ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕ́НИЯ

Рис. 1. Шаровое звёздное скопление М5 (NGC 5904). Фото Национальных оптических обсерваторий США.

Рис. 2. Рассеянное звёздное скопление NGC 3293. Фото Европейской южной обсерватории.

ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕ́НИЯ, груп­пы звёзд, свя­зан­ных ме­ж­ду со­бой си­ла­ми вза­им­но­го гра­ви­та­ци­он­но­го при­тя­же­ния и имею­щих со­вме­ст­ное про­ис­хо­ж­де­ние, близ­кие воз­раст и хи­мич. со­став. Ко­ли­че­ст­во звёзд в од­ном ско­п­ле­нии мо­жет со­став­лять от 20–30 до не­сколь­ких мил­лио­нов. Обыч­но З. с. име­ют плот­ное цент­раль­ное сгу­ще­ние (яд­ро), ок­ру­жён­ное ме­нее плот­ной ко­ро­наль­ной об­ла­стью (ко­ро­ной). Диа­мет­ры З. с. на­хо­дят­ся в пре­де­лах от не­сколь­ких до 280 пк. В от­но­ше­нии З. с. на­шей Га­лак­ти­ки ис­то­ри­че­ски сло­жи­лось их де­ле­ние на рас­се­ян­ные и ша­ро­вые. Раз­ли­чие ме­ж­ду ни­ми в осн. оп­ре­де­ля­ет­ся мас­сой и воз­рас­том этих об­ра­зо­ва­ний. Рас­се­ян­ные З. с. от­но­си­тель­но мо­ло­ды и, как пра­ви­ло, со­дер­жат от де­сят­ков до ты­сяч звёзд, а зна­чи­тель­но бо­лее ста­рые ша­ро­вые З. с. – от де­сят­ков ты­сяч до не­сколь­ких мил­лио­нов звёзд. По­сколь­ку ша­ро­вые З. с. бо­га­ты звёз­да­ми, они вы­гля­дят бо­лее пра­виль­ны­ми, ша­ро­об­раз­ны­ми, то­гда как рас­се­ян­ные З. с. име­ют бо­лее клоч­ко­ва­тый вид (рис. 1 и 2). При­ме­ры рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний – Плея­ды и Гиа­ды; при­ме­ры ша­ро­вых ско­п­ле­ний – М3 в со­звез­дии Гон­чих Псов и М13 в со­звез­дии Гер­ку­ле­са.

Обо­зна­че­ния и на­име­но­ва­ния З. с. не име­ют оп­ре­де­лён­ной сис­те­мы. Не­ко­то­рые из З. с. бы­ли от­кры­ты ещё до изо­бре­те­ния те­ле­ско­па и по­это­му име­ют свои ис­то­рич. име­на, напр. Плея­ды и Гиа­ды, а так­же ту­ман­ное пят­ныш­ко в со­звез­дии Ра­ка, из­вест­ное как Яс­ли. В Яс­лях, уда­лён­ных от нас на 160 пк, са­мые яр­кие звёз­ды име­ют блеск ок. 6,5 звёзд­ной ве­ли­чи­ны: лишь чрез­вы­чай­но зор­кий глаз мо­жет их раз­ли­чить, и толь­ко на очень тём­ном не­бе; за­то в би­нокль это ско­п­ле­ние вид­но очень хо­ро­шо. Ещё неск. ско­п­ле­ний мож­но уви­деть не­воо­ру­жён­ным гла­зом как сла­бые «ту­ман­ные звёз­ды», но до­га­дать­ся об их ис­тин­ной при­ро­де до изо­бре­те­ния те­ле­ско­па бы­ло не­воз­мож­но. Есть и об­рат­ные при­ме­ры: в со­звез­дии Во­ло­сы Ве­ро­ни­ки из­дав­на из­вест­на рос­сыпь сла­бых звёзд, дав­шая ему на­зва­ние. Хо­тя эти звёз­ды хо­ро­шо вид­ны не­воо­ру­жён­ным гла­зом, тот факт, что звёзд­ная рос­сыпь в Во­ло­сах Ве­ро­ни­ки яв­ля­ет­ся не слу­чай­ной груп­пи­ров­кой на не­бе, а пред­став­ля­ет со­бой еди­ное ско­п­ле­ние, был до­ка­зан лишь в 1915.

