Галактические рассеянные и шаровые звездные скопления

Шаровые звёздные скопления в других галактиках

Скопление в центральной области туманности Тарантул, скопление молодых и горячих звёзд

Карта шаровых звёздных скоплений галактики М31 с их названиями

В других галактиках (например, в Магеллановых облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.

Большинство шаровых скоплений в БМО и ММО принадлежат к молодым звёздам, в отличие от шаровых скоплений нашей Галактики, и, в основном, погружены в межзвёздные газ и пыль. Например, туманность Тарантул окружают молодые шаровые скопления бело-голубых звёзд. В центре туманности находится молодое яркое скопление.

Шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды (М31):

Таблица скоплений М31
Название G1 G76 G280 G78 G213 G272 G72 G119 G64 G219 G257 G172 G302 G244 G256 G279 G96
Звёздная величина 13,7 14 14 14,3 14,7 14,8 15 15 15,1 15,1 15,1 15,2 15,2 15,3 15,3 15,4 15,5

Для наблюдения большинства шаровых скоплений М31, нужен телескоп диаметром от 10 дюймов, самые яркие можно видеть и в 5 дюймовый телескоп. Среднее увеличение — 150—180 крат, оптическая схема телескопа значения не имеет.

Скопление G1 (Mayall II) является самым ярким скоплением Местной группы, расстояние — 170 000 св. лет.

Звёздные скопления и галактики созвездия Андромеды

В созвездии Андромеды много галактик, в том числе и самая яркая из всех наблюдаемых на небе – М 31, или знаменитая Туманность Андромеды. Остальные гораздо слабее и их труднее наблюдать, понадобится довольно мощный телескоп.

Туманность Андромеды, М 31

Еще в X веке арабский астроном Ас-Суфи писал о маленьком облачке, которое можно увидеть в тёмную ночь около звезды ν Андромеды. Европейцы заметили его только в XVII веке. Астроном Симон Мариус направил на это облако телескоп в 1612 году и записал, что яркость его возрастает к середине, а похожа эта туманность на огонь свечи, если смотреть на него через прозрачную роговую пластинку.

Затем эту туманность наблюдал Эдмонд Галлей, ученик Ньютона. Он решил, что такие туманные объекты – «свет, приходящий из неизмеримого пространства, находящегося в странах эфира и наполненного средою разлитой и самосветящейся». Астроном Дерхем и вовсе решил, что это просто тонкое место в небесной тверди, через которое проникает свет царства небесного.

Основные галактики-спутники галактики Андромеды.

Даже в XIX веке природа странной туманности Андромеды был непонятен. Учёные спорили, находится ли она в нашей Солнечной системе или дальше, состоит из газа или из звёзд. Лишь в 1924 году Эдвин Хаббл сделал снимки этой туманности на 2.5-метровом рефлекторе и разрешил её на отдельные звёзды. Тогда и стало понятно, что это огромная звёздная система с миллиардами звёзд, которая представляет собой огромную галактику.

После этого установление расстояния до М 31 стало делом техники и это породило внегалактическую астрономию. Так что роль этой туманности в науке о звёздах очень велика. Пожалуй, нет галактики, более удобной для изучения, и о которой сейчас накоплено множество информации. Астрономам сложно изучать нашу галактику изнутри, но они могут изучать практически такую же соседнюю галактику – М 31.

Спиральная галактика Андромеды огромна, в неё входит триллион звёзд, она в несколько раз больше нашего Млечного Пути. В центре её находится сверхмассивная чёрная дыра с массой в 140 миллионов солнечных.

На небе эта галактика имеет яркость 3.4 m и занимает площадь, в 7 раз больше полной Луны. Это незаметно, так как поверхностная яркость её невелика. Даже в телескоп она выглядит как туманное облако, более яркое в центральной части, а края не обнаруживаются, так как их яркость сильно размазывается по площади.

