Астрономы с помощью инструмента MUSE на Очень Большом Телескопе в Чили обнаружили звезду в скоплении NGC 3201, которая ведёт себя очень странно. Складывается такое ощущение, что она вращается вокруг невидимой чёрной дыры, масса которой приблизительно в четыре раза больше массы Солнца. Если это действительно так, что учёные обнаружили первую неактивную чёрную дыру звёздной массы, причём в шаровом звёздном скоплении. К тому же, она будет первой, обнаруженной непосредственно по её гравитации. Это очень важное открытие, которое обязательно окажет влияние на наше понимание формирования таких звёздных скоплений, чёрных дыр и происхождения событий высвобождения гравитационных волн.
Шаровые звёздные скопления потому так и названы, что они являются огромными сферами, содержащими несколько десятков тысяч звёзд. Они расположены в большинстве галактик, являются одними из самых старых известных звёздных объединений во вселенной, а их появление относят к времени начала роста галактики-хозяина и её эволюции. На сегодняшний день известны более чем 150 звёздных скоплений, принадлежащих Млечному Пути.
Одна из таких групп носит название NGC 3201, она расположена в созвездии Парус южного неба Земли. В данном исследовании она была изучена с помощью современного инструмента MUSE, установленного на Очень Большом Телескопе (VLT) Европейской Южной Обсерватории в Чили. Международная команда астрономов выяснила, что одна из звёзд в скоплении ведёт себя очень странно – колеблется вперёд и назад на скоростях в несколько сотен тысяч километров в час с определённой периодичностью в 167 дней. Обнаруженная звезда является звездой главной последовательности, находящейся в конце своей основной фазы жизни. Это означает, что она исчерпала своё водородное топливо и теперь становится красным гигантом.
Представление художника о неактивной чёрной дыре в скоплении NGC 3201. Источник: ESO/L. Calçada/spaceengine.org
С помощью MUSE в настоящее время проводится обзор 25-ти шаровых звёздных скоплений Млечного Пути. Эта работа позволит астрономам получить спектры от 600 до 27000 звёзд в каждом скоплении. Исследование включает анализ радиальных скоростей отдельных звёзд – скорости, с которой они движутся от Земли или к ней, то есть по линии визирования наблюдателя. Благодаря анализу радиальных скоростей можно измерить орбиты звёзд, а также свойства любого крупного объекта, вокруг которого они могут вращаться.
“Эта звезда вращается вокруг чего-то, что абсолютно невидимо. У него есть масса, которая больше Солнца в четыре раза, и это может быть только чёрной дырой. Получается, что мы впервые нашли подобный объект в звёздном скоплении, причём непосредственно наблюдая её гравитационное воздействие”, – восхищается ведущий автор работы Бенджамин Гисерс из Гёттингенского университета имени Георга-Августа.
Взаимосвязь между чёрными дырами и звёздными скоплениями выглядит для учёных очень важной, но таинственной. Из-за их больших масс и возрастов, эти скопления, как полагают, образовали большое количество чёрных дыр звёздной массы – объекты, образовавшиеся в результате взрыва крупных звёзд и коллапсирующих под воздействием силы всего скопления.
В отсутствие непрерывного образования новых звёзд, именно так и происходит в шаровых звёздных скоплениях, чёрные дыры звёздных масс вскоре становятся самыми крупными существующими объектами. Обычно такие дыры в шаровых скоплениях приблизительно в четыре раза крупнее, чем окружающие их звёзды. Недавно разработанные теории позволили прийти к заключению, что чёрные дыры формируют плотное ядро в группе, которое становится как бы отдельной частью скопления. Движения в центре группы должно было изгнать большинство чёрных дыр. Это означает, что только некоторые подобные объекты могли бы выжить после миллиарда лет.
Шаровое звёздное скопление NGC 3201. Синим кружочком показано предполагаемое расположение неактивной чёрной дыры. Источник: ESA/NASA
Сами чёрные дыры звёздной массы или попросту коллапсары формируются, когда погибают крупные звёзды, разрушаясь под действием своей собственной гравитации, и взрываются как мощные гиперновые. Оставшаяся чёрная дыра содержит большую часть массы прежней звезды, которая в несколько раз больше массы Солнца, а их размер больше нашего светила в несколько десятков раз.
Инструмент MUSE предоставляет астрономам уникальную возможность измерить движение до тысячи далёких звёзд одновременно. С этим новым открытием команда была впервые в состоянии обнаружить неактивную чёрную дыру в центре шарового скопления. Она уникальна тем, что в настоящее время не поглощает материю и не окружена раскалённым диском газа и пыли. А массу дыры удалось оценить благодаря её огромному гравитационному влиянию на саму звезду.
Поскольку никакое излучение не в состоянии убежать от чёрной дыры, основным методом их обнаружения является наблюдение радио или рентгеновской эмиссии, исходящей от горячего материала вокруг них. Но когда чёрная дыра не взаимодействует с горячей материей и не накапливает массы, и не испускает излучения, в этом случае её считают неактивной или невидимой. Поэтому требуется использовать другие методы их обнаружения.
Астрономам удалось определить следующие параметры звезды: её масса составляет приблизительно 0.8 массы Солнца, а масса её таинственного коллеги лежит в пределах 4.36 массы Солнца, почти точно это чёрная дыра. Поскольку неяркий объект этой двойной системы не может наблюдаться непосредственно, есть альтернативный метод, правда, менее убедительный, объясняющий то, что это может быть. Возможно, учёные наблюдают тройную звёздную систему, составленную из двух плотно связанных нейтронных звёзд, вокруг которых вращается звезда, которую мы и наблюдаем. Этот сценарий требует, чтобы каждая плотно связанная звезда была как минимум в два раза массивнее Солнца, а такая двойная система ранее никогда не наблюдалась.
Недавние обнаружения радио и рентгеновских источников в шаровых звёздных скоплениях, а также нахождение в 2016 году сигналов гравитационных волн, созданных слиянием двух чёрных дыр звёздной массы, предполагают, что эти относительно небольшие чёрные дыры могут быть распространены шире в скоплениях, чем предполагалось ранее.
“До недавнего времени нами предполагалось, что почти все чёрные дыры должны исчезнуть из шаровых звёздных скоплений через короткое время, и что системы, подобные этой, даже не должны существовать! Но в реальности дело обстоит не так. Наше открытие – первое прямое наблюдение гравитационных эффектов чёрной дыры звёздной массы в шаровом скоплении. Это открытие поможет нам в понимании формирования таких групп, развития чёрных дыр и двойных звёздных систем – жизненно важных в контексте понимания источников гравитационных волн”.
ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного гравитационного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкие возраст и химический состав. Количество звёзд в одном скоплении может составлять от 20-30 до нескольких миллионов. Обычно звёздные скопления имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое менее плотной корональной областью (короной). Диаметры звёздных скоплений находятся в пределах от нескольких до 280 пк. В отношении звёздных скоплений нашей Галактики исторически сложилось их деление на рассеянные и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные звёздные скопления относительно молоды и, как правило, содержат от десятков до тысяч звёзд, а значительно более старые шаровые звёздные скопления - от десятков тысяч до нескольких миллионов звёзд. Поскольку шаровые звёздные скопления богаты звёздами, они выглядят более правильными, шарообразными, тогда как рассеянные звёздные скопления имеют более клочковатый вид (рис. 1 и 2). Примеры рассеянных скоплений - Плеяды и Гиады; примеры шаровых скоплений - М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Обозначения и наименования звёздных скоплений не имеют определённой системы. Некоторые из звёздных скоплений были открыты ещё до изобретения телескопа и поэтому имеют свои исторические имена, например Плеяды и Гиады, а также туманное пятнышко в созвездии Рака, известное как Ясли. В Яслях, удалённых от нас на 160 пк, самые яркие звёзды имеют блеск около 6,5 звёздной величины: лишь чрезвычайно зоркий глаз может их различить, и только на очень тёмном небе; зато в бинокль это скопление видно очень хорошо. Ещё несколько скоплений можно увидеть невооружённым глазом как слабые «туманные звёзды», но догадаться об их истинной природе до изобретения телескопа было невозможно. Есть и обратные примеры: в созвездии Волосы Вероники издавна известна россыпь слабых звёзд, давшая ему название. Хотя эти звёзды хорошо видны невооружённым глазом, тот факт, что звёздная россыпь в Волосах Вероники является не случайной группировкой на небе, а представляет собой единое скопление, был доказан лишь в 1915 году.
