Главная > Разное > Движение по орбитам
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

1.3.3. Шаровые скопления

Шаровые скопления представляют собой компактные звездные системы, содержащие большое число звезд. Сейчас в нашей Галактике известно около 120 шаровых скоплений, однако на основании изучения множества таких скоплений, принадлежащих соседним галактикам, можно предположить, что в действительности их число близко к 1000.

Говоря об изображении такого скопления на фотопластинке (при фотографировании таких объектов выдержка делается очень большой) прибегают к аналогиямс пчелиным роем или крупинками соли, рассыпанными на листе черной бумаги.

Какая бы аналогия ни использовалась, каждое скопление представляется состоящим из огромного числа звезд (от 10 000 до 1 000 000). При этом звездная плотность (т. е. число звезд в кубическом парсеке) быстро растет от периферии к центру скопления. Число звезд в скоплении определить очень трудно. Если фотография делается с небольшой выдержкой, то теряется большая часть слабых звезд; с другой стороны, при большой выдержке в центре скопления получается расплывшееся пятно, где изображения отдельных звезд сливаются и их невозможно сосчитать. Однако даже в центре скопления, где звездная плотность может быть в 1000 раз больше, чем в окрестности Солнца, вероятность столкновения двух звезд очень мала. Тем не менее, если бы человека перенесли на планету, находящуюся вблизи центра шарового скопления, то вид звездного неба привел бы его в трепет. Вместо нескольких звезд первой величины и пары тысяч слабых звезд наблюдатель увидел бы тысячи звезд первой величины и десятки тысяч более слабых объектов. В самом деле; в центре скопления 47 Тукана свет звезд по оценкам эквивалентен свету нескольких тысяч полных лун.

Как уже указывалось, шаровые скопления распределены внутри сферы, центр которой совпадает с центром галактического диска (см. рис. 1.2). Есть некоторые основания полагать, что по мере приближения к ядру Галактики плотность скоплений растет. Уайт заметил, что если мы из одного шарового скопления наугад выберем 150—200 звезд, то образованная ими система может служить неплохой моделью всей совокупности шаровых скоплений.

Измерения расстояний до шаровых скоплений достаточно надежны, так как в подавляющем большинстве скоплений имеются звезды различных типов, большая часть которых представляет собой звезды типа RR Лиры и цефеиды II типа. Звезды обоих этих типов могут быть использованы в качестве индикаторов расстояния. Все звезды типа RR Лиры имеют приблизительно одинаковый абсолютный блеск; измерив их средний (по скоплению) видимый блеск, можно найти расстояние до скопления. Если мы имеем дело с цефеидой, то, измерив период изменений ее блеска и воспользовавшись связью между этим периодом и величиной светимости, мы можем определить средний абсолютный блеск звезды; затем, используя значение среднего видимого блеска цефеиды, можно найти расстояние.

Основным источником информации о скоростях движения шаровых скоплений являются основанные на эффекте Доплера измерения лучевых скоростей. Распределение скоростей вполне согласуется

с предположением о том, что и Солнце и шаровые скопления движутся по орбитам вокруг центра Галактики.

Применение астрофизической теории внутреннего строения звезд к диаграмме Герцшпрунга—Рессела, построенной для шарового скопления, позволяет определить нижнюю границу возраста скопления. Оказалось, что в среднем возраст шаровых скоплений составляет 6- 10е лет, причем дисперсия этой величины очень мала. Следовательно, система шаровых звездных скоплений является устойчивой на больших астрономических интервалах времени.

Внимание многих исследователей привлекали следующие задачи:

1) распределение звезд внутри шарового скопления и типы их орбит;

2) возможный уход из шарового скопления и захват шаровым скоплением отдельных звезд;

3) устойчивость звездной системы такого размера.

В дальнейшем мы увидим, что к настоящему времени разработано много разнообразных подходов (в некоторых случаях дополняющих друг друга), помогающих разобраться в этом интересном классе динамических задач.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление