Звездные скопления
<< 11.3 Звездные скопления в других системах Местной группы галактик, в далеких спиральных и гигантских эллиптических галактиках | Оглавление | 12.2 Звездные ассоциации в других галактиках >>
Глава 12. Возникновение и эволюция звездных скоплений
"Правду говорить легко и приятно"
М. Булгаков, Мастер и Маргарита.
"— Стоп! Начнем с того, что я ничего не
требую.
— А если не требуете, то зачем же...
— Затем, чтоб люди знали, что возможна
другая точка зрения"
А. Крон, Бессоница.
12.1 Звездные ассоциации
История открытия звездных группировок, носящих это название, описана в § 1.5 и 1.7. Однако удивительным образом она повторилась: всего лишь через 15-20 лет после появления работ Струве (1928) и Паннекука (1929) все началось сначала.
Рис. 158. Распределение на небе ярких звезд типа Т Тельца (Джой,
1945).
Еще во время войны Байдслман (1943) детально исследовал обширную группировку горячих и холодных сверхгигантов вокруг двойного ядра скопления χ и h Персея, открытую в 1927 г. Струве (1927), а Струве (1944) - группировку горячих сверхгигантов вокруг ядра скопления NGC 6231. Тогда же Джой (1945) изучил напоминавшие спектр солнечной хромосферы характерные эмиссионные спектры одиннадцати наиболее ярких орионовых переменных, которые он назвал звездами типа Т Тельца. Джой опубликовал рисунок (рис. 158), показывающий, что изученные им звезды сосредоточены в основном в двух противоположных ограниченных областях неба.
Вскоре обширные группировки звезд классов О - В были названы О-ассоциациями, а аналогичные группы переменных типа Т Тельца - Т-ассоциациями (Амбарцумян, 1947; 1949а, б; Амбарцумян, Маркарян, 1949).
Считая, что ассоциации содержат лишь сравнительно немногочисленные звезды, определяющие тип ассоциаций (О - В или Т), Амбарцумян высказал гипотезу о низкой пространственной плотности и динамической неустойчивости ассоциаций в поле приливных сил Галактики. При столь низкой плотности ассоциации должны растягиваться в галактической плоскости и быстро распадаться в процессе их обращения вокруг галактического центра (см. § 4.4). Однако они наблюдаются. Отсюда следовало, что или неверно заключение об их низкой пространственной плотности или ассоциации как звездные системы возникли сравнительно недавно и еще не успели распасться. Учитывая астрофизические признаки возможной молодости членов ассоциаций (высокую светимость О - В звезд, истечение вещества из звезд типов Р Лебедя, Вольфа - Райе и Т Тельца), Амбарцумян выбрал вторую альтернативу. В свою очередь это привело к важнейшему выводу о том, что процесс звездообразования в Галактике продолжается в настоящее время.
В 40-х гг., опираясь на те же астрофизические признаки молодости О - В звезд, астрономы были уже готовы принять эту идею и высказывали ее (Спитцер, 1941а, б; Уипл, 1946). В работах Бока (1948), а также Бока и Рейли (1947), посвященных изучению глобул - небольших темных круглых туманностей, высказывалось мнение, что именно глобулы являются протозвездами, находящимися в стадии гравитационного сжатия.
Причиной, обеспечившей огромную популярность концепции Амбарцумяна, явилась особая роль, которую сыграли в то время динамические критерии, позволявшие говорить о недавнем возникновении ассоциаций. Астрофизические признаки молодости звезд еще не могли считаться решающими свидетельствами продолжения процесса звездообразования, ибо тогда весьма серьезно обсуждалась и проверялась возможность поглощения (аккреции) старыми звездами, попавшими в туманности, окружающего их диффузного вещества и последующего увеличения массы и "омоложения" давно возникших звезд (Хойл, Лптлтон, 1941; Бонди, Хойл, 1944).
Концепция Амбарцумяна стимулировала всестороннее исследование группировок горячих гигантов и орионовых переменных, одной из разновидностей которых являются переменные типа Т Тельца. Орионовы переменные стали рассматриваться как звезды, находящиеся в стадии становления.
Хотя звездные ассоциации были известны как хорошо выраженные звездные группировки уже довольно давно, многие успели позабыть об этом, многие (особенно молодые астрономы) не знали этого, и после появления упомянутых работ Амбарцумяна эти объекты начали заново переоткрываться и изучаться (Холопов, 1950; Маркарян, 1952б; Морган и др., 1953; К. Шмидт, 1958). Из 21 0-ассоциации, содержащейся в списке Амбарцумяна (1949б), и из 25 O-ассоциаций списка Маркаряна (1952б) в списке Паннекука (1929) содержатся соответственно 12 и 14 группировок.
