Шаровые

Звездные скопления

Звездные системы

Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд то принято её называтьзвёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам, более 70 % звёзд в галактике кратные. Так, среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных, из которых 10 двойных (в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд — Сириус). В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов^[14].

Двойные звёзды

Двойная звезда, или двойная система — две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.

Но двойные звёзды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам.

Тесные двойные звёзды (ТДС)

Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): двойные системы, в которых происходит обмен веществом между звёздами. Расстояние между звёздами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд, поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и другие эффекты.

Звёздное скопление — группа звёзд, имеющих общее происхождение, положение в пространстве и направление движения. Члены таких групп связаны между собой взаимным тяготением. Большинство из известных скоплений находится в нашей Галактике.

Открытие звёздных скоплений принадлежит английскому астроному Уильяму Гершелю. Всего им было описано около 2 тыс. скоплений. До наблюдений Гершеля считалось, что звёзды однородно распределены по всей Вселенной. Так было и во времена Исаака Нютона. Но Гершель смог опровергнуть это мнение, доказав, что распределение звёзд в пространстве очень неравномерно. Многие из них собраны в тесные группы; Гершель дал таким группам название «звёздные кучи», а затем они были переименованы в «звёздные скопления». Несколько позже, в XIX веке, скопления были разделены учёными на два класса (а позднее к ним добавился ещё один).

Известно три класса звёздных скоплений: шаровые, рассеянные и ассоциации. Классы различаются между собой по внешнему виду, количеству звёзд и по расстояниям между компонентами скопления. Кроме того, существуют различия по химическому составу, возрасту, типам звёзд, входящих в группу, а также по расположению скоплений в Галактике.

Шаровое скопление — скопление звёзд, имеющее сферическую или слегка сплюснутую форму. Их диаметр колеблется от 20 до 100 парсек. Это одни из старейших объектов во Вселенной. Типичный возраст шаровых скоплений — более 10 млрд. лет. Поэтому в их состав входят маломассивные старые звёзды, большинство из которых находится на завершающих стадиях своей эволюции. Как следствие, здесь много нейтронных звёзд, цефеид и белых карликов; предполагается также наличие чёрных дыр. Нередко в скоплениях происходят вспышки новых звёзд.

Шаровые скопления отличаются высокой концентрацией звезд. К примеру, в кубическом парсеке в центре такого скопления находится от нескольких сот до десятков тысяч звёзд. Для сравнения: в окрестностях Солнца на объём более одного кубического парсека приходится только одна звезда.

Шаровые скопления возникли из гигантского догалактического облака, из которого впоследствии сфомировалась Галактика. В Млечном Пути насчитывают более 150 шаровых скоплений, большинство из которых концентрируются к центру галактики.