Большинство звёздных скоплений обозначают номерами по какому-либо каталогу; часто одно звёздное скопление имеет несколько обозначений. Например, яркое шаровое скопление в созвездии Геркулеса по каталогу Мессье обозначается как М13, а по Новому общему каталогу туманностей и звёздных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars, NGC), опубликованному Й. Дрейером в 1888, это скопление обозначается как NGC 6205. Плеяды имеют свой номер в каталоге Мессье (М45), но их нет в каталоге NGC. Некоторые звёздные скопления сначала были нанесены на карты как звёзды и получили соответствующие обозначения, лишь позднее им были присвоены номера по каталогам незвёздных объектов, например шаровые скопления 47 Тукана (NGC 104) и омега Кентавра (ω Cen, NGC 5139).
Рассеянные звёздные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/с). Среди них можно выделить концентрирующиеся к спиральным ветвям Галактики звёздные скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 миллионов лет назад), и звёздные скопления промежуточного возраста (скопления диска), не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактической плоскости. Пока обнаружено и изучено немногим более 1500 рассеянных звёздных скоплений, однако ещё многие тысячи их наверняка скрываются в удалённых областях Галактики, закрытых от нас облаками межзвёздной пыли. Все рассеянные звёздные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики.
Шаровые звёздные скопления в Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/с). К началу 21 века обнаружено около 160 шаровых скоплений. Незамеченными могли остаться лишь те, которые скрываются за пылевыми облаками галактического диска; но поскольку шаровые звёздные скопления распределены по всей Галактике, а не только в её диске, таких необнаруженных скоплений должно быть немного. Расчёты показывают, что всего в Галактике не более 200 шаровых звёздных скоплений. Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в центральной области Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы.
Важные сведения об эволюции звёздных скоплений даёт изучение Герцшпрунга-Рессела диаграмм. Для типичных рассеянных и шаровых звёздных скоплений Галактики эти диаграммы существенно различны. У рассеянных скоплений на стадии главной последовательности находятся значительно более массивные звёзды, чем у шаровых. В некоторых рассеянных звёздных скоплениях встречаются звёзды с массой до 15-20 Μ Θ (Μ Θ - масса Солнца). Эти наиболее яркие звёзды рассеянных скоплений имеют небольшую продолжительность жизни, что указывает на молодость самих скоплений.
В шаровых звёздных скоплениях светимости подавляющей части звёзд малы. Эти звёзды находятся на стадии главной последовательности, их массы меньше 0,7-0,8 Μ Θ . Наиболее яркие звёзды в шаровых звёздных скоплениях - сравнительно немногочисленные красные гиганты, находящиеся на поздних стадиях эволюции (после ухода с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, когда в ядрах звёзд уже закончились термоядерные реакции с участием водорода); их массы около 0,8 Μ Θ . Интерпретация диаграмм Герцшпрунга-Рессела с точки зрения теории звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды шаровых звёздных скоплений имеют возраст 12-14 миллиардов лет, т. е. они гораздо старше звёзд рассеянных скоплений.
Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых скоплений Галактики отражают особенности распределения вещества, из которого на ранней стадии существования Галактики возникли эти образования. В современную эпоху в Галактике звёздные скопления возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газово-пылевых спиральных ветвей. При этом образуются сравнительно мало массивные звёздные скопления. В некоторых соседних галактиках наблюдаются и весьма массивные молодые звёздные скопления, подобные шаровым (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке).
Звёздные скопления формируются в недрах гигантских облаков межзвёздного вещества из-за его гравитационной неустойчивости. Как правило, это происходит в наиболее плотной и холодной части облака - в его ядре. После того, как в формирующемся звёздном скоплении появляются массивные звёзды, они разогревают окружающее облако и разрушают его. Вместе с остатками газа молодые звёздные скопления покидают и наиболее быстро движущиеся звёзды, образуя звёздную ассоциацию. Остальные звёзды, сохранившие гравитационную связь друг с другом, образуют сравнительно долгоживущее звёздное скопление.
Под действием внешних и внутренних сил происходит динамическая эволюция звёздных скоплений. Сближения между звёздами в ядрах скоплений приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые звёзды получают избыточную энергию и сразу покидают скопление или переходят в область короны, откуда позднее «испаряются» под действием гравитационных возмущений со стороны Галактики. Процесс разрушения звёздных скоплений усиливается под влиянием гравитационных «толчков» со стороны пролетающих мимо них массивных облаков межзвёздного вещества. Особенно сильны гравитационные «толчки» со стороны гигантских молекулярных облаков, массы которых достигают 10 6 Μ Θ . Быстрее всего разрушаются звёздные скопления с небольшим числом членов, т. е. рассеянные. Поэтому из старых звёздных скоплений в нашей Галактике сохранились лишь самые массивные - шаровые.
Среди неярких членов молодых рассеянных звёздных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды. Среди ярких звёзд в рассеянных звёздных скоплениях иногда встречаются цефеиды. В некоторых шаровых звёздных скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы. В ядрах двух десятков наиболее плотных шаровых звёздных скоплений обнаружены рентгеновские источники. Их связывают с тесными двойными системами, имеющими в качестве одного из компонентов нейтронную звезду или чёрную дыру, окружённую аккреционным диском.
Наиболее близкие к Солнцу звёздные скопления (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), называются движущимися. Движущиеся звёздные скопления играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, так как расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрическим методом.
Смотри также Звёздная астрономия, Звёздная динамика.
Лит.: Холопов П. Н. Звездные скопления. М., 1981; Спитцер Л. Динамическая эволюция шаровых скоплений. М., 1990.
П. Н. Холопов, В. Г. Сурдин.
ЗАДАНИЯПО АСТРОНОМИИ
2013 – 2014 уч. г.
(муниципальный этап
)
7-8
классы
Шаровое звездное скопление , галактика , звездная ассоциация , созвездие , рассеянное звездное скопление . Вычеркните лишнее в этом списке и объясните свой ответ.
Астронавты, находящиеся на Луне, наблюдают Землю. Какой будет казаться для них продолжительность суток на Земле?
В нашей Галактике 3∙10 11 звезд. Если все эти звезды равномерно расположить по периметру Галактики, то, какое расстояние будет между двумя соседними звездами? Радиус нашей Галактики R = 50 000 световых лет.
Взрыв Тунгусского метеорита наблюдался на горизонте в городе Киренске (на реке Лене) в 350 км от места взрыва. Определите, на какой высоте произошел взрыв. (Атмосферную рефракцию не учитывать).
На какой высоте над поверхностью Земли сила тяжести будет в два раза меньше чем на её поверхности? Считать радиус Земли R = 6370 км.
Космический телескоп способен зарегистрировать значительно менее яркие звезды, чем наземный телескоп такого же диаметра. Почему?
всеРоссийской ОЛИМПИАДЫ школьников
ПО АСТРОНОМИИ
2013 – 2014 уч. г.
(муниципальный этап
)
9 класс
Известно, что фотон (квант, т.е. частица света), возникший в центре Солнца, добирается до его поверхности через 30 миллионов лет после своего рождения. Оцените среднюю скорость перемещения фотона от центра Солнца до поверхности, если известно, что радиус Солнца примерно в 200 раз меньше расстояния от Солнца до Земли, а расстояние от поверхности Солнца до Земли фотон преодолевает за 500 секунд.
Ракета вертикально удаляется от Земли с постоянным ускорением g=9,8 м/с 2 . Как меняется вес тел в ракете по мере её удаления от Земли?
Среднее расстояние между центрами Земли и Луны равно 60 земным радиусам, а масса Земли в 81 раз больше массы Луны. На каком расстоянии от Луны на отрезке, соединяющем центры Земли и Луны расположена точка, в которой тело будет притягиваться ими с одинаковой силой?
В нашей Галактике 3∙10 11 звезд. Если все эти звезды равномерно расположить по периметру Галактики, то какое расстояние будет между двумя соседними звездами? Радиус нашей Галактики R = 50 000 световых лет.
Во время Второй Мировой войны английские радиолокационные службы противовоздушной обороны по утрам часто объявляли ложные тревоги. Что именно они принимали за немецкие самолеты и почему?
ЗАДАНИЯ
всеРоссийской ОЛИМПИАДЫ школьников
ПО АСТРОНОМИИ
2013 – 2014 уч. г.
(муниципальный этап
)
10 класс
Церера, Каллисто, Ида, Гаспра, Веста . Укажите лишнее в этом списке и обоснуйте свой выбор.
Ракета массой М с работающим двигателем неподвижно «зависла» над Землей. Скорость вытекающих из ракеты газов равна u . Какова мощность двигателя N ?
Один любитель астрономии утверждал, что однажды, наблюдая в полночь «парад планет» в телескоп с большим полем зрения, он видел все планеты Солнечной системы сразу. Возможно ли это? Ответ обоснуйте.
Существует гипотеза, в соответствии с которой Луна образовалась из вещества, выброшенного из Земли в результате падения на нее метеорита, а на том месте, откуда была вырвана Луна, образовался Тихий океан. Подтвердите или опровергните эту гипотезу, имея в виду, что диаметр Луны примерно в четыре раза меньше диаметра Земли.
Космическая станция (КС) вращается вокруг Земли на высоте 250 км. Может ли космонавт из этой КС напрямую связаться с московским центром управления полетами при помощи передатчика достаточной мощности на частоте 150 МГц в момент, когда станция пролетает над Парижем? От Москвы до Парижа 2500 км. Радиус Земли 6370 км.
ЗАДАНИЯ
всеРоссийской ОЛИМПИАДЫ школьников
ПО АСТРОНОМИИ
2013 – 2014 уч. г.
(муниципальный этап
)
11
класс
Весы, Кошачий глаз, Песочные часы, Розетка, Улитка . Укажите лишнее в этом списке и обоснуйте свой выбор.
При наблюдениях на телескопе с фокусным расстоянием 2.5 м используется ПЗС-матрица размером 1024×1024 пикселов. Найдите размер одного пиксела, если на матрице получается изображение участка неба с угловыми размерами 20 ′ ×20 ′ .
Три звезды с массами, равными массе Солнца, находятся в вершинах равностороннего треугольника со стороной 1 а.е. Какими должны быть скорости звезд, чтобы их взаимное расположение не изменялось со временем?
Длина тени, отбрасываемой в полдень телеграфным столбом, установленным вертикально на косогоре, обращенном к югу, равна высоте этого столба. Определите высоту Солнца, если угол наклона косогора к горизонту равен α.
Вычислите максимальное расстояние, с которого Солнце можно увидеть невооруженным глазом.
Красная звезда по диаметру в 2 раза больше своей голубой соседки по двойной системе. Какая из звезд излучает больше энергии? Оцените, во сколько раз. Ответ поясните.
С самых древних времен человек обращал свой взор к небесам, где сияли недоступные, но манящие своей неповторимой красотой бесчисленные звездные скопления.
Рисунки звезд, которые видели древние жители Земли складывались в различные причудливые картины, которым присваивались звучные эпические имена. Туманность Андромеды, созвездие Кассиопеи, Большая Медведица и Гидра – это только малая часть названий, позволяющих судить о том, какие ассоциации вызывали сверкающие на темном полотне небосклона далекие удивительные светила. Считалось, что судьбы людей неразрывно связаны с взаиморасположением звезд, которые способны принести рожденному под ними как богатство, счастье и удачу, так и горечь, беды и разочарования.
Значение звездных скоплений для астрономии
Звездное скопление Мессье 7, снимок ESO
С развитием цивилизации мистико-поэтические представления о строении небесного свода существенно видоизменились и систематизировались, приобретя гораздо более рациональные очертания, но исторические звучные названия сохранились. Оказалось, что кажущиеся близкорасположенными звезды могут в реальности находиться далеко друг от друга и наоборот. Поэтому возникла необходимость создать звездную иерархию, соответствующую современным представлениям о мироздании. Так, в астрономической классификации появился термин «звездные скопления», объединяющий группу звезд, движущихся в своей галактике как одно целое.
Эти образования чрезвычайно интересны тем, что входящие в них светила, были образованы примерно одновременно и располагаются по космическим меркам на одном расстоянии от земного наблюдателя, что дает дополнительные возможности, позволяя сравнивать излучение от различных источников одного скопления без соответствующих поправок. Сигналы, поступающие от них, искажаются одинаково, что существенно облегчает работу астрофизиков, изучающих структуру и эволюцию звездных систем и Вселенной в целом, принципы формирования галактик, процессы звездообразования и их разрушения, а также многое другое.
Виды звездных скоплений
Хаббл о звездных скоплениях
Звездные скопления принято делить на две большие группы: шаровые и рассеянные. Но время от времени эту классификацию пытаются дополнить, так как далеко не все выявляемые космические образования строго подходят под ту или иную категорию.
