Два типа звездных скоплений и их характеристика. Типы звёздных скоплений

Звездными скоплениями астрономы называют динамически связанные между собой группы, содержащие в себе большое количество звезд и различающихся по виду и звездному составу. По внешнему виду различают две группы звездных скоплений: рассеянные скопления, включающие в себя десятки и сотни звезд, и шаровые скопления, в которых может составлять десятки и сотни тысяч.

Рассеянные звездные скопления

фото: Шаровое звездное скопление m55

Шаровые звездные скопления

На диаграмме цвет - видимая звездная величина для звезд шаровых звездных скоплений обычно четко выделяется характерная горизонтальная ветвь, или ветвь гигантов, соединенная с главной последовательностью, а также сама главная последовательность, которая начинается в области с меньшими светимостями, чем на обычной диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Иногда в шаровых скоплениях можно заметить значительное количество переменных звезд, чаще всего типа RR Лиры, позволяющие определить расстояния до этих объектов.

В 1947 г. советский астрофизик Виктор Амбарцумян вместе с сотрудниками обнаружил особые группы звезд, которые были названы звездными ассоциациями. Это группы звезд определенного типа, звездная плотность которых намного больше средней звездной плотности звезд этого типа в Галактике. Ученые выделили два типа . Первый - О-ассоциации - включает звезды ранних спектральных классов от О до В2, величина которых составляет десятки и сотни парсеков, т.е. многократно превышающие размеры рассеянных звездных скоплений. Ассоциации второго типа включают звезды типа τ Тельца и поэтому получили название τ-ассоциаций.

рис. Диаграмма цвет - видимая звездная величина шарового скопления М3

По современным данным, не менее 70% звезд Галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звезды (как, например, наше Солнце) - это, скорее, исключение из правил. Но нередко звезды собираются и в более многочисленные "коллективы" – звездные скопления. Звездное скопление - группа звезд, расположенных в пространстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождением и взаимным тяготением. Все входящие в скопление звёзды находятся от нас на одном расстоянии (с точностью до размеров скопления) и имеют примерно одинаковый возраст и химический состав, но в то же время они находятся на разных стадиях эволюции (определяемой начальной массой каждой звезды), что делает их удобным объектом для проверки теорий происхождения и эволюции звезд. Различаются два вида звездных скоплений: шаровые и рассеянные. Первоначально такое разделение было принято по внешнему виду, но по мере дальнейшего изучения стало ясно, что шаровые и рассеянные скопления непохожи буквально во всем - по возрасту, звездному составу, характеру движения и т.д.

Шаровые звездные скопления насчитывают в своем составе от десятков тысяч до миллионов звезд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутая форма (которая, по-видимому, является признаком осевого вращения скопления). Но известны и бедные звездами скопления, по внешнему виду неотличимые от рассеянных (например, NGC 5053), и отнесенные к шаровым по характерным особенностям диаграммы "спектр-светимость". Двум самым ярким из шаровых скопленияй присвоены обозначения омега Центавра (NGC 5139) и 47 Тукана (NGC 104), как обычным звездам, поскольку благодаря значительному видимому блеску (+3.m6 и +4.m1 соответственно) они хорошо видны невооруженным глазом, но только в южных странах. А в средних широтах северного полушария для невооруженного глаза доступны, хотя и с трудом (даже для темного незасвеченного неба), только два - в созвездиях Стрельца (М22) и Геркулеса (М13).

Омега Центавра - одно из ярчайших и по абсолютной звездной величине, для него она составляет -10.m2, в то время как у одного из слабейших (NGC 6366) - всего -5.m. Линейные диаметры шаровых скоплений в основном составляют от 15 до 200 пк, при этом концентрация звезд в их центральных областях достигает тысяч и десятков тысяч в 1 пк3 (в окрестностях Солнца - всего 0.13 звезды на 1 пк3). Видимые угловые размеры зависят и от линейного диаметра, и от расстояния до скопления, и поэтому различаются сильнее. Самое крупное - это опять омега Центавра (54" - более чем в полтора раза больше видимого диаметра Луны!), а из видимых в средних широтах северного полушария - М4 в Скорпионе (34", и к тому же оно - одно из ближайших, до него 2 кпк) и уже упомянутое М22 в Стрельце (32"). У самых мелких видимый угловой размер составляет около 1".

