РАССЕЯННЫЕ СКОПЛЕНИЯ ЗВЕЗД

Двойные и кратные звезды тесно связаны друг с другом. Но в нашей Галактике есть коллективы звезд, связь между которыми менее тесная. Это рассеянные скопления, в которые входят от нескольких десятков до нескольких сотен звезд. Существуют скопления, в которые входит до двух тысяч звезд. Но их мало. Эти коллективы звезд не случайно были названы «рассеянными». Звезды в них действительно рассеяны на достаточно большом пространстве, и часто специалисты затрудняются четко очертить его границы. Форма этих скоплений может быть и неправильной, — по-видимому, именно из-за неуверенного определения их границ.

Самое известное рассеянное скопление звезд в нашей Галактике называется Плеяды. Знают его все потому, что его можно наблюдать невооруженным глазом. В наших широтах осенью в вечерние часы Плеяды видны высоко над горизонтом. Искать их надо в созвездии Тельца. При очень хорошем (отличном) зре-

Рис. 6. Рассеянное скопление Плеяды. Кроме звезд, в скоплении видны входящие в его состав газовые облака

нии можно насчитать семь звезд. Наблюдая в телескоп, можно увидеть не менее сотни звезд. В телескоп можно наблюдать и газовые туманности. Плеяды показаны на рисунке 6. На фото кроме звезд видны и входящие в их состав газовые облака.

Кроме одинарных рассеянных скоплений звезд есть и двойные, например скопление h и с Персея. Оно показано на рисунке 7. В этом двойном рассеянном скоплении содержится около 600 звезд.

 Красные и желтые гиганты в таких скоплениях встречаются крайне редко. Зато белые и голубые гиганты являются обязательными членами рассеянных скоплений.

И это несмотря на то, что они сами по себе являются редкими звездами. Есть и другие редкие звезды — белые и голубые сверхгиганты. Это звезды высокой температуры и очень высокой светимости. Каждая из таких звезд излучает энергии в сотни тысяч и даже в миллионы раз больше, чем наше Солнце. Так вот, и эти редкие звезды чаще всего можно найти в рассеянных скоплениях. Во всяком случае, чаще, чем в других местах Галактики.

Рассеянные скопления звезд — это не просто группы звезд, которые оказались рядом. Эти звезды обладают общими свойствами. Например, связь между показателями цвета этих звезд и их светимостью очень своеобразна. На рисунке 8 представлена диаграмма цвет — видимая звездная величина для Плеяд. Особенность этих звезд состоит в том, что практически все они ложатся на

Рис. 7. Cкопление h и c Персея

Рис. 8. Диаграмма цвет — видимая звездная величина для Плеяд

главную последовательность. Так, диаграмма, построенная для Плеяд, содержит только звезды главной последовательности. Среди этих звезд нет ни одного желтого или красного гиганта, нет здесь и субкарликов. Но есть несколько голубых сверхгигантов. Они как бы венчают главную последовательность. В самой главной последовательности звезды тесно группируются в узкой полосе. Для других рассеянных скоплений характерно то же самое, хотя в некоторых из них эти особенности диаграммы цвет-светимость выражены менее четко. Примером может служить рассеянное скопление NGC 6530, показанное на рисунке 9. В этом скоплении есть несколько красных гигантов. Кроме того, в главной последовательности звезды скопления располагаются менее тесно. Другими словами, полоса главной последовательности более широкая, чем для рассеянного скопления Плеяд. Тем не менее

и здесь четко видно господствующее положение главной последовательности. Можно сделать такой обобщающий вывод: в рассеянных звездных скоплениях есть особый тип звездного населения — звезды главной последовательности в большей степени преобладают над всеми остальными.

Для рассеянных звездных скоплений характерно и то, что практически все они располагаются вблизи плоскости симметрии Галактики. Более того, большинство из этих скоплений находится почти точно в плоскости Галактики. На рисунке 10 показано, какую картину мы могли бы наблюдать со стороны,

Рис. 9. Диаграмма цвет — видимая звездная величина рассеянного скопления NGC 6530

если бы из Галактики убрали все, кроме рассеянных звездных скоплений. Видно, что все рассеянные скопления находятся либо в плоскости Галак-

Рис. 10. Система рассеянных скоплений Галактики при наблюдении Галактики с ребра

тики, либо очень близко прижаты к ней.

На рисунке 10 рассеянные скопления звезд в нашей Галактике находятся в одной плоскости. В настоящее время специалисты зарегистрировали восемьсот рассеянных скоплений звезд в Галактике. Но это не предел. Ведь даже в телескоп мы можем различать только относительно близкие рассеянные скопления. Что касается далеких рассеянных скоплений звезд, то они практически неразличимы. Их трудно зафиксировать, поскольку в них мало видимых звезд. Специалисты считают, что число рассеянных звездных скоплений в Галактике не менее 30 000. Сколько же в них звезд? Если полагать, что в одном рассеянном скоплении примерно 300 звезд, то общее число звезд в них приблизительно равно десяти миллионам. Поскольку в Галактике всего около ста миллиардов звезд, то в рассеянные скопления входит только одна сотая процента всех звезд Галактики.