Боль­шин­ст­во З. с. обо­зна­ча­ют но­ме­ра­ми по к.-л. ка­та­ло­гу; час­то од­но З. с. име­ет неск. обо­зна­че­ний. Напр., яр­кое ша­ро­вое ско­п­ле­ние в со­звез­дии Гер­ку­ле­са по ка­та­ло­гу Мес­сье обо­зна­ча­ет­ся как М13, а по Но­во­му об­ще­му ка­та­ло­гу ту­ман­но­стей и звёзд­ных ско­п­ле­ний (New General Catalogue of Nebulae and Clus­ters of Stars, NGC), опуб­ли­ко­ван­но­му Й. Дрей­е­ром в 1888, это ско­п­ле­ние обо­зна­ча­ет­ся как NGC 6205. Плея­ды име­ют свой но­мер в ка­та­ло­ге Мес­сье (М45), но их нет в ка­та­ло­ге NGC. Не­ко­то­рые З. с. сна­ча­ла бы­ли на­не­се­ны на кар­ты как звёз­ды и по­лу­чи­ли со­от­вет­ст­вую­щие обо­зна­че­ния, лишь позд­нее им бы­ли при­свое­ны но­ме­ра по ка­та­ло­гам не­звёзд­ных объ­ек­тов, напр. ша­ро­вые ско­п­ле­ния 47 Ту­ка­на (NGC 104) и оме­га Кен­тав­ра (ω Cen, NGC 5139).

Рас­се­ян­ные З. с. в на­шей Га­лак­ти­ке кон­цен­три­ру­ют­ся в плос­ко­сти сим­мет­рии Млеч­но­го Пу­ти (га­лак­тич. плос­ко­сти) и об­ла­да­ют не­боль­ши­ми ско­ро­стя­ми от­но­си­тель­но Солн­ца (в ср. 20 км/с). Сре­ди них мож­но вы­де­лить кон­цен­три­рую­щие­ся к спи­раль­ным вет­вям Га­лак­ти­ки З. с., воз­ник­шие срав­ни­тель­но не­дав­но (ме­нее 100 млн. лет на­зад), и З. с. про­ме­жу­точ­но­го воз­рас­та (ско­п­ле­ния дис­ка), не по­ка­зы­ваю­щие свя­зи со спи­раль­ны­ми вет­вя­ми и сла­бее кон­цен­три­рую­щие­ся к га­лак­тич. плос­ко­сти. По­ка об­на­ру­же­но и изу­че­но не­мно­гим бо­лее 1500 рас­се­ян­ных З. с., од­на­ко ещё мн. ты­ся­чи их на­вер­ня­ка скры­ва­ют­ся в уда­лён­ных об­лас­тях Га­лак­ти­ки, за­кры­тых от нас об­ла­ка­ми меж­звёзд­ной пы­ли. Все рас­се­ян­ные З. с. име­ют нор­маль­ное со­дер­жа­ние ме­тал­лов, при­су­щее звёз­дам пло­ской со­став­ляю­щей Га­лак­ти­ки.

Ша­ро­вые З. с. в Га­лак­ти­ке рас­пре­де­ле­ны в сфе­рои­даль­ном объ­ё­ме, центр ко­то­ро­го сов­па­да­ет с цен­тром Га­лак­ти­ки, силь­но кон­цен­три­ру­ют­ся к это­му цен­тру и ха­рак­те­ри­зу­ют­ся боль­ши­ми ско­ро­стя­ми от­но­си­тель­но Солн­ца (в ср. 170 км/с). К нач. 21 в. об­на­ру­же­но ок. 160 ша­ро­вых ско­п­ле­ний. Не­за­ме­чен­ны­ми мог­ли ос­тать­ся лишь те, ко­то­рые скры­ва­ют­ся за пы­ле­вы­ми об­ла­ка­ми га­лак­тич. дис­ка; но по­сколь­ку ша­ро­вые З. с. рас­пре­де­ле­ны по всей Га­лак­ти­ке, а не толь­ко в её дис­ке, та­ких не­об­на­ру­жен­ных ско­п­ле­ний долж­но быть не­мно­го. Рас­чё­ты по­ка­зы­ва­ют, что все­го в Га­лак­ти­ке не бо­лее 200 ша­ро­вых З. с. Обыч­но они бед­ны ме­тал­ла­ми, од­на­ко объ­ек­ты, на­блю­дае­мые в центр. об­лас­ти Га­лак­ти­ки, бо­га­че ме­тал­ла­ми, чем те, ко­то­рые на­блю­да­ют­ся на пе­ри­фе­рии на­шей звёзд­ной сис­те­мы.

