 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.7.5.html |
Лекция 7. Рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации
7.5 Звёздные ассоциации, комплексы и движущиеся группы
Уже давно было замечено, что распределение ОВ-звёзд по небу является неравномерным. Еще Каптейн в начале ХХ-го века отметил концентрацию таких звёзд в созвездиях Скорпиона и Центавра. Впоследствии было выделено много концентраций таких звёзд. Через некоторое время такие звёздные группировки стали называть ОВ-ассоциациями. В настоящее время для ассоциаций приняты обозначения, состоящие из латинского обозначения созвездия, в котором она наблюдается, букв ОВ и порядкового номера в созвездии, например Per OBI, Cyg OBIV и т.д. Отметим, что ассоциации не выделяются как области повышенной общей звёздной плотности, повышена парциальная плотность звёзд отдельных типов. Особенно интерес к звёздным ассоциациям возрос после того, как Амбарцумян в 40-х годах высказал гипотезу о молодости этих объектов на основе кажущейся низкой звёздной плотности в них и невозможности длительного существования таких объектов, согласно критериям динамической устойчивости. Фактически это было первым свидетельством существования современного звёздообразования в Галактике. Впоследствии низкая звёздная плотность в ассоциациях не была подтверждена наблюдениями. Оказалось, что в ассоциациях присутствуют звёзды самых разных масс. Однако молодость ОВ-ассоциаций была подтверждена теорией звёздной эволюции.
Позднее были открыты ассоциации, не содержащие звёзд большой светимости. Для таких ассоциаций характерны вспыхивающие переменные звёзды типа Т Тельца, поэтому их назвали Т-ассоциациями. В настоящее время считается, что так называемые орионовы переменные, к которым относятся и переменные типа Т Тельца, являются звездами в стадии эволюции до главной последовательности, что показывает действительную молодость звёздных ассоциаций. Возможно, что Т-ассоциации, по крайней мере некоторые, являются ранними стадиями развития ОВ-ассоциаций.
Часто ассоциации состоят из нескольких самостоятельных группировок. Из-за этого, а также из-за больших размеров (большого разброса вдоль луча зрения) ГР-диаграммы звёздных ассоциаций очень разбросанные, поэтому расстояния до них определяются с меньшей точностью, чем до РЗС. При этом используются те же методы определения избытков цвета и расстояний, что и для РЗС.
Вследствие молодости ассоциаций их поведение в Галактике аналогично поведению молодых РЗС - они концентрируются к плоскости Галактики и неплохо очерчивают известные отрезки спиральных ветвей. Генетическую связь этих объектов подчеркивает тот факт, что центральными областями - ядрами - многих ассоциаций являются молодые рассеянные скопления. Размеры ассоциаций на порядок больше размеров ядер РЗС. Вследствие этого звёздные ассоциации хорошо видны в других спиральных и некоторых неправильных галактиках. Много ассоциаций наблюдается в Магеллановых облаках. Так, в Большом Магеллановом Облаке уже к 1970 году было выделено 122 ОВ-ассоциации, средний диаметр которых 78 пк.
В отличие от звёздных ассоциаций, движущиеся группы не выделяются на небе повышенной плотностью звёзд какого-либо типа, поэтому их члены могут быть отобраны только по общему пространственному движению. Движущиеся группы (иногда их называют <группами Эггена> по фамилии известного звёздного астронома, который первым начал систематически исследовать объекты этого типа) или звёздные потоки можно условно разделить на две группы по происхождению. В первую группу входят потоки, звёзды которых при довольно высокой средней металличности (<[Fe/H]> ≈ -0.1) и большой дисперсии металличности (σ[Fе/H] ≈ 0.2), обнаруживают значительный разброс по возрастам, перекрывающим весь характерный для галактического диска диапазон возрастов. То есть образующие их звёзды родились не в одном и том же месте и не в одно и то же время. Происхождение потоков этой группы связывают с нерегулярностями галактического потенциала. Такой поток образуется в результате вовлечения внешним гравитационным воздействием (например, баром или спиральной волной плотности) звёзд из локального объема пространства в общее движение. Это вовлечение происходит периодически - с каждым оборотом Галактики. Естественно, что такие потоки мы легче замечаем, если в него попадает повышенная плотность звёзд - рассеянное скопление. В частности, происхождение потоков Плеяд-Гиад и Сириуса объясняют прогревом диска стохастическими спиральными волнами. Другим источником движущихся групп, как полагают, может быть бар в центре Галактики. По-видимому, именно бар, генерируя спиральные волны плотности, привел к образованию во внешнем линдбладовском резонансе потока (ветви) ξ Геркулеса. В таких потоках обнаружен очень большой разброс возрастов, поскольку в них достаточный процент звёзд, родившихся много раньше вовлеченного в нее весьма молодого рассеянного скопления, по имени которого соответствующая группа названа. Другая группа потоков связывается с остатками разрушенных галактик-спутников. Характерными особенностями звёзд этих потоков являются их малая металличность ([Fe/H] < -0.2), аномально большая для диска дисперсия вертикальных составляющих скоростей и исключительно большие возрасты (>8 млрд.лет). Действительно, как показывает численное моделирование, достаточно массивные галактики-спутники (> 4· 108 M¤) начинают разрушаться только после того, как приливные силы нашей Галактики <уложат> ее орбиту в галактическую плоскость. Некоторые исследователи находят, что в окрестностях Солнца примерно треть звёзд можно идентифицировать членами тех или иных движущихся групп. При этом звёзды потоков, образованных неравномерностью гравитационного потенциала, то есть спиральными волнами и баром, составляют подавляющее большинство. Все эти потоки искажают поле скоростей звёзд поля разного возраста и затрудняют извлечение информации, необходимой для изучения регулярной структуры Галактики. Расстояния до членов групп обычно определяются методом движущегося скопления. Примеры ГР-диаграмм движущихся групп можно найти в монографии Холопова.
Чтобы закончить обзор иерархической структуры звёздных систем, входящих в нашу и другие галактики, отметим звёздные комплексы, выделенные Ефремовым. Это структуры с характерными размерами 600 - 800 пк, которые являются гигантскими областями недавнего или современного звёздообразования. Звёздные комплексы наблюдаются и в других галактиках, при этом часто объединяют несколько звёздных ассоциаций.
Исторически первым из исследованных звёздных комплексов можно считать так называемую Местную Систему, или Пояс Гулда, окружающую наше Солнце. В 1874г. Гулд обнаружил, что наиболее яркие голубые звёзды неба концентрируются не к Млечному Пути, а к большому кругу, наклоненному к галактическому экватору на угол около 17º. Солнце вряд ли можно отнести к Поясу Гулда, поскольку его возраст значительно больше, чем возраст относимых к Поясу Гулда звёзд.