Астронет > Шаровые звездные скопления

Астронет: Н. Н. Самусь, "Физика Космоса", 1986 Шаровые звездные скопления
http://variable-stars.ru/db/msg/1189979

Шаровые звездные скопления

Рис. 1. Шаровое звезное скопление М10
в созвездии Змееносца.

- первоначально были выделены как особый тип галактич. объектов по характерному внеш. виду (рис. 1). Звезды Ш.з.с. занимают прибл. сферич. объем (точнее, сфероидальный с малым сжатием), причем пространственая концентрация звезд резко снижается от центра скопления к его периферии. Звездные скопления относят к типу Ш.з.с. не по внеш. виду, а по звездному составу, т.е. по характерному виду их Герцшпрунга-Ресселла диаграммы (Г.-Р.д.; см. ниже), в связи с чем к типу Ш.з.с. отнесены нек-рые объекты, по виду, в сущности, неотличимые от рассеянных звезных скоплений. Число звезд в наиболее богатых Ш.з.с. оценивается в неск. сотен тыс., а концентрация звезд в центральной части - в некс. тыс. и даже десятков тыс. в 1 пк³ (в окрестностях Солнца пространственная концентрация звезд составляет всего лишь 0,13 звезды в 1 пк³). Наиболее бедные Ш.з.с. имеют примерно на 2 порядка меньше звезд, чем самые богатые. Массы Ш.з.с. составляют $10^4-10^6 {\mathfrak M}_\odot$ . В Ш.з.с. встречаются переменные звезды различных типов. Наиболее многочисленны переменные звезды типа RR Лиры, встречаются также долгопериодич. цефеиды сферич. составляющей Галактики (типа W Девы), звезды типа Миры Кита и др. Светимости переменных звезд осн. типов известны, это позволяет определить расстояние до Ш.з.с. (см. Расстояния до космических объектов), что необходимо для определения их положения в Галактике и сопоставления данных о звездном составе Ш.з.с. с положениями теории эволюции звезд. Ш.з.с. расположены в Галактике неравномерно: в целом сильно концентрируются к галактическому центру, они образуют вокруг него протяженное гало (рис. 2); концентрация Ш.з.с. к галактич. плоскости выражена сравнительно слабо. Скорости движения Ш.з.с. $\approx$ 200 км/с, их орбиты сильно вытянуты. Примерно один раз за период обращения (10⁸-10⁹ лет) они проходят через плотные центральные области Галактики и еще один раз за время обращения - через периферич. области галактич. диска, также имеющие повышенную плотность по сравнению со сферич. составляющей Галактики. "Выметанием" газа при таких прохождениях, а также истечением его из скоплений благодаря низкой параболической скорости ( $\approx$ 10-30 км/с) объясняется тот установленный радио- и оптич. наблюдениями факт, что в Ш.з.с. весьма мало межзвездного газа.

Рис. 2. Распределение шаровых скоплений в
Галактике (по данным У. Харриса, 1976 г.),
z - расстояние (в кпк) от галактической плоскости
в перпендикулярном к ней направлении;
а - расположение шаровых скоплений в плоскости,
проходящей через галактический центр перпендикулярно
направлению на центр Галактики;
б - то же в плоскости, проходящей через Солнце,
центр Галактики и галактические полюсы.

