свет от звезд сливается и различить отдельные звезды невозможно. Но это на фотографии. А на самом деле даже в центральных областях шаровых скоплений расстояния между звездами огромны по сравнению с размерами самих звезд. Конечно, в центре шаровых скоплений звезды располагаются значительно
ближе друг к другу, чем, на-
Рис. Шаровое скопление ? Центавра
пример, в окрестности Солнца.
Если в рассеянных скоплениях преобладают горячие бело-голубые звезды гиганты и сверхгиганты, а красных и желтых гигантов очень мало, а таких же сверхгигантов и вовсе нет, то в шаровых скоплениях все наоборот: очень много звезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых звезд сверхгигантов и очень мало бело-голубых звезд гигантов. Бело-голубые сверхгиганты и вовсе отсутствуют. Специалисты говорят, что звездное население шаровых скоплений совершенно иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Так, в шаровых скоплениях много переменных звезд, тогда как в рассеянных скоплениях переменных звезд очень мало. Более того, переменные звезды, которые там есть, совсем не такие, как в шаровых скоплениях. Они намного больше излучают света в пространство. Периоды изменения их блеска равны нескольким дням или десяткам дней, тогда как шаровые скопления изобилуют короткопериодически-ми цефеидами с периодом изменения блеска меньше суток. Кроме того, в рассеянных скоплениях звезд обычно много газа и пыли, тогда как в шаровых скоплениях газа и вовсе нет. Пыли же в шаровых скоплениях или нет, или же ее очень мало.
Все эти различия имеют очень глубокий смысл. Он проявляется и в отличии диаграммы цвет — видимая звездная величина. У шаровых скоплений звезд эта диаграмма отличается от типовой для звезд рассеянных скоплений. На рисунке 12 представлена диаграмма шарового скопления NGC 5272. Для построения этой диаграммы цвет — видимая звездная величина использовались результаты наблюдений с помощью самого крупного в мире телескопа с диаметром объектива 5 метров. Специалисты определили цвета звезд до 21-й видимой звездной величины. Если скопление удалено от нас на расстояние 14 кпс, то это соответствует абсолютной звездной величине звезд +5m,3. Наиболее полно представлена последовательность желтых и красных гигантов. В верхней части диаграммы она переходит в последовательность крас-
Рис. 12. Диаграмма цвет — видимая звездная величина
шарового скопления NGC 5272
ных гигантов. Слабые звезды главной последовательности также многочисленны. Это относится, главным образом, к той части главной последовательности, которая расположена на диаграмме ниже и правее места, где начинается ветвь гигантов. Яркие звезды главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной, около +1m,0. На диаграмме у этой последовательности посередине имеется пробел. На самом деле он заполнен не приведенными на диаграмме, но имеющимися в шаровом скоплении короткопериодическими цефеидами.
Сравните рис. 12 с рис. 8 ирис. 9, и вы убедитесь в принципиальном различии шаровых и рассеянных скоплений. Этим различием специалисты пользуются в том случае, когда скопление далеко и плохо наблюдается из-за сильного поглощения света межзвездной пылью. В таких случаях диаграмма позволяет однозначно сказать, какое это скопление — шаровое или рассеянное.
Шаровые скопления состоят из большого количества звезд и являются плотными. Они резко выделяются среди других объектов Галактики. Шаровые скопления видны на очень больших расстояниях. Уже открыто 119 шаровых скоплений, которые входят в состав нашей Галактики.
Как мы видели, рассеянные скопления звезд сосредоточены главным образом в плоскости Галактики или очень близко к ней. Шаровые же скопления звезд распределены практически по всей Галактике. Многие из них значительно удалены от плоскости Галактики. По сути, все шаровые скопления образуют как бы сферу, которая проникла в Галактику, и даже выходит за ее пределы, как это показано на рисунке 13.
Поскольку шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от этого центра, то почти все они должны наблюдаться в одной половине неба, именно в той, где на-
Рис. 13. Система шаровых скоплений, окружающая Галактику
ходится центр Галактики. Поскольку центр всей совокупности шаровых скоплений совпадает с центром Галактики, то, определив направление на этот центр и расстояние до него, можно определить центр нашей звездной системы при наблюдении Галактики с ребра Если полагать, что в каждом из известных шаровых скоплений в среднем находится немногим менее миллиона звезд, то общее число звезд в шаровых скоплениях составит около 100 миллионов. Но в относительном измерении это немного, только одна десятая процента всех звезд нашей Галактики.
ЗВЕЗДНЫЕ АССОЦИАЦИИ
Звездные ассоциации являются молодыми образованиями Галактики. Наиболее горячие звезды — гиганты расположены на небе как бы отдельными гнездами. Как правило, в таком гнезде (О-ассоциации) имеется два-три десятка звезд — горячих гигантов спектральных классов О и В0, В1, В2. Каждая такая ассоциация занимает большой объем — несколько десятков или сотен парсек. В этой области, как и в других местах Галактики, много звезд-карликов, звезд средней светимости и два-три десятка горячих гигантов. Однако относительно общего количества звезд их число пренебрежимо мало. Поэтому звездная ассоциация не создает существенной дополнительной силы притяжения и не может удерживать в себе звезды, которые находятся внутри ассоциации. Горячие гиганты движутся со скоростями в 5 — 10 км/с. Поэтому им требуется всего несколько сотен тысяч лет или, самое большее, несколько миллионов лет для того, чтобы уйти из ассоциации. То, что горячие гиганты находятся в ассоциациях, означает, что они являются молодыми звездами, что они недавно образовались и еще не успели уйти из ассоциации. Все открытые О-ассоциации лежат около плоскости симметрии Галактики и находятся ближе 3,5 кпс. Половина из них находится ближе 1,5 кпс. Можно полагать, что именно на этом расстоянии до 1,5 кпс все ассоциации уже выявлены. Общее число ассоциаций в Галактике составляет 2800. Это число определено следующим образом. Ученые считают, что повсюду около плоскости Галактики О-ассоциации располагаются с такой же частотой, как и в районе Солнца. Учитывая, что радиус Галактики составляет 15 кпс, и принимая в расчет, что уже открыто 82 О-ассоциации на расстоянии до 1,5 кпс, определяется число О-ассоциаций в Галактике — оно равно (82: 3) 100. Считается, что в каждой звездной ассоциации в среднем имеется 30 звезд классов О и В0, В1, В2. Если все гиганты самых ранних спектральных классов входят в О-ассоциации, то общее число этих звезд в Галактике составит 80 000.
Есть и другие звезды, которые располагаются гнездами. Это переменные звезды особого класса — карлики с эмиссионными линиями в спектре. Их называют переменными типа Т Тельца. Дело в том, что звезда Т в созвездии Тельца была первой такой исследованной звездой. Группы этих звезд обладают малой общей звездной плотностью. Они неустойчивы, как и О-ассоциации. Их специалисты назвали Т- ассоциациями. По размерам они меньше О-ассоциаций. Светимость звезд, составляющих Т-ассоциации, невысока. Поэтому они видны на сравнительно небольших расстояниях. Полагают, что в Галактике существует несколько десятков тысяч Т-ассоциаций звезд.
Изучение ассоциаций привело исследователей к пониманию того, что в Галактике наряду со старыми звездами есть также молодые и даже очень молодые звезды. Отсюда следует очень важный вывод: звездообразование в Галактике — это длительный процесс. Более того, образование звезд происходит и