У галактики М 31 есть с десяток галактик – спутников. Самые яркие из которых – эллиптические М 110 и М 32. Первая отделена от М 31 и хорошо заметна, а вот М 32 скрыта за ней и как бы смешивается, поэтому найти её сложнее.

Галактика Андромеды сближается с нашей и через примерно 4.5 миллиарда лет они столкнутся. В результате гравитационного взаимодействия обе галактики сильно изменятся и сольются в одну. Звёзды изменят свои орбиты, имеющиеся планетные системы тоже пострадают, так как плотность звёзд в пространстве сильно увеличится. Некоторые звёзды изменят направление и будут выброшены, некоторые найдут себе компаньонов – событий произойдёт много, некоторые будут выглядеть как катаклизмы местного масштаба. Процесс этот будет не быстрым и займет миллионы лет, что в космических масштабах очень небольшой срок.

Галактика NGC 891 (С 23)

Галактика NGC 891 в созвездии Андромеда.

Это еще одна спиральная галактика, видимая с ребра. Она имеет яркость 10.1 m, поэтому найти её в любительский телескоп можно, а вот для изучения деталей нужна большая апертура и навыки астросъёмки.

Галактика NGC 7640

Галактика NGC 7640.

Еще одна спиральная галактика, имеющая яркость 10.9 m. Для наблюдений требуется большая апертура, которая есть далеко не у всех. Счастливчики же смогут увидеть довольно впечатляющую спираль, повёрнутую под большим углом.

Рассеянное скопление NGC 752 (С 28)

Рассеянное скопление NGC 752

Это старое скопление, возраст которого оценивается в миллиард лет. В нём есть несколько очень горячих звёзд спектрального класса A2.

На небе имеет яркость 5.7 m и содержит в себе примерно 60 звёзд яркостью от 9 до 12 m. Угловые размеры – 75’.

Рассеянное скопление NGC 956

Рассеянное скопление NGC 956.

Это скопление созвездия Андромеда гораздо скромнее – в нём всего около 30 звёзд яркостью от 10 до 14 m, поэтому потребуется телескоп с апертурой не менее 150-200 мм. В более скромный будет видно гораздо меньше. Общая яркость скопления – 9 m, а его угловые размеры около 8’.

Рассеянное скопление NGC 7686

Рассеянное скопление NGC 7686.

Это скопление гораздо ярче предыдущего – 5.6 m. Размер его тоже вдвое больше – 15’, поэтому его можно понаблюдать и с небольшим телескопом. Вот только найти его с первого раза удаётся редко.

Метод

Определять состав светил астрономы научились только в середине XIX века. Именно тогда в арсенале исследователей космоса появился спектральный анализ. Метод основан на свойстве атомов различных элементов излучать и поглощать свет на строго определенных резонансных частотах. Соответственно на спектре видны темные и светлые полосы, расположенные на местах, характерных для данного вещества.

Разные источники света можно отличить по рисунку из линий поглощения и излучения. Спектральный анализ успешно применяется для определения состава звезд. Его данные помогают исследователям понять очень многие процессы, происходящие внутри светил и недоступные непосредственному наблюдению.

Звездные ассоциации

В отличие от скоплений, ассоциации звезд не связаны общим гравитационным полем, иногда оно присутствует, но его силы слишком мала. Они появились в одно время и имеют небольшой возраст, достигающий десятка миллионов лет.

Звездные ассоциации превышают в размерах молодые рассеянные скопления. Они более разрежены в космическом пространстве, и включают до сотни звезд в своем составе. Примерно десяток из них – горячие гиганты.

Слабое гравитационное поле не позволяет звездам долго находиться в ассоциации. Для распада им нужно от нескольких сотен тысяч до миллиона лет – по астрономическим меркам это ничтожно мало. Поэтому звездные ассоциации называют временными образованиями.

Шаровые звёздные скопления в других галактиках[править | править код]

Скопление в центральной области туманности Тарантул, скопление молодых и горячих звёзд

Карта шаровых звёздных скоплений галактики М31 с их названиями

В других галактиках (например, в Магеллановых облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.

Большинство шаровых скоплений в БМО и ММО принадлежат к молодым звёздам, в отличие от шаровых скоплений нашей Галактики, и, в основном, погружены в межзвёздные газ и пыль. Например, туманность Тарантул окружают молодые шаровые скопления бело-голубых звёзд. В центре туманности находится молодое яркое скопление.

Шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды (М31):

Таблица скоплений М31
Название G1 G76 G280 G78 G213 G272 G72 G119 G64 G219 G257 G172 G302 G244 G256 G279 G96
Звёздная величина 13,7 14 14 14,3 14,7 14,8 15 15 15,1 15,1 15,1 15,2 15,2 15,3 15,3 15,4 15,5

Для наблюдения большинства шаровых скоплений М31, нужен телескоп диаметром от 10 дюймов, самые яркие можно видеть и в 5 дюймовый телескоп. Среднее увеличение — 150—180 крат, оптическая схема телескопа значения не имеет.

Скопление G1 (Mayall II) является самым ярким скоплением Местной группы, расстояние — 170 000 св. лет.

Скопление R136

Скопление R136 в туманности Тарантул — это гигантское скопление, состоящее из очень молодых и массивных звезд. Всего их насчитывается более 100 000 с общей массой 450 000 солнечных. Сейчас скопление похоже по форме на рассеянное, но в будущем, через миллиарды лет, силы тяготения, вероятно, превратят его в шаровое

R136 приковало к себе внимание астрономов в конце XX в. Предполагалось, что там находится огромная звезда с массой в 2000 раз больше массы Солнца

Теория строения звезд не допускает существования таких массивных светил. Впоследствии новые астрономические инструменты ведущих обсерваторий показали, что это не одна звезда, а очень плотный компонент скопления, содержащий несколько чрезвычайно ярких звезд с массой, превышающей 50 солнечных. Масса одной из них приближается к 300 солнечным, что тоже является вызовом теории.

Наблюдения галактики Андромеды с древности до наши дней

Ещё арабский астроном Ас-Суфи, живший в X в. н. э., описывает “маленькое небесное облачко”, легко различимое в темные ночи вблизи звезды n созвездия Андромеды.

В Европе на него обратили внимание только в начале XVII в. Современник Галилея и его соратник в первых телескопических наблюдениях неба астроном Симон Мариус в декабре 1612 г

впервые направил телескоп на эту странную небесную туманность. “Яркость ее, – пишет Мариус, – возрастает по мере приближения к середине. Она походит на зажженную свечу, если на нее смотреть сквозь прозрачную роговую пластинку“.

Несколько десятилетий спустя туманность Андромеды изучал Эдмунд Галлей, друг и ученик великого Ньютона. По его мнению, небольшие туманные пятна “не что иное, как свет, приходящий из неизмеримого пространства, находящегося в странах эфира и наполненного средою разлитой и самосветящейся”. Другие религиозно настроенные астрономы, как, например, Дерхем, уверяли, что в этом месте “небесная хрустальная твердь” несколько тоньше обычного и поэтому отсюда на грешную землю изливается “неизреченный свет” царствия небесного.

Галактика Андромеды, или Туманность Андромеды (M31). Яркое пятно в верхней части снимка – «спутник» Андромеды: M110, а яркая точка чуть ниже диска M31 – ещё один спутник: M32

Вопрос об истинной природе туманности Андромеды не был решен и в XIX в. Никто, конечно, уже не говорил о просвечивании “тверди небесной”, но зато шли оживленные споры о том, состоит ли туманность из светящихся газов или из звезд, находится ли она за пределами нашей звездной системы, или из этой туманности в космических окрестностях Солнца рождается новая планетарная система.

Как и всегда в подобных случаях, спор был решен лишь тогда, когда появились новые достаточно мощные средства исследования.

