Связь основных звездных величин, Молодые звездные коллективы - Рождение и жизнь звезд

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давно уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически одно и то же - цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рессел (рис.1).

Молодые звездные коллективы

Большой интерес представляют не только индивидуальные молодые звезды, но и их коллективы. Молодые звезды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится слой межзвездного газа. На нашем небосводе молодые звезды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если темной летней ночью внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные "звездные облака". Насколько они реальны и какую ступень в эволюции вещества отражают? Эти обширные группировки молодых звезд получили название звездные комплексы. Их характерные размеры - несколько сот парсек.

Исторически первыми были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звезд - рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звезд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звезды, но все же живут довольно долго: в среднем около 500 млн. лет, а иногда и несколько миллиардов.

Часто молодые плотные скопления окружены разреженной короной из таких же молодых звезд. Нередко подобные короны встречаются сама по себе, без центрального скопления. Их называют звездными ассоциациями.

Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь массивные и яркие члены ассоциации - звезды спектральных классов О и В. Поэтому такие группировки именуются ОВ-ассоциациями. У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5-10 км/с, которое началось с самого рождения звезд. Причина расширения, вероятно, в том, что массивные горячие звезды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и изгоняют его из области звездообразования. С уходом газа эти области лишаются 70-95% своей массы и уже не могут удержать быстро движущиеся звезды, которые вслед за газом покидают место своего рождения.

Ассоциации недолговечны через 10-20 млн. лет они расширяются до размера более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звезд фона. Это создает иллюзию, что ассоциации - редкие группировки звезд. В действительности они рождаются не реже скоплений, просто разрушаются быстрее.

Похожие статьи




Связь основных звездных величин, Молодые звездные коллективы - Рождение и жизнь звезд

Предыдущая | Следующая