых звездных скоплений имеет важное значение в астрофизике в плане изучения эволюции звезд, процесса формирования галактик, изучения структуры нашей Галактики и определения возраста Вселенной.

Форма Млечного Пути

Ученые установили, что шаровые звездные скопления образовались на начальном этапе формирования нашей Галактики – протогалактический газ в самом начале имел сферическую форму. Во время гравитационного взаимодействия до завершения сжатия, что привело к образованию диска, за его пределами оказались сгустки материи, газа и пыли. Именно из них образовались шаровые звездные скопления. Причем они сформировались до появления диска и остались там же, где и образовались. Они имеют сферическую структуру, гало, вокруг которого позже расположилась плоскость галактики. Вот почему шаровые звездные скопления дислоцируются симметрично во Млечном Пути.

Изучение проблемы расположения шаровых скоплений, а также проведенные измерения расстояния от них до Солнца, позволили определить их протяженность от центра галактики, а также протяженность нашей Галактики до центра – оно составляет 30 000 световых лет.

Шаровые звездные скопления по времени происхождения очень старые. Их возраст составляет 10-20 миллиардов лет. Они представляют собой важнейший элемент Вселенной, и, несомненно, знания об этих образованиях окажут не малую помощь в объяснении явлений Вселенной. По мнению ученых, возраст этих звездных скоплений идентичен возрасту нашей Галактики, а так как все галактики сформировались примерно в одно время, значит, можно определить и возраст Вселенной. Для этого к возрасту шаровых звездных скоплений следует прибавить время от появления Вселенной до начала образования галактик. По сравнению с возрастом шаровых звездных скоплений это совсем небольшой отрезок времени.

Итак, вычислив возраст шаровых звездных скоплений, возможно определить возраст Вселенной. Но этот способ очень сложен и неточен. Главная сложность – вычислить возраст шаровых звездных скоплений.

Внутри ядер шаровых скоплений

Из-за высокой степени концентрации звезд происходят самые настоящие столкновения, формируются новые объекты, например звезды, имеющие свои особенности (“синие объекты”). Могут появляться и двойные системы, это случается, когда столкновение двух звезд не приводит к их разрушению, а происходит взаимозахват из-за гравитации.

Если одна из двух звезд нейтронная, двойная система может излучать X-лучи.

Семейства шаровых звездных скоплений

В гало находятся “звездные скопления внутренней части гало” (расстояние от галактического центра меньше, чем до Солнца) и “звездные скопления внешней части гало” (если это расстояние больше, но не превышает 200 000 световых лет). Имеются и “звездные скопления периферической части гало”, расстояние от которых до центра Галактики наибольшее.

Влияние окружающей среды

Звездные скопления изучаются и подразделяются на семейства не ради классификации как самоцели. Классификация играет большую роль и при исследовании влияния окружающей звездные скопления среды на его эволюцию. В данном случае речь идет о нашей Галактике.

Несомненно, на звездное скопление оказывает огромное влияние гравитационное поле диска Галактики. Шаровые звездные скопления двигаются вокруг галактического центра по эллиптическим орбитам и периодически пересекают диск Галактики. Это происходит раз примерно в 100 миллионов лет.

Гравитационное поле и приливные выступы, исходящие от галактической плоскости, настолько интенсивно действуют на звездное скопление, что оно постепенно начинает распадаться. Ученые полагают, что некоторые старые звезды, в настоящее время дислоцирующиеся в Галактике, некогда входили в состав шаровых звездных скоплений. Сейчас они уже разрушились. Считается, что за миллиард лет распадаются примерно 5 звездных скоплений. Это пример влияния галактической окружающей среды на динамичную эволюцию шарового звездного скопления.

Читайте также:  Звенит глушитель пежо 307

Под действием гравитационного влияния галактического диска на звездное скопление происходит и изменение протяженности скопления. Речь идет о звездах, расположенных далеко от центра скопления, на них в большей степени воздействует сила притяжения галактического диска, а не самого звездного скопления. Происходит “испарение” звезд, размеры скопления уменьшаются.

Эволюция звезд

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится “вытолкнуть” звезду в дальнее пространство. Во время стадий формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным.

Рассеянные скопления

Рассеянные звездные скопления найти не сложно. Их называют галактическими скоплениями. Речь идет об образованиях, включающих от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд, большая часть которых видна невооруженным глазом. Звездные скопления предстают перед наблюдателем как участок неба, густо усеянный звездами.

