Розсіяне скупчення

Розсіяне зоряне скупчення (відкрите скупчення) — гравітаційно пов'язана група зір I типу зоряного населення. Їх середню масу оцінюють у 300 M☉. У структурі виділяють ядро, діаметр якого не перевищує 30 пк (середнє значення — 5—6 пк) і корону, діаметр якої у 2—10 разів більший за діаметр ядра.

Вік розсіяних скупчень — від десятків мільйонів до мільярда років. Внаслідок цього вони можуть суттєво відрізнятися одне від одного зоряним складом і, отже, виглядом діаграми Герцшпрунга — Рассела. Розсіяні скупчення сконцентровано до галактичної площини, а наймолодші з них зосереджено у спіральних рукавах. На відміну від кулястих скупчень, розсіяні скупчення містять порівняно небагато зір і мають неправильну форму.

У молодих розсіяних скупчень, що асоціюються зі спіральними рукавами галактики, доволі характерний склад. В них рідко зустрічаються червоні і жовті гіганти та зовсім немає червоних і жовтих надгігантів. Водночас білі й блакитні гіганти, хоча власне є рідкісними видами зір, у розсіяних скупченнях зустрічаються постійно. Частіше, ніж в інших місцях Галактики, можна зустріти й зовсім рідкісні зорі — й блакитні надгіганти (зірки надзвичайно високої світності й температури, які випромінюють у сотні тисяч і навіть мільйони разів більше, ніж наше Сонце).

Наразі відомо понад півтори тисячі таких скупчень, хоча вважається, що в нашій Галактиці їх має бути в десятки разів більше. Деякі розсіяні зоряні скупчення можна спостерігати неозброєним оком: Плеяди (1,4m), Гіади (0,8m), Ясла (3,9m).

Історичні спостереження

Яскраве розсіяне зоряне скупчення Плеяди відоме ще з часів античності, а Гіади є частиною сузір'я Тельця, одного з найдавніших сузір'їв. Інші скупчення описані ранніми астрономами як нероздільні нечіткі ділянки світла. Грецький астроном Клавдій Птолемей згадував у своїх записах Ясла, Подвійне скупчення у Персеї та скупчення Птоломея; а перський астроном Ас-Суфі описав скупчення . Тим не менше, лише винайдення телескопа дозволило розрізнити у цих туманних об'єктах окремі зорі. Ба більше, 1603 року Йоган Баєр позначив ці утворення так, як позначалися окремі зорі.

Першим, хто застосував 1609 року телескоп для спостереження зоряного неба і записав результати цих спостережень, був італійський астроном Галілео Галілей. При вивченні деяких туманних об'єктів, описаних Птолемеем, Галілей виявив, що вони є не окремими зорями, а групами з великої кількості зір. Так, в Яслах він розрізнив понад 40 зір. Його попередники розрізняли в Плеядах 6—7 зір, а Галілей виявив майже 50. У своєму трактаті 1610 року «Sidereus Nuncius» він пише:…Галаксія є нічим іншим, як зібранням численних зір, розташованих групами.Натхненний роботою Галілея, сицилійський астроном Джованні Одієрна став, можливо, першим астрономом, який знайшов з допомогою телескопа раніше невідомі розсіяні скупчення. У 1654 році він виявив об'єкти, що називаються тепер Мессьє 41, Мессьє 47, NGC 2362 і NGC 2451.

У 1767 році англійський природознавець Джон Мічелл вирахував, що навіть для однієї такої групи, як Плеяди, ймовірність того, що зорі, які її складають, випадково вистроїлися для земного спостерігача на одній лінії, дорівнює 1 до 496 000; стало зрозуміло, що зорі у скупченнях пов'язані фізично. У 1774—1781 роках французький астроном Шарль Мессьє опублікував каталог небесних об'єктів, що мали кометоподібний туманний вигляд. У цей каталог увійшло 26 розсіяних скупчень. У 1790-х роках англійський астроном Вільям Гершель почав всебічне дослідження туманних небесних об'єктів. Він виявив, що багато з цих утворень можна розкласти на групи окремих зір. Гершель припустив, що спочатку зорі були розкидані у просторі, а потім в результаті дії гравітаційних сил утворили зоряні системи. Він поділив туманності на 8 категорій, і класи з VI по VIII виділив для класифікації скупчень зір.

Зусиллями астрономів кількість відомих скупчень почала збільшуватися. Сотні розсіяних скупчень були перераховані в Новому загальному каталозі (), вперше опублікованому 1888 року дансько-ірландським астрономом Дж. Л. Е. Дреєром, а також у двох додаткових індекс-каталогах, що побачили світ у 1896 і 1905 роках. Телескопічні спостереження дозволили виявити два різних типи скупчень. Перші складалися з тисяч зір, розташованих у відповідності з правильним сферичним розподілом; вони зустрічалися по всьому небу, але найщільніше — у напрямку центра Чумацького Шляху. Зоряне населення других було розрідженішим, а форма неправильнішою. Такі скупчення зазвичай розташовувалися всередині чи біля галактичної площини. Астрономи назвали перші кулястими зоряними скупченнями, а другі — розсіяними зоряними скупченнями. Через своє розташування розсіяні скупчення іноді називають галактичними скупченнями, цей термін був запропонований 1925 року швейцарсько-американським астрономом Робертом Джуліусом Трюмплером.

Мікрометричні вимірювання позицій зір у скупченнях були виконані спочатку 1877 року німецьким астрономом Е. Шьонфельдом, а потім американським астрономом Е. Е. Барнардом у 1898—1921 роках. Ці спроби не виявили жодних ознак руху зір. Однак 1918 року голландсько-американський астроном Адріан ван Маанен шляхом порівняння фотопластинок, знятих в різні моменти часу, зміг виміряти власний рух зір для частини скупчення Плеяд. Зі зростанням точності виконання астрометрії почало з'ясовуватися, що скупчення зір розділяють один і той самий власний рух у просторі. Порівнюючи фотопластинки Плеяд, отримані 1918 року, з пластинками 1943 року, ван Маанен зміг виділити зорі, власний рух яких був схожий на середній по скупченню, і таким чином, ідентифікувати ймовірних членів скупчення. Спектроскопічні спостереження виявили загальні радіальні швидкості, показавши цим, що скупчення складаються із зір, пов'язаних між собою в групу.

Перші діаграми «колір — світність» для розсіяних скупчень були опубліковані Ейнаром Герцшпрунгом 1911 року разом зі схемами Плеяд і Гіад. Протягом наступних 20 років він продовжував свою роботу з вивчення розсіяних скупчень. Із спектроскопічних даних він зміг визначити верхню межу внутрішнього руху для розсіяних скупчень та оцінити, що сумарна маса цих об'єктів не перевищує кількох сотень мас Сонця. Він продемонстрував зв'язок між кольорами зір та їх світністю, і 1929 року відмітив, що зоряне населення Гіад і Яслів відрізняється від Плеяд. Згодом це було пояснено відмінністю у віці цих трьох скупчень.

Утворення

Утворення розсіяного скупчення починається з колапсу частини велетенської молекулярної хмари, холодної щільної хмари газу та пилу масою в багато тисяч разів більшою від маси Сонця. Такі хмари мають густину від 102 до 106 молекул нейтрального водню на см3, при тому, що зореутворення починається в частинах з густиною більшою 104 Зазвичай, лише 1—10 % об'єму хмари перевищує таку густину. До колапсу такі хмари можуть зберігати механічну рівновагу завдяки магнітним полям, турбулентностям і обертанню.

Існує багато факторів, які можуть порушити рівновагу велетенської молекулярної хмари, що призведе до колапсу і початку процесу активного зореутворення, в результаті якого може виникнути розсіяне скупчення. До таких належать: ударні хвилі від близьких наднових, зіткнення з іншими хмарами, гравітаційні взаємодії. Але навіть за відсутності зовнішніх факторів деякі частини хмари можуть досягнути умов, коли вони стануть нестабільними та схильними до колапсу. Регіон хмари, який колапсує, зазнає ієрархічної фрагментації на менші ділянки (включаючи відносно щільні області, відомі як темні в інфрачервоному діапазоні хмари), що в результаті призводить до народження великої кількості (до кількох тисяч) зір. Такий процес зореутворення починається в оболонці з колапсуючої хмари, яка приховує протозорі з виду, хоча і дозволяє виконувати інфрачервоні спостереження. Вважається, що в галактиці Чумацький Шлях одне нове розсіяне скупчення утворюється раз на кілька тисяч років.

