ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ, группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и хи-мич. состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окружённое значительно менее плотной корональной областью. Диаметры 3. с. находятся в пределах от нескольких до 150 парсек, причём радиусы корональных областей в несколько (иногда в десяток) раз превышают радиусы ядер. Исторически сложилось деление 3. с. на рассеянные (иногда наз. открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные 3. с., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые - десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных 3. с.- Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых 3. с.- скопление МЗ в созвездии

Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.

Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактич. плоскости) и обладают небольшими скоростями относительно Солнца (в среднем 20 км/сек). Среди них можно выделить ассоциированные со спиральными ветвями скопления, возникшие сравнительно недавно (менее 100 млн. лет назад), и скопления промежуточного возраста, или скопления диска, не показывающие связи со спиральными ветвями и слабее концентрирующиеся к галактич. плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей

Галактики. Шаровые 3. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр к-рого совпадает с центром Галактики, сильно концентрируются к этому центру и характеризуются большими скоростями относительно Солнца (в среднем 170 км/сек).

Обычно они бедны металлами, однако объекты, наблюдаемые в околоцентр. областях Галактики, богаче металлами, чем те, к-рые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции 3. с. даёт изучение Герцшпрунга - Ресселла диаграмм или диаграмм "звёздная величина - показатель цвета". Диаграммы зависимости "звёздная величина - показатель цвета" звёзд типичных рассеянных и шаровых 3. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения совр. теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых 3. с. в 100-1000 раз старше звёзд рассеянных 3. с.

Кинематич. характеристики и пространственное распределение шаровых 3. с. нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из к-рого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы "звёздная величина - показатель цвета" звёзд шаровых 3. с. той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы совр. рассеянных 3. с. Подобные молодые шаровые 3. с. наблюдаются в соседних галактиках (напр., NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В совр. эпоху 3. с. в нашей Галактике возникают только вблизи галактич. плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.

Одновременно с изменением физич. характеристик членов 3. с. происходит их динамич. эволюция. Сближения между звёздами в ядрах 3. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате нек-рые члены 3. с. получают избыточную энергию и переходят в область короны или вообще покидают скопление. Ядро при этом, как правило, сжимается. Процесс диссипации ядра происходит особенно быстро у скоплений с небольшим количеством членов, т. е. рассеянных. Поэтому из старых скоплений в нашей Галактике сохранились лишь наиболее массивные из них, т. е. шаровые. Среди слабых членов молодых рассеянных скоплений обычно наблюдаются орионовы и вспышечные переменные звёзды. В нек-рых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются цефеиды. Наиболее близкие к Солнцу 3. с. (напр., Гиады), в собств. движениях членов к-рых наблюдаются явления перспективы (направления собств. движений при продолжении их на небесной сфере пересекаются в одной точке), наз. движущимися. Движущиеся 3. с. играют особую роль в проблеме определения звёздных расстояний, т. к. расстояния до них могут быть надёжно определены простым геометрич. методом. См. также Звёздные ассоциации, Звёздная астрономия. Лит.: Паренаго П. П., Курс звездной астрономии, 3 изд., М., 1954: Сойер -Xогг Э., Звездные скопления, в сб.: Строение звездных систем, М., 1962.

П. Н. Холопов.