7.1 Общие характеристики рассеянных скоплений

Лекция 7. Рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации

7.1 Общие характеристики рассеянных скоплений

Принято считать, что во Вселенной существует иерархия звёздных группировок. Согласно характерному количеству звёзд, входящих в группировку, можно построить такой ряд: одиночная звезда - двойная звезда - кратная система - рассеянное звёздное скопление - звёздная ассоциация - шаровое скопление - галактика - группа галактик - скопление галактик - сверхскопление галактик.

Рассеянные звёздные скопления (далее РЗС) - объекты весьма характерные для нашей Галактики. Всем известны примеры рассеянных скоплений, яркие звёзды которых видимы невооруженным глазом - Гиады и Плеяды. Скопление Ясли в созвездии Рака видно в сильный бинокль. В настоящее время в Галактике выделено несколько более 1700 объектов этого класса, а всего в Галактике может быть до 10⁵ рассеянных скоплений, что легко оценить по отношению наблюдаемого объема Галактики к полному ее объему. На 1 кпк² поверхности диска Галактики приходится в среднем 114 рассеянных скоплений. Крупные рассеянные скопления, содержащие звёзды большой светимости, видны также в Магеллановых Облаках и Туманности Андромеды. Дать определение рассеянному скоплению очень трудно, так как звёздные скопления этого типа очень разнообразны. Мы будем считать, что рассеянное скопление - это группа звёзд,родившихся в течение одного акта звёздообразования в ограниченном объеме пространства. При этом рассеянные скопления содержат от нескольких десятков до нескольких тысяч звёзд.

Данные о рассеянных звёздных скоплениях, как и о других космических объектах, собираются в каталогах. Самым обширным из них является каталог (вышло несколько изданий) шведского астронома Линга, последняя версия которого появилась в 1987г. Этот каталог содержит общие данные (координаты, расстояния от Солнца, лучевые скорости и т.д.), собранные из научной литературы. При этом более-менее изученных скоплений, для которых определены, по крайней мере, избытки цвета и модули расстояний, менее пятисот. В Астрономической обсерватории УрГУ создан однородный каталог параметров рассеянных скоплений, содержащий оценки избытков цвета, расстояний и возрастов для 425 скоплений (А. Локтин и др., 2001). Данные об отдельных скоплениях можно найти в базе данных WEBDA,созданной в Лозаннском университете под руководством Мермийо. В последние годы сбором опубликованных данных о РЗС и выпуском все новых версий сводного каталога занимается группа бразильских астрономов (Диас и др.)

Отметим, что названия рассеянных скоплений формировались на протяжении всего ХХ-го века. Несколько близких скоплений имеют исторические собственные имена: Гиады, Плеяды, Ясли, южное скопление <Шкатулка с сокровищами> - NGC 4755. Часть скоплений имеет номера NGC. Скопления, не вошедшие в свое время в каталог NGC, носят либо название из более поздних каталогов, либо называются по фамилиям открывших их исследователей. Чаще всего в современных каталогах можно встретить названия, начинающиеся с Tr (Трюмплер), Ru (Руппрехт), Cr (Коллиндер), Mel (Мелотт). Для некоторых скоплений привычными стали номера из каталога Мессье, например M67 ? NGC 2682 - одно из старейших среди наблюдаемых рассеянных звёздных скоплений Галактики.

Как выглядят изображения рассеянных скоплений можно увидеть на многочисленных изображениях в Интернете. Структуру РЗС изучают с помощью звёздных подсчётов, которые помогают оценить точные координаты центра скопления, число звёзд до предельной величины изображения и радиальное изменение звёздной плотности, спроектированной на картинную плоскость. Для получения координат центра скопления область наибольшей звёздной плотности (ядро скопления) разбивают на полосы равной толщины, подсчитывая сначала распределение звёздной плотности вдоль одной координаты, например - прямого восхождения, затем вдоль другой. Максимумы распределения дают координаты центра скопления. Затем концентрическими окружностями с равными приращениями радиуса и центрами в центре скопления разбивают плоскость изображения на концентрические зоны, которые, в свою очередь прямыми, проходящими через центр скопления, область разбивают на секторы, обычно на 12 секторов. В получающихся сегментах подсчитывают численности звёзд, которые затем приводят к площади единичной величины. Усредняя плотности звёзд, отнесенные к единичной площади, в области одного кольца, строят зависимость звёздной плотности от углового расстояния от центра скопления.

На рис. 7-1 показаны результаты звёздных подсчётов в поле скопления NGC 188, выполненные по данным каталога USNO-A1. В качестве значений абсциссы использованы номера зон (колец), на которые разбита область скопления концентрическими окружностями. На рисунке хорошо видно, что звёздная плотность, высокая в центральной области скопления, сначала быстро падает, а затем медленно убывает, пока не становится неотличимой от плотности окружающего скопление звёздного фона. Область высокой звёздной плотности (на рисунке - приблизительно до 11 - 13 зоны) называется ядром скопления, область низкой и медленно убывающей плотности (приблизительно до 23 - 24 зоны) называется короной скопления. Короны скоплений хорошо выделяются только у богатых звездами скоплений, у бедных они замываются флуктуациями плотности звёзд фона.

По современным данным, полученным группой индийских астрономов под руководством Сагара, РЗС в среднем имеют радиусы ядер ≈ 1.3 пк, а радиусы корон ≈ 5.6 пк при, естественно, большом разбросе этих величин от скопления к скоплению. Поверхностная (спроектированная на картинную плоскость) звёздная плотность в ядрах скоплений в среднем равна ≈ 15.4 звезды на пк², а в коронах - ≈ 1.6 звезды на пк². Богатое рассеянное скопление М 67, по подсчётам Локтина, имеет радиус ядра 2.3 пк, а радиус короны - около 15 пк.

Несколько слов следует сказать о классификации рассеянных звёздных скоплений. Различными исследователями было создано несколько систем классификации этих объектов. Однако, так как классификация во всех системах существенно зависела от проницающей способности приборов, с помощью которых исследовались скопления, большинство систем не нашли широкого применения. Фактически к настоящему времени используется только так называемая вторая классификация Трюмплера, в которой скопления разделены по внешнему виду их изображений с использованием трех признаков. Первый признак отражает степень сконцентрированности скоплений и выражается римскими цифрами: I - сильная концентрация звёзд к центру скопления, II - слабая концентрация, III - концентрация практически не заметна, IV - скопление похоже на небольшое сгущение звёзд фона. Второй признак кодируется арабскими цифрами: 1 - большинство звёзд имеет близкий блеск, 2 - наблюдается средний разброс звёздных величин, 3 - встречаются как яркие, так и слабые звёзды. Третий признак вводится малыми латинскими буквами: бедные звездами скопления с числом звёзд менее 50 обозначаются буквой p (от английского poor - бедный), умеренно богатые с числом звёзд от 50 до 100 - буквой m (middle - средний), богатые с числом звёзд более 100 - буквой r (rich - богатый). Эта классификация приведена в карточном библиографическом каталоге Руппрехта и др.. В этой системе Плеяды относятся к классу II3r, а Ясли к классу I2r.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Елене Вячеславовне Глушковой - 50 ! Конференция «Современная звездная астрономия - 2014» Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Все публикации на ту же тему >>