В каких звездных скоплениях больше звезд. Звездные скопления в картинках и фотографиях

ПО АСТРОНОМИИ

2013 – 2014 уч. г.

(муниципальный этап )
7-8 классы

1. 
   Шаровое звездное скопление , галактика , звездная ассоциация , созвездие , рассеянное звездное скопление . Вычеркните лишнее в этом списке и объясните свой ответ.

1. 
   Астронавты, находящиеся на Луне, наблюдают Землю. Какой будет казаться для них продолжительность суток на Земле?

1. 
   В нашей Галактике 3∙10 11 звезд. Если все эти звезды равномерно расположить по периметру Галактики, то, какое расстояние будет между двумя соседними звездами? Радиус нашей Галактики R = 50 000 световых лет.

1. 
   Взрыв Тунгусского метеорита наблюдался на горизонте в городе Киренске (на реке Лене) в 350 км от места взрыва. Определите, на какой высоте произошел взрыв. (Атмосферную рефракцию не учитывать).

1. 
   На какой высоте над поверхностью Земли сила тяжести будет в два раза меньше чем на её поверхности? Считать радиус Земли R = 6370 км.

1. 
   Космический телескоп способен зарегистрировать значительно менее яркие звезды, чем наземный телескоп такого же диаметра. Почему?

всеРоссийской ОЛИМПИАДЫ школьников

ПО АСТРОНОМИИ

2013 – 2014 уч. г.

(муниципальный этап )
9 класс

1. 
   Известно, что фотон (квант, т.е. частица света), возникший в центре Солнца, добирается до его поверхности через 30 миллионов лет после своего рождения. Оцените среднюю скорость перемещения фотона от центра Солнца до поверхности, если известно, что радиус Солнца примерно в 200 раз меньше расстояния от Солнца до Земли, а расстояние от поверхности Солнца до Земли фотон преодолевает за 500 секунд.

1. 
   Ракета вертикально удаляется от Земли с постоянным ускорением g=9,8 м/с 2 . Как меняется вес тел в ракете по мере её удаления от Земли?

1. 
   Среднее расстояние между центрами Земли и Луны равно 60 земным радиусам, а масса Земли в 81 раз больше массы Луны. На каком расстоянии от Луны на отрезке, соединяющем центры Земли и Луны расположена точка, в которой тело будет притягиваться ими с одинаковой силой?

1. 
   В нашей Галактике 3∙10 11 звезд. Если все эти звезды равномерно расположить по периметру Галактики, то какое расстояние будет между двумя соседними звездами? Радиус нашей Галактики R = 50 000 световых лет.

1. 
   Во время Второй Мировой войны английские радиолокационные службы противовоздушной обороны по утрам часто объявляли ложные тревоги. Что именно они принимали за немецкие самолеты и почему?

ЗАДАНИЯ

всеРоссийской ОЛИМПИАДЫ школьников

ПО АСТРОНОМИИ

2013 – 2014 уч. г.

(муниципальный этап )
10 класс

1. 
   Церера, Каллисто, Ида, Гаспра, Веста . Укажите лишнее в этом списке и обоснуйте свой выбор.

1. 
   Ракета массой М с работающим двигателем неподвижно «зависла» над Землей. Скорость вытекающих из ракеты газов равна u . Какова мощность двигателя N ?

1. 
   Один любитель астрономии утверждал, что однажды, наблюдая в полночь «парад планет» в телескоп с большим полем зрения, он видел все планеты Солнечной системы сразу. Возможно ли это? Ответ обоснуйте.

1. 
   Существует гипотеза, в соответствии с которой Луна образовалась из вещества, выброшенного из Земли в результате падения на нее метеорита, а на том месте, откуда была вырвана Луна, образовался Тихий океан. Подтвердите или опровергните эту гипотезу, имея в виду, что диаметр Луны примерно в четыре раза меньше диаметра Земли.

1. 
   Космическая станция (КС) вращается вокруг Земли на высоте 250 км. Может ли космонавт из этой КС напрямую связаться с московским центром управления полетами при помощи передатчика достаточной мощности на частоте 150 МГц в момент, когда станция пролетает над Парижем? От Москвы до Парижа 2500 км. Радиус Земли 6370 км.

ЗАДАНИЯ

всеРоссийской ОЛИМПИАДЫ школьников

ПО АСТРОНОМИИ

2013 – 2014 уч. г.

(муниципальный этап )
11 класс

1. 
   Весы, Кошачий глаз, Песочные часы, Розетка, Улитка . Укажите лишнее в этом списке и обоснуйте свой выбор.

1. 
   При наблюдениях на телескопе с фокусным расстоянием 2.5 м используется ПЗС-матрица размером 1024×1024 пикселов. Найдите размер одного пиксела, если на матрице получается изображение участка неба с угловыми размерами 20 ′ ×20 ′ .

1. 
   Три звезды с массами, равными массе Солнца, находятся в вершинах равностороннего треугольника со стороной 1 а.е. Какими должны быть скорости звезд, чтобы их взаимное расположение не изменялось со временем?

1. 
   Длина тени, отбрасываемой в полдень телеграфным столбом, установленным вертикально на косогоре, обращенном к югу, равна высоте этого столба. Определите высоту Солнца, если угол наклона косогора к горизонту равен α.

1. 
   Вычислите максимальное расстояние, с которого Солнце можно увидеть невооруженным глазом.

1. 
   Красная звезда по диаметру в 2 раза больше своей голубой соседки по двойной системе. Какая из звезд излучает больше энергии? Оцените, во сколько раз. Ответ поясните.

С самых древних времен человек обращал свой взор к небесам, где сияли недоступные, но манящие своей неповторимой красотой бесчисленные звездные скопления.

Рисунки звезд, которые видели древние жители Земли складывались в различные причудливые картины, которым присваивались звучные эпические имена. Туманность Андромеды, созвездие Кассиопеи, Большая Медведица и Гидра – это только малая часть названий, позволяющих судить о том, какие ассоциации вызывали сверкающие на темном полотне небосклона далекие удивительные светила. Считалось, что судьбы людей неразрывно связаны с взаиморасположением звезд, которые способны принести рожденному под ними как богатство, счастье и удачу, так и горечь, беды и разочарования.

Значение звездных скоплений для астрономии

Звездное скопление Мессье 7, снимок ESO

С развитием цивилизации мистико-поэтические представления о строении небесного свода существенно видоизменились и систематизировались, приобретя гораздо более рациональные очертания, но исторические звучные названия сохранились. Оказалось, что кажущиеся близкорасположенными звезды могут в реальности находиться далеко друг от друга и наоборот. Поэтому возникла необходимость создать звездную иерархию, соответствующую современным представлениям о мироздании. Так, в астрономической классификации появился термин «звездные скопления», объединяющий группу звезд, движущихся в своей галактике как одно целое.

Эти образования чрезвычайно интересны тем, что входящие в них светила, были образованы примерно одновременно и располагаются по космическим меркам на одном расстоянии от земного наблюдателя, что дает дополнительные возможности, позволяя сравнивать излучение от различных источников одного скопления без соответствующих поправок. Сигналы, поступающие от них, искажаются одинаково, что существенно облегчает работу астрофизиков, изучающих структуру и эволюцию звездных систем и Вселенной в целом, принципы формирования галактик, процессы звездообразования и их разрушения, а также многое другое.

Виды звездных скоплений

Хаббл о звездных скоплениях

Звездные скопления принято делить на две большие группы: шаровые и рассеянные. Но время от времени эту классификацию пытаются дополнить, так как далеко не все выявляемые космические образования строго подходят под ту или иную категорию.

Шаровые скопления

Шаровые скопления, а их в некоторых галактиках насчитывается более десяти тысяч, – это старые даже по вселенским меркам образования, имеющие возраст свыше 10 миллиардов лет. Являясь, скорее всего, ровесниками Вселенной они могут многое рассказать ученым, сумевшим прочитать излучаемую ими информацию.

Галерея шаровых скоплений

Эти скопления имеют форму, близкую к сфере или эллипсоиду, и состоят из десятков тысяч звезд различной размерности – от древних красных карликов до молодых голубых гигантов, зарождающихся в самом скоплении при столкновениях населяющих его звезд.

Рассеянные скопления

Рассеянные скопления гораздо моложе шаровых – возраст таких звездных конгломератов обычно оценивается в сотни миллионов лет. Обнаружить их можно только в галактиках спиральной или неправильной формы, которые склонны к продолжению процессов звездообразования, в отличие, например, от эллиптических.

Галерея рассеянных скоплений

Рассеянные скопления значительно беднее звездами, чем шаровые, зато при их наблюдении можно разглядеть каждое светило в отдельности, так как они расположены на значительном расстоянии друг от друга и не сливаются на общем небосводе.

Звездные ассоциации

По аналогии с политической и экономической сферами жизни небесные светила также способны создавать временные объединения, получившие в астрономии название «звездные ассоциации».

Эти образования считаются самыми молодыми во Вселенной и имеют возраст не более десятков миллионов лет. Гравитационные связи в них очень слабы и недостаточны для длительного поддержания устойчивости системы, а потому они должны неминуемо распасться за довольно короткое время.