Шаровых скоплений в Галактике в настоящее время известно около 150, но очевидно, что это только небольшая часть из существующих на самом деле (полное их число оценивается примерно в 400-600). Их распределение по небесной сфере неравномерное - они сильно концентрируются к галактическому центру, образуя вокруг него протяженное гало. Примерно половина из них расположена не дальше 30 градусов от видимого центра Галактики (в Стрельце), т.е. в области, площадь которой составляет лишь на 6% от всей площади небесной сферы. Такое распределение является следствием особенностей обращения шаровых скоплений вокруг центра Галактики, характерное для объектов сферической подсистемы - по сильно вытянутым орбитам. Один раз за период (108-109 лет) шаровое скопление проходит через плотные центральные области Галактики и её диск, что способствует "выметанию" межзвездного газа из скопления (наблюдения подтверждают, что газа в этих скоплениях очень мало). Некоторые шаровые скопления находятся так далеко от центра Галактики (NGC 2419 - 100 кпк), что их можно отнести к межгалактическим.

Диаграмма "спектр-светимость" у шаровых скоплений имеет характерную форму из-за отсутствия массивных звезд на ветви главной последовательности. Это свидетельствует о значительном возрасте шаровых скоплений (10-12 млрд. лет, т.е. они формировались одновременно с образованием самой Галактики) - за такое время запасы водорода исчерпываются у звезд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную последовательность (и чем больше начальная масса звезды - тем быстрее), образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в шаровых скоплениях самыми яркими звездами являются красные гиганты. Кроме того, в них наблюдаются переменные звезды (особенно часто - типа RR Лиры), а также - конечные продукты эволюции массивных звезд (в ходящие в тесные двойные системы с нормальной звездой белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры), проявлющие себя в виде рентгеновских источников разных типов. Но в общем в шаровых скоплениях двойные звезды встречаются редко. Следует отметить, что в других галактиках (например, в Магеллановых Облаках) найдены типичные по внешнему виду шаровые скопления, но со звездным составом небольшого возраста, и поэтому такие объекты считаются молодыми шаровыми скоплениями. Еще одна особенность шаровых скоплений - пониженное содержание тяжелых (тяжелее гелия) элементов в атмосферах входящих в них звезд. По сравнению с их содержанием в Солнце звезды шаровых скоплений обеднены этими элементами в 5-10 раз, а в некоторых скоплениях - до 200 раз. Эта особенность характерна для объектов сферической составляющей Галактики и также связана с большим возрастом скоплений - их звезды формировались из первичного газа, в то время как Солнце было образовано значительно позже и содержит в себе тяжелые элементы, образованные ранее проэволюционировавшими звездами.

Рассеянные звездные скопления содержат относительно немного звезд - от нескольких десятков до нескольких тысяч, и ни о какой правильной форме здесь, как правило, уже речи не идет. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В том же созвездии находится еще одно скопление - Гиады - группа слабых звезд вокруг яркого Альдебарана.

Раасеянных звездных скоплений известно около 1200, но считается, что их в Галактике их гораздо больше (порядка 20 тысяч). Они также распределены по небесной сфере неравномерно, но, в отличие от шаровых скоплений, сильно концентрируются к плоскости Галактики, поэтому практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути, и в основном удалены не более 2 кпк от Солнца. Этим фактом объясняется, почему наблюдается столь малая доля из общего количества скоплений - многие из них слишком далеки и теряются на фоне высокой звездной плотности Млечного Пути, или скрыты поглощающими свет газово-пылевыми облаками, также сосредоточенными в галактической плоскости. Как и другие объекты диска Галактики, рассеянные скопления обращаются вокруг галактического центра по орбитам, близким к круговым. Диаметры рассеянных скоплений от 1.5 пк до 15-20 пк, а концентрация звезд составляет от 1 до 80 на 1 пк3. Как правило, скопления состоят из относительно плотного ядра и более разряженной кроны. Среди рассеянных скоплений известны двойные (как, например, хи и аш Персея) и кратные, т.е. группы, характеризуемые их пространственной близостью и сходными собственными движениями и лучевыми скоростями.

Главное отличие рассеянных скоплений от шаровых - большое разнообразие диаграмм "спектр-светимость" у первых, вызванное различиями их возрастов. Самым молодым скоплениям - около 1 млн. лет, самым старым - 5-10 млрд. Поэтому и звездный состав рассеянных скоплений отличается разнообразием - в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты, переменные различных типов - вспыхивающие, цефеиды и т.д. Химический состав звезд, входящих в рассеянные скопления, достаточно однороден, и в среднем содержание тяжелых элементов близко к солнечному, что типично для объектов диска Галактики.

