Звездные скопления
<< 12.1 Звездные ассоциации | Оглавление | 12.3 T-ассоциации — возникающие звездные скопления >>
12.2 Звездные ассоциации в других галактиках
Определение истинных размеров группировок горячих звезд высокой светимости в нашей Галактике затруднено наличием межзвездного поглощения и возможностью проекции соседних группировок друг на друга. Большое значение поэтому приобретают исследования подобных группировок в ближайших галактиках.
Рис. 160. Распределение ярких О - В звезд в БМО (Гаскойн,
1954). Кривыми очерчены области повышенной звездной плотности,
квадратиками отмечены "созвездия", изученные Мак Киббен Нэйл
и Шепли (1953).
Первые ОВ-ассоциации в Большом Магеллановом Облаке (БМО) были описаны Шепли (1931), который выделил в этой системе 15 звездных группировок, названных им субоблаками, по размерам сравнимых с небольшими неправильными звездными облаками. Некоторые из этих группировок содержат от двух до трех обычных звездных скоплений. Пять из них, отмеченных римскими цифрами на рис. 160 (Гаскойн, 1954), были позднее изучены Мак Киббен Нэйл и Шепли (1953), показавшими, что они состоят из голубых и красных сверхгтгантов, и предложившими называть их агрегатами или созвездиями, в связи со сходством по размерами звездному составу с созвездием Ориона и подобными звездными ассоциациями нашей Галактики.
Последний список ассоциаций в БМО составили Люкке и Ходж (1970). Он содержит 122 ОВ-ассоциации. Средний диаметр их составляет 78 пс. Ходж и Люкке (1970) выделяют из общей совокупности ОВ-ассоциаций в БМО пятнадцать особенно крупных образований, которые они называют звездными облаками. Средний диаметр последних - 225 пс. 96 ассоциаций содержат области Н II. В 16 ассоциациях содержатся звездные скопления, остальные выглядят как звездные группировки без заметной центральной конденсации.
Не исключено, что отсутствие центральной конденсации во многих ОВ-ассоциациях, наблюдаемых в других галактиках, может быть объяснено тесной связью ассоциаций с большими комплексами газово-пыловых туманностей, концентрирующихся к центрам этих систем и делающих невидимыми заключенные в их недрах звездные группировки.
Шестнадцать ОВ-ассоциаций со средним диаметром 163 пс обнаружил Ходж (1977) в неправильной галактике NGC 6822. Первая ОВ-ассоциация в галактике М 31 была открыта еще в прошлом веке и включена в каталог NGC под номером 206. Хаббл (1931), считавший ее рассеянным скоплением, опубликовал для нее первую диаграмму величина - показатель цвета.
Ван ден Берг (1964), изучивший распределение ярких горячих звезд в М 31, зарегистрировал 188 ОВ-ассоциаций в области от трех до двадцати пяти килопарсек от центра этой системы. Диаметры их заключены в пределах от 100 пс до двух килопарсек, причем у половины из этих объектов диаметры меньше 400 пс и лишь у шести превышают 1,2 килопарсека. В некоторых из них наблюдаются тесные группировки звезд, в других - звезды распределены более равномерно. Средние размеры первых (300 пс) меньше, чем вторых (600 - 800 пс). Больше половины компактных ассоциаций связаны с эмиссионными туманностями, тогда как в ассоциациях больших размеров связь с туманностями менее четко выражена, а наиболее крупные ассоциации вообще лишены туманностей. Ван ден Берг интерпретирует все эти различия как следствие различий в возрасте этих образований и постепенного расширения их с течением времени. Вероятнее, однако, что эти эффекты лишь сопутствуют эволюции различных по массе и размерам структурных образований - звездных скоплений и звездных облаков.
Богатейшим звездным облаком является уже упомянутая ассоциация NGC 206 (0В 78 по списку ван ден Берга). Размеры ее 400 × 800 пс (ван ден Берг, 1966а). Такими же облаками, в сущности, являются и многие из выделенных им ассоциаций.
По данным К. Шмидта (1958) диаметры половины OВ-ассоциаций, известных в нашей Галактике, меньше 80 пс, т. е. размеры ассоциаций в М 31 представляются в пять раз большими, чем в Галактике. Ван ден Берг (1964) объясняет это тем, что в Галактике мы отмечаем лишь более плотные центральные области ассоциаций, разреженные периферийные области которых теряются на фоне звезд поля ранних спектральных классов, тогда как в М 31 эти группировки, видимые извне, прослеживаются полностью. Однако если периферийные области ассоциаций в М 31 состоят из звезд, выброшенных из ассоциаций и потерявших с ними связь, т. е. подобных АЕ Aur, μ, Col и 53 Ari, потерявшим связь с ассоциацией Орион I, то нужно признать, что более правильное представление о размерах и структуре ассоциаций мы можем получить, изучая , ближайшие к Солнцу ассоциации нашей Галактики, подобные ассоциациям в созвездиях Ориона, Тельца, Персея, Скорпиона, Центавра.
Несомненно, что как в нашей Галактике, так и в других галактиках, мы имеем дело с двумя разновидностями группировок горячих звезд высокой светимости: молодыми и возникающими звездными скоплениями, содержащими горячие звезды, и звездными облаками. Первые являются, безусловно, плотными стационарными образованиями. Свойства облаков еще далеко не изучены.
В неправильных галактиках со слабыми полями дифференциального вращения диффузные туманности могут накапливаться в больших объемах пространства. В этом случае возникают так называемые сверхассоциации (вроде области 30 Dor в БМО) - огромные области этих галактик, в которых происходит процесс звездообразования.
<< 12.1 Звездные ассоциации | Оглавление | 12.3 T-ассоциации — возникающие звездные скопления >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