Карликовые звезды

В космосе существует огромное количество звёзд. Яркие и огромные можно увидеть и невооружённым глазом, даже если они находятся очень далеко, даже по космическим меркам. Но намного больше звёзд карликов. Увидеть их невооружённым глазом практически невозможно. Среди карликовых звёзд есть красные карлики, которые уже отживают свой срок.

Источник

Что такое шаровое скопление?

Шаровидное скопление М5, видимое космическим телескопом Хаббла.

Шаровидные скопления большие. Они могут достигать 300 световых лет в диаметре. В отличие от открытых звездных скоплений, содержащих несколько сотен молодых, родственных звезд, разбросанных по диску нашей галактики и, предположительно, других галактик, шаровые скопления большие, симметричные и старые, как самые старые и уравновешенные жители земного города.

Здесь снова M13. Обратите внимание на его очень симметричную структуру, которая типична для шаровых звездных скоплений.

Шаровые скопления вращаются по галактикам на орбитах, которые сильно эксцентричны и сильно наклонены к плоскости галактики. Находясь на орбите «окраины» галактики, им требуется, возможно, несколько сотен миллионов лет, чтобы завершить одну орбиту. В телескопе шаровое скопление выглядит как нечеткий шар, а отдельные звезды на периферии сливаются в сплошной шар света к центру. Однако это происходит просто потому, что звезды настолько близко друг к другу, что их невозможно разделить индивидуально с помощью телескопа. В центре шарового скопления звезды могут достигать плотности от 100 до 1000 звезд на кубический парсек. Это отличается от плотности звезд вблизи нашего Солнца, оцениваемой примерно в 0,14 звезды на кубический парсек. Если бы вы стояли на планете, вращающейся вокруг звезды в шаровом скоплении, ваше ночное небо было бы чрезвычайно переполнено близко расположенными звездами!

Это изображение космического телескопа Хаббла показывает ядро ​​большого шарового скопления Мессье 13 в созвездии Геркулеса.

Однако есть и загадка: шаровые скопления также имеют «аномалии изобилия» более тяжелых металлов, то есть присутствуют элементы, которые встречаются в других местах, в звездах, образовавшихся совсем недавно. В частности, в некоторых скоплениях также присутствуют избытки натрия, углерода, кислорода и алюминия, а также более тяжелые металлы, такие как стронций, иттрий, баррий и европий. Эти аномалии не были удовлетворительно объяснены, хотя было выдвинуто несколько объяснений, таких как раннее присутствие супермассивных звезд.

Шаровые скопления являются прекрасным зрелищем даже в самых маленьких телескопах, хотя большой инструмент необходим для разрешения отдельных звезд по направлению к их центрам.

Когда вы смотрите на них, вы видите популяции звезд, рожденных в младенчестве нашей галактики!

Астрономы-любители с удовольствием разглядывают шаровые скопления в свои маленькие телескопы.

Источник

Глава 24. Рассеянные и шаровые звездные скопления.

По современным оценкам астрономов, звездное население нашей Галактики – Галактики Млечного Пути – примерно составляет около ста миллиардов звезд. Многие из них входят в подсистемы разной степени кратности – двойные, тройные звезды, а также звездные кластеры и скопления.

Различают два основных типа звездных скоплений – рассеянные и шаровые.

Рассеянные звездные скопления не имеют четко очерченной для наблюдателя формы, их внешний вид приводит к мысли о хаотическом расположении звезд, и неустойчивости такого образования. Подавляющее большинство рассеянных звездных скоплений в Млечном Пути располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики, то есть, образуют ее плоскую подсистему. Это серьезно затрудняет поиск и фиксацию рассеянных скоплений, так как темная пылевая и газовая материя, сосредоточенные вдоль плоскости симметрии, практически закрывают от нас большое количество таких скоплений. Далекие рассеянные звездные скопления неразличимы для нас, так как недостаточно богаты звездами. Примерное количество рассеянных звездных скоплений в Галактике должно составлять около 30 000.Состав рассеянных скоплений своеобразен. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно отсутствуют красные и желтые сверхгиганты. В то же время, непременными членами рассеянных скоплений являются белые и голубые сверхгиганты, то есть звезды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости.

