Очерки о Вселенной

В. А. Амбарцумян выделил на небе группы звезд, которые он назвал ассоциациями. Звезды в ассоциации имеют одинаковые физические признаки и разбросаны гораздо сильнее, чем звезды рассеянных скоплений. Последние сами часто входят в состав ассоциаций. Амбарцумян назвал О-ассоциациями группы горячих звезд, содержащих звезды класса О или ранние звезды класса В, и Т-ассоциациями - группы, содержащие переменные звезды типа Т Тельца. Ассоциации выделяют на небе по видимому скучи-ванию таких немногочисленных звезд. Реальность такого видимого скучивания звезд классов О и В требует тщательной проверки. Дело в том, что в Млечном Пути много облаков темной материи. В прорывах между ними существуют просветы - «коридоры видимости». В таком коридоре далекие горячие звезды видны среди более близких и получается лишь видимая большая плотность их на данной площади, в то время как в пространстве такого тесного скучивания их нет.

Но даже тогда, когда оно есть, взаимное тяготение между звездами ассоциации мало, так как они далеки друг от друга и звезды из этой области будут постепенно разбредаться. Установить такое их разбегаыие пока трудно и его существование является предметом споров. По мнению В. А. Амбарцумяна, в О-ассоциациях рождаются и горячие звезды и более холодные - это колыбели их, наряду со звездными скоплениями. Размеры ассоциаций являются промежуточными между размерами рассеянных звездных скоплений и больших звездных облаков.

Шаровые звездные скопления, известные в числе около сотни, имеют своего типичного представителя в лице звездного скопления в Геркулесе, видимого в бинокль как туманная звездочка примерно 6-й звездной величины. Лишь сильный телескоп, а в особенности фотография, показывают, что тут существует целое скопление звезд в форме шара, сильно концентрирующихся к его центру. Тут сотни тысяч звезд, из которых мы видим только ярчайшие. Звезды более слабые по блеску, в частности такие, как Солнце, невидимы. Из-за удаленности от нас и многочисленности звёзды, особенно вблизи центра, сливаются в одно сплошное светлое сияние.

Расстояния до шаровых звездных скоплений долго были загадкой, пока среди их населения не были обнаружены цефеиды. Представьте себе, что в крошечной области неба, занятой скоплением, вы открываете одну, вторую, третью, наконец, десяток цефеид, тогда как вокруг скопления на большом расстоянии вы их не находите ни одной. Может ли это быть случайным совпадением?

Рис. 166. Шаровое звездное скопление

Одна цефеида, более близкая к нам, чем скопление, или более далекая, может проектироваться на скопление - это будет «случайность». Если из всех цефеид в этой области и вторая проектируется там же, это можно назвать «совпадением». Но если их проектируется туда десяток и больше, это уже не может быть, как говорят, «привычкой», ибо привычек у звезд нет. Это может означать лишь то, что цефеиды действительно находятся в самом шаровом скоплении, являются его членами. Наличие цефеид дало возможность определить расстояния до ряда шаровых скоплений, а затем и их размеры. До тех из них, в которых цефеид не оказалось, расстояния, по предположению Шепли (США), можно было определить по видимому блеску наиболее ярких звезд. Для наиболее далеких скоплений, представляющихся пятнышками, в которых отдельных звезд не видно, расстояния можно было определить по видиглым угловым размерам и по видимому суммарному блеску, так как истинные линейные размеры и суммарная светимость у всех шаровых скоплений оказались примерно одинаковыми.

Одно из ближайших к нам шаровых скоплений - то, что находится в Геркулесе, отстоит от нас на 20 000 световых лет, его диаметр - сотня световых лет. Наиболее далекие из шаровых скоплений отстоят от нас на 230 000 световых лет.

Диаграмма спектр - светимость для звезд шаровых скоплений значительно отличается от такой диаграммы для рассеянных скоплений и для окрестностей Солнца. Там существуют и несколько иные типы звезд. Сравнение подобных диаграмм для разных звездных систем позволяет сделать важные заключения о жизненном пути звезд и их систем. Об этом мы узнаем из главы 11.

Немецкий астроном Бааде, работавший в США, впервые указал на существование двух типов звездного населения, имеющих различие и в их распределении в пространстве. Исследования советского астронома Б. В. Кукаркина и его сотрудников показали, что объекты с различными физическими характеристиками (например, переменные звезды различных типов, звездные скопления различного вида и т. п.) входят в состав более разнообразных составляющих нашей звездной системы: плоскую, сферическую и промежуточную. Имеются веские основания предполагать, что объекты, входящие в различные составляющие, имеют разное происхождение и возраст.