Звездное скопление шаровое

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]

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]

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]

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]

Средняя абсолютная звездная величина связана у цефеид с периодом изменения блеска. Зависимость период — светимость несколько различна для звезд, концентрирующихся к галактической плоскости (классические цефеиды), и звезд, встречающихся в шаровых скоплениях (звезды населения II), [c.982]

В звездное население П типа входят красные карлики, красные гиганты, короткопериодические цефеиды, шаровые скопления. Звездное население И типа образует ядра галактик и преобладает в областях, удаленных от основной плоскости спиральных галактик. [c.985]

До сих пор мы считали, что если не рассматривать звездные подсистемы, называемые шаровыми скоплениями, то каждая звезда движется в пространстве по своей собственной орбите. Однако более чем для половины звезд это не так. [c.23]

Шаровые скопления представляют собой компактные звездные системы, содержащие большое число звезд. Сейчас в нашей Галактике известно около 120 шаровых скоплений, однако на основании изучения множества таких скоплений, принадлежащих соседним галактикам, можно предположить, что в действительности их число близко к 1000. [c.25]

ООО ООО). При этом звездная плотность (т. е. число звезд в кубическом парсеке) быстро растет от периферии к центру скопления. Число звезд в скоплении определить очень трудно. Если фотография делается с небольшой выдержкой, то теряется большая часть слабых звезд с другой стороны, при большой выдержке в центре скопления получается расплывшееся пятно, где изображения отдельных звезд сливаются и их невозможно сосчитать. Однако даже в центре скопления, где звездная плотность может быть в 1000 раз больше, чем в окрестности Солнца, вероятность столкновения двух звезд очень мала. Тем не менее, если бы человека перенесли на планету, находящуюся вблизи центра шарового скопления, то вид звездного неба привел бы его в трепет. Вместо нескольких звезд первой величины и пары тысяч слабых звезд наблюдатель увидел бы тысячи звезд первой величины и десятки тысяч более слабых объектов. В самом деле в центре скопления 47 Тукана свет звезд по оценкам эквивалентен свету нескольких тысяч полных лун. [c.26]

Форма Галактики (уплощенный диск с центральным вздутием и сферическое гало из звезд и шаровых скоплений) позволяет предположить, что Галактика — вращающаяся система. Наблюдения соседней галактики М31 в Андромеде указали на наличие у нее вращения, и в настоящее время нет сомнений в том, что подавляющее большинство звездных систем вращаются. [c.493]

Одной из подобных групп звезд являются переменные типа RR Лиры. Они входят в состав звездного населения II, имеющего гораздо больший возраст, чем звезды населения I в галактическом диске. С этой точки зрения шаровые скопления также оказываются высокоскоростными звездами , точнее, объектами, движущимися даже еще медленнее по отношению к Местной группе, чем звезды типа НН Лиры, и образующие почти сферическое распределение вокруг галактического центра. Эти скопления также состоят из старых звезд населения П. Отсюда следует вывод, что Галактика состоит из набора подсистем, причем чем старте подсистема, тем более сферической она оказывается. В указанную схему укладывается даже галактическое ядро оно представляет собой сплюснутый сфероид, состоящий из звезд населения 11. [c.510]

Рассмотрим теперь кратко динамику сферических звездных систем, например рассеянных скоплений и шаровых скоплений, которые, как свидетельствуют наблюдения, существуют в нашей [c.510]

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]

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]

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]

Наблюдате.1ь иа планете, обращающейся вокруг звезды, которая в свою очередь движется по круговой орбите радиуса г вокруг центра шарового звездного скопления с однородной плотностью р и радиусом Л. Этот наблюдатель обнаруживает, что асимметрия звездных движений для быстродвих щихся звезд определяется скоростью V относительно звезды наблюдателя. Доказать, что скорость движения С звезды наблюдателя по своей орбите определяется выра жением [c.518]

ЗВЕЗДНАЯ ДИНАМИКА — область астрономии, изучающая строение, устойчивость и эволюцию звёздных систем. Осп. объектами изучения 3. д. являются шаровые и рассеянные звёздные скопления внутри галактик, галактики в целом, а также скопления галактик. 3. д. зародилась в нач. 20 в. Основы её были заложены в трудах А. С. Эддингтона (А. S. Ed-dington) и Дж. X. Джинса (J. Н. Jeans). [c.60]

Один из наиболее важных классов звездных систем включает все те системы, у которых распределение масс сферически-сим-метрично (например, шаровые скопления или эллиптические галактики типа ЕО по классификации Хаббла, которые не имеют никакой видимой эллиптичности). В таком случае потенциал и оказывается функцией только расстояния г от центра системы, так что [c.492]

Если звезды никогда не покидают сферическую систему, то последняя стремится со временем прийти в равновесное состояние. В систе.ме может существовать. максвелловское распределение скоростей тогда звездная плотность начинает описываться изотермической политропой. Звездная система с таким поведением действует как сферическая масса газа, в которой звезды играют роль молекул или атомов. Политропиым газовым шарам посвящена огромная литература в ней подробно описываются решения уравнения Эмдена, дающего связь между давлением, плотностью и кинетической температурой частиц. Плюммер, Цейпель и Эдинг-тон были Б числе тех, кто применил теорию политропных газовых шаров к сферическим системам, подобным шаровым скоплениям. На самом деле это применение способно дать лишь приближенные результаты, поскольку непрерывный уход звезд из системы в конце концов приведет систему к полному распаду. [c.516]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...