Звёздные скопления.
Звёздные скопления всегда были особенной темой для обсуждений. Большинство из них давно изучено и классифицировано. Но споры о некоторых из них ведутся до сих пор. Потому что вселенная слишком богата на уникальные объекты. Будь то объект Хога или Квазар SDSS J1106+1939.
Так что же такое Звёздные скопления? Это группа звёзд, связанная между собой гравитацией. Такая звёздная система движется в гравитационном поле галактики, как единое целое. Так же звёздные скопления называют звёздными кластерами. И в таких кластерах можно наблюдать ещё и облака газа и пыли. Местами очень даже красиво. Классифицируют звёздные скопления, как шаровые и рассеянные, хотя с недавнего времени ввели и общий класс, объединяющий в себе оба признака. Во всех остальных случаях мы имеем слабосвязанные группы звёзд, именуемыми звёздными ассоциациями.
1. Шаровые скопления.
Примечательны тем, что обитают вблизи галактических центров и имеют невероятно высокую звёздную плотность. Для сравнения звёздная плотность в окрестности Солнца в несколько тысяч раз меньше, чем у среднестатистического шарового скопления. Звёзды в таких кластерах достаточно старые. Некоторые из них могут похвастаться одним возрастом с самой галактикой. Масса шаровых скоплений может доходить до 10 миллионов солнечных, а диаметр до 60 парсек (1 парсек = 3.08567758 10^16 метра).
Пусть история формирования таких кластеров ещё и не до конца ясна, я но очевидны несколько вещей:
а) Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, что даёт основание предположить, что сформировались они примерно в одно и то же время.
б) Тем не менее в некоторых случаях в скоплении находятся различные популяции звёзд.
в) Они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием.
г) Масса чёрной дыры в эллиптических и линзовидных галактиках галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики.
О чём это нам говорит? В первую очередь о том, что образование шаровых скоплений происходит наиболее благоприятно там, где идут активные процессы звёздообразования, либо происходит активное взаимодействие двух и более галактик. Сам процесс, скорее всего, будет более детально описан в наблюдениях грядущих лет.
Состав шаровых скоплений довольно однороден в средних значениях. Как правило – это старые звёзды с низкой металличностью. Многие из наблюдений показывают, что неоднородный состав некоторых шаровых скоплений является прямым свидетельством о том, что некогда они составляли ядро карликовых галактик, но были поглощены более крупными, такими как Млечный путь или Андромеда. Высокая плотность и масса таких скоплений создают крайне неблагоприятную среду за зарождения планет. Хотя, и здесь есть свои исключения.
Наблюдения за объектами такого типа с 17 века позволили выделять их в несколько классификаций. Наиболее известные из них – это классификация Шарля Мессье (в этом случае к номеру объекта приписывается буква M, например M55) и NGC – новый общий каталог Джона Дрейера (например NGC6397).
_______________________________
2. Рассеянные скопления.
Одно гигантское молекулярное облако способно образовать целую группу звёзд примерно одного возраста, именуемую рассеянным звёздным скоплением. Форма и размер скоплений данного типа могут постоянно меняться под действием различных внешних и внутренних гравитационных взаимодействий. Звёзды внутри такого кластера связаны друг с другом куда слабее, чем в шаровом. Именно поэтому не стоит удивляться даже одиночным звёздам, "выброшенным" из скопления.
Рассеянные скопления образуются из облаков газа и пыли, которые, в общем-то, спокойно себе парят в рукавах галактики, пока на них что-то не подействует. Это может быть вспышка Сверхновой звезды, летящее мимо такое же облако или какое-либо другое гравитационное взаимодействие. Но даже без всего этого облако газа может самопроизвольно "сдетонировать" под влиянием собственной гравитации и излучения, начав дробить некоторые свои части на отдельные участки по плотности. Обычно, какой-то из этих участков и становится звёздным скоплением, образуя до нескольких тысяч звёзд.
Интересно то, что новообразованные звёзды или некоторая их часть активно разгоняют оставшиеся облака газа звёздным ветром и давлением радиации. И всё это продолжается до первой вспышки Сверхновой звезды, которая окончательно разгонит газ и обозначит скопление. На всё это дело может уйти порядка 10 миллионов лет, что совсем не много по космическим меркам. Но по мере прохождения всех этих процессов скопление задействует лишь 30-40% газа, а потом сильно теряет массу. Более того, многие звёзды покидают скопление, отправляясь в свободное плавание по галактике.
Эти звёздные кластеры – это те самые кирпичики, из которых состоит и по сути рождается галактика. Их роль неоценима. Формирование из одного облака газа двух и более рассеянных скоплений – обычное дело. И доказательств тому масса. Hodge 301 и R136 образовались из газа туманности Тарантул, а NGC 869 и NGC 884 называют Двойным скоплением в Персее. Рассеянные скопления как правило классифицируют по размерам, светимости и числу звёзд. В нашей галактике их насчитывается больше 1000, но учёные уверены, что их куда больше.
