Шаровые звёздные скопления
Шаровы́е звёздные скопле́ния, большие и плотные гравитационно связанные группы звёзд, имеющие сферически-симметричную форму и обладающие признаками внутренней химической эволюции.
Термин «шаровое скопление» ввёл В. Гершель в 1814 г. (Herschel. 1814), выделив эти объекты в отдельную группу на основании их формы и высокой концентрации звёзд, сильно увеличивающейся к центру. С древних времён шаровые звёздные скопления (ШЗС) идентифицировались как области высокой плотности распределения звёзд на небесной сфере: везде, где наблюдалась группа плотно расположенных звёзд, предполагалось, что они образуют связанную систему (рис. 1). Современные данные позволяют убедиться, что звёзды ШЗС действительно двигаются в Галактике совместно. Во-первых, у этих звёзд общее собственное движение (или тангенциальная скорость) и одинаковые лучевые скорости. Во-вторых, они достаточно близки друг к другу в пространстве, чтобы считаться физически связанными; тригонометрические параллаксы звёзд ШЗС, расположенных на расстояниях до 5–6 кпк от Солнца (для которых удаётся надёжно измерить параллаксы), указывают на то, что все они находятся на одинаковом расстоянии от Солнечной системы.
Рис. 1. Шаровое звёздное скопление М79 (NGC 1904), расположенное на расстоянии 41 тыс. световых лет от Земли. Оно содержит 150 тыс. звёзд, его возраст составляет 11,7 млрд лет. Вероятнее всего, это скопление попало в нашу Галактику из разрушенной карликовой галактики. Фото: космический телескоп «Хаббл».ШЗС обычно рассматриваются как класс звёздных агломератов, которые характеризуются компактностью, высокой светимостью (следовательно, высокой массой) и значительным возрастом. Компактность означает, что радиус, в котором заключена половина светимости ШЗС, имеет типичные значения от 3 до 5 пк, иногда достигая нескольких десятков парсеков. Средняя абсолютная звёздная величина ШЗС составляет около масса – более 105 масс Солнца. Возраст ШЗС в большинстве случаев превышает 10 млрд лет – это самые старые объекты Галактики. В отличие от более разреженных и более молодых рассеянных звёздных скоплений, сконцентрированных в основном в тонком диске Галактики, ШЗС расположены в её гало, толстом диске и балдже (но отсутствуют в тонком диске), концентрируются к центру Галактики и обращаются вокруг него по хаотическим незамкнутым орбитам (рис. 2).
В нашей Галактике открыто чуть более 170 ШЗС (это число постоянно уточняется, т. к. некоторые очень далёкие объекты нуждаются в дополнительных исследованиях для подтверждения их природы). Актуальная информация о физических параметрах исследованных ШЗС представлена в базе данных Fundamental parameters of Galactic globular clusters. В этой базе и других списках большинство ШЗС обозначены согласно их номеру в Новом общем каталоге туманностей и скоплений звёзд (New General Catalogue of nebulae and clusters of stars – NGC) Й. Дрейера; остальные названы, как правило, по имени первооткрывателя.
Будучи многочисленными в гало и толстом диске Галактики, ШЗС характеризуются низкой металличностью и состоят в основном из субкарликов; кроме того, они содержат субгиганты, красные гиганты, белые карлики, переменные звёзды типа RR Лиры. Есть свидетельства того, что пик формирования ШЗС приходился на эпоху, предшествовавшую периоду основного звездообразования в галактиках, и что они, возможно, сыграли важную роль в раннем формировании галактик. Шаровые скопления могли быть сформированы непосредственно в месте своего расположения или попасть в галактику извне – в результате столкновения галактик между собой или падения карликовой галактики на более крупную. Примерно 40 % ШЗС нашей Галактики попали в неё в результате таких событий, что следует из анализа кинематики и химической эволюции Галактики.
Рис. 2. Распределение шаровых звёздных скоплений в Галактике. По их движениям была оценена полная масса Галактики (чем массивнее галактика, тем быстрее звёздные скопления двигаются вокруг её центра под действием гравитации) – 1,5 трлн солнечных масс (из них 200 млрд масс Солнца заключено в звёздах, остальное – в тёмной материи).В ШЗС из-за высокой плотности происходят частые гравитационные взаимодействия между звёздами, что существенно меняет общий энергетический баланс системы. Это приводит к постепенному внутреннему изменению структуры ШЗС, а также изменению радиального распределения объектов различной массы. Наиболее массивные звёзды стремятся передать кинетическую энергию объектам с меньшей массой, обеспечивая равномерное распределение энергии, и постепенно опускаются к центру системы, вызывая сегрегацию звёзд по массе внутри скопления. Перераспределение энергии между звёздами вызывает также постепенную потерю скоплением звёзд, преимущественно малой массы (т. н. испарение звёзд на периферии ШЗС). Непрерывный перенос кинетической энергии от ядра ШЗС к периферии приводит к сильному сжатию ядра со значительным увеличением его плотности – т. н. коллапсу ядра. Считается, что сжатие прекращается с образованием устойчивых двойных систем, а фаза после коллапса ядра характеризуется несколькими эпизодами увеличения центральной плотности – за ними следуют стадии, во время которых ШЗС восстанавливает структуру с меньшей плотностью и более протяжённым ядром (т. н. гравитационно-термические колебания). В итоге внутренняя динамическая эволюция приводит к формированию компактных ШЗС с высокой плотностью, которая может способствовать образованию экзотических объектов, таких как голубые страгглеры, миллисекундные пульсары, маломассивные рентгеновские двойные системы, чёрные дыры промежуточной массы (102–104 масс Солнца).
