ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Роль звезд в эволюции Вселенной Иосиф Самуилович Шкловский «Самые главные объекты во Вселенной – звезды. Почему? Потому, что 97% вещества в нашей Галактике сосредоточено в звездах. У многих, если не у большинства, других галактик «звездная субстанция» составляет более чем 99,9% их массы. На современном этапе эволюции Вселенной вещество в ней находится преимущественно в звездном состоянии. Это означает, что большая часть вещества Вселенной «скрыта» в недрах звезд и имеет температуру порядка десятка миллионов градусов при очень высокой плотности…» Звезда Звезда это гравитационно связанная непрозрачная для излучения масса вещества, светимость которой в основном поддерживается происходящими в ней термоядерными реакциями.

А что мы знаем сейчас? около 74% - неведомая антигравитирующая сущность, которую называют «темная энергия». около 74% - неведомая антигравитирующая сущность, которую называют «темная энергия». гравитирующая масса, на которую приходится около четверти средней плотности Вселенной: 22% заключено в «темном веществе» неизвестной природы и только 4% - в обычном веществе. Именно в эти 4% умещаются все звезды, планеты, межзвездная и межгалактическая среда. гравитирующая масса, на которую приходится около четверти средней плотности Вселенной: 22% заключено в «темном веществе» неизвестной природы и только 4% - в обычном веществе. Именно в эти 4% умещаются все звезды, планеты, межзвездная и межгалактическая среда. 4/5 из 4% – газ! 4/5 из 4% – газ! Тезис о том, что Вселенная это звезды, оказался неверным! Даже если не принимать в расчет темную энергию и темную материю, то в подгруппе обычного вещества звездам принадлежит всего около 10%!

Как произошло деление почти однородного вещества Вселенной на звезды? Возраст Вселенной еще не достиг 1 млрд. лет, почти все ее барионное вещество оказалось разбито на плотные газовые шары с характерной массой кг, объединенные в галактики с массами порядка кг. Основная эволюция вещества Вселенной происходила и происходит в недрах звезд. Наличие звезд подчеркивает необратимость процессов эволюции вещества во Вселенной! Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры - необратимы.

Главным двигателем эволюции по- прежнему считаются звезды. Звёздный ветер процесс истечения вещества из звёзд в межзвёздное пространство. уменьшение массы => изменение срока жизни перенос вещества на значительные расстояния в космосе воздействие на окружающее межзвёздное вещество (передавая часть кинетической энергии) туманность NGC 7635 «Пузырь»

Место звезд в Галактике Солнце расположено на пк выше плоскости симметрии галактики. В конце XVIII в. У. Гершель: наша звездная система имеет сплющенную форму Солнце недалеко от плоскости симметрии по мере удаления от Солнца в каждом направлении звездная плотность убывает. По направлению к центру Галактики, а также по мере приближения к ее плоскости звездная плотность возрастает и в центре достигает звезд в 1 пк 3. Звездная плотность - число звезд, находящихся в 1 ед. объема (пк 3 ). В окрестностях Солнца плотность вещества составляет около 0,12 массы Солнца на 1 пк 3. Или на каждую звезду типа Солнца в среднем приходится чуть более 8 пк 3 ; среднее же расстояние между звездами 2 пк.

1 пк ,8 а.е. = 3, ·10 16 м = 30,8568 трлн км (петаметров) = 3,2616 светового года

Размер видимого диска Галактики составляет около 30 кпк. Самые молодые объекты образуют наиболее тонкий диск толщиной пк. Это плоская составляющая нашей Галактики. Старые объекты образуют более толстый диск толщиной в несколько сотен парсеков (звездный диск Галактики). Шаровые скопления гораздо слабее концентрируются к галактической плоскости. Их принято относить к гало, или сфероидальной (сферической) составляющей.

Рассеянные скопления Рассеянное звёздное скопление - группа звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике >1200. Звёзды слабо связаны друг с другом гравитационными силами. Возраст самых молодых скоплений оценивается в неск. миллионов лет, самых старых - в 5-10 млрд. лет. Обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования. Хим. состав достаточно однороден - металличность скоплений различается не более чем в 5 раз и в среднем близка к солнечной. Металличность уменьшается с увеличением расстояния от центра Галактики и от плоскости диска. Рассеянные звёздные скопления ключевые объекты для изучения звёздной эволюции.

Инфракрасное излучение показывает плотное скопление, рождающееся в сердце Туманности Ориона. Возраст звёздных скоплений можно оценить сравнением диаграммы Герцшпрунга-Рассела этих скоплений с теоретическими моделями.

М35 NGC 2158

Гиады Гиады с греч. «дождливые». Ярчайшие звёзды скопления образуют фигуру, похожую на букву «V» вместе с оранжевым Альдебараном. Сам Альдебаран в скопление не входит, а только проецируется на Гиады! Гиады располагаются в 150 световых годах от Земли и являются самым близким рассеянным звёздным скоплением. Диаметр Гиад составляет 75 световых лет, центральная группа звёзд скопления занимает сферу диаметром примерно 10 световых лет. Согласно диаграмме Г Р, его возраст составляет 625 ± 50 миллионов лет. Скопление получило своё название в честь Гиад из древнегреческой мифологии пятерых дочерей Атланта, сводных сестёр Плеяд.

Плеяды Расстояние приблизительно 118 пк; около 12 световых лет в диаметре; содержит около 1000 звёзд, принадлежность которых к нему установлена статистически надёжно. По оценкам, общее число звёзд скопления около Преобладают там горячие голубые звёзды. Общая масса оценивается в примерно 800 масс Солнца. Возраст скопления по разным оценкам колеблется от 75 до 150 млн. лет. Девять ярчайших звёзд скопления получили свои имена в честь семи сестёр Плеяд древнегреческой мифологии: Алциона, Целено, Майя, Меропа, Стеропа, Тайгета и Электра, а также их родителей Атласа и Плейоны.