Другая особенность рассеянных скоплений - что они нередко бывают видны совместно с газовопылевой туманностью - остатком облака, из которого звезды этого скопления когда-то образовались. Звезды могут разогревать или освещать "свою" туманность, делая ее видимой. Известные всем Плеяды (см. фото) тоже погружены в голубую холодную туманность. В галактике рассеянные скопления могут быть только там, где много газовых облаков. В спиральных галактиках, таких, как наша, такие места в изобилии встречаются в плоской составляющей галактики, и молодые скопления служат неплохими индикаторами спиральной структуры, поскольку за время, прошедшее с момента формирования, они не успевают удалиться от спиральных ветвей, в которых это формирование происходит.

Особой разновидностью рассеянных скоплений являются движущиеся скопления , для которых удается точно измерить собственные движения входящих в него звезд. Примерами таких скоплений являются Гиады, Плеяды, Ясли и некоторые другие. Продолжения направлений этих движений (либо назад, либо вперед) пересекаются в точке, называемой радиантом - это схождение параллельных линий вследствии перспективы. Изучение таких скоплений имеет фундаментальное значение по причине того, что знание собственных движений звезд, их лучевых скоростей и угловых расстояний до радианта позволяет вычислить полную пространственную скорость этих звезд, а следовательно - точное расстояние до них (точнее, чем методом тригонометрического параллакса). А знание расстояния даёт возможность хотя бы для одного скопления "откалибровать" диаграмму "спектр-светимость", т.е. привязать её к абсолютным звездным величинам. Такая привязка очень важна для определения расстояний до других скоплений по получаемым непосредственно из наблюдений диаграммам "спектр-видимый блеск", поскольку совмещение главной последовательности такой диаграммы и "откалиброванной" сразу даёт разность между видимой и абсолютной величинами, зависящую только от расстояния. В качестве "опорного" скопления удобнее всего использовать Гиады, как самое близкое (40 пк), и можно без преувеличения сказать, что до недавнего времени (до запуска миссии HIPPARCOS) на Гиадах держалась вся шкала межзвездных расстояний.

Звездные ассоциации - разреженные группы звезд, возраст которых не превышает нескольких десятков миллионов лет (при этом самым молодым из них - не более миллиона лет). Обычно звездная ассоциация имеет размер 50-100 пк и содержит от нескольких звезд до нескольких сотен, тем самым отличаясь от молодых звездных скоплений большим размером и меньшей плотностью звезд. Притяжение между звездами в ассоциациях обычно слишком мало, чтобы удержать их вместе, и поэтому ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) - всего за 10-20 млн. лет они расширяются настолько, что их звезды уже не выделяются на фоне других звезд. Существование в Галактике звездных скоплений и ассоциаций самого различного возраста неопровержимо свидетельствует о том, что звезды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звездообразования продолжается и в настоящее время. Примером звездной ассоциации является группа молодых голубых звезд в созвездии Ориона, ядром которых является "трапеция Ориона".

Не только входящие в скопления звезды, но и сами скопления не вечны. Расстояния между звездами в рассеянных скоплениях относительно велики, а значит - малы и силы гравитационного взаимодействия. За миллионы лет вследствие приливного действия Галактики скопления постепенно распадаются - входящие в них звезды все больше удаляются друг от друга и постепенно утрачивают гравитационные связи. Иногда по общему движению и расстоянию до группы звезд можно угадать в ней бывшее рассеянное скопление. Такие группы называются звездными потоками . Мало кому известно, что 5 звезд Ковша Большой Медведицы входят в одну из таких групп (см. фото слева), расположенную особенно близко к Солнцу (примерно 28 пк), и поэтому занимет на небе большую площадь. Этот поток состоит примерно из 100 звёзд, среди которых - Гемма (альфа Северной Короны), и даже Сириус!

В теме о звездных скоплениях нелишне будет напоследок упомянуть и об астеризмах - характерных конфигурациях (нередко - правильной формы, либо напоминающей контур какого-то предмета), образуемых случайными, никак друг с другом не связанными звездами. Астеризмами считаются и крупные образования, вроде фигур созвездий (например, главные звезды фигуры Ориона носят название астеризма "Бабочка"), и даже - сразу нескольких созвездий (так, Вега, Денеб и Альтаир образуют хорошо известный "весенне-летний треугольник"), и совсем мелкие, видимые в бинокль или телескоп (например, астеризм "Вешалка" в Лисичке). Никакого научного интереса астеризмы не представляют, но с эстетической точки зрения бывают достаточно эффектными.

На ночном небосклоне в ясную погоду можно увидеть множество маленьких светящихся огней - звезд. На самом деле их размеры могут быть огромны и в сотни, а то и тысячи раз превышать величину Земли. Они могут существовать обособлено, но иногда образуют звездное скопление.

Что такое звезды?

Звезда представляет собой массивный шар, состоящий из газа. Она способна удерживаться за счет силы собственной гравитации. Звездная масса, как правило, больше планетарной. Внутри них происходят термоядерные реакции, которые способствуют излучению света.

Звезды образуются в основном из водорода и гелия, а также пыли. Их внутренняя температура может доходить до миллионов Кельвинов, хотя внешняя гораздо меньше. Основными характеристиками для измерения этих газовых шаров являются: масса, радиус и светимость, то есть энергия.

Невооруженным глазом человек может увидеть приблизительно шесть тысяч звезд (по три тысячи в каждом полушарии). Самую близкую к Земле мы видим только днем - это Солнце. Оно находится на расстоянии 150 миллионов километров. Ближайшая к нашей солнечной системе звезда называется Проксима Центавра.

Рождение звезд и скоплений

Пыль и газ, присутствующие в неограниченных количествах в могут сжиматься под действием Чем плотнее они сжимаются, тем большая температура образовывается внутри. Уплотняясь, вещество набирает массу, и если она будет достаточной для осуществления ядерной реакции, то возникнет звезда.

Из газопылевого облака часто формируется сразу несколько звезд, которые захватывают друг друга в и формируют звездные системы. Таким образом, существуют двойные, тройные и другие системы. Больше десяти звезд образуют скопление.

Звездное скопление представляет группу звезд общего происхождения, которые связаны друг с другом гравитацией, и в поле галактики движутся как единое целое. Их разделяют на шаровые и рассеянные. Кроме звезд, скопления могут содержать газ и пыль. Объединенные общим происхождением, но не связанные гравитацией группы небесных светил называют звездными ассоциациями.

История открытий

Люди с древнейших времен наблюдали за ночным небом. Однако долгое время считалось, что небесные светила равномерно распределены на просторах Вселенной. В XVIII веке астроном Уильям Гершель бросил очередной вызов науке, сказав, что на некоторых участках звезд явно больше, чем в других.

Немного раньше его коллега Шарль Мессье отметил существование на небе туманностей. Наблюдая за ними в телескоп, Гершель выяснил, что это не всегда так. Он увидел, что иногда звездная туманность - скопление звезд, которые кажутся пятнами, если смотреть на них невооруженным глазом. Обнаруженное он назвал «кучами». Позже было придумано иное имя этим явлениям галактики - звездные скопления.

Гершелю удалось описать около двух тысяч скоплений. В XIX веке астрономы определили, что они отличаются по форме и размерам. Тогда были выделены шаровые и рассеянные скопления. Подробное изучение этих явлений началось только в XX веке.

Рассеянные скопления

Между собой скопления различаются количеством звезд и формой. Рассеянное звездное скопление может включать от десяти до нескольких тысяч звезд. Они достаточно молодые, их возраст может составлять всего несколько миллионов лет. Такое звездное скопление не имеет четко очерченных границ, обычно оно находится в спиральных и неправильных галактиках.

В нашей галактике обнаружено около 1100 скоплений. Живут они недолго, так как их гравитационная связь слаба и легко может разорваться из-за прохождения рядом с облаками газа или другими скоплениями. «Потерявшиеся» звезды становятся одиночными.

Скопления часто находятся на спиральных рукавах и возле галактических плоскостей - там концентрация газа больше. Они имеют неровные бесформенные края и плотную, хорошо различимую сердцевину. Рассеянные скопления классифицируют в соответствии с плотностью размещения, различиями в яркости внутренних звезд, а также отличимостью по сравнению с окружением.

Шаровые скопления

В отличие от рассеянных, шаровые звездные скопления имеют четкую шарообразную форму. Их звезды связаны гравитацией намного теснее, и вращаются вокруг галактического центра, исполняя роль спутников. Возраст этих скоплений во много раз превышает рассеянные, составляя от 10 миллиардов лет и выше. А вот по количеству они значительно уступают, в нашей галактике пока открыто около 160 шаровых скоплений.

Большая плотность звезд в скоплении часто приводит к столкновениям. В результате могут образовываться необычные классы светил. Например, когда члены двойной сливаются, возникает голубая отставшая звезда. Она гораздо горячее других голубых звезд и членов скопления. В ходе столкновений может возникать и другая экзотика космического пространства, такая как маломассивные рентгеновские двойные звезды и миллисекундные пульсары.

Звездные ассоциации

В отличие от скоплений, ассоциации звезд не связаны общим гравитационным полем, иногда оно присутствует, но его силы слишком мала. Они появились в одно время и имеют небольшой возраст, достигающий десятка миллионов лет.

Звездные ассоциации превышают в размерах молодые рассеянные скопления. Они более разрежены в космическом пространстве, и включают до сотни звезд в своем составе. Примерно десяток из них - горячие гиганты.

Слабое гравитационное поле не позволяет звездам долго находиться в ассоциации. Для распада им нужно от нескольких сотен тысяч до миллиона лет - по астрономическим меркам это ничтожно мало. Поэтому звездные ассоциации называют временными образованиями.

Известные скопления

Всего было открыто несколько тысяч скоплений звезд, некоторые из них видны невооруженным глазом. Наиболее близкими к Земле являются рассеянные скопления Плеяды (Стожары) и Гиады, расположенные в Первое содержит около 500 звезд, без специальной оптики из них различимы только семь. Гиады находятся рядом с Альдебараном и содержат около 130 ярких и 300 слабогорящих участников.

Рассеянное звездное скопление в также является одним из ближайших. Оно называется Ясли и содержит более двухсот членов. Многие характеристики Яслей и Гиад совпадают, поэтому существует возможность, что они образованы из одного газопылевого облака.

Легко различимо в бинокль звездное скопление в созвездии Волосы Вероники в северном полушарии. Это шаровое скопление М 53, открытое ещё в 1775 году. Оно находится на расстоянии более 60 000 световых лет. Скопление является одним из наиболее удаленных от Земли, хотя и легко различимо в бинокль. Огромное количество шаровых скоплений расположено в

Заключение

Звездные скопления представляют собой большие группы звезд, объединенные между собой силами гравитации. Они насчитывают от десяти до нескольких миллионов звезд, которые имеют общее происхождение. В основном выделяют шаровые и рассеянные скопления, различающиеся по форме, составу, размерам, количеству членов и возрасту. Кроме них, существуют временные скопления, называемые звездными ассоциациями. Их гравитационная связь слишком слаба, что неизбежно приводит к распаду и образованию обычных одиночных звезд.

Сферические / эллиптические: самые круглые - Е0, самые сплющенные Е7;
SО - промежуточные между спиральными и эллиптическими Галактиками;

спиральные: Sa - с короткими рукавами, толстыми спиралями, у Sc - ветви длинные, тонкие;

спиральные пересечённые", с перемычкой, из концов которой начинаются рукава (SВа, SВb, SВс);

неправильные Галактики (Irr).

Спиральная Галактика имеет форму диска с утолщением в центре - ядром. Из ядра исходят спиральные рукава, более или менее плотно прилегающих друг к другу. Ядро в основном состоит из старых звёзд, в то время как рукава состоят по большей части из молодых звёзд и газа, в основном - водорода. Все ветви - а их может быть одна, две или несколько - лежат в плоскости, совпадающей с плоскостью вращения Галактики. Поэтому Галактика имеет вид сплющенного диска. Спиральные Галактики окружены обширным тёмным, почти сферическим ореолом, который также состоит из старых звёзд.
Спиральные Галактики встречаются чаще других. К их числу относятся Галактика Млечного Пути, Галактика в Андромеде (М31), Галактика в Треугольнике (М33).

СОМБРЕРО

Галактика М104 в созвездии Девы.

Диаметр - около 110.000 световых лет.

Расстояние до Солнца – 40.000.000 световых лет.

ГОНЧИЕ ПСЫ

Ширина - около 60.000 световых лет.

Расстояние до Солнца – 35.000.000 световых лет.

Тип: гигантская спиральная галактика.

М 31 ТУМАННОСТЬ АНДРОМЕДЫ

Диаметр - около 150.000 световых лет. Расстояние до Солнца – 2.400.000 световых лет. Тип: гигантская спиральная галактика.

ГАЛАКТИКА МЛЕЧНОГО ПУТИ (ГМП)

17 млрд. лет назад началась образовываться наша ГАЛАКТИКА - МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ. Спиральная Галактика Млечного Пути - одна из множеств Галактик разной формы, существующих во Вселенной. См.

