Звёздные скопления

гравитационно-связанные крупные системы звёзд (I), содержащие от нескольких десятков до миллионов звёзд, имеющих общее происхождение. З.с. движутся в поле тяготения *Галактики*как единое целое.

З.с. принято делить на два типа: шаровые звёздные скопления, принадлежащие сферической составляющей Галактики (сейчас их известно свыше 150, всего же их в Галактике может быть несколько сот), и значительно более многочисленные (обнаружено более 1200, всего ок. 20 000) скопления галактического диска, к которым относятся рассеянные звёздные скопления, движущиеся скопления и ассоциации.

Шаровые скопления - массивные сферические или эллипсоидальные системы с числом звёзд порядка >100 000, они относятся к старому населению Галактики (населению II, см. Населения звёздные). Возраст шаровых скоплений велик, ок. 15 млрд. лет.

Рассеянные скопления - типичные представители плоской составляющей диска (населения I). Обычно они содержат 1000 - 10 000 звёзд, т.е. много меньше, чем шаровые скопления, и моложе их. Возраст рассеянных З.с. составляет менее половины возраста шаровых. Возраст самого старого из известных рассеянных З.с. - NGC 188 - равен 5·109 лет; самому молодому шаровому З.с. 12·109 лет. Таким образом, существует гигантский разрыв (5-10 млрд. лет) между возрастом шаровых и рассеянных З.с.

Движущиеся скопления - это близкие группировки звёзд, обладающие сравнительно большим собственным движением. По главным свойствам (составу звёзд и др.) движущиеся скопления не отличаются от рассеянных.

Понятие “ассоциация” ещё не вполне установилось. Советский астроном В.А.Амбарцумян считал, что ассоциации - это группировки звёзд определённых типов (OB-звёзд или звёзд типа Т Tau), в которых нет или мало звёзд других типов, и поэтому плотность их меньше необходимой для гравитационной устойчивости группировки. В области типичных ассоциаций плотность вещества (газопылевого и звёздного) выше средней в диске Галактики. Однако после ухода газа из ассоциаций под действием излучения O-звёзд плотность вещества может стать недостаточной для устойчивости O-ассоциаций в поле приливных сил Галактики. Что же касается Т-ассоциаций, то высокие плотности и малые дисперсии скоростей звёзд в Т-ассоциациях указывают на их устойчивость. Советский астроном П.Н.Холопов отнёс термин “ассоциация” к молодым З.с., погружённым в облака молекулярного водорода и пыли, находящимся на стадии формирования (см. Звездообразование). После окончания процесса формирования ассоциация, теряя газ и часть своих быстрых членов, превратится, скорее всего, в одно или несколько рассеянных З.с. З.с. доступны для изучения и в других, не слишком далёких галактиках. Так, в Магеллановых Облаках открыто ок. 2000 шаровых и рассеянных скоплений, в Андромеды туманности (М31) - ок. 350 шаровых скоплений и 400 рассеянных, а у гигантской эллиптической галактики М87 обнаружено ок. 4000 шаровых скоплений.

Необходимо отметить, что деление скоплений на шаровые и рассеянные в некоторой степени условно. Так, в Магеллановых Облаках наблюдаются скопления шаровые по внешним признакам (форме, числу звёзд), но имеющие звёздный состав и возраст, характерные для рассеянных скоплений.

Характеристики наиболее ярких рассеянных З.с.

В астрологической практике З.с. (как особый класс объектов со своим астрологическим значением) практически не используются. Ряд астрологов учитывает лишь некоторые З.с., обычно приписывая им то же астрологическое значение, что и туманностям.

См. Капулус, Плеяды, Гиады, Ясли, Акулей, Акумен, Фациес.

Литература:

1. Физика космоса.

2. Колчинский И. и др. Что можно увидеть на небе.

3. Глоба П. Неподвижные звёзды.

4. Ригор Дж. Астрологическое влияние неподвижных звёзд.

5. Эбертин Р., Хофман Г. Неподвижные звёзды и их интерпретация.

6. Астрономия: Энциклопедия для детей./ Гл. ред. М.Аксёнова.