По предварительным оценкам, в течение 250 миллионов лет Плеяды распадутся; влияние гравитации молекулярных облаков и спиральных рукавов галактики только ускорит этот процесс. Это отражательная туманность, отражающая голубой свет горячих молодых звёзд и открытая в 1859 году. Ранее считалось, что пыль, образующая туманность это остатки вещества, из которого образовались звёзды скопления. Однако за 100 миллионов лет это вещество было бы рассеяно давлением звёздного излучения. Видимо, Плеяды просто сейчас движутся по насыщенной космической пылью области пространства.

Ясли 577 световых лет от Земли. Возраст оценивается в 730 миллионов лет. Известно более 200 членов скопления, самые яркие звезды около шестой звёздной величины. Одним из ярчайших элементов является звезда ε Рака, также известная как 41 Рака. По многим параметрам Ясли похожи на Гиады. В 2012 году астрономы впервые зарегистрировали планеты у двух звезд данного скопления.

M46 (слева вверху) и M47 (справа внизу) разделены на небе расстоянием всего в 1 градус. M46 расположено в световых годах, а M47 всего в световых годах, оба в созвездии Кормы. Скопление M46, возрастом около 300 миллионов лет, насчитывает несколько сотен звёзд в области размером 30 световых лет. Скопление M47 около 80 миллионов лет от роду меньше размером, зато попросторнее: в нём примерно 50 звёзд делят площадь диаметром в 10 световых лет.

NGC 869 и NGC 884

Шаровые скопления Шаровое звёздное скопление звёздное скопление, отличающееся от рассеянного скопления бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Плотность в центральных областях звёзд на пк 3, количество звёзд Диаметры скоплений 2060 пк (от 50 до 300 световых лет). Впервые выделил шаровые скопления как особый класс объектов в начале XIX века У. Гершель. Шаровые скопления обращаются вокруг центра масс галактики по сильно вытянутым орбитам со скоростями 200 км/с и периодом обращения лет. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту. Это удивительно, но по моделям их возраст может превосходить космологический возраст Вселенной! Объяснить несоответствие возрастов можно пока неполным пониманием тонкостей эволюции звезд и Вселенной.

1665 год в созвездии Стрельца немецкий астроном А. Иль – первый объект. В начале прошлого столетия Х. Шепли установил, что между типичными шаровыми и рассеянными скоплениями есть важные различия в том, из каких звезд они состоят. Звездные скопления в нашей Галактике классифицируют как шаровые или рассеянные только на основании звездного состава, без учета внешнего вида. Звездные скопления в основном обозначаются их порядковыми номерами в каталоге Мессье (М) или Новом генеральном каталоге скоплений и туманностей (NGC). Харлоу Шепли Шарль Мессье Звезды в ШС находятся в 6 световых месяцах друг от друга, а в ядрах скоплений расстояние сокращается до 2 св. месяцев. Расстояния до ШС определяют по переменным (цефеидам), находящимся в скоплении.

Шаровые скопления не встречаются в звездных окрестностях Солнца. Лишь в Южном полушарии неба невооруженным глазом можно наблюдать два шаровых скопления (47 Тукана и w Центавра), едва видимых как слабые звездочки. w Центавра содержит около миллиона звезд в сферическом регионе диаметром примерно 160 световых лет на расстоянии меньше световых лет от Земли.

Образование шаровых скоплений преобладает в регионах со вспышками звёздообразования и во взаимодействующих галактиках. Есть связь между массой центральной чёрной дыры и размерами шаровых скоплений в эллиптических и линзовидных галактиках. Обнаружена планетная система около пульсара PSR B в шаровом скоплении М4, однако эти планеты, вероятно, образовались после события, приведшего к образованию пульсара. Некоторые шаровые скопления содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Эти скопления можно считать свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками.

Движение звезд Скопления при движении вокруг центра Галактики, подходящие к нему слишком близко, быстро разрушаются под действием приливных сил, возбуждаемых притяжением галактического ядра. Звездное скопление в принципе не может быть стационарным: звезды с большими скоростями вылетают из него и уже не возвращаются. И для этого есть три основное причины. кинетическая энергия: легкие движутся быстрее. не все звезды имеют одинаковую (среднюю) скорость, встречаются также менее быстрые и более быстрые звезды. взаимодействие трех и более звезд.

Близкийпролетдвух звезд Близкий пролет двух звезд

Если звезда немного уменьшит свою скорость, то она начинает падать к центру скопления. Можно говорить об испарении шаровых скоплений. Процесс испарения идет быстрее в компактных, но не очень массивных скоплениях. Через несколько десятков миллиардов лет не останется ни одного такого скопления. Компактность или рыхлость скопления обусловлена местом его рождения в Галактике. Теория: вдали от центра Галактики может сохраниться длительное время любое скопление, а в близи центра Галактики выживают только компактные и при этом массивные скопления. Наблюдения: таки да!

Динамическое трение

Таким образом, под действием двух эффектов: испарения звезд торможения за счет динамического трения скопления движутся по некоторым траекториям: легкие скопления испаряются, тяжелые – падают к центру Галактики.

А где газ??? В шаровых скоплениях немало красных гигантов, которые не могут не терять вещество из своих протяженных атмосфер. В большинстве случаев не удавалось обнаружить вовсе диффузного вещества. Если же оно было обнаружено, то его количество никогда не превосходило 0,02 массы Солнца. Наиболее правдоподобный механизм удаления этого вещества из скопления - его взаимодействие с диффузным веществом Галактики не только при прохождениях через галактическую плоскость, но и при движении скопления через гало Галактики.