Найбільш гарячі та масивні зі сформованих зір (відомі як OB-зорі) інтенсивно випромінюють в ультрафіолеті, що постійно іонізує навколишній газ молекулярної хмари і утворює H II-область. Зоряний вітер і тиск радіації від масивних зір починає розганяти гарячий іонізований газ на швидкостях, порівнянних зі швидкістю звуку в газі. Через кілька мільйонів років у скупченні відбувається перший спалах наднової (), яка також виштовхує газ зі своїх околиць. У більшості випадків ці процеси розганяють увесь газ протягом 10 млн років, і зореутворення припиняється. Але близько половини з утворених протозір будуть оточені навколозоряними дисками, багато з яких будуть акреційними дисками.

Оскільки лише від 30 до 40 % газу з центра хмари формує зорі, розсіювання газу сильно ускладнює процес зореутворення. Отже, всі скупчення зазнають на початковій стадії сильної втрати маси, причому доволі велика частина на цьому етапі розпадається зовсім. З цієї точки зору, утворення розсіяного скупчення залежить від того, чи народжені зорі пов'язані гравітаційно; якщо це не так, то замість скупчення виникає незв'язана зоряна асоціація. Якщо є скупчення, таке як Плеяди, все ж формується, воно зможе утримувати лише від початкової кількості зір, а решта перестане бути зв'язаною, щойно газ розсіється. Молоді зорі, що перестали належати рідному скупченню, стануть частиною загального населення Чумацького Шляху.

Оскільки практично всі зорі утворюються в скупченнях, останні вважаються основними будівельними цеглинами галактик. Інтенсивні процеси розсіювання газу, які як утворюють, так і знищують багато зоряних скупчень при народженні, залишають свій відбиток на морфологічній та кінематичній структурах галактик. Більшість новоутворених розсіяних скупчень має понад 100 зір масою від 50 сонячних. Найбільші скупчення можуть мати масу до 104 сонячних (маса скупчення Westerlund 1 оцінюється як 5×104 сонячних), що дуже близько до мас кулястих скупчень. В той час як розсіяні та кулясті зоряні скупчення є зовсім різними утвореннями, зовнішній вигляд найрозрідженіших кулястих і найбагатших розсіяних скупчень може не так сильно відрізнятися. Деякі астрономи вважають, що в основі утворення цих двох типів скупчень лежить один і то самий механізм, з тією різницею, що умов, необхідних для формування дуже багатих кулястих скупчень — чисельністю в сотні тисяч зір, — в нашій Галактиці більше не існує.

Формування більше ніж одного розсіяного скупчення з одної молекулярної хмари — типове явище. Так, у Великій Магеллановій Хмарі скупчення і R136 утворилися з газу туманності Тарантул; простежування траєкторій руху Гіад і Ясел, двох помітних і близьких скупчень Чумацького Шляху, дозволяє зробити висновок, що вони також утворилися з однієї хмари близько 600 млн років тому. Іноді скупчення, що утворилися в один час, утворюють подвійне скупчення. Яскравим прикладом цього в нашій Галактиці є подвійне скупчення в Персеї, що складається з NGC 869 і NGC 884 (які іноді помилково називають «χ та h Персея» («хі та аш Персея»), хоча h належить до сусідньої зорі, а χ — до обидвох скупчень), однак крім нього відомо принаймні 10 подібних скупчень. Ще більше таких скупчень відкрито у Малій та Великій Магелланових Хмарах: ці об'єкти легше виявити у зовнішніх системах, ніж у нашій Галактиці, оскільки через проєкційний ефект віддалені одне від одного скупчення можуть виглядати пов'язаними між собою.

Морфологія та класифікація Розсіяні скупчення можуть бути як розрідженими групами з кількох зір, так і великими агломераціями, що включають тисячі членів. Вони, зазвичай, складаються з добре розрізнюваної щільної серцевини, оточеної розсіянішою «короною» із зір. Діаметр серцевини зазвичай становить а корони — 40 св. р. Стандартна зоряна щільність у центрі скупчення становить (для порівняння: в околицях Сонця це число дорівнює