Важ­ные све­де­ния об эво­лю­ции З. с. да­ёт изу­че­ние Герцш­прун­га – Рес­се­ла диа­грамм. Для ти­пич­ных рас­се­ян­ных и ша­ро­вых З. с. Га­лак­ти­ки эти диа­грам­мы су­ще­ст­вен­но раз­лич­ны. У рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний на ста­дии глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти на­хо­дят­ся зна­чи­тель­но бо­лее мас­сив­ные звёз­ды, чем у ша­ро­вых. В не­ко­то­рых рас­се­ян­ных З. с. встре­ча­ют­ся звёз­ды с мас­сой до 15–20 $M_☉$ ($M_☉$ – мас­са Солн­ца). Эти наи­бо­лее яр­кие звёз­ды рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний име­ют не­боль­шую про­дол­жи­тель­ность жизни, что ука­зы­ва­ет на мо­ло­дость са­мих ско­п­ле­ний.

В ша­ро­вых З. с. све­ти­мо­сти по­дав­ляю­щей час­ти звёзд ма­лы. Эти звёз­ды на­хо­дят­ся на ста­дии глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти, их мас­сы мень­ше 0,7–0,8 $M_☉$. Наи­бо­лее яр­кие звёз­ды в ша­ро­вых З. с. – срав­ни­тель­но не­мно­го­чис­лен­ные крас­ные ги­ган­ты, на­хо­дя­щие­ся на позд­них ста­ди­ях эво­лю­ции (по­сле ухо­да с глав­ной по­сле­до­ва­тель­но­сти на диа­грам­ме Герц­ш­прун­га – Рес­се­ла, ко­гда в яд­рах звёзд уже за­кон­чи­лись тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции с уча­сти­ем во­до­ро­да); их мас­сы ок. 0,8 $M_☉$. Ин­тер­пре­та­ция диа­грамм Герц­ш­прун­га – Рес­се­ла с точ­ки зре­ния тео­рии звёзд­ной эво­лю­ции по­зво­ля­ет за­клю­чить, что звёз­ды ша­ро­вых З. с. име­ют воз­раст 12–14 млрд. лет, т. е. они го­раз­до стар­ше звёзд рас­се­ян­ных ско­п­ле­ний.

Ки­не­ма­тич. ха­рак­те­ри­сти­ки и про­стран­ст­вен­ное рас­пре­де­ле­ние ша­ро­вых ско­п­ле­ний Га­лак­ти­ки от­ра­жа­ют осо­бен­но­сти рас­пре­де­ле­ния ве­ще­ст­ва, из ко­то­ро­го на ран­ней ста­дии су­ще­ст­во­ва­ния Га­лак­ти­ки воз­ник­ли эти об­ра­зо­ва­ния. В совр. эпо­ху в Га­лак­ти­ке З. с. воз­ни­ка­ют толь­ко вбли­зи га­лак­тич. плос­ко­сти, в рай­онах га­зо­во-пы­ле­вых спи­раль­ных вет­вей. При этом об­ра­зу­ют­ся срав­ни­тель­но ма­ло­мас­сив­ные З. с. В не­ко­то­рых со­сед­них га­лак­ти­ках на­блю­да­ют­ся и весь­ма мас­сив­ные мо­ло­дые З. с., по­доб­ные ша­ро­вым (напр., NGC 1866 в Боль­шом Ма­гел­ла­но­вом Об­ла­ке).

З. с. фор­ми­ру­ют­ся в не­драх ги­гант­ских об­ла­ков меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва из-за его гра­ви­та­ци­он­ной не­ус­той­чи­во­сти. Как пра­ви­ло, это про­ис­хо­дит в наи­бо­лее плот­ной и хо­лод­ной час­ти об­ла­ка – в его яд­ре. По­сле то­го, как в фор­ми­рую­щем­ся З. с. по­яв­ля­ют­ся мас­сив­ные звёз­ды, они ра­зо­гре­ва­ют ок­ру­жаю­щее об­ла­ко и раз­ру­ша­ют его. Вме­сте с ос­тат­ка­ми га­за мо­ло­дое З. с. по­ки­да­ют и наи­бо­лее бы­ст­ро дви­жу­щие­ся звёз­ды, об­ра­зуя звёзд­ную ас­со­циа­цию. Ос­таль­ные звёз­ды, со­хра­нив­шие гра­ви­тац. связь друг с дру­гом, об­ра­зу­ют срав­ни­тель­но дол­го­жи­ву­щее звёзд­ное ско­п­ле­ние.

