Звездное скопление

Если мы рассмотрим некоторую механическую систему из п материальных точек, то для изучения движения как всей системы, так и отдельных ее точек целесообразно силы, действующие на любую точку системы, разделить на внутренние и внешние. Силы, с которыми действуют друг на друга точки или тела данной механической системы, мы будем называть внутренними силами. Например, силы взаимного тяготения планет солнечной системы будут для этой системы внутренними. Силы, с которыми действуют на точки или тела данной механической системы точки или тела, не входящие в состав этой системы, мы будем называть внешними силами. Так, если мы изучаем движение какой-либо планеты солнечной системы, то действующие на эту планету силы, обусловленные притяжением звезд и звездных скоплений, будут силами внешними. [c.545]

Звездные скопления [1, 3, 50, 51]. Полное число скоплений в Галактике — около 20 000. [c.1215]

Рассеянные звездные скопления (табл. 45.25) представляют собой группы из нескольких сотен или тысяч звезд. Их массы примерно равны 10 Л/0, размеры [c.1215]

Изучение звезд в скоплениях нашей и других галактиках позволяет получить чрезвычайно ценную информацию о возрасте галактик, эволюции звезд и т. д. В брошюре приводятся различные сведения об этих скоплениях, сообщается о неожиданном открытии рентгеновского излучения от шаровых звездных скоплений, которое ученые связывают с наличием черных дыр в центральных районах этих космических объектов. [c.143]

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ — гравитационно связанные группировки звёзд одинакового возраста и совместного происхождения. Различают шаровые скопления (ШС) и рассеянные скопления (P ). В Галактике ШС отличаются от P не столько внеш. видом (бедные звёздами ШС очень похожи по виду на рассеянные), сколько большим возрастом и характерным для старых звёздных систем хим. составом. [c.65]

Долгопериодические цефеиды Звезды класса В Рассеянные звездные скопления Звезды класса О Темные (пылевые) туманности Сверхновые звезды [c.985]

Сюда относилась и теория внутреннего строения звезд, рассматриваемых как совокупности множества материальных частиц, движущихся под действием космических сил, проблемы динамики звездных скоплений, исследования общих свойств движения материальной частицы в сопротивляющейся среде (внутри космического облака, например, или в атмосфере звезды или планеты) или под действием притяжения переменной во времени массы (излучающая звезда), изучение форм ветвей спиральных туманностей и рассмотрение ряда других задач, которые можно было бы встретить при изучении движений тел Солнечной системы или при изучении движений в галактиках, звездных скоплениях и туманностях. [c.342]

В последнее время широко развивается применение законов газовой динамики к астрофизическим явлениям. Теория эволюции звезд, звездных скоплений, черных дыр и других чрезвычайных явлений в космическом пространстве не может обойтись без законов газовой динамики. Изучается интересное явление — образование ударных волн при столкновении солнечного ветра с межзвездной средой. Оба эти материальных объекта чрезвычайно разрежены. Однако космические аппараты уже позволяют обнаружить в космосе явления, идентифицируемые как ударные волны. [c.14]

Многие естественные небесные тела (звезды, большие планеты, некоторые их спутники, шаровые звездные скопления) имеют форму, весьма близкую к сферической, а распределение материи внутри них, вероятно, близко к сферическому закону. [c.106]

Движения больших планет солнечной системы и движения звезд в звездном скоплении, движения спутников и движения малых планет и комет, движения межпланетных станций и космических кораблей, движение мельчайшей частицы космической пыли и движение сгущения в первоначальной туманности — все эти задачи, по крайней мере на первом этапе своего исследования, основываются на схеме движения материальных точек, взаимно притягивающихся по закону Ньютона. [c.326]

В качестве третьего примера центральной возмущающей силы рассмотрим задачу о движении одиночной звезды внутри шарообразного звездного скопления (или шарообразного газового облака) с массивной центральной массой гпо. [c.596]

