Звездные скопления

Различают два вида звездных скоплений: рассеянные и шаровые. Сопоставим их свойства. Рассеянные, или галактические, скопления состоят обычно из десятков или сотен звезд главной последовательности и сверхгигантов со слабой концентрацией к центру. Шаровые скопления состоят из десятков или сотен тысяч звезд главной последовательности и красных гигантов. Иногда они содержат переменные - короткопериодические цефеиды.

Размер рассеянных скоплений - несколько парсеков. Пример их - скопления Гиады и Плеяды в созвездии Тельца. Если на Плеяды навести телескоп, то вместо кучки из 6 звезд, видимых невооруженным глазом, в поле зрения телескопа мы увидим бриллиантовую россыпь звезд. Размер шаровых скоплений с сильной концентрацией звезд к центру - десятки парсеков. Они все далеки от нас и даже в слабый телескоп выглядят как туманные пятна. Диаграммы цвет - светимость для шаровых и для галактических скоплений совсем разные. Это и помогает различать тип скопления.

Расстояния до ближайших шаровых скоплений определяют по находящимся в их составе короткопериодическим цефеидам, сравнивая их видимую звездную величину с известной для них абсолютной звездной величиной.

Расстояния до рассеянных скоплений определяют, строя для их звезд диаграмму цвет - видимая звездная величина и сопоставляя ее с диаграммой цвет - абсолютная величина. Знание разности между видимой и абсолютной величиной для звезд одного и того же цвета позволяет определить расстояние до звезд. Известно более 100 шаровых и сотни рассеянных скоплений, но в Галактике последних в десятки раз должно быть больше. Мы видим лишь ближайшие из них. Рассеянные скопления лежат вблизи галактической плоскости, вблизи полосы Млечного Пути. Звезды рассеянных скоплений относятся к населению I типа. Они располагаются в диске Галактики. Шаровые скопления имеют сферическое распределение, концентрируясь к центру. Самые далекие из них находятся на границах Галактики. Они-то вместе с наиболее далекими цефеидами и определяют ее размер. Диаметр Галактики можно принять округленно за 30 000 пс, или за 100 000 световых лет, но четкой границы у нее нет. Звездная плотность в Галактике постепенно сходит на нет.

По аналогии с другими звездными системами можно считать, что в диске нашей Галактики должны существовать спиральные ветви, выходящие из ядра и сходящие на концах на нет. Для населения таких ветвей характерны горячие сверхгиганты, рассеянные скопления, в особенности содержащие горячие звезды, и классические цефеиды.

Однако на таком расстоянии, на каком от центра Галактики находится солнечная система, спиральная структура в плоскости галактики должна теряться. Расположение населения I типа известно только до расстояния в 2-3 тысячи парсеков от солнечной системы, и поэтому положение спиральных ветвей в нашей Галактике с надежностью еще не установлено.

На небе наблюдаются рассеянные группы горячих сверхгигантов, которые советский ученый академик В. А. Амбарцумян назвал O-ассоциациями. Звезды их далеки друг от друга и не сдерживаются взаимным тяготением, как в звездных скоплениях. O-ассоциации также характерны для населения спиральных ветвей.