Под дей­ст­ви­ем внеш­них и внутр. сил про­ис­хо­дит ди­на­мич. эво­лю­ция З. с. Сбли­же­ния ме­ж­ду звёз­да­ми в яд­рах ско­п­ле­ний при­во­дят к вза­им­но­му об­ме­ну энер­ги­ей их дви­же­ния. В ре­зуль­та­те не­ко­то­рые звёз­ды по­лу­ча­ют из­бы­точ­ную энер­гию и сра­зу по­ки­да­ют ско­п­ле­ние или пе­ре­хо­дят в об­ласть ко­ро­ны, от­ку­да позд­нее «ис­па­ря­ют­ся» под дей­ст­ви­ем гра­ви­тац. воз­му­ще­ний со сто­ро­ны Га­лак­ти­ки. Про­цесс раз­ру­ше­ния З. с. уси­ли­ва­ет­ся под влия­ни­ем гра­ви­тац. «толч­ков» со сто­ро­ны про­ле­таю­щих ми­мо них мас­сив­ных об­ла­ков меж­звёзд­но­го ве­ще­ст­ва. Осо­бен­но силь­ны гра­ви­тац. «толч­ки» со сто­ро­ны ги­гант­ских мо­ле­ку­ляр­ных об­ла­ков, мас­сы ко­то­рых дос­ти­га­ют 10⁶ $M_☉$. Бы­ст­рее все­го раз­ру­ша­ют­ся З. с. с не­боль­шим чис­лом чле­нов, т. е. рас­се­ян­ные. По­это­му из ста­рых З. с. в на­шей Га­лак­ти­ке со­хра­ни­лись лишь са­мые мас­сив­ные – ша­ро­вые.

Сре­ди не­яр­ких чле­нов мо­ло­дых рас­се­ян­ных З. с. обыч­но на­блю­да­ют­ся орио­но­вы и вспы­шеч­ные пе­ре­мен­ные звёз­ды. Сре­ди яр­ких звёзд в рас­се­ян­ных З. с. ино­гда встре­ча­ют­ся це­феи­ды. В не­ко­то­рых ша­ро­вых З. с. со­дер­жат­ся пе­ре­мен­ные звёз­ды ти­па RR Ли­ры и W Де­вы. В яд­рах двух де­сят­ков наи­бо­лее плот­ных ша­ро­вых З. с. об­на­ру­же­ны рент­ге­нов­ские ис­точ­ни­ки. Их свя­зы­ва­ют с тес­ны­ми двой­ны­ми сис­те­ма­ми, имею­щи­ми в ка­че­ст­ве од­но­го из ком­по­нен­тов ней­трон­ную звез­ду или чёр­ную ды­ру, ок­ру­жён­ную ак­кре­ци­он­ным дис­ком.

Наи­бо­лее близ­кие к Солн­цу З. с. (напр., Гиа­ды), в собств. дви­же­ни­ях чле­нов ко­то­рых на­блю­да­ют­ся яв­ле­ния пер­спек­ти­вы (на­прав­ле­ния собств. дви­же­ний при про­дол­же­нии их на не­бес­ной сфе­ре пе­ре­се­ка­ют­ся в од­ной точ­ке), на­зы­ва­ют­ся дви­жу­щи­ми­ся. Дви­жу­щие­ся З. с. иг­ра­ют осо­бую роль в проб­ле­ме оп­ре­де­ле­ния звёзд­ных рас­стоя­ний, т. к. рас­стоя­ния до них мо­гут быть на­дёж­но оп­ре­де­ле­ны про­стым гео­мет­рич. ме­то­дом.

См. так­же Звёзд­ная ас­тро­но­мия, Звёзд­ная динамика.

Лит.: Хо­ло­пов П. Н. Звезд­ные ско­п­ле­ния. М., 1981; Спит­цер Л. Ди­на­ми­че­ская эво­лю­ция ша­ро­вых ско­п­ле­ний. М., 1990.