Изображения в комментариях=)
Так что же такое Звёздные скопления? Это группа звёзд, связанная между собой гравитацией. Такая звёздная система движется в гравитационном поле галактики, как единое целое. Так же звёздные скопления называют звёздными кластерами. И в таких кластерах можно наблюдать ещё и облака газа и пыли. Местами очень даже красиво. Классифицируют звёздные скопления, как шаровые и рассеянные, хотя с недавнего времени ввели и общий класс, объединяющий в себе оба признака. Во всех остальных случаях мы имеем слабосвязанные группы звёзд, именуемыми звёздными ассоциациями.
1. Шаровые скопления.
Примечательны тем, что обитают вблизи галактических центров и имеют невероятно высокую звёздную плотность. Для сравнения звёздная плотность в окрестности Солнца в несколько тысяч раз меньше, чем у среднестатистического шарового скопления. Звёзды в таких кластерах достаточно старые. Некоторые из них могут похвастаться одним возрастом с самой галактикой. Масса шаровых скоплений может доходить до 10 миллионов солнечных, а диаметр до 60 парсек (1 парсек = 3.08567758 10^16 метра).
Пусть история формирования таких кластеров ещё и не до конца ясна, я но очевидны несколько вещей:
а) Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, что даёт основание предположить, что сформировались они примерно в одно и то же время.
б) Тем не менее в некоторых случаях в скоплении находятся различные популяции звёзд.
в) Они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием.
г) Масса чёрной дыры в эллиптических и линзовидных галактиках галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики.
О чём это нам говорит? В первую очередь о том, что образование шаровых скоплений происходит наиболее благоприятно там, где идут активные процессы звёздообразования, либо происходит активное взаимодействие двух и более галактик. Сам процесс, скорее всего, будет более детально описан в наблюдениях грядущих лет.
Состав шаровых скоплений довольно однороден в средних значениях. Как правило – это старые звёзды с низкой металличностью. Многие из наблюдений показывают, что неоднородный состав некоторых шаровых скоплений является прямым свидетельством о том, что некогда они составляли ядро карликовых галактик, но были поглощены более крупными, такими как Млечный путь или Андромеда. Высокая плотность и масса таких скоплений создают крайне неблагоприятную среду за зарождения планет. Хотя, и здесь есть свои исключения.
Наблюдения за объектами такого типа с 17 века позволили выделять их в несколько классификаций. Наиболее известные из них – это классификация Шарля Мессье (в этом случае к номеру объекта приписывается буква M, например M55) и NGC – новый общий каталог Джона Дрейера (например NGC6397).
_______________________________
2. Рассеянные скопления.
Одно гигантское молекулярное облако способно образовать целую группу звёзд примерно одного возраста, именуемую рассеянным звёздным скоплением. Форма и размер скоплений данного типа могут постоянно меняться под действием различных внешних и внутренних гравитационных взаимодействий. Звёзды внутри такого кластера связаны друг с другом куда слабее, чем в шаровом. Именно поэтому не стоит удивляться даже одиночным звёздам, "выброшенным" из скопления.
Рассеянные скопления образуются из облаков газа и пыли, которые, в общем-то, спокойно себе парят в рукавах галактики, пока на них что-то не подействует. Это может быть вспышка Сверхновой звезды, летящее мимо такое же облако или какое-либо другое гравитационное взаимодействие. Но даже без всего этого облако газа может самопроизвольно "сдетонировать" под влиянием собственной гравитации и излучения, начав дробить некоторые свои части на отдельные участки по плотности. Обычно, какой-то из этих участков и становится звёздным скоплением, образуя до нескольких тысяч звёзд.
Интересно то, что новообразованные звёзды или некоторая их часть активно разгоняют оставшиеся облака газа звёздным ветром и давлением радиации. И всё это продолжается до первой вспышки Сверхновой звезды, которая окончательно разгонит газ и обозначит скопление. На всё это дело может уйти порядка 10 миллионов лет, что совсем не много по космическим меркам. Но по мере прохождения всех этих процессов скопление задействует лишь 30-40% газа, а потом сильно теряет массу. Более того, многие звёзды покидают скопление, отправляясь в свободное плавание по галактике.
Эти звёздные кластеры – это те самые кирпичики, из которых состоит и по сути рождается галактика. Их роль неоценима. Формирование из одного облака газа двух и более рассеянных скоплений – обычное дело. И доказательств тому масса. Hodge 301 и R136 образовались из газа туманности Тарантул, а NGC 869 и NGC 884 называют Двойным скоплением в Персее. Рассеянные скопления как правило классифицируют по размерам, светимости и числу звёзд. В нашей галактике их насчитывается больше 1000, но учёные уверены, что их куда больше.
Изображения в комментариях=)