Характерные диаметры Ш.з.с. - 20-60 пк (иногда больше). При ср. расстоянии до ближайших Ш.з.с. ~ 10 кпк все звезды Ш.з.с. можно считать одинаково удаленными; различия в их видимом блеске определяются различиями в светимости. В силу общего происхождения звезд одного Ш.з.с. можно считать, что звезды скопления имеют, как правило, примерно одинаковый возраст и хим. состав. В атмосферах звезд большинства Ш.з.с. содержание тяжелых элементов понижено по сравнению с солнечным (в экстремальных случаях более чем в 100 раз). Различия в светимости оказываются связанными с различиями в массе звезд, а также с их различным продвижением по эволюц. пути, что также в конечном счете определяется различиями в исходной массе. На Г.-Р.д. типичного Ш.з.с. М3 (рис. 3) непосредственно от главной последовательности (4), населенной звездами-субкарликами, начинается последовательность субгигантов (3), т.е. звезд, уже завершивших период своего нахождения на главной последовательности (ГП). К еще более поздним эволюц. стадиям относятся последовательность красных гигантов (1) и горизонтальная ветвь (2), в разрыв к-рой попадают переменные звезды типа RR Лиры. Ш.з.с. лишены ярких массивных звезд ГП (наиболее массивные звезды, с массой $\approx 0,8 {\mathfrak M}_\odot$ , лежат вблизи "точки поворота", т.е. там, где ГП соединяется с последовательностью субгигантов). Эта особенность звездного состава Ш.з.с. говорит об их большом возрасте; звездный состав Ш.з.с. характерен для сферич. составляющей Галактики (население II, см. Галактика). Следует отметить, что в др. галактиках иногда встречаются типичные по внеш. виду Ш.з.с., но со звездным составом, характерным для плоской составляющей (для населения I, включающего молодые звезды). Такие Ш.з.с. можно отнести к молодым. Ш.з.с. нашей Галактики - одни одни из старейших ее членов. Их возраст составляет ~ 10 млрд. лет. Массивные звезды в Ш.з.с., по-видимому, уже давно проэволюционировали, превратившись в белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры, и непосредственно в оптич. диапазоне не видны из-за огромных расстояний до скоплений. Но присутствие этих звезд в Ш.з.с. может быть установлено по косвенным данным; они могут давать заметный вклад в полную массу скопления (десятки процентов). В нек-рых Ш.з.с. наблюдались вспышки новых звезд и переменных звезд типа U Близнецов, являющихся, по совр. представлениям, тесными двойными системами с проэволюционировавшими компонентами (см. Эволюция тесных двойных звезд).

Рис. 3. Диаграмма "показатель цвета-видимая звездная величина"
шарового скопления М3
(по данным А. Сандиджа и Х. Джонсона, 1956 г.)

В 70-х гг. 20 в. в центральных областях восьми галактических Ш.з.с. были обнаружены источники рентг. излучения. В Ш.з.с. встречаются все осн. типы рентг. источников: постоянно излучающие, временные (т.е. на время появляющиеся и затем исчезающие), вспыхивающие (барстеры). В 1979 г. рентг. источники в Ш.з.с. были обнаружены и в галактике М31 (Туманность Андромеды). С рентг. источниками связывают обычно тесные двойные звезды, одним из компонентов к-рых явл. белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра, причем этот компонент аккрецирует вещество (см. Аккреция, Рентгеновская астрономия). В Ш.з.с. такие системы могут возникать в результате захвата звездой другой, менее массивной звезды в плотных центральных областях.

Другой возможный тип рентг. источников в Ш.з.с. - массивная черная дыра в центре скопления, на к-рую происходит аккреция собирающегося к центру вещества. Тот факт, что на Ш.з.с., содержащие в совокупности 0,1% массы Галактики, приходится неск. % известных галактич. рентг. источников, указывает на возможность генетич. связи рентг. источников с наиболее плотными областями Ш.з.с. Всего в Галактике открыто ок. 130 Ш.з.с. Как считают, число их может достигать 200-550. Значит. часть Ш.з.с., вероятно, не видна из-за экранирования их облаками межзвездной пыли (особенно в направлении центра Галактики). Как и все галактич. образования, Ш.з.с. эволюционируют. Их масса должна уменьшаться в результате "испарения" звезд, приобретающих большие скорости движения за счет сближения с другими звездами. Однако компактность и в силу этого значит. гравитац. устойчивость позволили многим Ш.з.с. сохраниться до нашего времени. Исследования Ш.з.с. могут пролить свет как на ранние стадии эволюции Галактики, так и на позднюю эволюцию звезд малой массы (меньше солнечной).

Лит.:
Кукаркин Б.В., Шаровые звезные скопления, М., 1974; Шаров А.С, Подсистема шаровых звезных скоплений Галактики, Астрономический журнал, 1976, т. 53, в. 4, с. 702-12; Harris W.E., Racine R., Globular Clusters in Galaxies, Annual review of astronomy and astrophysics, 1979, v. 17, p. 241-74.

(Н.Н. Самусь)

Н. Н. Самусь, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru