Звездные скопления
<< Предисловие | Оглавление | 2. Монографии и справочные издания, посвященные звездным скоплениям >>
Введение
"Имею право ошибаться и признавать и искать новые решения".
О. Сулейменов, "Аз и я"
1. О понятии "звездное скопление"
Понятие "звездное скопление", как всякое естественнонаучное понятие, возникшее в результате обобщения наблюдаемых явлений, носит несколько неопределенный и условный характер. Для того чтобы дать определение звездного скопления, нужно изучить свойства объектов, объединяемых этим понятием. Может оказаться, что свойства, первоначально служившие основой для выделения данной группы объектов в особый класс, являются несущественными, поверхностными, а определяющими признаками данного класса объектов следует считать иные характеристики. Иногда оказывается, что группа объектов, объединяемых одним понятием, весьма разнородна и при дальнейшем исследовании разбивается на несколько групп, относящихся к совершенно различным категориям, как это произошло, например, со звездными ассоциациями - звездными группировками, до недавнего времени противопоставлявшимися звездным скоплениям.
Под звездным скоплением обычно подразумевается группа звезд, выделяющаяся на окружающем ее звездном фоне как область повышенной звездной плотности. При таком определении мы уже должны использовать вероятностные критерии, позволяющие отличать реальную группировку от случайной флуктуации видимой плотности звезд фона. Таким образом, не всякая наблюдаемая группа звезд является звездным скоплением в собственном смысле этого слова. Но даже простое признание наличия физической связи между членами группы или общности их происхождения придает определению характер гипотезы.
Н. А. Глаголев, читавший до войны курс аналитической геометрии на механико-математическом факультете МГУ, однажды сказал: "Строго говоря, аналитическая геометрия - это то, что под этим подразумевают компетентные люди". С полным правом эти слова можно было бы отнести и к звездным скоплениям.
Тесную пятикратную систему Мицара и Алькора мы называем кратной системой звезд, а пять звезд ковша Большой Медведицы, разбросанных на небе на протяжении 15-20 градусов, но имеющих общее движение в пространстве, называются звездным скоплением.
Известные исследователи рассеянных скоплений К. Лундмарк и П. Коллиндер пришли даже к выводу, что нельзя использовать строгие критерии для решения вопроса о том, является ли некоторый объект рассеянным скоплением или нет. "Несколько лет назад, - пишет Коллиндер (1931), - нам казалось, что наблюдатели объектов, содержащихся в NGC, были слишком либеральны с обозначением "скопление", но позже стало казаться, что, вероятно, большинство таких объектов NGC, не являющихся шаровыми скоплениями, следует все же относить к скоплениям".
Неоднородности, случайные группировки звезд фона, флуктуации межзвездного поглощения света, - все эти факторы играют большую роль при выявлении рассеянных скоплений. Вид небогатого рассеянного скопления зависит не только от этих факторов, но и от расстояния его от наблюдателя.
В то же время неизбежно возникает вопрос, каково должно быть число членов в скоплениях, чтобы можно было провести грань между скоплениями и кратными звездными системами. В настоящее время большинство исследователей кратных звезд и звездных скоплений считает, что граница между этими образованиями проходит среди группировок, содержащих от 10 до 20 компонентов (Доманже, 1977). Ивэнс (1977) полагает, что самые богатые кратные системы могут содержать не более шестнадцати компонентов, реально же - не более восьми.
Но более важным признаком, который может служить для разграничения скоплений и кратных звездных систем, несомненно, являются их структурные особенности. По мнению Кинга (1977), скопление можно описать функциями распределения скоростей и пространственной плотности компонентов; каждая из индивидуальных орбит компонентов скопления является медленно меняющейся незамкнутой траекторией, расположенной среди траекторий всех других членов скопления. В отличие от скопления, кратная звездная система может быть описана только положениями и орбитальными движениями индивидуальных компонентов. Характерной особенностью кратных систем, радикально отличающей их от звездных скоплений, является их иерархическая структура: тес-пая двойная система, удаленная на значительное расстояние от такой же тесной двойной или одиночной звезды, обращается вместе с нею вокруг общего центра масс и т. д.
История изучения звездных скоплений - это непрерывная цепь попыток понять их эволюцию, установить взаимосвязь между их разновидностями. Это история надежд и разочарований, успехов и неудач. В то же время это история непрерывного совершенствования и расширения наших знаний о природе этих объектов, играющих огромную роль в изучении строения и эволюции звездных систем более высокого порядка, т. е. галактик, а также в выяснении путей возникновения и эволюции самих звезд.
Скопления используются для определения различных физических характеристик звезд - их светимостей, дисперсии светимостей, относительных масс. С изучением звездных скоплений тесно связаны проблемы изучения поглощения света в межзвездном пространстве, проблемы установления шкалы внутригалактических и межгалактических расстояний.
<< Предисловие | Оглавление | Монографии и справочные издания, посвященные звездным скоплениям >>
|
Публикации с ключевыми словами:
звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