Считается, что ассоциации не могли возникнуть путем гравитационного захвата пролетающих мимо звезд, а значит, последние родились вместе с ней и имеют примерно такой же возраст. По сравнению со скоплениями численность «ассоциированных членов» не велико и измеряется десятками, а расстояние между ними составляет до нескольких сотен световых лет. С научной точки зрения открытие подобных новообразований подтверждает теорию продолжения во Вселенной процессов зарождения новых звезд, причем не поодиночке, а целыми группами.

Новые открытия

До последнего времени считалось, что шаровые скопления – самые старые звездные образования, которые ввиду возраста должны были утратить динамику внутренних вращательных движений и их можно рассматривать как простые системы. Однако в 2014 году исследователи из Института внеземной физики общества Макса Планка, возглавляемые Максимилианом Фабрициусом, в результате длительных наблюдений за 11 шаровыми скоплениями Млечного Пути установили, что их центральная часть продолжает вращаться.

Большинство современных теорий дать объяснение этому факту не в состоянии, а это означает, что если информация подтвердится, то возможны изменения как в теоретических аспектах знаний, так и в прикладных математических моделях, описывающих движение шаровых ассоциаций.

Как рождаются звездные скопления? Чем они отличаются, как расположены в пространстве нашей Галактики и каким образом определяют их возраст? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук Алексей Расторгуев.

Астрономы с помощью инструмента MUSE на Очень Большом Телескопе в Чили обнаружили звезду в скоплении NGC 3201, которая ведёт себя очень странно. Складывается такое ощущение, что она вращается вокруг невидимой чёрной дыры, масса которой приблизительно в четыре раза больше массы Солнца. Если это действительно так, что учёные обнаружили первую неактивную чёрную дыру звёздной массы, причём в шаровом звёздном скоплении. К тому же, она будет первой, обнаруженной непосредственно по её гравитации. Это очень важное открытие, которое обязательно окажет влияние на наше понимание формирования таких звёздных скоплений, чёрных дыр и происхождения событий высвобождения гравитационных волн.

Шаровые звёздные скопления потому так и названы, что они являются огромными сферами, содержащими несколько десятков тысяч звёзд. Они расположены в большинстве галактик, являются одними из самых старых известных звёздных объединений во вселенной, а их появление относят к времени начала роста галактики-хозяина и её эволюции. На сегодняшний день известны более чем 150 звёздных скоплений, принадлежащих Млечному Пути.

Одна из таких групп носит название NGC 3201, она расположена в созвездии Парус южного неба Земли. В данном исследовании она была изучена с помощью современного инструмента MUSE, установленного на Очень Большом Телескопе (VLT) Европейской Южной Обсерватории в Чили. Международная команда астрономов выяснила, что одна из звёзд в скоплении ведёт себя очень странно – колеблется вперёд и назад на скоростях в несколько сотен тысяч километров в час с определённой периодичностью в 167 дней. Обнаруженная звезда является звездой главной последовательности, находящейся в конце своей основной фазы жизни. Это означает, что она исчерпала своё водородное топливо и теперь становится красным гигантом.

Представление художника о неактивной чёрной дыре в скоплении NGC 3201. Источник: ESO/L. Calçada/spaceengine.org

С помощью MUSE в настоящее время проводится обзор 25-ти шаровых звёздных скоплений Млечного Пути. Эта работа позволит астрономам получить спектры от 600 до 27000 звёзд в каждом скоплении. Исследование включает анализ радиальных скоростей отдельных звёзд – скорости, с которой они движутся от Земли или к ней, то есть по линии визирования наблюдателя. Благодаря анализу радиальных скоростей можно измерить орбиты звёзд, а также свойства любого крупного объекта, вокруг которого они могут вращаться.

“Эта звезда вращается вокруг чего-то, что абсолютно невидимо. У него есть масса, которая больше Солнца в четыре раза, и это может быть только чёрной дырой. Получается, что мы впервые нашли подобный объект в звёздном скоплении, причём непосредственно наблюдая её гравитационное воздействие”, – восхищается ведущий автор работы Бенджамин Гисерс из Гёттингенского университета имени Георга-Августа.

Взаимосвязь между чёрными дырами и звёздными скоплениями выглядит для учёных очень важной, но таинственной. Из-за их больших масс и возрастов, эти скопления, как полагают, образовали большое количество чёрных дыр звёздной массы – объекты, образовавшиеся в результате взрыва крупных звёзд и коллапсирующих под воздействием силы всего скопления.

В отсутствие непрерывного образования новых звёзд, именно так и происходит в шаровых звёздных скоплениях, чёрные дыры звёздных масс вскоре становятся самыми крупными существующими объектами. Обычно такие дыры в шаровых скоплениях приблизительно в четыре раза крупнее, чем окружающие их звёзды. Недавно разработанные теории позволили прийти к заключению, что чёрные дыры формируют плотное ядро в группе, которое становится как бы отдельной частью скопления. Движения в центре группы должно было изгнать большинство чёрных дыр. Это означает, что только некоторые подобные объекты могли бы выжить после миллиарда лет.

Шаровое звёздное скопление NGC 3201. Синим кружочком показано предполагаемое расположение неактивной чёрной дыры. Источник: ESA/NASA

Сами чёрные дыры звёздной массы или попросту коллапсары формируются, когда погибают крупные звёзды, разрушаясь под действием своей собственной гравитации, и взрываются как мощные гиперновые. Оставшаяся чёрная дыра содержит большую часть массы прежней звезды, которая в несколько раз больше массы Солнца, а их размер больше нашего светила в несколько десятков раз.

Инструмент MUSE предоставляет астрономам уникальную возможность измерить движение до тысячи далёких звёзд одновременно. С этим новым открытием команда была впервые в состоянии обнаружить неактивную чёрную дыру в центре шарового скопления. Она уникальна тем, что в настоящее время не поглощает материю и не окружена раскалённым диском газа и пыли. А массу дыры удалось оценить благодаря её огромному гравитационному влиянию на саму звезду.

Поскольку никакое излучение не в состоянии убежать от чёрной дыры, основным методом их обнаружения является наблюдение радио или рентгеновской эмиссии, исходящей от горячего материала вокруг них. Но когда чёрная дыра не взаимодействует с горячей материей и не накапливает массы, и не испускает излучения, в этом случае её считают неактивной или невидимой. Поэтому требуется использовать другие методы их обнаружения.

Астрономам удалось определить следующие параметры звезды: её масса составляет приблизительно 0.8 массы Солнца, а масса её таинственного коллеги лежит в пределах 4.36 массы Солнца, почти точно это чёрная дыра. Поскольку неяркий объект этой двойной системы не может наблюдаться непосредственно, есть альтернативный метод, правда, менее убедительный, объясняющий то, что это может быть. Возможно, учёные наблюдают тройную звёздную систему, составленную из двух плотно связанных нейтронных звёзд, вокруг которых вращается звезда, которую мы и наблюдаем. Этот сценарий требует, чтобы каждая плотно связанная звезда была как минимум в два раза массивнее Солнца, а такая двойная система ранее никогда не наблюдалась.

Недавние обнаружения радио и рентгеновских источников в шаровых звёздных скоплениях, а также нахождение в 2016 году сигналов гравитационных волн, созданных слиянием двух чёрных дыр звёздной массы, предполагают, что эти относительно небольшие чёрные дыры могут быть распространены шире в скоплениях, чем предполагалось ранее.

“До недавнего времени нами предполагалось, что почти все чёрные дыры должны исчезнуть из шаровых звёздных скоплений через короткое время, и что системы, подобные этой, даже не должны существовать! Но в реальности дело обстоит не так. Наше открытие – первое прямое наблюдение гравитационных эффектов чёрной дыры звёздной массы в шаровом скоплении. Это открытие поможет нам в понимании формирования таких групп, развития чёрных дыр и двойных звёздных систем – жизненно важных в контексте понимания источников гравитационных волн”.

Сферические / эллиптические: самые круглые - Е0, самые сплющенные Е7;
SО - промежуточные между спиральными и эллиптическими Галактиками;

спиральные: Sa - с короткими рукавами, толстыми спиралями, у Sc - ветви длинные, тонкие;

спиральные пересечённые", с перемычкой, из концов которой начинаются рукава (SВа, SВb, SВс);

неправильные Галактики (Irr).

Спиральная Галактика имеет форму диска с утолщением в центре - ядром. Из ядра исходят спиральные рукава, более или менее плотно прилегающих друг к другу. Ядро в основном состоит из старых звёзд, в то время как рукава состоят по большей части из молодых звёзд и газа, в основном - водорода. Все ветви - а их может быть одна, две или несколько - лежат в плоскости, совпадающей с плоскостью вращения Галактики. Поэтому Галактика имеет вид сплющенного диска. Спиральные Галактики окружены обширным тёмным, почти сферическим ореолом, который также состоит из старых звёзд.
Спиральные Галактики встречаются чаще других. К их числу относятся Галактика Млечного Пути, Галактика в Андромеде (М31), Галактика в Треугольнике (М33).

СОМБРЕРО

Галактика М104 в созвездии Девы.

Диаметр - около 110.000 световых лет.

Расстояние до Солнца – 40.000.000 световых лет.