Высокие температуры, принадлежность к спектральным классам OиBвсегда означают сравнительно молодой возраст звезд. Поэтому можно сделать вывод, что рассеянные звездные скопления – не слишком старые коллективные члены Галактики. В рассеянных скоплениях очень мало переменных звезд, а те, которые встречаются, являются долгопериодическими, с периодами изменения блеска в несколько дней, или даже несколько десятков суток. В рассеянных скоплениях обычно много газовой и пылевой материи. Все это приближает нас к мысли о том, что рассеянные звездные скопления каким-то образом связаны с рождением и ранними этапами эволюции звезд.

Рис. Двойное скопление hи χ Персея.

Совершенно другие признаки и свойства обнаруживают еще более крупные образования – шаровые звездные скопления. Сама форма шаровых скоплений наводит наблюдателя на мысль о достигнутом системой равновесии, состоянии покоя и стационарности. Состав шаровых скоплений сильно отличается от состава рассеянных. Здесь очень много красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но совершенно отсутствуют белые и голубые гиганты и сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений относится к иному типу, чем звездное население рассеянных. Различия проявляются во всем, например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, причем это в большинстве своем короткопериодические цефеиды, с периодами изменения блеска меньше суток. В шаровых скоплениях вовсе нет газовой материи, а пылевая, если и есть, то в крайне малых количествах. Вся совокупность свойств и признаков шаровых звездных скоплений приводит к предположению об их большом возрасте, о поздних стадиях эволюции звезд. При локации шаровых звездных скоплений выяснилось, что подавляющее их большинство расположены далеко от плоскости симметрии Галактики, и равномерно распределены по обе ее стороны, так, что образуют сферическую подсистему. Шаровые скопления – это плотные системы, состоящие из большого числа звезд. Поэтому они резко выделяются среди других объектов Галактики и видны на больших расстояниях.

Рис. Шаровое скопление ωЦентавра

Видимое расположение шаровых скоплений на небе обнаруживает явное смещение к одной из его половин. Это своеобразное расположение шаровых скоплений на небе впервые обнаружил Шепли в 1918 году. До этого господствовала точка зрения, что Солнце расположено в центре Галактики. Обнаруженное Шепли смещение всех шаровых скоплений в одну половину неба послужило доказательством того, что Солнце находится не в центре Галактики, а ближе к ее краю. Это стало еще одним ударом по антропоцентризму – представлению о том, что человечество занимает центральное положение во Вселенной.

Итак, все наблюдаемые объекты Галактики можно условно разделить на три группы по их преимущественному месторасположению.

Рис.140. Подсистемы Галактики. I – сферическая составляющая; II – промежуточные подсистемы; III – плоская составляющая; IV и V – контуры спиральных составляющих.

В плоскую подсистему входят: горячие гиганты и сверхгиганты, долгопериодические цефеиды, пылевая материя, газовые облака и рассеянные звездные скопления, в состав которых входят те же объекты, которые сами по себе также состоят в этой подсистеме.

В сферическую подсистему входят: желтые и красные субкарлики, желтые и красные гиганты, короткопериодические цефеиды, шаровые скопления.

В промежуточную подсистему входят: желтые и красные карлики и особые переменные звезды, называемые миридами – по названию первой из таких изученных звезд, Мира (дивная, удивительная) Кита, очень сильно и неправильным образом меняющие свой блеск.

Рис. Созвездие Кита.

Рис. Звезда Мира Кита (ο Кита). Слева – фото в рентгеновских лучах с телескопа «Чандра», справа – иллюстрация по фотографии. Пара состоит из красного гиганта и белого карлика, соединенных мостом сильно излучающей материи.

Оказалось, что объекты различных подсистем отличаются друг от друга не только своим расположением, но и своими скоростями. Объекты сферических подсистем имеют наибольшую скорость в направлении, перпендикулярном к плоскости Галактики, а у объектов плоских подсистем эта составляющая скорости наименьшая. Спектральные исследования различных объектов установили, что объекты разных подсистем отличаются и своим химическим составом – звезды плоских подсистем почему-то богаче металлами, чем звезды сферических подсистем.

Открытие существования различных подсистем Галактики имеет огромное значение. Оно показывает, что звезды разных типов формировались в разных местах Галактики при разных условиях.

Источник