В Галактике есть и более многочисленные коллективы звезд. Таковыми, например, являются шаровые звездные скопления. В каждом из таких скоплений находятся сотни тысяч, а иногда и более миллиона звезд. На рисунке 11 показана фотография шарового скопления то Центавра. Видно, что по мере удаления от края свет от звезд сливается и различить отдельные звезды невозможно. Но это на фотографии. А на самом деле даже в центральных областях шаровых скоплений расстояния между звездами огромны по сравнению с размерами самих звезд. Конечно, в центре шаровых скоплений звезды располагаются значительно

ближе друг к другу, чем, на-

Рис. Шаровое скопление ω Центавра

пример, в окрестности Солнца.

Если в рассеянных скоплениях преобладают горячие бело-голубые звезды гиганты и сверхгиганты, а красных и желтых гигантов очень мало, а таких же сверхгигантов и вовсе нет, то в шаровых скоплениях все наоборот: очень много звезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых звезд сверхгигантов и очень мало бело-голубых звезд гигантов. Бело-голубые сверхгиганты и вовсе отсутствуют. Специалисты говорят, что звездное население шаровых скоплений совершенно иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Так, в шаровых скоплениях много переменных звезд, тогда как в рассеянных скоплениях переменных звезд очень мало. Более того, переменные звезды, которые там есть, совсем не такие, как в шаровых скоплениях. Они намного больше излучают света в пространство. Периоды изменения их блеска равны нескольким дням или десяткам дней, тогда как шаровые скопления изобилуют короткопериодически-ми цефеидами с периодом изменения блеска меньше суток. Кроме того, в рассеянных скоплениях звезд обычно много газа и пыли, тогда как в шаровых скоплениях газа и вовсе нет. Пыли же в шаровых скоплениях или нет, или же ее очень мало.

Все эти различия имеют очень глубокий смысл. Он проявляется и в отличии диаграммы цвет — видимая звездная величина. У шаровых скоплений звезд эта диаграмма отличается от типовой для звезд рассеянных скоплений. На рисунке 12 представлена диаграмма шарового скопления NGC 5272. Для построения этой диаграммы цвет — видимая звездная величина использовались результаты наблюдений с помощью самого крупного в мире телескопа с диаметром объектива 5 метров. Специалисты определили цвета звезд до 21-й видимой звездной величины. Если скопление удалено от нас на расстояние 14 кпс, то это соответствует абсолютной звездной величине звезд +5m,3. Наиболее полно представлена последовательность желтых и красных гигантов. В верхней части диаграммы она переходит в последовательность крас-

Рис. 12. Диаграмма цвет — видимая звездная величина

шарового скопления NGC 5272

ных гигантов. Слабые звезды главной последовательности также многочисленны. Это относится, главным образом, к той части главной последовательности, которая расположена на диаграмме ниже и правее места, где начинается ветвь гигантов. Яркие звезды главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной, около +1m,0. На диаграмме у этой последовательности посередине имеется пробел. На самом деле он заполнен не приведенными на диаграмме, но имеющимися в шаровом скоплении короткопериодическими цефеидами.

Сравните рис. 12 с рис. 8 ирис. 9, и вы убедитесь в принципиальном различии шаровых и рассеянных скоплений. Этим различием специалисты пользуются в том случае, когда скопление далеко и плохо наблюдается из-за сильного поглощения света межзвездной пылью. В таких случаях диаграмма позволяет однозначно сказать, какое это скопление — шаровое или рассеянное.

Шаровые скопления состоят из большого количества звезд и являются плотными. Они резко выделяются среди других объектов Галактики. Шаровые скопления видны на очень больших расстояниях. Уже открыто 119 шаровых скоплений, которые входят в состав нашей Галактики.

Как мы видели, рассеянные скопления звезд сосредоточены главным образом в плоскости Галактики или очень близко к ней. Шаровые же скопления звезд распределены практически по всей Галактике. Многие из них значительно удалены от плоскости Галактики. По сути, все шаровые скопления образуют как бы сферу, которая проникла в Галактику, и даже выходит за ее пределы, как это показано на рисунке 13.

Поскольку шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от этого центра, то почти все они должны наблюдаться в одной половине неба, именно в той, где на-

Рис. 13. Система шаровых скоплений, окружающая Галактику

ходится центр Галактики. Поскольку центр всей совокупности шаровых скоплений совпадает с центром Галактики, то, определив направление на этот центр и расстояние до него, можно определить центр нашей звездной системы при наблюдении Галактики с ребра Если полагать, что в каждом из известных шаровых скоплений в среднем находится немногим менее миллиона звезд, то общее число звезд в шаровых скоплениях составит около 100 миллионов. Но в относительном измерении это немного, только одна десятая процента всех звезд нашей Галактики.