В 1924 г. Эдвин Хаббл, известный американский астроном, на фотоснимках, полученных с помощью 2,5-метрового рефлектора обсерватории Маунт Уилсон, впервые “разрешил” (то есть разделил) туманность Андромеды на отдельные звезды. Впервые глазам исследователя предстала величественная звездная система с миллиардами солнц, возможно, с миллионами обитаемых планет, короче говоря, соседняя галактика.

Разделение туманности Андромеды на отдельные звезды решило вопрос и об удаленности от Земли. Что нельзя было сделать для туманности в целом, то оказалось сравнительно легким делом для отдельных составляющих ее звезд. Используя физические свойства некоторых из них, удалось уверенно показать, что туманность Андромеды находится не внутри нашей Галактики, а далеко за ее пределами, на расстоянии (по современным данным) 520 кпк, т.е. примерно 2,5 миллиона световых лет. Так было положено начало внегалактической астрономии – одной из наиболее бурно развивающихся ныне отраслей науки о небе.

Галактика NGC 1637

На снимке спиральная галактика украшена яркой сверхновой. Эта звезда на какое-то время затмила блеск всех остальных звезд данной галактики.

Звезды, которые заканчивают свою жизнь ярким образом, всегда имеют большую массу — более 8 масс Солнца. Их ядра коллапсируют, то есть схлопываются, в результате чего происходит колоссальный взрыв.

В среднем сверхновые вспыхивают в галактиках раз в 100 лет, хотя бывают и исключения. Например, в нашей Галактике две последние сверхновые вспыхнули с промежутком в 32 года — в 1572 и 1604 гг. Их наблюдали великие астрономы Тихо Браге и Иоганн Кеплер. С тех пор мы не видели ни одной. В 2007 г. в галактике MCG +05-43-16 в созвездии Геркулеса были зафиксированы две вспышки сверхновых с интервалом всего в 16 дней.

Формирование

NGC 2808 состоит из трёх различных поколений звёзд

К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено, и всё ещё остаётся неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, что даёт основание предположить, что сформировались они примерно в одно и то же время. Тем не менее, история звёздообразования варьируется от скопления к скоплению, и в некоторых случаях в скоплении находятся различные популяции звёзд. Примером этого могут являться шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке, которые демонстрируют бимодальное население. В раннем возрасте эти скопления могли столкнуться с гигантским молекулярным облаком, которое вызвало новую волну формирования звёзд, однако этот период звёздообразования относительно короткий по сравнению с возрастом шаровых скоплений.

Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в регионах со вспышками звёздообразования и во взаимодействующих галактиках. Также исследования показывают существование корреляции между массой центральной сверхмассивной чёрной дыры и размерами шаровых скоплений в эллиптических и линзовидных галактиках. Масса чёрной дыры в таких галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики.

К настоящему моменту неизвестны шаровые скопления с активным звездообразованием, и это согласуется с точкой зрения, что они, как правило, являются наиболее старыми объектами в галактике и состоят из очень старых звёзд. Предшественниками шаровых скоплений могут являться очень большие области звёздообразования, известные как гигантские звёздные скопления (например, Westerlund 1 в Млечном Пути).

Шаровое скопление — что же это такое?

Типичное шаровое скопление — это, как правило, чрезвычайно старое образование. Обычно им около 13 – 15 миллиардов лет. Поэтому они содержат самые старые звезды в нашей галактике. Процесс звездообразования здесь уже давно прекратился. Когда мы говорим об очень старых звездах, речь идет в основном о красных и желтых карликах. Масса которых ниже, чем масса нашего Солнца. И живут они, следовательно, гораздо дольше. Звезды с более короткими жизненными циклами, которые когда-то содержало любое шаровое скопление, просто давно уже сгорели.

На сегодняшний день, по разным оценкам, в нашей Галактике имеется от 150 до 158 шаровых скоплений. И в основном они расположены вблизи центра Млечного пути. Типичное шаровое скопление имеет практически сферическую форму. Диаметр такого объекта составляет около ста световых лет. Шаровые скопления могут содержать от десятков тысяч до десятков миллионов звезд.

