Рассеянное звёздное скопление NGC 346 Скопления второго класса — рассеянные — встречаются только в пределах полосы Млечного Пути или вблизи него. По сравнению с шаровыми они обладают меньшей звёздной плотностью и менее чёткой формой.
Шаровые скопления — старейшие объекты Млечного Пути. Они образовались одновременно с нашей Галактикой, и их возраст превышает 12 млрд. лет. Крупнейшие шаровые скопления содержат свыше миллиона звёзд и имеют диаметры от 20 до 100 пк. Сейчас известно свыше 150 шаровых скоплений, всего же их в Галактике может быть несколько сотен.
Звёздными скоплениями называют группы звёзд, связанных общим происхождением, общим положением в пространстве и общим движением. Во второй половине XX столетия добавился ещё один тип звёздных группировок — ассоциации.
Рассеянных скоплений известно гораздо больше, чем шаровых, хотя открывать их значительно труднее. Из-за низкой звёздной плотности их легко спутать с «посторонними» звёздами, наблюдаемыми в том же направлении. Всего сейчас обнаружено более 1200 рассеянных скоплений. Самые известные из близких скоплений — Плеяды и Гиады в созвездии Телец. Как правило, рассеянное скопление состоит из нескольких сотен или тысяч звёзд, наиболее богатые содержат около 10 тыс. членов.
Звёздные ассоциации — это группировки гравитационно несвязанных или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением. Возраст входящих в ассоциации объектов составляет до нескольких десятков миллионов лет.
Протяжённость звёздных ассоциаций порядка 100 пк, и они более разрежены, чем скопления: в ассоциации может содержаться от нескольких до нескольких десятков горячих голубых звёзд высокой светимости. Некоторые звёзды в ассоциациях настолько молоды, что ещё не сформировались окончательно.
Поскольку массы ассоциаций и рассеянных скоплений невелики, то гравитационное поле не в состоянии долго противодействовать их разрушению, поэтому со временем они растворяются в звёздном океане Галактики.
Более подробные исследования показали, что различия между шаровыми и рассеянными скоплениями не ограничиваются внешним видом, количеством звёзд и степенью скученности. Они распространяются также на химический состав, положение в Галактике, возраст и типы звёзд, входящих в скопление.
Новые мощные наблюдательные инструменты позволяют изучать скопления не только в нашей, но и в других, иногда очень далёких галактиках. В целом разделение скоплений на основные типы обнаруживается и там, хотя, конечно, диапазон их свойств оказывается гораздо шире, чем в одной только нашей Галактике.
Молекулярные облака и межзвёздный газ
Невооружённому глазу пространство между звёздами представляется пустым, но это впечатление ошибочно. Ещё в XIX в. российский астроном В. Я. Струве предположил, что оно заполнено поглощающим веществом, которое мешает наблюдать далёкие звёзды. В начале XX в. это предположение подтвердил американский астроном Роберт Трюмплер, доказавший, что свет звёзд действительно ослабевает по пути к земному наблюдателю.
Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве неравномерно. Оно имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Области повышенной плотности поглощающего межзвездного вещества наблюдаются как тёмные туманности, например Угольный Мешок в созвездии Южный Крест или Конская Голова в созвездии Орион.
![]()
Туманность Конская Голова Теперь мы знаем, что свет звёзд поглощают мельчайшие пылинки, но они представляют собой лишь «верхушку айсберга». Удалось выяснить, что помимо пыли между звёздами имеется большое количество невидимого газа, масса которого почти в сто раз превосходит массу пыли. Он состоит из атомов и молекул, перемешан с пылью и пронизывается космическими лучами и электромагнитным излучением, которые также можно считать составляющими межзвёздной среды. Кроме того, межзвёздная среда оказалась слегка намагниченной. Её магнитное поле примерно в 100 тыс. раз слабее магнитного поля Земли и вытянуто вдоль спиральных рукавов.
Как же астрономы наблюдают межзвёздный газ? Молодые горячие звёзды помогают нам увидеть нагретый газ, т.к. их ультрафиолетовое излучение нагревает окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его как светлую газовую туманность.
Более холодный газ наблюдают радиоастрономическими методами. Атомы водорода в разреженной среде излучают радиоволны на длине волны около 21 см, кроме того, многие другие молекулы также излучают в радиодиапазоне на определенных частотах. Поэтому от областей холодного межзвёздного газа непрерывно распространяются потоки радиоволн.
Химический состав межзвёздного газа, независимо от его температуры, оказался близок к составу Солнца. Около 70% по массе приходится на самый лёгкий элемент в природе — водород, около 28% — на гелий, а остальные 2% — на более тяжёлые элементы. При этом для межзвёздного газа характерен очень большой разброс физических параметров и он крайне неоднороден по плотности и температуре.
Полная масса межзвёздного газа в Галактике очень велика, она превышает 10 млрд. масс Солнца. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см3. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек.
* * *
Газовые туманности
Туманностью называют участок межзвёздной среды, который выделяется на небе своим излучением или поглощением излучения. Они состоят из пыли, газа и плазмы. До 20-х гг. прошлого столетия туманностями называли любые неподвижные протяжённые светящиеся астрономические объекты. Такие объекты называются диффузными. Со временем выяснилось, что среди туманностей встречаются галактики и звёздные скопления, которые раньше не удавалось разрешить на звёзды.
В 1787 г. Шарль Мессье, французский астроном, член Парижской академии наук, занимавшийся поиском комет, составил каталог неподвижных диффузных объектов, похожих на кометы. Из-за несовершенства существовавших тогда астрономических приборов в каталог Мессье попали не только туманности, но и галактики (например, галактика M131, которую часто называют туманностью Андромеды), а также шаровые звёздные скопления, такие как M113 — скопление Геркулеса.
Для наблюдений межзвёздной среды чаще всего приходится использовать либо радиотелескопы, если речь идёт о холодном газе, либо ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, если речь идёт о корональном газе. Однако в некоторых случаях межзвёздное вещество можно прекрасно наблюдать и в обычные телескопы. Это происходит тогда, когда вещество светится под воздействием близкой звезды либо просто отражает свет этой звезды.
В результате на небе появляются слабосветящиеся пятна — светлые эмиссионные туманности. Самая яркая газовая туманность такого типа — Большая туманность Ориона. Она видна в бинокль, а при хорошем зрении её можно заметить и невооружённым глазом — чуть ниже трёх звёзд, расположенных в одну линию, образующую Пояс Ориона. Расстояние до этой туманности около 1000 световых лет.
Области ионизованного газа вокруг горячих звёзд можно представить в виде «машины», которая перерабатывает невидимое ультрафиолетовое излучение звезды в видимое излучение, спектр которого содержит линии различных химических элементов.
Газовые туманности могут иметь различные оттенки — зеленоватые, розоватые и другие — в зависимости от температуры, плотности и химического состава газа. Например, зелёным цветом в газовых туманностях светится кислород.
Структура газовых туманностей крайне разнообразна. Одни имеют форму кольца, в центре которого иногда видна тусклая звёздочка, — это планетарные туманности. Другие имеют неправильную форму. Некоторые из них при наблюдении через светофильтр, пропускающий свет той или иной спектральной линии, распадаются на отдельные волокна. Такова Крабовидная туманность — известный пример остатка взорвавшейся звезды.
Туманность Конская Голова