Рассеянные звездные скопления

Рис. 1. Сводная диаграмма Гершпрунга-Рессела для ряда хорошо изученных рассеянных звездных скоплений (получена совмещением ГП разных скоплений с ГП скопления Гиады). Стрелкой показано положение Солнца, Tэ - эффективная температура, L - светимость, - светимость Солнца.

Обычно Р.з.с. содержат 100-1000 звезд, однако известны скопления, имеющие ок. 10⁴ членов. Типичные массы скоплений 1000 масс Солнца, а концентрация звезд < 1 пк^-3, что примерно на порядок выше, чем у звезд поля. Р.з.с. состоят из относительно плотного ядра и более разреженной короны, содержащей, однако, сравнимое с ядром число звезд. В среднем радиус ядра пк, радиус короны в 2-10 раз больше (что зависит от массы скопления). Р.з.с. характеризуются чрезвычайно разнообразным звездным составом. В них наблюдаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, двойные и магн. звезды, различные переменные звезды - цефеиды, вспыхивающие и др.

В отличие от шаровых звездных скоплений, Р.з.с. сильно концентрируются к плоскости Галактики. Для большинства Р.з.с. расстояние от галактической плоскости составляет не более 100-300 пк. Как и др. объекты плоской составляющей, Р.з.с. участвуют во вращении вокруг центра Галактики. Дисперсия скоростей Р.з.с. невелика - ок. 15 км/с, а орбиты характеризуются малым эксцентриситетом. Молодые скопления явл. довольно хорошими индикаторами спиральной структуры Галактики. Главное отличие Р.з.с. от шаровых скоплений - разнообразие Гершпрунга-Рессела диаграмм, что связано с большой дисперсией возрастов рассеянных скоплений (рис. 1). Возраст самых молодых скоплений оценивается в неск. миллионов лет, самых старых - в 5-10 млрд. лет. Хим. состав Р.з.с. достаточно однороден - металличность (т.е. содержание в звездах элементов тяжелее гелия) скоплений различается не более чем в 5 раз и в среднем близка к солнечной. Для сравнения укажем, что у шаровых скоплений металличность может различаться в 20-30 раз, но в среднем она на 1-2 порядка меньше, чем у Солнца. Обнаружена связь между хим. составом Р.з.с. и их пространств. положением: металличность Р.з.с. уменьшается с увеличением расстояния от центра Галактики и от плоскости диска. По-видимому, имеется зависимость между возрастом Р.з.с. и хим. составом: у старых скоплений металличность в среднем меньше.

Для определения расстояний до скоплений особую ценность имеют диаграммы "показатель цвета-видимая звездная величина" (C-M) Р.з.с. Из-за малости размеров Р.з.с. по сравнению с их расстоянием до Солнца диаграммы C-M Р.з.с. представляют собой узкую полосу точек, лежащую параллельно начальной главной последовательности (НГП). В верхней части диаграммы C-M главной последовательности Р.з.с. обычно отклоняются вправо, в область гигантов или сверхгигантов. Относит. узость диаграмм C-M скоплений позволяет с большой точностью определять расстояние до них путем совмещения главной последовательности (ГП) скоплений со стандартной НГП (см. Расстояния до космических объектов).

Рис. 2. Диаграмма Гершпрунга-Рессела для моделей рассеянных звездных скоплений разного возраста (в годах), указанного около соответствующих последовательностей. Штриховая линия - теоретическая начальная ГП; обозначение осей - те же, что и на рис. 1.

Благодаря перечисленным св-вам Р.з.с. играют важную роль в решении ряда фундаментальных проблем астрофизики. Для теории внутр. строения и эволюции звезд Р.з.с. явл. пробным камнем: большие различия в возрасте звезд разных Р.з.с. и близость их в одном и том же скоплении позволяют непосредственно сравнивать выводы теории эволюции взезд с данными наблюденийю Так, указание на генетич. связь красных гигантов и звезд ГП, давшее значит. толчок развитию теории внутр. строения звезд, было получено на основе анализа диаграмм Гершпрунга-Рессела Р.з.с. На рис. 2 приведена теоретич. диаграмма Гершпрунга-Рессела для Р.з.с. разного возраста, показывающая правильность главных положений совр. теории эволюции звезд (сравните с рис. 1).

Не менее важны наблюдения молодых и рождающихся Р.з.с. для теории образования звезд (см. Звездообразование). Статич. исследования звезд в молодых Р.з.с. дают информацию о начальной ф-ции масс- распределении образующихся звезд по массам. Для звезд с массами 1-25 начальная ф-ция масс определена наиболее надежно, она может быть представлена степенной ф-цией .

Возможность надежно определять расстояния до Р.з.с., их возраст, хим. состав и др. параметры помогает реашть широкий класс задач по изучениюструктуры и эволюции Галактики, определению характеристик звезд с повышенной металличностью, цефеид, белых карликов и др. интересных объектов, а также построения шкал спектр. и фотометрич. калибровок. Следует подчеркнуть, что фундаментом совр. шкалы расстояний до космич. объектов явл. шкала растояний до Р.з.с.

Лит.:
Холопов П.Н., Звездные скопления, М., 1981; Звзеды и звездные системы, М., 1981, гл. 4.

(А.Э. Пискунов)