Каждая из перечисленных выше проблем (обмена, захвата и т. п.) представляла собой задачу большой трудности. В них затрагивались проблемы, как писал Владимир Михайлович, возникающие в областях, где математика и механика граничат с философией происхождение и судьба Солнечной системы, эволюция звездных скоплений и т. п. В настоящее время проблема финальных движений полностью решена. В 1953 году Кирилл Александрович Ситников доказал возможность [c.10]

Исследование качественных свойств решений задачи трех тел продвинулись сравнительно далеко в направлении изучения финальных движений, т. е. поведения решений при i ос. Давний и стойкий интерес, который проявляют к этим вопросам как специалисты, так и не специалисты, вполне объясним. Здесь затрагиваются проблемы, возникающие в области, где математика и механика граничат с философией происхождение и судьба Солнечной системы, эволюция звездных скоплений и т. д. [c.39]

В последние десятилетия благодаря созданию быстродействующих ЭВМ стал развиваться раздел небесной механики, в котором в качестве главного инструмента исследования используются численные методы. В этом разделе рассматривается движение трех или нескольких (а иногда и многих) тяготеющих масс. Значительный прогресс в изучении указанной проблемы, не поддающейся решению обычными методами, оказался возможным благодаря применению ЭВМ. Численные методы применяются не только при анализе движения спутников вокруг планет или эволюции планетных орбит, но также и при исследовании образования двойных звезд и динамики звездных скоплений. [c.7]

Галактика имеет форму линзы, причем Солнце расположено в ее экваториальной плоскости на расстоянии примерно в две трети радиуса Галактики от ее центра. Доказательством этому служит тот факт, что Млечный Путь на небесной сфере вытянут вдоль большого круга. Центр Галактики лежит в направлении созвездия Стрельца. Вокруг галактического диска в концентричной с ним сфере располагаются шаровые звездные скопления. [c.22]

Галактические, или рассеянные, звездные скопления [c.27]

ТИКИ ПО оценкам составляет 10 лет, то, как видно, некоторые скопления по сравнению с ней настолько молоды, что процесс их образования может иметь место и в наши дни. С другой стороны, есть скопления, сравнимые по возрасту с нашей Галактикой. Следовательно, такие скопления должны обладать устойчивостью по отношению к возмущающему гравитационному воздействию со стороны ядра Галактики, близлежащих газовых и пылевых облаков и случайно вторгающихся в их окрестность звезд. Способностью переносить такие возмущающие воздействия могут обладать не все рассеянные скопления в отличие от шаровых скоплений, имеющих высокую плотность и насчитывающих от десятков тысяч до миллионов звезд. Вопросы устойчивости рассеянных звездных скоплений, имеющих различную форму, различное число и концентрацию звезд, так же как и в случае шаровых скоплений, привлекают к себе внимание многих исследователей. [c.28]

Важную роль играют Г.— Р. д. звездных скоплений, звёзды к-рых сформировались из вещества практически одного и того же хим. состава и имеют одинаковый возраст. При построопии этих диаграмм пет необходимости знать абс. звёздные величины, можно использовать визуальные звёздные величины, т. к. все звёзды скопления паходятся на практически одинаковом расстоянии от Солнца. Более того, совмещая ГП звёзд скопления со стандартной ГП, можно осуп ествить абс. калибровку Г. Р. д. звёзд скопления. На рис. 4 показана схематич. комбпнир. Г.— Р. д. нескольких типичных рассеянных звёздных скоплений и одного шарового скопления. Во всех скоплениях есть звёзды ГП, однако начинается она при разных абс. звёздных величинах. Положение точки поворота ГП и светимость ярчайших звёзд ГП характеризуют возраст скопления. Яркие [c.444]