В отличие от рассеянных звёздных скоплений ШЗС демонстрируют признаки химической неоднородности, а именно антикорреляции между содержанием различных лёгких химических элементов (т. е. элементов с атомной массой меньше, чем у железа) от звезды к звезде, основным и наиболее распространённым примером которых является антикорреляция Na–O (натрий – кислород). Эта химическая неоднородность, по-видимому, вызвана наличием нескольких поколений звёзд внутри скопления. По этой причине ШЗС занимают промежуточное положение между рассеянными скоплениями с единичным эпизодом звездообразования и карликовыми галактиками с длительным процессом звездообразования. Большинство наблюдаемых фактов, связанных с химической эволюцией в ШЗС, зависят в первую очередь от начальной массы этих скоплений, во вторую очередь от металличности (которая в основном определяет, какие именно процессы ядерного синтеза протекают внутри звёзд) и от условий внешней среды, окружающей скопления.
За пределами нашей Галактики также найдены ШЗС, но методы их исследования отличаются, а само деление скоплений на шаровые и рассеянные является условным и производится по другим критериям. Только звёздные скопления нашей и ближайших к ней галактик (Большого и Малого Магеллановых Облаков, карликовых эллиптических, Туманности Андромеды) при наблюдениях могут быть разрешены на отдельные звёзды, после чего для них может быть построена диаграмма Герцшпрунга – Рассела (пример диаграммы для скопления M3 приведён на рис. 3; построена Х. Баумгардтом и другими по данным наблюдений космического телескопа «Хаббл»).
Рис. 3. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела для шарового звёздного скопления M3 (NGC 5272), построенная по данным наблюдений космического телескопа «Хаббл». По вертикальной оси отложена видимая звёздная величина в фильтре F606W (интервал длин волн примерно 470–700 нм). По горизонтальной оси отложена разность звёздных величин в фильтрах F606W и F814W (700–960 нм). Нижняя часть диаграммы, идущая из нижнего правого угла влево и вверх, – главная последовательность. Верхняя ветвь, идущая вверх и вправо, – красные гиганты. На уровне примерно 16-й звёздной величины проходит горизонтальная ветвь, в её разрыве (т. н. пробеле Шварцшильда) располагаются переменные звёзды типа RR Лиры. С помощью этой диаграммы могут быть найдены физические параметры скоплений, а сами скопления классифицированы как рассеянные или шаровые. В остальных галактиках с помощью фотометрических данных определяются лишь интегральные светимости и показатели цвета звёздных скоплений, строится распределение звёзд вдоль радиуса скоплений, находится примерная масса и возраст скоплений. Скопления в далёких галактиках принято классифицировать по их форме. Сгущения звёзд правильной и почти правильной формы считаются гравитационно связанными скоплениями, по своему внешнему виду они похожи на ШЗС, их называют шаровыми звёздными скоплениями (или просто звёздными скоплениями). Сгущения с несколькими пиками на графике радиального распределения плотности считаются звёздными ассоциациями либо молодыми рассеянными скоплениями. Число наблюдаемых скоплений варьируется от нескольких десятков в карликовых сфероидальных галактиках до нескольких сотен тысяч в гигантских эллиптических.
В дисковых и эллиптических галактиках существуют синие и красные подсистемы ШЗС, которые соответствуют бедным и богатым металлами звёздным населениям; их соотношение зависит от внешних условий, в частности от массы родительской галактики. Они по-разному распределены в зависимости от расстояния до центра галактики: красные концентрируются в центральных областях, а синие находятся в основном в гало галактики. В целом распределение по цвету в системе ШЗС более массивной галактики является более широким, а его среднее значение смещено в сторону более красных цветов, чем в менее массивной галактике. Эту тенденцию часто интерпретируют как радиальный градиент металличности.
Исследования ШЗС помогают изучать структуру, кинематику, динамику и химическую эволюцию Галактики и её ближайших соседей, а также ранние стадии эволюции далёких галактик.