ГОНЧИЕ ПСЫ

Ширина - около 60.000 световых лет.

Расстояние до Солнца – 35.000.000 световых лет.

Тип: гигантская спиральная галактика.

М 31 ТУМАННОСТЬ АНДРОМЕДЫ

Диаметр - около 150.000 световых лет. Расстояние до Солнца – 2.400.000 световых лет. Тип: гигантская спиральная галактика.

ГАЛАКТИКА МЛЕЧНОГО ПУТИ (ГМП)

17 млрд. лет назад началась образовываться наша ГАЛАКТИКА - МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ. Спиральная Галактика Млечного Пути - одна из множеств Галактик разной формы, существующих во Вселенной. См.

Магеллановы Облака - это карликовые Галактики. Наибольшие угловые их размеры на звёздном небе 8°для Большого Магелланова Облака (БМО) и 4° для Малого Магеланова Облака (ММО). Звёзды Магелановых Облаков сходны со звёздами спиральных рукавов нашей Галактики, которые для земного наблюдателя видятся как серебристое сияние Млечного Пути. В Магелановых Облаках много молодых и горячих ярких звёзд, очень много голубых сверхгигантов чрезвычайно высокой светимости.

БОЛЬШОЕ МАГЕЛАНОВО ОБЛАКО (БМО)

Галактика LMC в созвездии Золотой Рыбы.

Диаметр – 26.000 световых лет.

Расстояние до Солнца - 16. 000 световых лет.

На современных звёздных картах БМО попадает в созвездие Столовой Горы и Золотой Рыбы.

S Золотой Рыбы в БМО - ярчайшая из известных на сегодняшний день во Вселенной.

Тарантул - световая диффузная туманность БМО. Это самая крупная из известных туманностей в Местной группе Галактик. Внутри этой туманности с "неистовой скоростью" происходит процесс рождения новых звёзд. В центре туманности находится рассеянное скопление очень горячих голубых звёзд.

МАЛОЕ МАГЕЛАНОВО ОБЛАКО (ММО)

Галактика SMC в созвездии Тукана.

Диаметр - 16.000 световых лет.

Расстояние до Солнца – 212.000 световых лет.

Тип: галактика неправильной формы.

На современных звёздных картах ММО попадает в созвездие Тукана.

МЕТАГАЛАКТИКА

ЛОКАЛЬНАЯ ГРУППА - скопление, насчитывающее около 30 Галактик, среди которых Млечный Путь, Магелановы Облака и туманность Андромеды. Имеет неправильную форму, расстояние между наиболее удалёнными точками скопления оценивается в 6 млн. световых лет.

Ячеисто-сотовая структура Метагалактики

Исходя из выше сказанного, не трудно объяснить видимые в Метагалактике образования, напоминающие пчелиные соты с размерами ячеек в 100-300 миллионов световых лет. Характерной особенностью ячеисто-сотовой структуры состоит в том, что внутренняя полость ячеек (войды) выглядит практически пустой, а все галактики и их скопления собраны в кластеры или вдоль так называемых "стенок", оконтуривающих ячейки.

Образование додекаэдра с внутренними шестнадцатью полостями формируется после второго этапа квантования. Но квантование пространства на этом этапе не заканчивается. Оно продолжится в каждой из вновь созданной хронооболочке много раз, образуя все новые и новые миллиарды систем по фрактальному типу.

Войды

В додекаэдрической структуре первого порядка образуются более мелкие додекаэдрические структуры второго порядка и т. д. Возможно, что они дополняются икосаэдрическими структурами, т.к. оба многогранника (додекаэдр и икосаэдр) легко перестраиваются друг в друга. Икосаэдро-додекаэдрическая структура хронооболочек образует крупномасштабную ячеисто-сотовую структуру Метагалактики. Скопления и сверхскопления галактик образуются в икосаэдро-додекаэдрических структурах меньшего уровня.

Вселенная в момент инфляции представляет собой псевдопространство, заполненное невидимыми ячейками, наподобие пчелиных сот, где в качестве ячеек находились раздувающиеся пузыри хронооболочек. Причем каждая такая ячейка содержала внутри себя будущее скопление или сверхскопление галактик, исполненных внутренними невидимыми хрональными оболочками будущих галактик и звездных систем по матрешечному типу, образуя фракталы Вселенной. Каждая хронооболочка в свернутом состоянии представляет собой гравитационный веерный диполь в связанном состоянии. Как только к такому диполю начинает поступать энергия, он «раскрывается», преобразуясь в пространство и материю.

Предел дифференциации по горизонтали определяется критической плотностью образующегося вещества. Раскрывающиеся хронооболочки стремительно увеличивают свое пространство, но вещество начинает формироваться только тогда, когда выделенная энергия превысит некоторое предельное значение. Поэтому в самый начальный момент инициации диполя плотность вещества равна нулю. Когда плотность вещества достигает порядка примерно 10-20 г/см3, начинается следующий этап в дифференциации - вертикальный. Он характеризуется тем, что новая образующаяся подсистема относится не к нулевому, а к первому модулю ИСМ, что позволяет ей занимать одно и то же место в пространстве. Т.е. пространства нулевого и первого модуля становятся пересекающимися множествами.

Пределом дифференциации Метагалактики являются галактики, поскольку в их формировании явно выражена вертикальная дифференциация. Эволюционно развитые галактики представляют собой двух-системные образования. К ним относятся спиральные галактики, в которых помимо хронооболочки нулевого модуля – сферической подсистемы, существует хронооболочка первого модуля – дисковая подсистема галактики.

Таким образом, в качестве элементарной структурной единицы Метагалактики будем считать галактику. Точно так же в строении обычного вещества его пределом являются молекулы. Потому что на уровне молекул начинается новая ступень в организации материи. Благодаря одинаковости молекул, мы видим вещество однородным, с присущим только ему определенными физико-химическими свойствами. Так же и в Метагалактике. Вся она состоит их плотной упаковки хронооболочек галактик, которые играют ту же роль, что и молекулы в веществе. В этом смысле Метагалактика супероднородна, т.к. вся она состоит из одних и тех же структурных элементов – галактик, играющих роль «молекул» в «супервеществе» Вселенной.

Циклические этапы в Метагалактике

Если рассматривать Метагалактику с точки зрения циклических этапов, т.е. ее относительного возраста, то можно отметить, что мы видим ранний этап развития Метагалактики, т.е. видим ее молодой. О чем свидетельствует интенсивное скопление галактик вдоль ребер додекаэдра, образующих так называемые «стенки» скоплений и сверхскоплений. Но это несколько упрощенный взгляд, на самом деле ситуация несколько сложнее. Когда мы наблюдаем другие галактики, то мы смотрим не только в даль, но и в прошлое, что связано с конечностью скорости света. Поэтому такое представление связано с тем, что свет, дошедший до нас от этих космических объектов, отправился тогда, когда додекаэдр только формировался.

Объяснение этому факту можно найти в следующем. Можно предположить, что в момент инфляции хронооболочка Вселенной дробилась «бессчетное» количество раз. Одновременно образовались миллиарды и миллиарды хронооболочек галактик, заполнившие собой всю Вселенную. Хронооболочки галактик образовались одновременно, но их количество конечно. В первый момент все хронооболочки представляют собой гравитационные диполи в свернутом виде. Все одновременно развернуться они не могут, т.к. находятся в неравных условиях. Раньше всего себя проявят те галактики, к которым энергия поступает интенсивнее всего. А это происходит вдоль ребер додекаэдра. Также легче «зажигаются» звезды галактик на периферии системы, т.е. там, где нет такого сильного давления, как в центре.

Поэтому все видимое вещество наблюдается вдоль «стенок» или «сшивок» между собой хронооболочек. Еще раз поясню, это связано с тем, что, во-первых, в местах «сшивки» хронооболочек амплитуда выделяющейся энергии возрастает за счет суммирования двух потоков обеих хронооболочек, текущих в одном направлении, что помогает звездообразовательному процессу. Во-вторых, раздвигание пространства на краю хронооболочки происходит легче и проще, чем в ее середине. Поэтому галактики на периферии проявляются значительно раньше, чем внутри. Перемещение звездообразования происходит от периферии к центру хронооболочки. Чем старше возраст (цикл), тем кучнее скопления галактик в центре первичной хронооблочки.

В результате чего в Метагалактике мы наблюдаем кластеры и войды (пустоты). Это достаточно хорошо видно по распределению галактик и их скоплений, т.е. "светящегося вещества". Практически весь "свет" находится в филаментах. В местах пересечения этих волокон располагаются сверхскопления. А в войдах - пусто. Большие войды занимают около 50 процентов объема Метагалактики. Поэтому на данном этапе развития с войдами связаны центральные области сфер хронооболочек высших уровней, в которых подсистемы внутренних хронооболочек находятся пока в виде свернутых диполей.

По мере того, как время жизни этих «первых» галактик вдоль ребер додекаэдра будет заканчиваться, они будут стареть и умирать. Зато на смену им будут «приходить» (проявляться) новые галактики, которые находятся ближе к центру сфер додекаэдра. Звездообразование постепенно будет перемещаться от ребер додекаэдра к центру его граней и далее к центру сферы хронооболочки. Поэтому по мере взросления Метагалактики войды будут «заполняться» все новыми и новыми галактиками, в то время как вдоль ребер додекаэдров галактики будут умирать и гаснуть. Следовательно, на более позднем этапе мы бы увидели шаровые сверхскопления галактик, не на границе сферических оболочек или гранях додекаэдра, а внутри пространственных сфер, расположенных на приблизительно одинаковых расстояниях друг от друга.

Со стороны «взросление» будет выглядеть так, будто вещество ячеек «перемещается» от ребер додекаэдра к его центру, а точнее к центру хронооболочки, где оно начинает как бы «кучковаться». Но это видимое представление. На самом деле галактики никуда не двигаются. Энергия выделяется в центре хронооболочки и дальше распространяется к периферии, а звездообразование начинается от периферии и двигается к центру хронооболочки.

В отличие от самой Метагалактики более низкие ее структурные уровни, т.е. скопления и сверхскопления галактик, находятся в более зрелой стадии своего развития. Вследствие этого в хронооболочках сверхскоплений мы наблюдаем «кучкование» вещества в ее центре. Т.е. мы отмечаем, что галактики как бы «переместились» к центру хронооболочки, где и образовали эти скопления. Когда мы сумеем развернуть нашу двухмерную картину звездного неба в трехмерный вариант, то вполне возможно, что мы сумеем увидеть эту грандиозную структуру.

Плеяды, рассеянное скопление

По своей морфологии звёздные скопления исторически делятся на два типа - шаровые и рассеянные. В июне 2011 года стало известно об открытии нового класса скоплений, который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.

Группы гравитационно несвязанных звёзд или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением, называют звёздными ассоциациями.

11 июля 2007 года Ричард Эллис (Калифорнийский технологический институт) на 10-метровом телескопе Keck II обнаружил 6 звёздных скоплений, которые образовались 13,2 миллиардов лет тому назад. Таким образом, они возникли, когда было только 500 миллионов лет.

Шаровое звёздное скопление

Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпиона расположено в 28 000 световых годах от Солнца и содержит сотни тысяч звёзд.

Шаровое звёздное скопление (globular cluster ) - звёздное скопление, содержащее большое число звёзд, тесно связанное гравитацией и обращающееся вокруг галактического центра в качестве спутника. В отличие от рассеянных звёздных скоплений, которые располагаются в галактическом диске, шаровые находятся в гало; они значительно старше, содержат гораздо больше звёзд, обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют 100-1000 звёзд на кубический парсек, средние расстояния между соседними звёздами составляют 3-4,6 трлн км; для сравнения - в окрестностях пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк −3 , то есть звёздная плотность у нас в 700-7000 раз меньше. Количество звёзд в шаровых скоплениях ≈10 4 -10 6 . Диаметры шаровых скоплений составляют 20-60 пк, массы - 10 4 -10 6 солнечных.

Шаровые скопления - довольно распространённые объекты: на начало 2011 года в их открыто 157, ещё около 10-20 являются кандидатами в шаровые. В более крупных их может быть больше: так, например, в Туманности Андромеды их количество может достигать 500. В некоторых гигантских , особенно тех, которые находятся в центре , - таких как M 87, может быть до 13 000 шаровых скоплений. Такие скопления обращаются возле галактики по большим орбитам, радиусом порядка 40 кпк (примерно 131 000 св. лет) или больше.

Каждая галактика достаточной массы в окрестностях Млечного Пути связана с группой шаровых скоплений; выяснилось также, что они есть в почти каждой изученной крупной галактике. в Стрельце и карликовая галактика в Большом Псе, по всей видимости, находятся в стадии «передачи» своих шаровых скоплений (например, Паломар 12) Млечному Пути. Множество шаровых скоплений в прошлом могли быть приобретены нашей Галактикой именно таким образом.

Шаровые скопления содержат некоторые из самых ранних звёзд, появившихся в галактике, однако происхождение и роль этих объектов в галактической эволюции до сих пор не ясна. Почти точно установлено, что шаровые скопления существенно отличаются от карликовых эллиптических галактик, то есть они являются одним из продуктов звездообразования «родной» галактики, а не образовались из других присоединившихся галактик. Однако недавно учёными было выдвинуто предположение, что шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики могут оказаться не совсем чётко разграниченными и различными объектами.

История наблюдений

Шаровое скопление М 13 в созвездии Геркулеса. Содержит несколько тысяч звёзд.

Первое шаровое звёздное скопление M 22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Абрахамом Иле (Johann Abraham Ihle ) в 1665 году, однако из-за небольшой апертуры первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно. Выделить звёзды в шаровом скоплении впервые получилось у Шарля Мессье во время наблюдения M 4. Позднее аббат Никола Лакайль добавил в свой каталог от 1751-1752 гг скопления, позже известные как NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 и NGC 6397 (буква М перед числом относится к каталогу Шарля Мессье, а NGC - к Новому общему каталогу Джона Дрейера).

M 75 - это плотное шаровое скопление класса I.

Программу исследования с использованием бо́льших телескопов начал в 1782 году Уильям Гершель, это дало возможность различить звёзды во всех 33 известных к тому времени шаровых скоплениях. Кроме того, он обнаружил ещё 37 скоплений. В каталоге объектов глубокого космоса, составленных Гершелем в 1789 году, он впервые использовал название «шаровое скопление» (globular cluster ) для описания объектов подобного типа. Число найденных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 единиц к 1915 году, 93 - к 1930 году и 97 - к 1947 году. К 2011 году в Млечном Пути обнаружено 157 скоплений, ещё 18 являются кандидатами, а общее количество оценивается числом 180±20. Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за галактическими облаками газа и пыли.

Начиная с 1914 года серию исследований шаровых скоплений вёл американский астроном Харлоу Шепли; их результаты были опубликованы в 40 научных работах. Он изучал в скоплениях (которые, как он предполагал, были цефеидами) и использовал зависимость «период-светимость» для оценки расстояния. Позже было установлено, что светимость переменных типа RR Лиры меньше, чем у цефеид, и Шепли на самом деле переоценил расстояние до скоплений.

Абсолютное большинство шаровых скоплений Млечного Пути располагается в области неба, окружающей галактическое ядро; причём значительное количество находится в непосредственной близости от ядра. В 1918 году Шепли воспользовался таким значительным асимметричным распределением скоплений для определения размеров нашей Галактики. Предположив, что распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики примерно сферическое, он использовал их координаты для оценки положения Солнца относительно центра галактики. Несмотря на то, что его оценка расстояния имела значительную погрешность, она показывала, что размеры Галактики были намного больше, чем считалось ранее. Погрешность была связана с наличием пыли в Млечном Пути, которая частично поглощала свет от шарового скопления, делая его тускнее и тем самым дальше. Тем не менее оценка размеров Галактики, полученная Шепли, была того же порядка, какой принят сейчас.

Измерения Шепли также показали, что Солнце находится достаточно далеко от центра Галактики, вопреки существовавшим на тот момент представлениям, основанному на наблюдениях распределения обычных звёзд. В действительности, звёзды находятся в диске Галактики и поэтому нередко скрываются за газом и пылью, в то время как шаровые скопления находятся за пределами диска и их можно увидеть с гораздо большего расстояния.

Позднее в исследовании скоплений Шепли оказывали помощь Генриетта Своуп и Хелен Сойер (позднее - Хогг). В 1927-1929 гг. Шепли и Сойер начали классификацию скоплений по степени концентрации звёзд. Скопления с наибольшей концентрацией были выделены в класс I и далее ранжировались по мере уменьшения концентрации до класса XII (иногда классы обозначаются арабскими цифрами: 1-12). Данная классификация получила название классов концентрации по Шепли - Сойер.

Формирование

NGC 2808 состоит из трех различных поколений звезд.

К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено и всё ещё остается неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет. 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. Тем не менее, история звёздообразования варьируется от скопления к скоплению и в некоторых случаях в скоплении находятся различные популяции звёзд. Примером этого могут являться шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке, которые демонстрируют бимодальное население. В раннем возрасте эти скопления могли столкнуться с гигантским молекулярным облаком, которое вызвало новую волну формирования звёзд, однако этот период звёздообразования относительно короткий по сравнению с возрастом шаровых скоплений.

Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в регионах со вспышками звёздообразования и во взаимодействующих галактиках. Также исследования показывают существование корреляции между массой центральной и размерами шаровых скоплений в эллиптических и . Масса в таких галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики.

К настоящему моменту не известны шаровые скопления с активным звездообразованием и это согласуется с точкой зрения, что они, как правило, наиболее старые объекты в галактике и состоят из очень старых звёзд. Предшественниками шаровых скоплений могут являться очень большие области звёздообразования, известные как гигантские звёздные скопления (например, Вестерлунд-1 в Млечном Пути).

Состав

Звёзды скопления Djorgovski 1 содержат только водород и гелий и называются «низкометаллическими».

Шаровые скопления, как правило, состоят из сотен тысяч старых звёзд с низкой металличностью. Тип звёзд, находящихся в шаровых скоплениях аналогичен звёздам в балдже . В них отсутствуют газ и пыль, и предполагается, что они уже давно превратились в звёзды. Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд - в среднем около 0,4 звезды на кубический парсек, а в центре скопления 100 или даже 1000 звёзд на кубический парсек (для сравнения в окрестностях Солнца концентрация составляет 0,12 звёзд на кубический парсек). Считается, что шаровые скопления не являются благоприятным местом для существования планетных систем, поскольку орбиты в ядрах плотных скоплений динамически неустойчивы из-за возмущений, вызываемых прохождением соседних звёзд. Планета, вращающаяся на расстоянии 1 а. е. от звезды в ядре плотного скопления (к примеру, 47 Тукана), теоретически могла бы просуществовать только 100 млн лет.Тем не менее учёными обнаружена планетная система около PSR B1620-26 в шаровом скоплении М4, однако эти планеты, вероятно, образовались после события, приведшего к образованию пульсара.

Некоторые шаровые скопления, например, Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в галактике Андромеда, чрезвычайно массивны (несколько миллионов солнечных масс) и содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Эти оба скопления можно считать свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками. Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик.

Некоторые шаровые скопления (например, М15) имеют очень массивные ядра, которые могут содержать чёрные дыры, хотя моделирование показывает, что имеющиеся результаты наблюдений одинаково хорошо объясняются как наличием менее массивных чёрных дыр, так и концентрацией (либо массивных ).

Скопление M 53 удивило астрономов количеством звёзд, называемых голубые отставшие.

Шаровые скопления обычно состоят из звёзд населения II, обладающих низким содержанием тяжёлых элементов. Астрономы называют тяжёлые элементы металлами, а относительную концентрацию этих элементов в звезде металличностью. Эти элементы создаются в процессе звёздного нуклеосинтеза, а затем входят в состав нового поколения звёзд. Таким образом, доля металлов может указывать на возраст звезды, и старые звёзды обычно имеют более низкую металличность.

Голландский астроном Питер Оостерхоф заметил, что, вероятно, существует два населения шаровых скоплений, которые известны как «группы Оостерхофа». Обе группы имеют слабые спектральные линии металлических элементов, но линии в звёздах типа I (OoI) не так слабы, как в типе II (OoII) и вторая группа имеет несколько более длительный период у переменных типа RR Лиры.Таким образом, тип I звёзд называют «богатыми металлами», а тип II звёзд - «низкометаллические». Эти две группы населения наблюдается во многих галактиках, особенно в массивных эллиптических. Обе группы по возрасту почти такие же, как и сама Вселенная, но отличаются друг от друга металличностью. Для объяснения этого различия выдвигались различные гипотезы, в том числе слияние с богатыми газом галактиками, поглощение карликовых галактик, а также несколькими фазами формирования звёзд в одной галактике. В Млечном Пути низкометалличные скопления ассоциируются с гало, а богатые металлом - с балджем.

В Млечном Пути большинство низкометалличных скоплений выровнены вдоль плоскости во внешней части гало галактики. Это говорит о том, что тип II скоплений был захвачен из галактики-спутника и они не являются старейшими членами системы шаровых скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Разница между двумя типами скоплений в этом случае объясняется задержкой между моментом, когда две галактики сформировали их системы скоплений.

Экзотические компоненты

В шаровых скоплениях плотность звёзд очень высока и поэтому часто происходят близкие прохождения и столкновения. Следствием этого является бо́льшая распространённость в шаровых скоплениях некоторых экзотических классов звёзд (например, голубые отставшие звёзды, миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные звёзды). Голубые отставшие звёзды образуется при слиянии двух звёзд, возможно, в результате столкновения с двойной системой. Такая звезда горячее остальных звёзд скопления, имеющих ту же светимость, и тем самым отличается от звёзд главной последовательности, образовавшихся при рождении скопления.

С 1970-х гг. астрономы ищут в шаровых скоплениях чёрные дыры, но для решения этой задачи требуется высокое разрешение телескопа, поэтому только с появлением было сделано первое подтверждённое открытие. На основе наблюдений было сделано предположение о наличии чёрной дыры промежуточной массы (4 000 масс Солнца) в шаровом скоплении M 15 и чёрной дыры (~ 2·10 4 М ⊙) в скоплении Mayall II в галактике Андромеда. Рентгеновское и радиоизлучение из Mayall II соответствует чёрной дыре промежуточной массы. Они представляют особый интерес поскольку являются первыми чёрными дырами, имеющими промежуточную массу между обычными чёрными дырами звёздной массы и сверхмассивными чёрными дырами в ядрах галактик. Масса промежуточной чёрной дыры пропорциональна массе скопления, что дополняет ранее обнаруженное соотношение между массами сверхмассивных чёрных дыр и окружающих их галактик.

Утверждения о наличии чёрных дыр с промежуточной массой были встречены научным сообществом с некоторым скептицизмом. Дело в том, что наиболее плотные объекты в шаровых скоплениях, как предполагается, постепенно замедляют своё движение и оказываются в центре скопления в результате процесса, называемого «сегрегацией по массам». В шаровых скоплениях таковыми являются белые карлики и нейтронные звёзды. В исследованиях Хольгера Баумгардта и его коллег отмечено, что отношение массы к свету в M15 и Mayall II должно резко возрастать по направлению к центру скопления даже без наличия чёрной дыры.

Диаграмма Герцшпрунга - Рассела

Диаграмма «цвет - видимая звёздная величина» скопления M3. Около звёздной величины 19 находится характерное «колено», где звёзды начинают входить в стадию гиганта.

Диаграмма Герцшпрунга - Рассела (диаграмма Г-Р) - график, показывающий зависимость между абсолютной звёздной величиной и показателем цвета. Показатель цвета B-V представляет собой разность между яркостью звезды в синем свете, или B, и яркостью в видимом свете (жёлто-зелёном), или V. Большие значения показателя цвета B-V указывают на холодную красную звезду, а отрицательные значения соответствуют голубой звезде с горячей поверхностью. Когда звёзды, расположенные недалеко от Солнца, наносятся на диаграмму Г-Р, она показывает распределение звёзд различной массы, возраста и состава. Многие звёзды на диаграмме находятся сравнительно близко к наклонной кривой, проходящей из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы). Эти звёзды называют звёздами главной последовательности. Однако диаграмма также включает звёзды, находящиеся на более поздних стадиях звёздной эволюции и сошедшие с главной последовательности.

Поскольку все звезды шарового скопления находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас, их абсолютная звёздная величина отличаются от их видимой звёздной величины примерно на одно и то же значение. Звёзды главной последовательности в шаровом скоплении сопоставимы с аналогичными звёздами в окрестностях Солнца и будут выстраиваться вдоль линии главной последовательности. Точность этого предположения подтверждается сопоставимыми результатами, полученными путем сравнения звёздных величин ближайших короткопериодических переменных звёзд (таких как RR Лиры) и цефеид с теми же типами звёзд в скоплении.

Сопоставляя кривые на диаграмме Г-Р можно определить абсолютную величину звёзд главной последовательности в скоплении. Это, в свою очередь, даёт возможность оценить расстояние до скопления, основываясь на значении видимой звёздной величины. Разница между относительной и абсолютной величиной, модуль расстояния, даёт оценку расстояния.

Когда звёзды шарового скопления наносятся на диаграмму Г-Р, то во многих случаях почти все звёзды попадают на достаточно определённую кривую, что отличается от диаграммы Г-Р звёзд вблизи Солнца, которая объединяет в одно целое звёзды разного возраста и происхождения. Форма кривой для шаровых скоплений является характеристикой групп звёзд, образовавшихся примерно в одно и то же время из одних и тех же материалов и отличающихся только по своей первоначальной массе. Так как положение каждой звезды на диаграмме Г-Р зависит от возраста, то форма кривой для шарового скопления может использоваться для оценки общего возраста звёздного населения.

У самых массивных звёзд главной последовательности будет самая высокая абсолютная звёздная величина, и эти звёзды будут первыми, кто перейдёт в стадию гиганта. По мере старения скопления, звёзды с более низкими массами начнут переходить в стадию гиганта, поэтому возраст скопления с одним типом звёздного населения можно измерить путём поиска звёзд, которые только начинают переходить в стадию гиганта. Они формируют «колено» в диаграмме Г-Р с поворотом к правому верхнему углу по отношению к основной линии последовательности. Абсолютная звёздная величина в районе точки поворота зависит от возраста шарового скопления, поэтому шкалу возраста можно построить на оси, параллельной звёздной величине.

Кроме того, возраст шарового скопления можно определить по температуре наиболее холодных белых карликов. В результате вычислений установлено, что типовой возраст шаровых скоплений может доходить до 12,7 млрд лет. Этим они значительно отличаются от рассеянных звёздных скоплений, возраст которых составляет лишь несколько десятков миллионов лет.

Возраст шаровых скоплений накладывает ограничение на предельный возраст всей Вселенной. Этот нижний предел был значительным препятствием в космологии. В начале 1990-х годов астрономы столкнулись с оценкой возраста шаровых скоплений, которые были старше того, что предполагали космологические модели. Однако, детальные измерения космологических параметров посредством глубоких обзоров неба и наличия таких спутников, как COBE, решили эту проблему.