Те же самые факторы определяют предел разрешения зрительных труб или фотокамер, предназначенных для наблюдения земных объектов. При нормальных условиях освещенности каждая точка наземного объекта рассеивает свет и участвует в формировании изображения независимо от соседних точек. Ситуация здесь фактически такая же, как при построении изображения звездного скопления. По этой причине термин самосветящийся объект зачастую с определенной степенью вольности используется в обоих контекстах для краткого указания на объекты, изображения которых строятся при некогерентньк условиях. В случае зрительной трубы или фотокамеры изображение каждой точки объекта, служащей источником, также не является точкой, а представляет собой дифракционную картину апертуры объектива (ср. с разд. 1.3.1). (Мы не будем рассматривать роль окуляра при формировании изображения телескопом или микроскопом, о котором речь идет ниже, поскольку он представляет собой вторичный элемент оптической схемы и не является главным источником искажений.) [c.34]

Уже в 1917 г. было известно, что спектральные линии отдаленных звездных скоплений (т. н. спиральных туманностей) смеп ены преимуп ественно к красному концу (АЯ > 0), чтодеСиттер объяснил наличием члена sin , изменяюп его длину волны именно в этом направлении. В этом видели подтверждение ф-лы (15), хотя она, строго говоря, относится лишь к пустому миру, и опровержение ф-лы (14). В настоящее время (1930 г.) расстояния до многих спиральных туманностей измерены при этом оказалось, что линии в их спектрах смещены почти всегда к красному концу. Красное смещение довольно хорошо удовлетворяет эмпирич. ф-ле [c.182]

Звезды сферич. составляющей Галактики (звезды с большими пространств, скоростями) имеют иную С.-с. д. (рис. 2). Главная последовательность, вернее заменяющая ее последовательность звезд-субкарликов, не имеет голубых звезд и начинается с класса А. Расположение звезд вдоль ветви гигантов таково, что, чем краснее звезда, тем больше ее светимость. Провал Герцнгирунга заполнен переменными звездами тина шаровых скоплений (с периодом от 0,1 — до 0,(> суток). (. .-с. д. звезд сферич. составляющей отражает последоват. стадии эволюции звезд, имеющих возраст, сравнимый с возрастом Галактики. С,.-с. д. звездных скоплений и общая С,.-с. д. с успехом ш нользуются для проверки теории звездной эволюции. [c.42]

ЦЕФЕ ИДЫ — физич. переменные звезды, характеризующиеся строгой периодичностью изменения блеска. По длине периода Ц. делятся на два типа коротко-периодич. Ц. (звезды тина RR Лиры) с периодами от 0,07 до 1,3 суток и долгопериодич. Ц. с периодами от 1,1 до 70 суток. Короткопериодические Ц. принадлежат к сферич. составляющей нашей Галактики, часто встречаются среди звезд шаровых звездных скоплений и, но-видимому, пред- [c.394]

М. рассеянного звездного скопления может быть онределена из подсчета звезд — членов скопления, и оценки М. каждой звезды по ее светимости. М. шарового звездного скопления трудно оценить путе.м подсчета звезд, если в центр, части сконления отдельные звезды сливаются в одно светящееся пятно. С у-ществует ряд методов, основанных на статистич. принципах, для оценки М. шарового скопления. Гак, напр., из еириала теоремы для изолированной стационарной системы 27 -j- Q == О, где Г — кине-тич., Q — нотенциальная энергия системы, следует ф-ла аК = 800(А1/) г, где Д1/ — отклонения лучевой скорости отдельных звезд от среднего ее значения (т. е. от лучевой скорости скопления как целого), (AV) — среднее квадратич. отклонение, г — радиус скопления в парсеках. Другой метод основан на подсчете числа звезд различных видимых (а следовательно, и различных абс.) звездных величий, т. е. на определении т. и. ф-ции светимости скопления ф(А7) и вычисления М. скопления как суммы произведении [c.152]

С физической точки зрения уравнения (8.2)-(8.3) и (8.18) описывают движение бесстолкновителъной среды движущиеся по различным траекториям частицы не взаимодействуют друг с другом (в частности, среда настолько разрежена, что ее частицы проходят друг сквозь друга не сталкиваясь). Модель бесстолкновительной среды с потенциальным полем начальных скоростей используется в астрофизике для объяснения образования звездных скоплений (соответствующие ссылки можно найти в [9]). [c.94]

