Зоряні скупчення. Міжзоряний пил, газ
На небі навіть неозброєним оком можна помітити кілька ділянок, де зірки згущуються і утворюють скупчення. Дослідження показали, що в таких скупченнях зірки фізично пов’язані один з одним силами гравітації. Залежно від кількості зірок в скупченнях, форми скупчень і віку зірок в них, скупчення діляться на дві групи – розсіяні і кульові скупчення.
Розсіяні зоряні скупчення зустрічаються поблизу галактичної площини (плоска складова) в основному в спіральних рукавах Галактики. Зараз відомо більше 1 000 розсіяних скупчень, переважна більшість їх видно тільки в телескоп. Найвідоміші розсіяні скупчення – Плеяди (рис. 11.5) і Гиади в сузір’ї Тельця і h і χ в сузір’ї Персея. Всього в Галактиці, ймовірно, більше 20 000 таких скупчень (рис. 11.6).
Розсіяні скупчення складаються з десятків або сотень зірок. Діаметри скупчень у середньому становлять від 2 до 20 пк. Велика частина розсіяних скупчень має маси від 50 до 2 000 сонячних мас. До складу розсіяних скупчень входять зірки головної послідовності, проте молодих зірок більше, ніж старих. Оцінка віку розсіяних скупчень показує, що наймолодші з них мають вік близько 106-107 років.
Вплив взаємного тяжіння зірок скупчення і тяжіння ядра Галактики і сусідніх зоряних хмар призводить до того, що поступово зоряне скупчення розсіюється.
Кульові зоряні скупчення – це зоряні скупчення сферичної або еліпсоїдальної форми. Кульові скупчення виявляють помітну концентрацію до області галактичного центру і є складовою частиною гало. На частку кульових скупчень доводиться тільки приблизно 1% маси гало.
Вже відомо 150 кульових зоряних скупчень, число зірок в кожному з них від 30 тис. До 5 млн. Найбільш відомим кульовим скупченням є скупчення М 13 в сузір’ї Геркулеса (рис. 11.7).
Діаметри кульових скупчень укладені в межах від 11 до 590 парсеків, хоча середнє значення – близько 30-50 пк. Маси кульових скупчень – порядка 104-106 мас Сонця. Вся сфера кульового скупчення густо заповнена зірками, їх концентрація зростає до центру.
Вік кульових зоряних скупчень визначається за віком входять до їх складу зірок. В основному це зірки-гіганти і надгіганти (крім блакитних). У кульових скупченнях спостерігаються спалахи нових зірок, рентгенівські джерела і пульсари. Кульові скупчення також багаті змінними типу RR Ліри. Тому кульові скупчення – найстаріші освіти в нашій Галактиці, їх вік близько 10 мільярдів років. Бідний хімічний склад і витягнуті орбіти, по яких вони рухаються в Галактиці, говорять про те, що кульові скупчення утворилися в епоху формування самої Галактики. Крім розсіяних зоряних скупчень у Галактиці виявлені угруповання молодих зірок – зоряні асоціації. Асоціації, що складаються з зірок спектральних класів O і B, називаються ОВ-асоціаціями. Їх розміри від 30 до 200 пк, число зірок – порядку декількох сотень. ОВ-асоціації складаються з гарячих блакитних гігантів і надгігантів. Оскільки гіганти ранніх спектральних класів швидко проходять шлях еволюції, то всі зірки утворилися в один час і мають невеликий вік.
Крім ОВ-асоціацій також виявлені групи зірок, що складаються з змінних типу T Тельця. Вони називаються Т-асоціаціями і містять змінні зірки, які ще не досягли головної послідовності і знаходяться на самих ранніх етапах зоряної еволюції. У таких асоціаціях відкриті джерела інфрачервоного випромінювання, пов’язані з рождающимися масивними зірками.
Змінні типу T Тельця зустрічаються у великій кількості і в ОВ-асоціаціях, тому передбачається, що “чисті” ОВ-асоціації – це ті, в яких зірки типу T Тельця ще не відкриті, а “чисті” Т-асоціації – це ті, в яких ОВ-зірки вже встигли перетворитися на зірки пізніших спектральних класів. Можливо, що деякі зоряні асоціації представляють собою зоряні скупчення, що знаходяться на ранній стадії своєї еволюції.
У Галактиці простір між зірками не порожньо, а заповнено розрідженим речовиною, різного роду випромінюваннями і магнітними полями.
Частина міжзоряної речовини утворює гігантські хмари – туманності. Розрізняються газові або дифузні туманності, що мають неправильну форму і складаються з газу і пилу, підсвічених гарячими і масивними зірками, розташованими поблизу або навіть усередині самих хмар (рис. 11.8, 11.9). Різновидом газових туманностей є планетарні туманності, що представляють собою розріджену газову оболонку, що світиться під дією випромінювання слабкою, але дуже гарячою зірки, що знаходиться в її центрі. Ці оболонки схожі на ті, що скидаються з великими швидкостями при вибухах наднових, тому вважається, що в основному планетарні туманності – це залишки від спалахів наднових зірок (рис. 11.10).
Особливий клас галактичних туманностей являють собою темні туманності, що мають велику галактичну концентрацію. Вони являють собою хмари космічного газу і пилу, які поглинають світло лежачих за ними зірок (рис. 11.11). Середня щільність таких хмар – близько 10-22 г / см3.
Темні колони на урізанні – це величезні газопилові хмари
Серед міжзоряних хмар виділяються величезні молекулярні хмари з масами 105-106 мас Сонця. Температура таких хмар – від 5 до 30 К. У галактичному диску приблизно 6000 таких хмар, і в них міститься 90% всього молекулярного газу. Гігантські молекулярні хмари пов’язані з вогнищами зореутворення.
У міжзоряному середовищі крім молекулярних хмар відкритий дуже гарячий газ з температурою 106 К – корональної газ.
На початку 30-х рр. XX ст. при вивченні шумів, що заважали радіозв’язку, було відкрито джерело незвичайних радіоперешкод, що знаходиться за межами Сонячної системи і розташований в напрямку центру Галактики. Це вже згаданий вище радіоджерело Стрілець А. Крім цього випромінювання також було виявлено і радіовипромінювання залишків спалахів наднових, а також радіовипромінювання міжзоряного середовища. Воно викликане випромінюванням на довжині хвилі 21 см нейтрального водню (HI), вивчення розподілу якого дозволило визначити положення спіральних рукавів. Крім того, в радіодіапазоні випромінює і іонізований водень (H II).
(1 votes, average: 5.00 out of 5)