Исследования эволюции шаровых скоплений могут также использоваться для определения изменений, возникающих вследствие соединения газа и пыли, формирующих скопление. Данные, получаемые при исследовании шаровых скоплений, затем используются для изучения эволюции всего Млечного Пути.

В шаровых скоплениях наблюдаются некоторые звёзды, известные как голубые отставшие, которые, по-видимому, продолжают движение по главной последовательности в направлении более ярких голубых звёзд. Происхождение этих звёзд до сих пор неясно, но большинство моделей предполагает, что образование этих звёзд является результатом передачи масс между звёздами в двойных и тройных системах.

Шаровые звёздные скопления в галактике Млечный Путь

Шаровые скопления являются коллективными членами нашей галактики и входят в её сферическую подсистему: они обращаются вокруг центра масс галактики по сильно вытянутым орбитам со скоростями ≈200 км/с и периодом обращения 10 8 -10 9 лет. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту, что подтверждается их диаграммами Герцшпрунга - Рассела, содержащих характерный обрыв главной последовательности с голубой стороны, указывающий на превращение массивных звёзд - членов скопления в .

В отличие от рассеянных скоплений и звёздных ассоциаций, межзвёздная среда шаровых скоплений содержит мало газа: этот факт объясняется, с одной стороны низкой параболической скоростью, составляющей ≈10-30 км/с и, с другой стороны, их большим возрастом; дополнительным фактором, судя по всему, является и периодическое прохождение в ходе обращения вокруг центра нашей Галактики через её плоскость, в которой концентрируются газовые облака, что способствует «выметанию» собственного газа при таких прохождениях.

Шаровые звёздные скопления в других галактиках

Скопление в центральной области туманности Тарантул, скопление молодых и горячих звёзд

В других галактиках (например, в Магеллановых облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.

Большинство шаровых скоплений в БМО и ММО принадлежат к молодым звёздам, в отличии от шаровых скоплений нашей Галактики, и, в основном, погружены в межзвёздные газ и пыль. Например, туманность Тарантул окружают молодые шаровые скопления бело-голубых звёзд. В центре туманности находится молодое яркое скопление.

Шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды (М31):

Для наблюдения большинства шаровых скоплений М31, нужен телескоп диаметром от 10 дюймов, самые яркие можно видеть и в 5 дюймовый телескоп. Среднее увеличение - 150-180 крат, оптическая схема телескопа значения не имеет.

Скопление G1 (Mayall II) является самым ярким скоплением Местной группы, расстояние - 170 000 св. лет.

Рассеянное звёздное скопление

NGC 265, рассеянное звездное скопление в Малом Магеллановом Облаке.

Рассеянное звёздное скопление (open cluster ) представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики; отдельные звёзды также могут быть выброшены в результате сложных гравитационных взаимодействий внутри скопления. Типичный возраст скоплений - несколько сотен миллионов лет. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования.

Молодые рассеянные скопления могут находиться внутри молекулярного облака, из которого они были образованы, и «подсвечивать» его, в результате чего возникает область ионизированного водорода.Со временем давление излучения от скопления развеивает облако. Как правило, только около 10 % массы газового облака успевает образовать звёзды, прежде чем остальной газ будет развеян давлением света.

Рассеянные звёздные скопления - ключевые объекты для изучения звёздной эволюции. Благодаря тому, что члены скопления имеют одинаковый возраст и химический состав, эффекты от других характеристик легче определять для скоплений, чем для отдельных звёзд. Некоторые рассеянные скопления, такие как Плеяды, Гиады или Скопление Альфа Персея, видны невооружённым глазом. Некоторые другие, например, Двойное скопление в Персее, едва различимы без инструментов, а ещё больше скоплений можно увидеть только при помощи бинокля или телескопа, как, например, Скопление Дикая Утка (M 11).

Исторические наблюдения

Мозаика из 30 изображений рассеянных скоплений, открытых телескопом VISTA. От прямого наблюдения эти скопления закрыты пылью Млечного Пути.

Яркое рассеянное звёздное скопление Плеяды известно ещё со времён античности, а Гиады представляют собой часть созвездия Тельца, одного из самых древних созвездий. Другие скопления описаны ранними астрономами как нераздельные нечёткие участки света. Греческий астроном Клавдий Птолемей упоминал в своих записях Ясли, Двойное скопление в Персее и Скопление Птолемея; а персидский астроном Ас-Суфи описал скопление Омикрон Парусов. Тем не менее, лишь изобретение телескопа позволило различить в этих туманных объектах отдельные звёзды. Более того, в 1603 году Иоганн Байер присвоил этим образованиям такие обозначения, как если бы они являлись отдельными звёздами.

Первым человеком, который применил в 1609 году телескоп для наблюдения звёздного неба и записал результаты этих наблюдений, был итальянский астроном Галилео Галилей. При изучении некоторых туманных объектов, описанных Птолемеем, Галилей обнаружил, что они являются не отдельными звёздами, а группами из большого количества звёзд. Так, в Яслях он различил более 40 звёзд. В то время как его предшественники различали в Плеядах 6-7 звёзд, Галилей обнаружил почти 50. В своём трактате 1610 года «Sidereus Nuncius» он пишет: «…Галаксия является не чем иным, как собранием многочисленных звёзд, расположенных группами» . Вдохновлённый работой Галилея, сицилийский астроном Джованни Годиерна стал, возможно, первым астрономом, кто нашёл при помощи телескопа прежде неизвестные рассеянные скопления. В 1654 году он обнаружил объекты, называемые сейчас Мессье 41, Мессье 47, NGC 2362 и NGC 2451.

В 1767 году английский естествоиспытатель преподобный Джон Мичелл вычислил, что даже для одной такой группы, как Плеяды, вероятность того, что составляющие её звёзды случайно выстроились для земного наблюдателя на одной линии, равна 1 к 496 000; стало понятно, что звёзды в скоплениях связаны физически. В 1774-1781 годах французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, имеющих кометоподобный туманный вид. В этот каталог вошло 26 рассеянных скоплений. В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершель начал всестороннее исследование туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих образований можно разложить на группы отдельных звёзд. Гершель предположил, что изначально звёзды были разбросаны в пространстве, а затем в результате гравитационных сил образовали звёздные системы. Он распределил туманности на 8 категорий, и классы с VI по VIII отвёл для классификации скоплений звёзд.

Усилиями астрономов число известных скоплений стало увеличиваться. Сотни рассеянных скоплений были перечислены в Новом общем каталоге (NGC), впервые опубликованном в 1888 году датско-ирландским астрономом Дж. Л. Э. Дрейером, а также в двух дополнительных индекс-каталогах, увидевших свет в 1896 и 1905 годах.Телескопические наблюдения позволили выявить два разных типа скоплений. Первые состояли из тысяч звёзд, расположенных в соответствии с правильным сферическим распределением; они встречались по всему небу, но наиболее плотно - в направлении центра Млечного Пути. Звёздное население вторых было более разрежено, а форма более неправильная. Такие скопления обычно находились внутри или возле галактической плоскости. Астрономы окрестили первые шаровыми звёздными скоплениями , а вторые - рассеянными звёздными скоплениями . Из-за своего местонахождения рассеянные скопления порой называют галактическими скоплениями , этот термин был предложен в 1925 году швейцарско-американским астрономом Робертом Джулиусом Трюмплером.

Микрометрические измерения позиций звёзд в скоплениях были произведены сначала в 1877 году немецким астрономом Э. Шёнфельдом, а затем американским астрономом Э. Э. Барнардом в 1898-1921 годах. Эти попытки не выявили никаких признаков движения звёзд. Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен путём сравнения фотопластинок, снятых в разные моменты времени, смог измерить собственное движение звёзд для части скопления Плеяд. По мере того, как астрометрия делалась всё более точной, стало выясняться, что скопления звёзд разделяют одно и то же собственное движение в пространстве. Сравнивая фотопластинки Плеяд, полученные в 1918 году, с пластинками 1943 года, ван Маанен смог выделить звёзды, собственное движение которых было схоже со средним по скоплению, и таким образом, идентифицировать вероятных членов скопления. Спектроскопические наблюдения выявили общие радиальные скорости, показав этим, что скопления состоят из звёзд, связанных между собой в группу.

Первые диаграммы «цвет-светимость» для рассеянных скоплений были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году вместе со схемами Плеяд и Гиад. В последующие 20 лет он продолжал свою работу по изучению рассеянных скоплений. Из спектроскопических данных он смог определить верхний предел внутреннего движения для рассеянных скоплений и оценить, что суммарная масса этих объектов не превышает нескольких сотен масс Солнца. Он продемонстрировал связь между цветами звёзд и их светимостью, и в 1929 году отметил, что звёздное население Гиад и Яслей отличается от Плеяд. Впоследствии это было объяснено различием в возрасте этих трёх скоплений.

Образование

Инфракрасное излучение показывает плотное скопление, рождающееся в сердце Туманности Ориона.