Амбарцумян и Маркарян (1949) обратили внимание на наличие в 0-ассоциациях кратных систем горячих звезд, подобных Трапеции Ориона. По оценкам Амбарцумяна (1950), системы типа Трапеции должны распадаться за несколько миллионов лет, если их полная энергия отрицательна, и быстрее, если она положительна. В ассоциациях были замечены и другие кажущиеся недолговечными (вследствие неизбежного возмущающего влияния со стороны других членов ассоциации и звезд фона) структурные образования - звездные цепочки, цепочки небольших звездных группировок, подобные Мечу Ориона.
Большие размеры ассоциаций при сравнительно небольшом числе входящих в них членов, казалось, могли быть объяснены лишь тем, что ассоциации представляют собой расширяющиеся системы, занимавшие первоначально гораздо меньший объем. Мысль о возможной положительности полной энергии систем типа Трапеции приводила к представлению о возникновении звезд в небольших объемах пространства и о последующем разлетании их во все стороны со скоростями 5 - 10 км/с. Так, по мнению Амбарцумяна (1950; 1955), возникали звездные ассоциации, которые стали определяться уже как системы с положительной полной энергией, постепенно увеличивающие свой объем и разлетающиеся в пространстве. Этот вывод привел Амбарцумяна к отрицанию возможности возникновения звезд из диффузного вещества (ибо при этом возникает система с отрицательной полной энергией) и к введению еще одной гипотезы - о существовании сверхплотных дозвездных тел (Д-тел) неизвестной природы, распад которых на звезды приводит к появлению разлетающихся ассоциаций. В то же время из тех же Д-тел в том же объеме пространства могут возникать и устойчивые "ядра" ассоциаций - скопления, обладающие отрицательной полной энергией.
Тесная связь переменных типа Т Тельца с темными диффузными туманностями рассматривалась многими как прямое указание на то, что звезды возникают из диффузного вещества путем его гравитационной конденсации. Идеи Джинса, заложившего основы теории этого процесса, продолжали развиваться рядом ученых. Не удивительно поэтому, что концепция Амбарцумяна, радикально менявшая начинавшие складываться взгляды на процесс звездообразования, была подвергнута последовательной и во многом справедливой критике в ряде статей и выступлений Воронцова-Вельяминова (1953) и Лебединского (1953). На протяжении последующих двадцати с лишним лет была разработана и подтверждена наблюдениями звездных скоплений теория звездной эволюции и достигнуты большие успехи в теории гравитационной конденсации звезд из диффузного вещества. Постепенно начала обрисовываться возможность и необходимость совершенно иной интерпретации ряда явлений, связанных с понятием "звездные ассоциации" (Холопов, 1976а, б; 1979).
К началу 50-х гг. благодаря исследованиям Хербига (1950; 1954) и других астрономов было установлено, что орионовы переменные и переменные типа Т Тельца, изучавшиеся Джоем, представляют собой, в сущности, одни и те же объекты. В настоящее время под переменными типа Т Тельца подразумевают орионовы переменные спектральных классов F - М с эмиссионными спектрами, в которых присутствуют флюоресцентные эмиссионные линии FeI λλ 4063, 4132 (аномально интенсивные только у звезд типа Т Тельца) и, как правило, эмиссионные линии [SII] и [OI]. Аномальное возбуждение линий FeI λλ 4063, 4132 возникает только в охваченных сильными турбулентными движениями атмосферах звезд типа Т Тельца, ассоциированных с диффузными туманностями.
Детальное ознакомление с группировками переменных звезд типа Т Тельца показало (Холопов, 1951), что две большие, казавшиеся чрезвычайно разреженными, "ассоциации" звезд этого типа состоят из нескольких самостоятельных группировок орионовых переменных, гораздо более компактных и плотных, чем это предполагалось ранее. Почти каждая из изображенных Джоем на рис. 158 звезд оказалась одним из ярчайших членов такой группировки. Джой словно предвидел это, обозначив каждую из своих переменных на рисунке кружкой, диаметр которого по порядку величины оказался сравнимым с диаметром соответствующей группы. Расположение этих групп в двух диаметрально противоположных областях неба попросту отражало расположение ближайших к Солнцу комплексов темных туманностей. По звездной плотности многие из Т-ассоциаций сравнимы с ядрами звездных скоплений, и об их динамической неустойчивости в поле приливных сил Галактики не может быть и речи. Кроме того, все они так тесно связаны с плотными темными туманностями, поглощение света в которых достигает 20m, что никто еще не знает ни полного числа членов, ни истинных полных масс этих образований. Диаметры их заключены в пределах от 3 до 40 пс (Холопов, 1970).
К сожалению, в то время мы еще не могли правильно оценить полученные результаты, так как составленные нами списки этих группировок (Холопов, 1950; 1959) содержали значительное число фиктивных Т-ассоциаций. Это объясняется тем, что вследствие несовершенства системы классификации неправильных переменных звезд, сложившейся к концу 40-х гг., к одной и той же категории переменных (типа RW Возничего) тогда относили весьма разнородные объекты, характеризовавшиеся быстрыми неправильными изменениями блеска. Подобные изменения показывают и многие переменные типа Т Тельца и орионовы переменные, что послужило причиной отнесения их также к типу RW Возничего (тем более, что сама RW Возничего была отнесена Джоем к типу Т Тельца). При наших первых исследованиях Т-ассоциаций в основу выделения членов этих группировок был положен принцип принадлежности переменной звезды к типу RW Возничего. При этом оказалось, что переменные этого типа образуют на небе как весьма компактные, так и весьма рассеянные группировки, причем степень их связи с темными туманностями уменьшалась по мере увеличения размеров и уменьшения пространственной плотности группировок. Тогда это интерпретировалось нами как свидетельство действительного расширения и распада Т-ассоциаций и превращения орионовых переменных сначала в быстрые неправильные переменные, а затем в звезды постоянного блеска.
Однако к концу 60-х гг. выяснилось, что многие переменные, относившиеся прежде к типу RW Возничего, являются либо медленными неправильными и полуправильными красными гигантами, по имеющими отношения к звездам, находящимся на ранней стадии эволюции, либо периодическими переменными других типов (пульсирующими, затменными), периоды изменения блеска которых не сразу удалось найти. Это заставило нас тогда же (Холопов, 1970) вывести из категории Т-ассоциаций группировки быстрых неправильных переменных, не связанных с диффузными туманностями. Некоторые нестационарные звездообразные объекты, считавшиеся быстрыми неправильными переменными, расположенными вне галактической плоскости, оказались в действительности ядрами компактных галактик (объектами типа BL Lac).
Собственные движения орионовых переменных являются в основном отражением движения Солнца к апексу (Артюхина, 1959; 1960), а дисперсия скоростей этих объектов чрезвычайно мала. По данным Блаау и Пелс (Хербиг, 1962) внутренняя дисперсия скоростей членов данной Т-ассоциации должна быть меньше 2 км/с (см. также Джонс, Хербиг, 1979). Хейлс (1968; 1970), а также Кудабэк и Хейлс (1969) обнаружили излучение молекул гидроксила ОН на частотах 1665 и 1667 МГц от различных пылевых облаков, дающее сведения о лучевых скоростях облаков и о распределении скоростей в различных участках этих образований. Дисперсия скоростей источников ОН в темных туманностях очень мала - меньше 1 км/с, что подтверждает возможность происхождения звезд типа Т Тельца из протозвезд, ассоциированных с пылевыми облаками (Гам, Винберг, 1971), и ничтожность начальной дисперсии скоростей членов Т-ассоциаций, но позволяющую говорить о расширении этих систем. Таким образом, мы видим, что Т-ассоциации - это плотные, динамически устойчивые системы.
Поскольку орионовы переменные, как правило, имеют в спектрах эмиссионную линию Нα, для поисков их группировок очень полезны снимки, получаемые с объективной призмой в красной области спектра. Именно так и были обнаружены Джоем (1949б) 37 карликов в тесных туманностях в созвездии Тельца, оказавшихся орионовыми переменными (Холопов, 1951). Списки группировок эмиссионных звезд недавно опубликованы Долидзе (1975).