Шаровые скопления
Шаровые скопления, а их в некоторых галактиках насчитывается более десяти тысяч, – это старые даже по вселенским меркам образования, имеющие возраст свыше 10 миллиардов лет. Являясь, скорее всего, ровесниками Вселенной они могут многое рассказать ученым, сумевшим прочитать излучаемую ими информацию.
Галерея шаровых скоплений
Эти скопления имеют форму, близкую к сфере или эллипсоиду, и состоят из десятков тысяч звезд различной размерности – от древних красных карликов до молодых голубых гигантов, зарождающихся в самом скоплении при столкновениях населяющих его звезд.
Рассеянные скопления
Рассеянные скопления гораздо моложе шаровых – возраст таких звездных конгломератов обычно оценивается в сотни миллионов лет. Обнаружить их можно только в галактиках спиральной или неправильной формы, которые склонны к продолжению процессов звездообразования, в отличие, например, от эллиптических.
Галерея рассеянных скоплений
Рассеянные скопления значительно беднее звездами, чем шаровые, зато при их наблюдении можно разглядеть каждое светило в отдельности, так как они расположены на значительном расстоянии друг от друга и не сливаются на общем небосводе.
Звездные ассоциации
По аналогии с политической и экономической сферами жизни небесные светила также способны создавать временные объединения, получившие в астрономии название «звездные ассоциации».
Эти образования считаются самыми молодыми во Вселенной и имеют возраст не более десятков миллионов лет. Гравитационные связи в них очень слабы и недостаточны для длительного поддержания устойчивости системы, а потому они должны неминуемо распасться за довольно короткое время.
Считается, что ассоциации не могли возникнуть путем гравитационного захвата пролетающих мимо звезд, а значит, последние родились вместе с ней и имеют примерно такой же возраст. По сравнению со скоплениями численность «ассоциированных членов» не велико и измеряется десятками, а расстояние между ними составляет до нескольких сотен световых лет. С научной точки зрения открытие подобных новообразований подтверждает теорию продолжения во Вселенной процессов зарождения новых звезд, причем не поодиночке, а целыми группами.
Новые открытия
До последнего времени считалось, что шаровые скопления – самые старые звездные образования, которые ввиду возраста должны были утратить динамику внутренних вращательных движений и их можно рассматривать как простые системы. Однако в 2014 году исследователи из Института внеземной физики общества Макса Планка, возглавляемые Максимилианом Фабрициусом, в результате длительных наблюдений за 11 шаровыми скоплениями Млечного Пути установили, что их центральная часть продолжает вращаться.
Большинство современных теорий дать объяснение этому факту не в состоянии, а это означает, что если информация подтвердится, то возможны изменения как в теоретических аспектах знаний, так и в прикладных математических моделях, описывающих движение шаровых ассоциаций.
Как рождаются звездные скопления? Чем они отличаются, как расположены в пространстве нашей Галактики и каким образом определяют их возраст? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук Алексей Расторгуев.
В космическом пространстве звезды распределены неравномерно. В некоторых местах они образуют группы. Эти группы называются звездными скоплениями и ассоциациями – в зависимости от размеров и величины концентрации звезд.
Звездные скопления
Звёздное скопление
- гравитационно связанная группа звёзд
, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое. Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли.
Звездные скопления делятся на два типа - шаровые и рассеянные
. В июне 2011 года был открыт новый класс скоплений, который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.
Шаровые звездные скопления
Так называются звездные скопления, отличающиеся от рассеянных скоплений бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и увеличением концентрации звёзд к центру скопления. На картинке в преамбуле показано шаровое скопление М13 в созвездии Геркулеса. Оно содержит несколько тысяч звезд. Концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений в 700-7000 раз больше, чем в окрестностях Солнца.
Первое шаровое звёздное скопление M22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Иле еще в 1665 году
. Но из-за несовершенства первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно. Первым, кто выделил звёзды в скоплении, был Шарль Мессье
во время наблюдения шарового скопления M4. Затем шаровые звездные скопления начали активно изучать, и к настоящему времени в Млечном Пути обнаружено 152
скопления из предполагаемого общего количества в 180 ± 20. Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за облаками газ и пыли. Большинство шаровых звёздных скоплений в Млечном Пути находятся в непосредственной близости от галактического ядра и большее их количество находится на стороне астрономического неба по центру ядра.