Образование рассеянного скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака, холодного плотного облака газа и пыли массой во много тысяч раз больше массы Солнца. Такие облака имеют плотность от 10 2 до 10 6 молекул нейтрального водорода на см 3 , при том что звездообразование начинается в частях с плотностью большей 10 4 молекул/см 3 . Как правило, только 1-10 % объёма облака превышает такую плотность. До коллапса такие облака могут сохранять механическое равновесие благодаря магнитным полям, турбулентностям и вращению.

Существует много факторов, которые могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, что приведёт к коллапсу и началу процесса активного звездообразования, в результате которого может возникнуть рассеянное скопление. К таковым относятся: ударные волны от близких , столкновение с другими облаками, гравитационные взаимодействия. Но даже в отсутствие внешних факторов некоторые части облака могут достигнуть условий, когда они станут нестабильны и подвержены коллапсу. Коллапсирующий регион облака испытывает иерархическую фрагментацию на более мелкие участки (включая относительно плотные области, известные как инфракрасные тёмные облака), что в итоге приводит к рождению большого количества (до нескольких тысяч) звёзд. Такой процесс звездообразования начинается в оболочке из коллапсирующего облака, которая скрывает из вида, хотя и позволяет производить инфракрасные наблюдения. Считается, что в галактике Млечный Путь одно новое рассеянное скопление образуется раз в несколько тысяч лет.

«Столпы Творения» - область Туманности Орёл, где молекулярное облако развеивается звёздным ветром от молодых массивных звёзд.

Наиболее горячие и массивные из вновь сформированных звёзд (известных как OB-звёзды) интенсивно излучают в ультрафиолете, что постоянно ионизирует окружающий газ молекулярного облака и образует H II-область. Звёздный ветер и давление радиации от массивных звёзд начинают разгонять горячий ионизированный газ на скоростях, сопоставимых со скоростью звука в газе. Через несколько миллионов лет в скоплении происходит первая вспышка сверхновой (core-collapse supernovae ), которая также выталкивает газ из своих окрестностей. В большинстве случаев эти процессы разгоняют весь газ в течение 10 миллионов лет, и звездообразование прекращается. Но около половины из образовавшихся протозвёзд будут окружены околозвёздными дисками, многие из которых будут аккреционными дисками.

Так как лишь от 30 до 40 % газа из центра облака формирует звёзды, рассеивание газа сильно затрудняет процесс звездообразования. Следовательно, все скопления переживают на начальной стадии сильную потерю массы, причём довольно большая часть на этом этапе распадается совсем. С этой точки зрения, образование рассеянного скопления зависит от того, связаны ли гравитационно рождённые звёзды; если это не так, то вместо скопления возникнет несвязанная звёздная ассоциация. Если же скопление наподобие Плеяд всё-таки формируется, оно сможет удержать лишь 1/3 от исходного числа звёзд, а оставшаяся часть перестанет быть связанной, как только газ рассеется. Молодые звёзды, переставшие принадлежать родному скоплению, станут частью общего населения Млечного пути.

Вследствие того, что практически все звёзды образуются в скоплениях, последние считаются основными строительными кирпичиками галактик. Интенсивные процессы рассеяния газа, которые как образуют, так и уничтожают многие звёздые скопления при рождении, оставляют свой отпечаток на морфологической и кинематической структурах галактик. Большинство вновь образованных рассеянных скоплений обладают численностью от 100 звёзд и массой от 50 солнечных. Самые большие скопления могут иметь массу до 10 4 солнечных (масса скопления Westerlund 1 оценивается в 5×10 4 солнечных), что очень близко к массам шаровых скоплений. В то время как рассеянные и шаровые звёздные скопления представляют собой совершенно разные образования, внешний вид наиболее разреженных шаровых и самых богатых рассеянных скоплений может не так уж сильно отличаться. Некоторые астрономы считают, что в основе образования этих двух типов скоплений лежит один и то же механизм, с той разницей, что условий, необходимых для формирования очень богатых шаровых скоплений - численностью в сотни тысяч звёзд, - в нашей Галактике больше не существует.

Формирование более одного рассеянного скопления из одного молекулярного облака - типичное явление. Так, в Большом Магеллановом облаке скопления Hodge 301 и R136 образовались из газа туманности Тарантул; прослеживание траекторий движения Гиад и Яслей, двух заметных и близких скоплений Млечного пути, позволяет сделать вывод, что они также образовались из одного облака около 600 миллионов лет назад. Иногда скопления, рождённые в одно время, образуют двойное скопление. Ярким примером этого в нашей Галактике является Двойное скопление в Персее, состоящее из NGC 869 и NGC 884 (иногда ошибочно называемых «χ и h Персея» («хи и аш Персея» ), хотя h относится к соседней звезде, а χ - к обоим скоплениям), однако кроме него известно по крайней мере 10 подобных скоплений.Ещё больше таковых открыто в Малом и Большом Магеллановых облаках: эти объекты легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей Галактике, так как из-за проекционного эффекта далёкие друг от друга скопления могут выглядеть связанными друг с другом.

Морфология и классификация

Рассеянные скопления могут представлять как разреженные группы из нескольких звёзд, так и большие агломерации, включающие тысячи членов. Они, как правило, состоят из хорошо отличимой плотной сердцевины, окружённой более рассеянной «короной» из звёзд. Диаметр сердцевины обычно составляет 3-4 св. г., а короны - 40 св. л. Стандартная звёздная плотность в центре скопления составляет 1,5 звезды/св. г. 3 (для сравнения: в окрестностях Солнца это число равно ~0,003 зв./св. г. 3).

Рассеянные звёздные скопления часто классифицируются по схеме, разработанной Робертом Трюмплером в 1930 году. Наименование класса по этой схеме состоит из 3-х частей. Первая часть обозначается римской цифрой I-IV и означает концентрацию скопления и его отличимость от окружающего звёздного поля (от сильной до слабой). Вторая часть - это арабская цифра от 1 до 3, означающая разброс в яркости членов (от малого до большого разброса). Трятья часть - это буква p , m или r , обозначающая, соответственно, низкое, среднее или большое число звёзд в скоплении. Если скопление находится внутри туманности, то в конце добавляется буква n .

Например, по трюмплеровской схеме Плеяды классифицируются как I3rn (сильно концентрированное, богатое звёздами, присутствует туманность), а более близкие Гиады - как II3m (более разобщённое и с меньшей численностью).

Число и распределение

NGC 346, рассеянное скопление в Малом Магеллановом Облаке.

В нашей Галактике открыто более чем 1000 рассеянных скоплений, но общее их число может быть до 10 раз больше. В спиральных галактиках рассеянные скопления в основном располагаются вдоль спиральных рукавов, где плотность газа наиболее высока и, вследствие этого, наиболее активно протекают процессы звездообразования; подобные скопления обычно рассредотачиваются до того, как они успевают покинуть рукав. Рассеянные скопления имеют сильную тенденцию находиться возле галактической плоскости.

В неправильных галактиках рассеянные скопления могут находиться где угодно, хотя их концентрация выше там, где больше плотность газа. Рассеянные скопления не наблюдаются в эллиптических галактиках, так как процессы звездообразования в последних прекратились многие миллионы лет назад, а последние из образованных скоплений с тех пор уже давно рассеялись.

Распределение рассеянных скоплений в нашей Галактике зависит от возраста: более старые скопления находятся, преимущественно, на б́ольших расстояниях от галактического центра и на значительном удалении от галактической плоскости. Это объясняется тем, что приливные силы, способствующие разрушению скоплений, выше возле центра галактики; с другой стороны, гигантские молекулярные облака, также являющиеся причиной разрушения, сконцентрированы во внутренних областях диска галактики; поэтому скопления из внутренних областей разрушаются в более раннем возрасте, чем их «коллеги» из внешних областей.

Звёздный состав

Скопление звёзд возрастом в несколько миллионов лет (правый нижний угол) подсвечивает Туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке.

Из-за того, что рассеянные звёздные скопления обычно распадаются до того, как большинство их звёзд завершат свой жизненный цикл, большая часть излучения от скоплений - это свет от молодых горячих голубых звёзд. Такие звёзды обладают наибольшей массой и наименьшим временем жизни - порядка нескольких десятков миллионов лет. Более старые звёздные скопления содержат больше жёлтых звёзд.

Некоторые звёздные скопления содержат горячие голубые звёзды, которые кажутся гораздо более молодыми, чем остальная часть скопления. Эти голубые разбросанные звёзды также наблюдаются в шаровых скоплениях; считается, что в наиболее плотных ядрах шаровых скоплений они образуются при столкновении звёзд и образовании при этом более горячих и массивных звёзд. Однако звёздная плотность в рассеянных скоплениях гораздо ниже, чем в шаровых, и число наблюдаемых молодых звёзд подобными столкновениями объяснить нельзя. Считается, что большинство из них образуется, когда двойная звёздная система из-за динамических взаимодействий с другими членами сливается в одну звезду.

Как только в процессе ядерного синтеза мало- и среднемассивные звёзды израсходуют свой запас водорода, они сбрасывают свои внешние слои и образуют планетарную туманность с образованием белого карлика. Даже несмотря на то, что большинство рассеянных скоплений распадаются до того, как большая часть их членов достигают стадии белого карлика, число белых карликов в скоплениях, обычно, всё же намного меньше, чем можно ожидать, исходя из возраста скопления и оцениваемого начального распределения массы звёзд. Одно из возможных объяснений недостатка белых карликов состоит в том, что когда красный гигант сбрасывает свою оболочку и образует планетарную туманность, какая-нибудь небольшая асимметрия массы сбрасываемого вещества может сообщить звёзде скорость в несколько километров в секунду - достаточную, чтобы та покинула скопление.

