Зіркові скупчення - Фізична енциклопедія
ЗІРКОВІ СКОПЛЕННЯ - гравітаційно пов'язані угруповання зірок однакового віку та спільного походження. Розрізняють кульові скупчення (ШС) та розсіяні скупчення (PC). У Галактиці ШС відрізняються від PC не так внеш. видом (бідні зірками ШС дуже схожі на вигляд на розсіяні), що більшим віком і характерним для старих зоряних систем хім. складом.Кульові скупчення. Типове ШС має характерний кулястий вигляд: у ряді випадків воно може бути дек. сплюснутим. У ШС виділяють компактне ядро, концентрація зірок у якому досягає 10 4 -10 5 пк - 3 , проміжну зону з різким падінням концентрації і розріджену, але велику і масивну корону. Зірки ШС рухаються у регулярному гравітації. поле, створюване всією масою скупчення, зрідка відчуваючи тісні зближення з сусідніми зірками і при цьому різко змінюючи швидкість. Зірки ядра поповнюють корону і потім через обурення з боку Галактики залишають скупчення; його маса безперервно зменшується. У Галактиці відомо 142 ШС. Вони зустрічаються у всьому обсязі Галактики та сильно концентруються до її ядра. Повне число ШС (багато з яких брало через поглинання світла пилової матерією в диску Галактики не видно), згідно з оцінками,
300–500. Через велику віддаленість від Сонця (до найближчого ШС не менше 2 кпк) ШС є складними для вивчення об'єктами. Простір. Швидкості переважної більшості ШС невідомі. Їх визначено лише променеві швидкості близько 100-200 км/с (хаотич. швидкості зірок у самих ШС
10 5 -10 6 років, у ШС
10 7 років). Разом з газом йде частина зірок зі швидкостями більше параболічної. Спочатку майже однорідному 3. с. з'являється щільне ядро і широка розріджена корона, розміри якої визначаються масою 3. с. та його відстаннювід центру Галактики (тобто припливними силами з боку Галактики). Швидка фаза поч. колапсу 3. с. змінюється повільнішою стадією квазистаціонарної еволюції. Її "двигун" - тісні парні зближення зірок, що викликають помітні зміни їх швидкостей. На цій стадії завершується встановлення квазірівноважного розподілу зірок по швидкостях, близького до максвелловського (див. також Зоряна динаміка). У результаті зоряних зближень невелика частка зірок набуває швидкостей, достатніх для звільнення з 3. с. Повна маса та енергія 3. с. зменшуються. Змінюється і будова 3. с.- воно як би підлаштовується під величини маси, що змінюються, і повної енергії. Напрямок перебудови - тобто ущільнення або дисипація ядра - залежить від відносної ефективності сил гравітації 3. с. та приливних сил з боку Галактики. Так, у ШС найважливішу роль відіграють самогравітація та процес втрати зірок. Втрачаючи масу та енергію, ядро у зростаючому темпі ущільнюється. Розвиток нестійкості ядра та його колапс мають відбуватися за час
3.10 10 – 10 11 років. PC більшою мірою схильні до дії приливних сил, і нестійкість виражена в них не так яскраво. На пізньому етапі еволюції 3. с., безпосередньо попередньому колапсу ядра, мабуть, важливим є вплив тісних подвійних зірок. При зближенні з одиночними зірками тісні пари в середньому стають тіснішими, тобто зменшують свою енергію. Т. о., тісна подвійна система діє як ефективне джерело енергії, що "розігріває" 3. с. Це призводить до уповільнення і, можливо, навіть до зупинки колапсу ядра та його розширення. На динамічні. Еволюцію PC впливають реліктові (тобто спочатку існували) пари, тоді як у ШС тісні подвійні системи можуть утворитися перед самим колапсом ядра. Не залишаютьсяпостійними і орбіти 3. з., особливо наиб. масивних. Рухаючись у просторі серед одиночних зірок Галактики, масивні ШС зазнають т.з. динаміч. тертя, що виникає в результаті гравітації. фокусування вільних зірок позаду 3. с. Через динаміч. тертя орбіта ШС повільно округляється, та її розміри зменшуються. У міру наближення до центру Галактики ШС зазнає зростаючого припливу Галактики, що прискорює його розпад. Нек-рая частка зірок гало і диска Галактики є вихідцями з PC і ШС, частина яких вже розпалася, а інші втрачають зірки і в даний час. Вивчення PC та ШС як комплексів, населених зірками одного віку та однакового хім. складу, дає найбагатшу інформацію про будову та шляхи еволюції зірок разл. мас, а також про шкалу відстаней у Всесвіті. А. С. Расторгуєв.