§ 3 Звездные скопления
Звездными скоплениями называются группы динамически связанных между собою звезд, содержащие большое количество объектов и отличающиеся своим видом и звездным составом. По внешнему виду звездные скопления делятся на две группы: рассеянные скопления, содержащие несколько десятков и сотен звезд, и шаровые скопления, состоящие из десятков и сотен тысяч звезд.
Рассеянные звездные скопления встречаются вблизи галактической плоскости. Всего известно более 800 таких объектов в радиусе нескольких килопарсеков от Солнца. Более далекие рассеянные скопления труднее обнаружить. Учитывая, какую долю объема Галактики занимает область, содержащая известные рассеянные скопления, можно оценить, что всего в нашей звездной системе должно быть несколько десятков тысяч рассеянных звездных скоплений. Наиболее известны рассеянное звездное скопление Плеяды, удаленное от нас на расстояние 130 пс, и Гиады, которое находится в сорока парсеках от нас.
В отличие от рассеянных, шаровые звездные скопления сильно выделяются на окружающем фоне благодаря значительно большему числу входящих в них звезд и четкой своей сферической или эллиптической форме, обусловленной сильной концентрацией звезд к центру. В среднем диаметры шаровых скоплений составляют около 40 пс. Вследствие своей большой светимости шаровые скопления видны на больших расстояниях в нашей Галактике. Поэтому наблюдаемое их число (более 100) близко к общему числу этих объектов в Галактике. Шаровые скопления обнаружены также и в ближайших к нам других галактиках (например, в Магеллановых Облаках, туманности Андромеды). Пространственное распределение шаровых скоплений показывает, что, в отличие от рассеянных скоплений, они образуют сферическую подсистему и сильно концентрируются к центру Галактики.
Самые молодые и обширные рассеянные звездные скопления называются звездными ассоциациями. Как правило, их не удается выделить на фотографиях непосредственно на фоне других звезд. Однако специальными методами (например, спектральными) удается определить, что звезды определенного типа в ассоциации обладают пространственной плотностью, большей, чем в окружающим объеме.
§ 4 Пространственные скорости звезд и движение Солнечной системы
Если известно собственное движение звезды m в секундах дуги за год и расстояние до нее r в парсеках, то нетрудно вычислить проекцию пространственной скорости звезды на картинную плоскость. Эта проекция называется тангенциальной скоростью Vt и вычисляется по формуле V=m//r/206 265// пс/год=4,74 m r км/с.
Чтобы
найти пространственную скорость V
звезды, необходимо знать ее лучевую
скорость Vr,
которая определяется по доплеровскому
смещению линий в спектре. Поскольку Vr
и Vt
взаимно перпендикулярны, пространственная
скорость звезды равна
Знание собственных движений и лучевых скоростей звезд позволяет судить о движениях звезд относительно Солнца, которое вместе с окружающими его планетами также движется в пространстве. Поэтому наблюдаемые движения звезд складываются из двух частей, из которых одна является следствием движения Солнца, а другая - индивидуальным движением звезды.
В направлении созвездии Геркулеса Солнце движется со скоростью около 20 км/с.