M 5 (созвездие Змеи)

М 5 (еще обозначается как Messier 5 и NGC 5904, русскоязычный вариант — Мессье 5) – наиболее массивное шаровое звездное скопление в окрестностях нашей галактики, имеющее массу в 2 миллиона масс Солнца при занимаемом объеме с диамтром в 160 световых лет. В то же время М 5 и наиболее «древнее» скопление в нашей Галактике с возрастом в 13 миллиардов лет. Данный кластер был открыт в 1702 году Готтфридом Кирхом. Его можно прекрасно разглядеть в простенький телескоп или бинокль в направлении созвездия Змеи, визуально оно походит на правильный шар с равномерным распространением яркости от центра к его границам. Удалено скопление М 5 от Земли на 24 500 световых лет.

Значение звездных скоплений для астрономии

Звездное скопление Мессье 7, снимок ESO

С развитием цивилизации мистико-поэтические представления о строении небесного свода существенно видоизменились и систематизировались, приобретя гораздо более рациональные очертания, но исторические звучные названия сохранились. Оказалось, что кажущиеся близкорасположенными звезды могут в реальности находиться далеко друг от друга и наоборот. Поэтому возникла необходимость создать звездную иерархию, соответствующую современным представлениям о мироздании. Так, в астрономической классификации появился термин «звездные скопления», объединяющий группу звезд, движущихся в своей галактике как одно целое.

https://vk.com/video_ext.php

Эти образования чрезвычайно интересны тем, что входящие в них светила, были образованы примерно одновременно и располагаются по космическим меркам на одном расстоянии от земного наблюдателя, что дает дополнительные возможности, позволяя сравнивать излучение от различных источников одного скопления без соответствующих поправок. Сигналы, поступающие от них, искажаются одинаково, что существенно облегчает работу астрофизиков, изучающих структуру и эволюцию звездных систем и Вселенной в целом, принципы формирования галактик, процессы звездообразования и их разрушения, а также многое другое.

Желтые звезды – звезды желтого цвета

Желтыми карликами принято называть небольшие звезды главной последовательности, масса которых находится в пределах массы Солнца (0,8-1,4). Если судить по названию, то такие звезды имеют свечение желтого цвета, которое выделяется во время осуществления термоядерного процесса синтеза из водорода гелия.

Поверхность таких звезд разогревается до температуры в 5-6 тыс. Кельвинов, а их спектральные классы находятся в пределах между G0V и G9V. Живет желтый карлик примерно 10 млрд. лет. Сгорание водорода в звезде становится причиной ее многократного увеличения в размерах и превращения в красного гиганта. Одним из примеров красного гиганта является Альдебаран. Такие звезды могут образовывать планетарные туманности, избавляясь от внешних слоев газа. При этом осуществляется превращение ядра в белого карлика, который обладает большой плотностью.

Если брать в расчет диаграмму Герцшпрунга-Рассела, то на ней желтые звезды находятся в центральной части главной последовательности. Поскольку Солнце можно назвать типичным желтым карликом, его модель вполне годится для рассмотрения общей модели желтых карликов. Но есть и другие характерные желтые звезды на небе, названия которых – Альхита, Дабих, Толиман, Хара и т.п. данные звезды не обладают высокой яркостью. К примеру, тот же Толиман, который, если не учитывать Проксима Центавру, ближе всех располагается к Солнцу, имеет 0-ю величину, но в то же время его яркость наивысшая среди всех желтых карликов. Располагается данная звезда в созвездии Центавра, также она является звеном сложной системы, в состав которой входят 6 звезд. Спектральный класс Толимана – G. А вот Дабих, находящийся в 350 световых годах от нас, относится к спектральному классу F. Но ее высокая яркость обусловлена наличием рядом звезды, относящейся к спектральному классу – А0.