Применение астрофизической теории внутреннего строения звезд к диаграмме Герцшпрунга—Рессела, построенной для шарового скопления, позволяет определить нижнюю границу возраста скопления. Оказалось, что в среднем возраст шаровых скоплений составляет 6-10 лет, причем дисперсия этой величины очень мала. Следовательно, система шаровых звездных скоплений является устойчивой на больших астрономических интервалах времени. [c.27]

Галактические, или рассеянные, звездные скопления — это системы, содержащие от десятка до нескольких тысяч звезд. В большинстве случаев число звезд колеблется от 50 до 200. Такие системы имеют только приблизительно сферическую форму некоторые из них имеют неровные контуры, а их диаметры составляют от 1,5 до 5 ПС. В отличие от шаровых звездных скоплений рассеянные скопления располагаются в галактическом диске. Для определения числа рассеянных скоплений в нашей Галактике проводились различные оценки, однако они остаются весьма приближенными, поскольку темные облака в плоскости Галактики скрывают от нас, по-видимому, большую часть скоплений, расположенных вблизи этой плоскости. Сейчас известно по крайней мере 800 рассеянных скоплений, причем такие наиболее известные скопления, как Плеяды, Гиады и группа Большой Медведицы, расположены достаточно близко. Это позволяет проводить детальные исследования входящих в них звезд и их собственных движений. В отличие от шаровых скоплений, возраст которых, по-видимому, составляет около 6 10 лет, возраст галактических скоплений лежит в диапазоне от 2-10 до 6-10 лет. Например, возраст трех рассеянных скоплений Лих Персея, Плеяд и Гиад равен соответственно 5 10 , 2 10 и 4-10 лет. Поскольку возраст нашей Галак- [c.27]

С момента появления быстродействующнх вычислительных ма-IJ1IIH (около двадцати лет назад) они использовались астрономами для решения многих различных задач. К числу этих задач относится и интегрирование динамических систем на больших промежутках времени. Употребленное здесь слово большой может внести путаницу, поскольку его значение очень сильно изменилось за последние 15 лет. Задача, для решения которой раньше требовалось много часов машинного времени, теперь может быть решена за несколько минут. Мы, применяя слово большой , обычно будем и.меть в виду задачи, решение которых с достаточно высокой точностью требует использования всей мощности имеющейся в нашем распоряжении вычислительной системы обычно подразумевается, что такие задачи требуют десятков часов машинного времени. Мы ограничимся задачами, типичными для Солнечной системы, н не будем рассматривать проблемы, связанные с более сложными динамическими системами, к которым можно отнести задачи звездных скоплений (задачи п тел, когда п > 10) (см., например, [191) задачи динамики сплошной среды (см., например, [111). [c.271]

Одна теория, опирающаяся на многочисленные исследования с помощьюЭМВ моделей звездных скоплений, состоящих из небольшого числа звезд, позволяет предположить, что звезды формируются из межзвездной среды в виде небольших групп. В следующей главе мы увидим, что подобные группы обычно проявляют тенденцию к неустойчивости. Некоторые звезды ускользают из групп, и возникают одна или больше двойных систем. Тройные и более высокого порядка подсистемы могут возникать подобным же путем. Кроме того, было высказано предположение, что, когда исходная группа звезд конденсируется из межзвездного облака, некоторые пары оказываются настолько тесными, что они почти сразу оказываются связанными гравитационно. Теория правдоподобна, но не объясняет существование такого большого количества очень тесных двойных. [c.475]

Смотреть страницы где упоминается термин Звездное скопление : [c.239] [c.239] [c.23] [c.23] [c.80] [c.80] [c.143] [c.57] [c.341] [c.42] [c.42] [c.42] [c.394] [c.152] [c.607] [c.139] [c.12] [c.29] [c.1230] [c.460] [c.283] [c.287] [c.685]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...