ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
группы
звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное
происхождение, близкий возраст и хи-мич. состав. Обычно имеют плотное центральное
сгущение (ядро), окружённое значительно менее плотной корональной областью.
Диаметры 3. с. находятся в пределах от нескольких до 150 парсек, причём
радиусы корональных областей в несколько (иногда в десяток) раз превышают
радиусы ядер. Исторически сложилось деление 3. с. на рассеянные (иногда
наз. открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном
определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные 3. с., как
правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые - десятки и
сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных 3. с.- Плеяды, Ясли, Гиады; примеры
шаровых 3. с.- скопление МЗ в созвездии Гончих
Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Рассеянные скопления в нашей
Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактич.
плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем
20 км/сек). Среди них можно выделить ассоциированные со спиральными
ветвями скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. лет назад),
и скопления промежуточного возраста, или скопления диска, не показывающие
связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактич. плоскости.
Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее
звёздам плоской составляющей Галактики.
Шаровые 3. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр
к-рого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру
и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170
км/сек).
Обычно они бедны металлами,
однако объекты, наблюдаемые в околоцентр. областях Галактики, богаче металлами,
чем те, к-рые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения
о эволюции 3. с. даёт изучение Герцшпрунга - Ресселла диаграмм
или
диаграмм "звёздная величина - показатель цвета". Диаграммы зависимости
"звёздная величина - показатель цвета" звёзд типичных рассеянных и шаровых
3. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих
диаграмм с точки зрения совр. теорий звёздной эволюции позволяет заключить,
что звёзды типичных шаровых 3. с. в 100-1000 раз старше звёзд рассеянных
3. с.
Кинематич. характеристики
и пространственное распределение шаровых 3. с. нашей Галактики отражают
особенности начального распределения в Галактике вещества, из к-рого на
ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы "звёздная
величина - показатель цвета" звёзд шаровых 3. с. той эпохи должны напоминать
соответствующие диаграммы совр. рассеянных 3. с. Подобные молодые шаровые
3. с. наблюдаются в соседних галактиках (напр., NGC 1866 в Большом Магеллановом
Облаке). В совр. эпоху 3. с. в нашей Галактике возникают только вблизи
галактич. плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.
Одновременно с изменением
физич. характеристик членов 3. с. происходит их динамич. эволюция. Сближения
между звёздами в ядрах 3. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения.
В результате нек-рые члены 3. с. получают избыточную энергию и переходят
в область короны или вообще покидают скопление. Ядро при этом, как правило,
сжимается. Процесс диссипации ядра происходит особенно быстро у скоплений
с небольшим количеством членов, т. е. рассеянных. Поэтому из старых скоплений
в нашей Галактике сохранились лишь наиболее массивные из них, т. е. шаровые.
Среди слабых членов молодых рассеянных скоплений обычно наблюдаются орионовы
и вспышечные переменные звёзды. В нек-рых шаровых скоплениях содержатся
переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда
встречаются цефеиды. Наиболее близкие к Солнцу 3. с. (напр., Гиады),
в собств. движениях членов к-рых наблюдаются явления перспективы (направления
собств. движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной
точке), наз. движущимися. Движущиеся 3. с. играют особую роль в
проблеме определения звёздных расстояний, т. к. расстояния до них могут
быть надёжно определены простым геометрич. методом. См. также Звёздные
ассоциации, Звёздная астрономия. Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной
астрономии, 3 изд., М., 1954: Сойер -Xогг Э., Звездные скопления, в сб.:
Строение звездных систем, М., 1962.
П. Н. Холопов.
А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я