Астрономия и телескопы
Главная КНИГИ Статьи ГОСТЕВАЯ КНИГА ССЫЛКИ НОВОСТИ Копии старинных атласов Астроюмор



Звёздные подсистемы,
совокупности всех звёзд (или др. объектов) того или иного спектрального класса или определённого типа, входящих в состав Галактики и отличающихся индивидуальными характеристиками пространственного расположения и особенностями распределения скоростей звёзд. Звёздные скопления и межзвёздный газ и пыль также образуют подсистемы Галактики. Каждая З. п. определяется: типом составляющих её объектов, общей численностью её объектов, степенью концентрации объектов подсистемы к плоскости симметрии Галактики и к центру Галактики. Объекты, имеющие сильную концентрацию к плоскости симметрии Галактики, образуют З. п., относящиеся к плоской составляющей Галактики. К их числу относятся горячие звёзды-гиганты и сверхгиганты спектральных классов О и В, долгопериодические цефеиды, сверхновые звёзды II типа, рассеянные скопления, пылевое и газовое вещество. В плоской составляющей концентрация объектов к центру Галактики очень слабая. Объекты, имеющие слабую концентрацию к плоскости симметрии Галактики, составляют З. п., входящие в сферическую составляющую Галактики. Таковы звёзды-субкарлики, короткопериодические цефеиды, долгопериодические переменные звёзды с периодом изменения блеска от 150 до 200 дней, шаровые звёздные скопления. З. п. сферической составляющей имеют сильную концентрацию к центру Галактики. З. п. промежуточной составляющей образуются объектами, имеющими умеренную концентрацию к плоскости симметрии Галактики. В них входят красные звёзды-карлики, белые звёзды-карлики, новые звёзды, сверхновые звёзды I типа, переменные звёзды типа RV Тельца, планетарные туманности.
Согласно выводам динамики, сплюснутость каждой подсистемы связана со средней величиной компонента скорости, перпендикулярного к плоскости Галактики. Самым малым этот компонент скорости должен быть у плоской составляющей (т.к. в противном случае объекты подсистемы удалялись бы на большие расстояния от плоскости Галактики и подсистема не могла бы быть плоской), а наибольшие - у сферической составляющей. Наблюдения подтверждают наличие такой зависимости.
Существенные различия строения подсистем разных объектов должны быть следствием разных условий формирования этих объектов, в частности следствием образования их на разных стадиях эволюции Галактики.


Звёздные скопления,
группы звёзд, связанных между собой силами взаимного притяжения и имеющих совместное происхождение, близкий возраст и химический состав. Обычно имеют плотное центральное сгущение (ядро), окруженное значительно менее плотной корональной областью. Диаметры З. 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 З. с. на рассеянные (иногда называются открытыми, галактическими) и шаровые. Различие между ними в основном определяется массой и возрастом этих образований. Рассеянные З. с., как правило, содержат десятки и сотни, редко тысячи, а шаровые - десятки и сотни тысяч звёзд. Примеры рассеянных З. с. - Плеяды, Ясли, Гиады; примеры шаровых З. с. - скопление М3 в созвездии Гончих Псов и М13 в созвездии Геркулеса.
Рассеянные скопления в нашей Галактике концентрируются в плоскости симметрии Млечного Пути (галактической 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 галактической плоскости. Все рассеянные скопления имеют нормальное содержание металлов, присущее звёздам плоской составляющей Галактики. Шаровые З. с. в нашей Галактике распределены в сфероидальном объёме, центр которого 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 околоцентральных областях Галактики, богаче металлами, чем те, которые наблюдаются на периферии нашей звёздной системы. Важные сведения о эволюции З. с. даёт изучение Герцшпрунга - Ресселла диаграмм или диаграмм "звёздная величина - показатель цвета". Диаграммы зависимости "звёздная величина - показатель цвета" звёзд типичных рассеянных и шаровых З. с. нашей Галактики существенно различны (см. рис.). Интерпретация этих диаграмм с точки зрения современных теорий звёздной эволюции позволяет заключить, что звёзды типичных шаровых З. с. в 100-1000 раз старше звёзд рассеянных З. с.
Кинематические характеристики и пространственное распределение шаровых З. с. нашей Галактики отражают особенности начального распределения в Галактике вещества, из которого на ранней стадии её существования возникли эти образования. Диаграммы "звёздная величина - показатель цвета" звёзд шаровых З. с. той эпохи должны напоминать соответствующие диаграммы современных рассеянных З. с. Подобные молодые шаровые З. с. наблюдаются в соседних галактиках (например, NGC 1866 в Большом Магеллановом Облаке). В современную эпоху З. с. в нашей Галактике возникают только вблизи галактической плоскости, в районах газовопылевых спиральных ветвей.
Одновременно с изменением физических характеристик членов З. с. происходит их динамическая эволюция. Сближения между звёздами в ядрах З. с. приводят к взаимному обмену энергией их движения. В результате некоторые члены З. 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 некоторых шаровых скоплениях содержатся переменные звёзды типа RR Лиры и W Девы, а в рассеянных скоплениях иногда встречаются цефеиды. Наиболее близкие к Солнцу З. с. (например, Гиады), в собственных движениях членов которых наблюдаются явления перспективы (направления собственных 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 геометрическим методом.
Copyright MyCorp © 2017Бесплатный хостинг uCoz