Кроме Толимана, спектральный класс G имеет HD82943, которая расположилась на главной последовательности. Данная звезда, благодаря схожему с Солнцем химическому составу и температуре, также имеет две планеты больших размеров. Однако форма орбит данных планет далеко не круговая, поэтому относительно часто происходят их сближения с HD82943. В настоящее время астрономы смогли доказать, что раньше данная звезда имела гораздо большее число планет, но со временем она их все поглотила.

>Названия желтых звезд – примеры

Толиман, звезда HD 82943, Хара, Дабих, Альхита

Взаимодействующие галактики NGC 2207 и IC 2163

В гигантских масштабах нашей расширяющейся Вселенной объекты порой разъединяют гигантские расстояния. Однако даже на безграничных космических просторах происходят различные катаклизмы. Самыми эффектными из них являются столкновения галактик.

Более крупная галактика на этом снимке — NGC 2207, меньшая — IC 2163. Приливные силы от NGC 2207 искажают форму IC 2163. Однако столкновения и взаимодействие галактик не такая страшная вещь, как кажется со стороны. Ведь галактики состоят из звезд, отделенных друг от друга гигантскими расстояниями. Сами звезды, как правило, не сталкиваются друг с другом, а лишь меняют свою траекторию.

Гравитационные силы при тесном сближении галактик способны ускорить процессы звездообразования и эволюции внутри них. В частности, может повыситься число вспышек сверхновых. Совсем недавно, 2 марта 2013 г., сверхновая была замечена в NGC 2207.