К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено и всё ещё остается неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, это указывает на то, что сформировались они примерно в одно и то же время. Но в некоторых скоплениях находятся различные популяции звёзд, например, шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке. Эти скопления возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. К настоящему моменту не известны шаровые скопления с активным звездообразованием. Это согласуется с точкой зрения на них как на наиболее старые объекты в галактике, которые состоят из очень старых звёзд.
Шаровые скопления, как правило, состоят из сотен тысяч старых звёзд с низкой металличностью. В них отсутствуют газ и пыль, и предполагается, что они уже давно превратились в звёзды. Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд. Некоторые шаровые скопления, например, Омега Центавра в Млечном Пути, чрезвычайно массивны (несколько миллионов солнечных масс) и содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Это свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками. Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик.
Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту. В других галактиках (например, Магеллановых Облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.
Рассеянные звездные скопления
Это такие скопления, в которых, в отличие от шаровых, содержится сравнительно не много звёзд, при этом скопление часто может иметь неправильную форму. В нашей и подобных ей галактиках рассеянные скопления являются коллективными членами галактики. Некоторые подобные скопления известны с глубокой древности, например,. Другие были известны как нечеткие туманные пятна, лишь с изобретением телескопа удалось разделить их на составляющие их звёзды.
Рассеянное звездное скопление Плеяды (М45)
имеет и другие названия: Семь сестер, Стожары
(русск.), Хима
(в Библии и Торе). Это скопление находится в созвездии Тельца
, является одним из ближайших к Земле и одним из наиболее заметных для невооружённого глаза звёздных скоплений. Плеяды хорошо видны зимой в северном полушарии и летом в южном полушарии (кроме Антарктиды и её окрестностей). Давно было известно, что Плеяды - это физически связанная группа звёзд, а не разноудалённые от Земли звёзды, которые случайно оказались рядом на небесной сфере. Священник Джон Мичелл в 1767 г.
вычислил вероятность случайного совмещения такого количества ярких звёзд на таком маленьком участке неба. Эта вероятность оказалась равна 1:500000, и он высказал предположение, что Плеяды, как и другие звёздные скопления, должны быть физически связаны. Это подтвердилось, когда были проведены первые измерения относительной скорости их звёзд: оказалось, что их собственные движения очень близки, что указывает на их гравитационную связанность. Звёздное скопление Плеяд имеет около 12 световых лет в диаметре и содержит около 1000 звёзд. Из них многие являются кратными, т.е. общее число звёзд скопления около 3000. Преобладают там горячие голубые звёзды. Невооружённым глазом можно увидеть до 14 из них.
В Плеядах много бурых карликов, есть несколько белых карликов.
В связи с тем, что Плеяды хорошо видны невооружённым глазом, они часто упоминаются во многих культурах - как древних, так и современных.
Звездные ассоциации
Звездные ассоциации – это группировки гравитационно несвязанных звёзд или слабо связанных молодых (возраст до нескольких десятков миллионов лет) звёзд, объединённых общим происхождением. Именно отсутствием гравитации и отличаются они от звездных скоплений.
Звёздные ассоциации обнаружил В. А. Амбарцумян в 1948 г.
и предсказал их распад. Он же ввел и термин «звездные ассоциации». В дальнейшем другие астрономы подтвердили факт расширения звёздных ассоциаций. Звёздные ассоциации обладают бо́льшим размером, чем молодые рассеянные звездные скопления и меньшей плотностью: количество звёзд в ассоциации - от десятков до сотен (в рассеянных звёздных скоплениях- от сотен до тысяч). Происходят звёздные ассоциации в областях звёздообразования комплексов молекулярных облаков, образование звезд в них происходит и в современную эпоху.
Звездные ассоциации бывают следующих типов:
OB-ассоциации, содержащие в основном массивные звёзды спектральных классов O и B.
Т-ассоциации, содержащие в основном маломассивные переменные звёзды типа Т Тельца.
R-ассоциации (от R - reflection), в которых звёзды спектральных классов O - A2 окружены отражательными газопылевыми туманностями.
В других галактиках также наблюдаются звездные ассоциации, в том числе и в нашей Галактике наблюдаются признаки образования звезд в звездных ассоциациях. Изучение звездных ассоциаций – важный этап в исследованиях эволюции звезд и их систем, это важный очаг звездообразования.