Открытие множества орионовых переменных во всех ОВ-ассоциациях, в которых они разыскивались (см., например, Холопов, 1958), и обнаружение в этих системах огромных масс ионизованного, нейтрального, а в последнее время и молекулярного водорода, достигающих многих десятков тысяч солнечных масс (Уэйд, 1957; Менон, 1958) означает, что средние плотности и ОВ-ассоциаций гораздо выше тех, которые приписывались им в конце 40-х гг. ОВ-ассоциации содержат в себе звезды всех спектральных классов - от О - В до М, относящиеся к главной последовательности и области субгигантов. Изображенная на рис. 159 (Уокер, 1969) диаграмма V, В - V звезд молодого скопления Меч Ориона является типичной для членов ОВ-ассоциаций. Орионовы переменные расположены на этой диаграмме в районе широкой полосы над начальной главной последовательностью, изображенной прерывистой линией. Отдельные положения, занимаемые на диаграмме данной переменной в разное время, соединены между собой прямыми линиями.
Весьма существенные для понимания природы звездных ассоциаций данные были получены в результате описанных в § 8.4 исследований корональных областей звездных скоплений (Артюхина, Холопов, 1963; Холопов, 1968а).
Уже в 1963 г. стало ясно (Холопов, 19656), что яркие звезды классов О - В, наблюдаемые вокруг "ядер" ОВ-ассоциаций, следует в ряде случаев рассматривать как индикаторы корональных областей обыкновенных стационарных звездных скоплений. Это означает, что подобные ОВ-ассоциации - не системы с положительной полной энергией, находящиеся в начальной стадии расширения, а обычные молодые звездные скопления. То, что ранее называлось ядром ассоциации, оказывается ядром скопления, а то, что считалось неустойчивой ассоциацией, окружающей ядро, оказывается плотной устойчивой короной скопления, его неотъемлемой частью.
Рис. 159. Диаграмма V, В - V звезд скопления Меч Ориона
(Уокер, 1969).
Изменились и наши представления о роли систем типа Трапеции. Изолированных систем типа Трапеции, по-видимому, не существует. Большинство реальных систем этого типа, компоненты которых являются звездами классов О - В, входит в состав ядер молодых и возникающих звездных скоплений. В 1971 г. Дубошин и др. (1971) численным методом с помощью ЭВМ изучили возможное движение членов Трапеции Ориона, использовав данные Паренаго (1954б) об их наблюдаемых скоростях. Оказалось, что члены Трапеции не могут разлететься, а по мере расширения системы испытывают все возрастающее притяжение со стороны других звезд скопления, остающихся внутри Трапеции, и в конце концов возвращаются обратно. Вывод о неограниченном расширении Трапеции Ориона мог бы быть справедлив лишь в том случае, если бы одновременно, как заподозрил Стрэнд (1958), расширялось и само скопление. Однако скопление, содержащее Трапецию Ориона, не расширяется (Василевские, 1971; Кэннел, Ианна, 1977).
По мнению А. Н. Дейча, можно вообще сомневаться в значениях скоростей членов Трапеции, полученных П. П. Паренаго путем усреднения весьма разнородных до точности наблюдений и могущих поэтому обладать большими систематическими ошибками. В самом деле, еще Ахундова (1957) по измерениям снимков, полученных с пулковским нормальным астрографом, не подтвердила вывода о расширении Трапеции Ориона, сделанного Паренаго (1954б). Недавно Аллен и др. (1974) рассмотрели 42 системы типа Трапеции из списка Амбарцумяна (1954), наблюдавшиеся на протяжении 70 - 100 лет. Ни в одной из них (в том числе и в Трапеции Ориона, в соответствии с выводом Ахундовой) не удалось обнаружить явлений расширения, т. е. систематического увеличения расстояний между всеми компонентами системы.
Таким образом, не может быть и речи о положительности полной энергии этих систем. В крайнем случае, можно говорить лишь о выбрасывании из них одного-двух компонентов вследствие обычного обмена энергией между компонентами при их кратных взаимных сближениях.
Явления расширения, замеченные в некоторых звездных ассоциациях (Блаау, 1952), наблюдаются скорее как исключение, чем как правило. В подавляющем большинстве случаев движения горячих звезд в ОВ-ассоциациях совершенно беспорядочны и не показывают эффекта расширения системы. Иногда одни авторы находят расширение некоторой группировки звезд, другие опровергают его, как это произошло в случае ассоциаций Кассиопея - Телец и Ящерица I (Питри, 1958; Вулли, Эгген, 1958).
Расширение системы проявляется в увеличении компонентов собственного движения ее членов, пропорциональном росту соответствующих координат этих членов. Блаау и ряд других авторов определяют так называемые "возрасты ассоциаций по расширению". Практически эти возрасты находятся с помощью введенного Блаау (1952) коэффициента расширения &kappa, который представляет собой среднее из значении 
и 
. Величина &kappa выражается обычно в секундах дуги на градус в год.