Из-за большой звёздной плотности близкие прохождения звёзд в рассеянных скоплениях - не редкость. Для типичного скопления численностью 1000 звёзд и полумассовым радиусом 0,5 пк, в среднем каждая звезда будет сближаться с какой-то другой каждые 10 млн лет. Это время ещё меньше в более плотных скоплениях. Подобные прохождения могут сильно повлиять на расширенные околозвёздные диски вещества вокруг многих молодых звёзд. Приливные возмущения для больших дисков могут стать причиной образования массивных планет и , которые будут располагаться на расстояниях 100 а. е. или больше от главной звезды.

Судьба

NGC 604 в Галактике Треугольника - чрезвычайно массивное рассеянное скопление, окружённое областью ионизированного водорода.

Многие рассеянные скопления, по существу, нестабильны: из-за небольшой массы скорость убегания из системы меньше, чем средняя скорость составляющих её звёзд. Такие скопления очень быстро распадаются в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях выталкивание излучением от молодых звёзд газа, из которого образовалась вся система, снижает массу скопления настолько, что оно очень быстро распадается.

Скопления, которые после развеяния окружающей туманности обладают достаточной массой, чтобы быть гравитационно связанными, могут сохранять свою форму многие десятки миллионов лет, однако со временем внутренние и внешние процессы также приводят к их распаду. Близкое прохождение одной звёзды рядом с другой может увеличить скорость одной из звезд настолько, что она превысит скорость убегания из скопления. Подобные процессы приводят к постепенному «испарению» членов скопления.

В среднем каждые полмиллиада лет звёздные скопления испытавают влияние внешних факторов, например, прохождение рядом с каким-либо молекулярным облаком или сквозь него. Гравитационные приливные силы от столь близкого соседства, как правило, разрушают звёздное скопление. В итоге оно становится звёздным потоком : из-за больших расстояний между звёздами такая группа не может называться скоплением, хотя составляющие её звёзды связаны друг с другом и движутся в одинаковом направлении с одинаковыми скоростями. Период времени, через который скопление распадается, зависит от начальной звёздной плотности последнего: более тесные живут дольше. Оценочное время полураспада скопления (через которое половина исходных звёзд будет потеряна) варьируется от 150 до 800 млн лет, в зависимости от начальной плотности.

После того, как скопление перестанет быть связанным гравитацией, многие из составляющих его звёзд всё же сохранят свою скорость и направление движения в пространстве; возникнет так называемая звёздная ассоциация (или движущаяся группа звёзд ). Так, несколько ярких звёзд «ковша» Большой Медведицы - бывшие члены рассеянного скопления, которое превратилось в такую ассоциацию под названием «движущаяся группа звёзд Большой Медведицы». В конце концов, из-за небольших различий в своих скоростях они рассредоточатся по Галактике. Более крупные скопления становятся потоками, при условии, что будет установлена одинаковость их скоростей и возрастов; в противном случае звёзды будут считаться несвязанными.

Исследования звёздной эволюции

Диаграммы Герцшпрунга - Рассела для двух рассеянных скоплений. Скопление NGC 188 - более старое и показывает меньшее отклонение от главной последовательности, чем M 67.

В диаграмме Герцшпрунга - Рассела для рассеянного скопления большинство звёзд будут относиться к главной последовательности (ГП). В некоторый момент, называемый точкой поворота, наиболее массивные звёзды покидают ГП и становятся красными гигантами; «удалённость» таких звезд от ГП позволяет определить возраст скопления.

В силу того, что звёзды в скоплении находятся почти на одинаковом расстоянии от и образовались примерно в одно время из одного облака, все различия в видимой яркости звёзд скопления обусловлены разной их массой. Это делает рассеянные звёздные скопления очень полезными объектами для изучения звёздной эволюции, так как при сравнении звёзд многие переменные характеристики можно принять фиксированными для скопления.

Например, исследование содержания лития и бериллия в звёздах из рассеянных скоплений может серьёзно помочь в разгадке тайн эволюции звёзд и их внутренней структуры. Атомы водорода не могут образовать атомы гелия при температуре ниже 10 млн K, но литиевые и бериллиевые ядра разрушаются при температурах 2,5 млн и 3,5 млн К соответственно. Это означает, что их содержания напрямую зависят от того, как сильно перемешивается вещество в недрах звезды. При изучении их содержания в звёздах скопления такие переменные, как возраст и химический состав, являются зафиксированными.

Исследования показали, что содержание этих лёгких элементов гораздо ниже, чем предсказывают модели звёздной эволюции. Причины этого не совсем ясны; одно из объяснений состоит в том, что в недрах звезды происходят выбросы вещества из конвективной зоны в стабильную зону лучистого переноса (convection overshoot ).

Астрономическая шкала расстояний

«Дикая Утка» (M 11) - очень богатое скопление, расположенное в направлении центра Млечного Пути.

Определение расстояний до астрономических объектов - ключевой момент для их понимания, но подавляющее большинство таких объектов находятся слишком далеко, чтобы расстояния до них можно было измерить прямо. Градуировка астрономической шкалы расстояний зависит от последовательности непрямых и порой неопределённых измерений в отношении сначала ближайших объектов, расстояния до которых можно измерить непосредственно, а затем всё более и более удалённых. Рассеянные звёздные скопления - важнейшая ступенька на этой лестнице.

Расстояния до наиболее близких к нам скоплений можно измерить прямо одним из двух способов. Во-первых, для звёзд ближайших скоплений можно определить параллакс (небольшое смещение видимого положения объекта в течение года из-за движения Земли по орбите Солнца), как это обычно делается для отдельных звёзд. Плеяды, Гиады и некоторые другие скопления в окрестностях 500 св. лет достаточно близки, чтобы для них такой способ дал достоверные результаты, и данные со спутника “Гиппарх” позволили установить точные расстояния для ряда скоплений.

Другой прямой способ - так называемый метод движущегося скопления . Он основан на том, что звёзды в скоплении разделяют общие параметры движения в пространстве. Измерение собственных движений членов скопления и нанесение на карту их видимого перемещения по небу позволит установить, что они сходятся в одной точке. Радиальные скорости звёзд скопления могут быть определены по измерениям допплеровских смещений в их спектрах; когда все три параметра - радиальная скорость, собственное движение и угловое расстояние от скопления до его точки схода - известны, простые тригонометрические расчёты позволят вычислить расстояние до скопления. Самый известный случай применения этого метода касался Гиад и позволил определить расстояние до них в 46,3 парсека.

Как только расстояния до близлежащих скоплений установлены, другие методы могут продлить шкалу расстояний для более далёких скоплений. Сравнивая звёзды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Рассела для скопления, расстояние до которого известно, с соответствующими звёздами более далёкого скопления, можно определить расстояние до последнего. Ближайшее известное скопление - Гиады: хотя группа звёзд Большой Медведицы примерно вдвое ближе, но это всё же звёздная ассоциация, а не скопление, так как звёзды в ней гравитационно не связаны друг с другом. Наиболее удалённое из известных рассеянных скоплений в нашей Галактике - это Беркли 29, расстояние до него - примерно 15 000 парсек. Кроме этого, рассеянные скопления можно легко обнаружить во многих галактиках Местной группы.

Точное знание расстояний до рассеянных скоплений жизненно необходимо для градуировки зависимости «период - светимость», которая существует для переменных звёзд, таких как цефеиды и звёзд типа RR Лиры, что позволит пользоваться ими как «стандартными свечами». Эти мощные звёзды можно видеть на больших расстояниях и с помощью них продлевать шкалу дальше - до ближайших галактик Местной группы.

Звёздная ассоциация

Звёздные ассоциации - группировки гравитационно несвязанных звёзд или слабосвязанных молодых (возраст до нескольких десятков миллионов лет) звёзд, объединённых общим происхождением.

Звёздные ассоциации обнаружил В. А. Амбарцумян в 1948 году и предсказал их распад. В дальнейшем измерения А. Blaauw, W. Morgan, В. Е. Маркаряна, И. М. Копылова и др. подтвердили факт расширения звёздных ассоциаций.

В отличие от молодых рассеянных звёздных скоплений, звёздные ассоциации обладают бо́льшим размером (десятки парсек, у ядер рассеянных звёздных скоплений - единицы парсек) и меньшей плотностью: количество звёзд в ассоциации - от десятков до сотен (в рассеянных звёздных скоплениях - от сотен до тысяч). Происхождением звёздные ассоциации обязаны областям звёздообразования комплексов молекулярных облаков.

Различают следующие типы звёздных ассоциаций:

• OB-ассоциации, содержащие в основном массивные звёзды спектральных классов O и B
• Т-ассоциации, содержащие в основном маломассивные переменные
• R-ассоциации (от R - reflection), в которых звёзды спектральных классов O - A2 окружены отражательными газопылевыми туманностями.