8.4. Рассеянные и шаровые скопления

Звезды в основном образуются группами. Некоторые из таких групп оказываются достаточно плотными и массивными, чтобы существовать продолжительное время, другие слишком малы и быстро распадаются под влиянием внешних воздействий и собственной динамики.

Звезды в основном рождаются группами из молекулярных облаков.

Выделяют несколько типов групп звезд. Основные из них – это шаровые скопления (обычно наиболее массивные и старые), открытые (или иначе – рассеянные) скопления и звездные ассоциации (самые легкие и молодые).

Шаровые скопления получили свое название в 1789 г. от Уильяма Гершеля. В нашей Галактике известно более 150 шаровых скоплений. Полное их число может быть на несколько десятков больше. Это старые образования с типичным возрастом около 10 млрд лет и более. Их размер составляет до нескольких десятков световых лет. Они движутся по вытянутым орбитам под разным наклоном к диску, иногда уходя от центра Галактики на сотни тысяч световых лет.

Шаровые скопления – одни из самых старых образований в Галактике.

Массы шаровых скоплений обычно составляют около 100 000 масс Солнца, а самые тяжелые из них достигают нескольких миллионов солнечных. Вся эта масса в основном определяется звездами, газа и темного вещества в скоплениях немного. Отсутствие большого количества газа приводит к тому, что новые поколения звезд не возникают, все звезды в скоплениях старые, а значит – маломассивные. А поскольку шаровые скопления формировались давно, когда содержание тяжелых элементов в газе было меньше, они имеют низкую металличность.

Существует несколько сценариев образования шаровых скоплений. Основной предполагает коллапс крупного молекулярного облака, способного быстро породить много звезд без существенной потери газа. Условия для этого существовали в прошлом, когда галактики активно росли за счет слияний и поглощений, на красных смещениях z = 2–3 (около 10–12 млрд лет назад). К сожалению, пока мы не можем непосредственно наблюдать процесс формирования шаровых скоплений в столь далеком прошлом, в нашей Галактике такие процессы не идут уже более 8–10 млрд лет. Однако процесс образования молодых массивных скоплений, сходных по своим характеристикам с шаровыми, можно наблюдать в некоторых сливающихся галактиках, где в настоящее время реализуются типичные для эпохи с z = 2–3 условия.

В шаровых скоплениях за счет взаимодействия звезд образуется много рентгеновских двойных систем.

Часть шаровых скоплений нашей Галактики образовалась в ее спутниках, а потом была захвачена вместе со своими галактиками. Кроме того, некоторые скопления сами могли быть небольшими галактиками или центральными звездными скоплениями галактик, но с тех пор были не только захвачены нашей, но и существенно «ободраны». Разумеется, чем массивнее галактика и чем больше спутников она поглотила, тем больше у нее шаровых скоплений. В случае центральных галактик (как М87) счет может идти на многие тысячи массивных скоплений.

Шаровые скопления могут насчитывать до нескольких миллионов звезд.

Массивное, но недостаточно плотное скопление может быть быстро разрушено вскоре после образования, в первую очередь приливными силами гигантских молекулярных облаков. Чтобы выжить, скопление должно образоваться вне диска, а затем быстро уйти на высокие орбиты, и условия для этого вновь обеспечиваются при слиянии галактик. Кроме того, не выживают изначально легкие и разреженные скопления, что приводит к нижнему пределу на начальную массу этих объектов порядка нескольких десятков тысяч масс Солнца.

Шаровые скопления в основном образовались около 10–12 млрд лет назад (z = 2–3), когда был велик темп слияния галактик и формирования звезд.

Из-за высокой концентрации звезды в шаровых скоплениях активно взаимодействуют друг с другом. Это приводит к нескольким важным эффектам. Во-первых, эволюционирует скопление в целом: выделяется более плотное ядро, куда оседают массивные звезды и их остатки (когда-то была популярной идея о существовании массивных черных дыр в центрах скоплений, однако теперь ясно, что это не так: по крайней мере, если черные дыры и встречаются в шаровых скоплениях, то происходит это достаточно редко), а двойные системы с массивными звездами «разогревают» население скопления (т. е. не позволяют звездам приобрести совсем малую энергию), не давая сформировать единый массивный объект. Во-вторых, тесные сближения приводят к образованию двойных звезд или обмену компонентами систем, благодаря чему мы видим в шаровых скоплениях много рентгеновских источников, являющихся двойными системами с аккрецирующими компактными объектами.

Рассеянные (или так называемые открытые) скопления – это более молодые объекты, возникающие и в настоящее время. Одним из самых известных рассеянных скоплений являются Плеяды, хорошо видимые на нашем небе невооруженным глазом. Возраст Плеяд – 120–130 млн лет, а расстояние до них – около 400 световых лет.

Главное отличие открытых скоплений от ассоциаций состоит в том, что скопления изначально являются гравитационно связанными объектами, но за сотни миллионов или миллиарды лет постепенно разрушаются, поскольку возникают в диске галактики, где много внешних воздействий. И скопления, и ассоциации возникают в результате формирования звезд в крупном молекулярном облаке. В скоплениях концентрация звезд обычно составляет несколько штук в кубическом парсеке, что при размере в несколько парсек приводит к полной численности до 100 000 звезд (хотя обычно в скоплениях лишь несколько тысяч объектов). В ассоциациях концентрация на порядок меньше, а размеры – больше. Соответственно, эти образования из десятков или сотен звезд изначально не связаны гравитационно, и после рассеяния газа сами быстро распадаются на масштабе времени порядка десятков миллионов лет. Типичный возраст рассеянных скоплений составляет порядка 100 млн лет, но есть и долгожители с возрастом несколько миллиардов.

Рассеянные скопления и ассоциации возникают в диске Галактики и в настоящее время.

Открытые скопления в основном возникают в спиральных рукавах, и их используют для отслеживания структуры спирального узора нашей Галактики. Все звезды рассеянного скопления или ассоциации имеют примерно один возраст и химический состав. А вот в шаровых скоплениях наблюдается много примеров звезд с разным составом, для объяснения чего придумано несколько моделей. Также существуют шаровые скопления, где звездное население различается и по возрасту (возможно, это как раз «ободранные» карликовые галактики).

Звездные ассоциации не связаны гравитационно и быстро распадаются.

Наблюдать рассеянные скопления, особенно на больших расстояниях, непросто. Известно несколько тысяч таких скоплений в радиусе до 6000 световых лет от Солнца. Их поверхностная плотность составляет около 100 на квадратный килопарсек, что дает оценку полного числа таких скоплений в Галактике – около 100 000. Количество звезд в ассоциациях еще меньше, поэтому наблюдать их еще сложнее, и сейчас в солнечной окрестности (примерно 6000–7000 световых лет) известно около сотни таких образований. По всей видимости, данные космического телескопа Gaia помогут существенно продвинуться в вопросе изучения скоплений и ассоциаций.