Примечания и ссылки

Звезды

Классы светимости и спектральные классы Спектральные типы классов: ранний тип  · средний тип  · поздний тип  · гипергигант (0): светящаяся синяя переменная  · (O0-A0)  · желтый (конец A0 — начало K0)  · (K0-M0)  · сверхгигант ( I ): синий (O I -B I )  · белый (A I )  · желтый (F I -G I )  · красный (K I -M I )  · светлый Гигант ( II )  · Гигант ( III ): синий (O III — B III -Некоторых III )  · красный (К III , -M III )  · Суб-гигант ( IV )  · Карликовые ( главная последовательность = V ): синий (О В )  · сине-белый (B V )  · белый (А V )  · Желто-белый (F V )  · желтый (G V )  · оранжевый (K V )  · красный (M V )  · Субкарлик ( VI ): Тип O (O VI )  · Тип B (B VI )  · карлик ( продвинутая стадия): синий  · белый   · красный  · черный   · Особые классы: звезда солнечного типа  · Коричневый карлик (не совсем звезда)
Типы Двойная звезда  · звездный беглец  · межгалактическая звезда  · Голубой отставший  · звезда Be ( звезда-оболочка )  · двойная звезда  · звездная переменная  · кратная звезда  · гипотетическая звезда
Двоичные файлы На ощупь  · К затмениям  · астрометрический  · Отдельный  · Полуотдельный  · Спектроскопический  · TTL  · Визуальный  · X  · X с малой массой  · X с высокой массой  · Гамма  · Sursauteur X  · симбиотическая звезда  · микроквазар  · Pulsar Binary
Переменные Обозначение переменных звезд  · Цефеида  · Катаклизмическая ( полярная )  · Эруптивная (тип UV Ceti)  · Herbig Ae / Be  · Голубой светящийся  · Полурегулярный  · Тип Alpha² Canum Venaticorum  · Тип Beta Lyrae  · Тип BY Draconis  · Тип Delta Scuti  · Тип FU Orionis  · Type Mira  · Type RR Lyrae  · Type T Tauri  · Type W Virginis  · Wolf-Rayet  · Мягкая гамма Sursauteur  · пульсирующий белый
Несколько Звездная система  · Звездное скопление  · Звездное сверхскопление  · Звездная ассоциация  · Ассоциация OB  · Открытое скопление  · Шаровое скопление  · Голубые капли
Композиции Металличность  · Am  · Ap и Bp ( ROAP )  · Барий  · Углерод  · CH  · Гелий экстремальный  · Лямбда-бётис  · Ртуть и марганец  · PG 1159  · Свинец  · Тип S  · Технеций
Компактные объекты Протонейтронная звезда  · Звездный нейтрон  · Магнитар  · Пульсар ( Обозначение  · Двойной  · Миллисекунда  · X  · аномальный X )  · Квазар  · Черная дыра
Гипотетический Коатликуэ  · Замороженный  · Звезда из железа  · Черная звезда, полуклассическая гравитация  · Темная материя Черная звезда  · Звезда в преонах  · Звездный кварк  · Гравастар  · Синий карлик  · Q  · Субъект Торн-Житков  · Квазизвезда
Классификации Stellar обозначения ( Байер  · Флемстид )  · Временная шкала  · Диаграмма Герцшпрунга-Рассела ( спектральный тип  · яркость Класс  · Главная последовательность  · Полоса нестабильности  · асимптотическим гигантское Отделение  · Красный комок )  · звездное население ( I  · II  · III )
Каталоги Барнард  · Генри Дрейпер  · Глизе  · Гиппаркос  · Мессье  · NGC  · Вашингтон (двойные звезды)  · Эйткен (двойные звезды)
Списки Brillantes  · блестящий на вид  · яркий и близкий  · экстремальный  · гигантский  · гипотетический  · самый массовый  · массивный  · менее · традиционные имена  · имена, официально признанные IAU  · закрыть
Обучение Молекулярное Облако ( Гигантское )  · Сохраняющаяся сверхновая  · Ветер пульсара туманности  · Дисковая аккреция  · Гравитационная нестабильность  · Темная туманность  · Область H I  · Область H II  · Бок клеток крови  · протозвезда  · планетарная протонебулеза  · Планетарная туманность  · Клетки крови неясны  · начальная функция массы  · Тема Хербиг-Аро  · основной пре-эпизод  · трек Хаяши
Звездная физика Звездная эволюция  · Звездная нуклеосинтез  · Астросейсмология  · Вольфа-Райе пузырь  · Звездная кинематика  · Компактность  · Гравитационный коллапс  · неустойчивости Рэлея-Тейлора  · Джет  · Эддингтон  предел · предел Оппенгеймера-Волкофф  · Рок лопасть  · Чандрасекхар масса  · Кельвина-Гельмгольца Механизм  · Нова ( Гном  · Световой красный )  · Сверхновое ( Свернутое Сердце  · По  парному производству · термоядерного )  · Hypernova  · Unnova  · Шварцшильд Ray  · Альфа реакция  · перенос излучения  · Превышение цвета  · вспышка гелия  · землетрясения звезда  · конвекционной зона
солнце Активность  · Апекс  · Цикл корональные  · Хромосфера  · Постоянные  · Корона  · Цикл  · Затмение  · масса выброс корональной  · Сыпь (   ·   · )  · Волокно  · Гелиопауза  · Гелиосейсмология  · Мортон волну  · фотосфер  · протуберанец  · Излучение  · переходная зона  · спикулу  · Сюрсаут  · Ветер
  • Астрономический портал
  • Звездный портал

Термоядерные реакции

Звезду можно представить как гигантский ядерный очаг. Термоядерная реакция внутри нее превращает водород в гелий в ходе слияния (синтеза) ядер водорода, благодаря чему рождается столь необходимая для звезды энергия. Атомные ядра водорода — протоны — объединяются в ядра атомов гелия с двумя нейтронами. Однако протоны — электрически заряженные элементарные частицы, которые при приближении отталкиваются друг от друга. Так что из двух протонов новое ядро не построишь. Нужен какой-то элемент, причем более крепкий, чем силы электрического отталкивания. Эту роль в атомных ядрах играет другая ядерная частица — нейтрон.

Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Но у его разновидностей — дейтерия и трития — в ядрах кроме одного протона имеется и нейтрон: у дейтерия один, а у трития два. Оба они также присутствуют в недрах звезд.

Атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. Именно из гелия и формируется ядро звезды. В нем также содержатся более тяжелые химические элементы (например, железо), которые были захвачены из «материнской» туманности или же образуются во время термоядерных реакций. В результате этого процесса высвобождается огромное количество энергии.

Скорость протекания ядерного синтеза пропорциональна массе звезды в четвертой степени. Это значит, что если масса одной звезды больше массы второй в два раза, то на первой ядерное топливо горит в 16 раз (2 в четвертой степени) раз быстрее.

Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее. Самые тяжелые сжигают весь водород за несколько сотен тысяч лет, а легкие красные звезды могут «тлеть» несколько миллиардов лет.

Если говорить о возрасте, то молодыми считаются звезды очень большой массы и очень высокой светимости, то есть те, которые излучают энергии во много раз больше, чем Солнце. Они гораздо моложе нашего светила, потому что столь интенсивно теряют энергию, что в состоянии существовать только сравнительно короткое по астрономическим масштабам время. Недавно возникшие звезды — это, прежде всего, гигантские горячие звезды голубоватого цвета, так называемые голубые сверхгиганты.

  • Звездные карты: как найти объект на небе
  • Красные гиганты, белые карлики, пульсары
  • Нейтронные звезды, или пульсары

Поделиться ссылкой

Доминируют низкометалличные галактики

Исследователь расширяет эти расчеты путем изучения двух субпопуляций шаровых скоплений: синим обозначена бедные металлами, найденные во всех галактиках, а красным — богатые, предпочитающие жить в массивных ярких галактиках.

График относительного числа шаровых скоплений во всех галактиках с данной светимостью Фото: Harris

Поразительно, но Харрис считает, что это предпочтение обеспечивает первым почти 80% всех шаровых скоплений во Вселенной. Они превосходят богатых металлами почти в соотношении 4:1.

Этот результат означает, что самые ранние стадии иерархических слияния галактик — когда наибольшая часть имеющегося газа была с низкой металличностью — обеспечили самые благоприятные условия для формирования плотных массивных звездных скоплений. Эта ранняя среда породила большинство видимых нам сегодня шаровых скоплений.

Звездные ассоциации

Двойное звездное скопление h и x Персея

По аналогии с политической и экономической сферами жизни небесные светила также способны создавать временные объединения, получившие в астрономии название «звездные ассоциации».

Эти образования считаются самыми молодыми во Вселенной и имеют возраст не более десятков миллионов лет. Гравитационные связи в них очень слабы и недостаточны для длительного поддержания устойчивости системы, а потому они должны неминуемо распасться за довольно короткое время.

Считается, что ассоциации не могли возникнуть путем гравитационного захвата пролетающих мимо звезд, а значит, последние родились вместе с ней и имеют примерно такой же возраст. По сравнению со скоплениями численность «ассоциированных членов» не велико и измеряется десятками, а расстояние между ними составляет до нескольких сотен световых лет. С научной точки зрения открытие подобных новообразований подтверждает теорию продолжения во Вселенной процессов зарождения новых звезд, причем не поодиночке, а целыми группами.

Новые открытия

Шаровые скопления в гало галактики Андромеды

До последнего времени считалось, что шаровые скопления – самые старые звездные образования, которые ввиду возраста должны были утратить динамику внутренних вращательных движений и их можно рассматривать как простые системы. Однако в 2014 году исследователи из Института внеземной физики общества Макса Планка, возглавляемые Максимилианом Фабрициусом, в результате длительных наблюдений за 11 шаровыми скоплениями Млечного Пути установили, что их центральная часть продолжает вращаться.

Большинство современных теорий дать объяснение этому факту не в состоянии, а это означает, что если информация подтвердится, то возможны изменения как в теоретических аспектах знаний, так и в прикладных математических моделях, описывающих движение шаровых ассоциаций.

Как рождаются звездные скопления? Чем они отличаются, как расположены в пространстве нашей Галактики и каким образом определяют их возраст? Об этом рассказывает доктор физико-математических наук Алексей Расторгуев.