В связи с наличием в ассоциациях явлений как расширения, так и сжатия, и полной неопределенностью характера движений в большинстве этих систем, появились даже предложения уточнить понятие ассоциации, сохранив это название лишь за теми звездными группировками, в которых наблюдаются явления расширения, и называя остальные агрегатами. Однако в принципе нет никакой разницы между теми и другими системами.
Следует подчеркнуть, что сами по себе явления расширения еще ничего не говорят о будущем системы, если мы не знаем ее полной массы. Если масса системы велика, расширение группы ее ярких членов может в будущем смениться сжатием этой группы. В связи с этим, рассмотрим результаты исследования системы ζ Персея, выполненного Дубошиным и др. (1976). Эта открытая Паннекуком (1929) группа 17 ярких звезд ранних спектральных классов, называемая теперь ассоциацией Per OB2, была первой расширяющейся ОВ-ассоциацией, изученной Блаау (1952). Она связана с большим газово-пылевым облаком, минимальное значение полной массы которого может составлять 190 000 масс Солнца. Численное интегрирование уравнений движения показывает, что при этих условиях, с учетом ошибок определения собственных движений рассматриваемых звезд, лишь три звезды из семнадцати могут покинуть систему. Остальные 80% ярких членов системы будут периодически через 5 - 10 млн. лет возвращаться к первоначально занимавшемуся ими объему.
Рассмотрим теперь возможные причины явлений расширения, наблюдаемых в некоторых ассоциациях.
Гипотеза о существовании и распаде сверхплотных дозвездных тел, предложенная некогда для объяснения подобных явлений, ни на чем не основана, ибо, как показано выше, гипотезы, из которых она логически вытекала (низкая пространственная плотность ассоциаций, положительность полной энергии систем типа Трапеции), оказались неверными.
Ассоциации возникают в больших газово-пылевых туманностях. В Галактике подобные туманности располагаются вдоль отрезков спиральных ветвей. Под действием дифференциального галактического вращения они могут сближаться и расходиться. Процесс звездообразования в каждом таком облаке может начаться в любое время после достижения им определенной степени сжатия. Подобные процессы, вероятнее всего, могут наблюдаться и больших конгломератах таких туманностей. В таком случае эти конгломераты будут восприниматься нами как OB ассоциации, а удаление друг от друга возникших из этих туманностей звездных группировок будет выглядеть пак расширение единой ассоциации.
В ряде случаев мы, действительно, имеем дело не с общим расширением ассоциации, а с взаимным удалением друг от друга различных ее частей, возникших из совершенно независимых облаков и даже имеющих совершенно различный возраст. Именно с этим явлением связано отмеченное Блаау (1964) сосуществование в некоторых больших ассоциациях (Скорпиона - Центавра, Орион I, Ящерица I) отдельных группировок (подгрупп) горячих звезд, имеющих (судя по диаграммам величина - показатель цвета их членов) разный возраст. Эти подгруппы занимают различные области ассоциаций, причем их размеры тем больше, чем больше их возраст.
Существует еще один механизм, обуславливающий возникновение явлений, напоминающих расширение, в молодых звездных группировках. Это - выбрасывание звезд из коллапсирующих протозвездных систем.
В 1954 г. Блаау и Морган (1954) заметили, что две звезды спектральных классов O9,5V и B0V (АЕ Возничего и μ Голубя), имеющие очень большие пространственные скорости, движутся так, словно около трех миллионов лет назад они вылетели из района ассоциации Орион I. Вскоре Блаау (1956) обнаружил третью подобную звезду (53 Овна) спектрального класса B2V, удаляющуюся от ассоциации Ориона с такой скоростью, словно она покинула эту ассоциацию около пяти миллионов лет назад.
Для объяснения этого явления Блаау (1961) предположил, что звезды, вылетающие из ассоциаций, ранее входили в состав двойных систем, главные компоненты которых превратились в сверхновые II типа, сбросили с себя при вспышке половину своей массы и потеряли способность удерживать свой компонент на его орбите.
Через несколько лет Поведа и др. (1967) предложили иное решение проблемы происхождения выбрасываемых из ассоциаций звезд, основанное на представлениях о возможной начальной эволюции протозвездной системы. В соответствии с теорией образования звезд из диффузного вещества (см., например, Аарсет, Хилс, 1972) протоскопления должны состоять из ряда субскоплений. При определенной степени сжатия и достижении критической плотности газово-пылевое облако делится на два или несколько облаков меньших размеров. Дальнейшее сжатие этих облаков приводит к их последующему делению, пока не образуется цепочка или группа облаков, каждое из которых распадается уже на группу протозвезд - субскопление. Подобную структуру, как уже неоднократно отмечалось, имеет скопление Меч Ориона.
Возникшие протозвезды получают возможность свободно падать к центру субскопления. Этот процесс называется гравитационным коллапсом субскопления. Одновременно коллапсируют сами протозвезды, превращаясь в звезды. В то же время близкие субскоплеиия падают к их общему центру масс - происходит начальный коллапс скопления (см. § 9.8, рис. 144). В процессе коллапса вследствие перераспределения энергии между сближающимися протозвездами может происходить выбрасывание отдельных протозвезд из субскоплений и протоскопления в целом, причем иногда с очень большими скоростями. Процесс начального коллапса во много раз усиливает явления обмена энергией и превращает вначале спокойную инертную массу диффузного облака в бурно эволюционирующую динамическую систему. Это - первый толчок. Перефразировав древнейшее изречение, можно сказать: вначале был коллапс. Большие кинетические энергии выбрасываемые из протоскопления звезды приобретают за счет отрицательных полных энергий образующихся при этом тесных двойных систем (Поведа и др., 1967). Так могут возникать звезды, вылетающие из ассоциаций. Чем массивнее звезды, участвующие в процессе гравитационного коллапса, тем эффективнее его действие. Не исключено, что в некоторых случаях превращение выброшенных из ассоциации протозвезд в звезды может происходить уже вне пределов ассоциации - в галактическом поле.
По-видимому, именно это явление выбрасывания отдельных массивных горячих звезд на самой ранней стадии образования звездного скопления наблюдается в случае ассоциации ζ Персея, создавая иллюзию расширения всей системы, Выше мы уже отмечали, что даже из этих 17 звезд лишь три должны, безусловно, покинуть систему, остальные же могут быть удержаны ее гравитационным полем.
Так как выбрасывание звезд из ассоциации происходит наиболее интенсивно на самых первых стадиях ее существования, во время протекания процессов первичного коллапса, то для оценки возраста ассоциации следует использовать скорее звезды, покинувшие или заведомо покидающие ассоциацию, чем звезды, просто участвующие в явлении видимого ее расширения, поскольку это расширение может затормозиться и смениться сжатием.
Следует подчеркнуть, что понятия "расширение системы" и "выбрасывание звезд из системы" не равнозначны. В первом случае происходит полный распад системы (если только расширение не сменится сжатием); при выбрасывании же из системы звезд за счет обмена ими энергией система в целом сжимается и в ней образуются тесные двойные звезды. Было бы нелепо продолжать относить к системе звезды, выброшенные из нее со скоростями, превышающими скорость отрыва от системы.
Выброшенные из ассоциации Орион I горячие звезды АЕ Аur, μ Col и 53 Ari удалились от нее уже на сотни парсек. Если бы мы отнесли эти звезды к ассоциации, нам пришлось бы принять, что диаметр ее составляет 700 пс и что она быстро расширяется, тогда как реальный диаметр этой ассоциации равен 100 пс и явлений расширения звездных группировок в ней сейчас не обнаруживается. Отметим, кстати, что время вылета этих звезд из ассоциации (3 - 5 миллионов лет назад) действительно совпадает с астрофизическим возрастом ассоциации (3 · 106 лет). Разреженные периферийные области ряда ассоциаций могут состоять из подобных выброшенных из ассоциаций звезд, потерявших всякую связь со своими системами. Но это уже звезды поля. Поскольку в конце сороковых годов точные границы скоплений и ассоциаций не были известны, отнесение к ним выброшенных из них звезд было естественной процедурой. При этом преувеличивались истинные размеры этих образований и преуменьшалась их средняя плотность.
Следует еще раз отметить, что описанный выше механизм выбрасывания звезд из ассоциаций ничем не отличается от классического механизма диссипации звездных скоплений, рассмотренного Амбарцумяном (1938).
<< 11.3 Звездные скопления в других системах Местной группы галактик, в далеких спиральных и гигантских эллиптических галактиках | Оглавление | 12.2 Звездные ассоциации в других галактиках >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