Магеллановы Облака - это карликовые Галактики. Наибольшие угловые их размеры на звёздном небе 8°для Большого Магелланова Облака (БМО) и 4° для Малого Магеланова Облака (ММО). Звёзды Магелановых Облаков сходны со звёздами спиральных рукавов нашей Галактики, которые для земного наблюдателя видятся как серебристое сияние Млечного Пути. В Магелановых Облаках много молодых и горячих ярких звёзд, очень много голубых сверхгигантов чрезвычайно высокой светимости.

БОЛЬШОЕ МАГЕЛАНОВО ОБЛАКО (БМО)

Галактика LMC в созвездии Золотой Рыбы.

Диаметр – 26.000 световых лет.

Расстояние до Солнца - 16. 000 световых лет.

На современных звёздных картах БМО попадает в созвездие Столовой Горы и Золотой Рыбы.

S Золотой Рыбы в БМО - ярчайшая из известных на сегодняшний день во Вселенной.

Тарантул - световая диффузная туманность БМО. Это самая крупная из известных туманностей в Местной группе Галактик. Внутри этой туманности с "неистовой скоростью" происходит процесс рождения новых звёзд. В центре туманности находится рассеянное скопление очень горячих голубых звёзд.

МАЛОЕ МАГЕЛАНОВО ОБЛАКО (ММО)

Галактика SMC в созвездии Тукана.

Диаметр - 16.000 световых лет.

Расстояние до Солнца – 212.000 световых лет.

Тип: галактика неправильной формы.

На современных звёздных картах ММО попадает в созвездие Тукана.

МЕТАГАЛАКТИКА

ЛОКАЛЬНАЯ ГРУППА - скопление, насчитывающее около 30 Галактик, среди которых Млечный Путь, Магелановы Облака и туманность Андромеды. Имеет неправильную форму, расстояние между наиболее удалёнными точками скопления оценивается в 6 млн. световых лет.

Ячеисто-сотовая структура Метагалактики

Исходя из выше сказанного, не трудно объяснить видимые в Метагалактике образования, напоминающие пчелиные соты с размерами ячеек в 100-300 миллионов световых лет. Характерной особенностью ячеисто-сотовой структуры состоит в том, что внутренняя полость ячеек (войды) выглядит практически пустой, а все галактики и их скопления собраны в кластеры или вдоль так называемых "стенок", оконтуривающих ячейки.

Образование додекаэдра с внутренними шестнадцатью полостями формируется после второго этапа квантования. Но квантование пространства на этом этапе не заканчивается. Оно продолжится в каждой из вновь созданной хронооболочке много раз, образуя все новые и новые миллиарды систем по фрактальному типу.

Войды

В додекаэдрической структуре первого порядка образуются более мелкие додекаэдрические структуры второго порядка и т. д. Возможно, что они дополняются икосаэдрическими структурами, т.к. оба многогранника (додекаэдр и икосаэдр) легко перестраиваются друг в друга. Икосаэдро-додекаэдрическая структура хронооболочек образует крупномасштабную ячеисто-сотовую структуру Метагалактики. Скопления и сверхскопления галактик образуются в икосаэдро-додекаэдрических структурах меньшего уровня.

Вселенная в момент инфляции представляет собой псевдопространство, заполненное невидимыми ячейками, наподобие пчелиных сот, где в качестве ячеек находились раздувающиеся пузыри хронооболочек. Причем каждая такая ячейка содержала внутри себя будущее скопление или сверхскопление галактик, исполненных внутренними невидимыми хрональными оболочками будущих галактик и звездных систем по матрешечному типу, образуя фракталы Вселенной. Каждая хронооболочка в свернутом состоянии представляет собой гравитационный веерный диполь в связанном состоянии. Как только к такому диполю начинает поступать энергия, он «раскрывается», преобразуясь в пространство и материю.

Предел дифференциации по горизонтали определяется критической плотностью образующегося вещества. Раскрывающиеся хронооболочки стремительно увеличивают свое пространство, но вещество начинает формироваться только тогда, когда выделенная энергия превысит некоторое предельное значение. Поэтому в самый начальный момент инициации диполя плотность вещества равна нулю. Когда плотность вещества достигает порядка примерно 10-20 г/см3, начинается следующий этап в дифференциации - вертикальный. Он характеризуется тем, что новая образующаяся подсистема относится не к нулевому, а к первому модулю ИСМ, что позволяет ей занимать одно и то же место в пространстве. Т.е. пространства нулевого и первого модуля становятся пересекающимися множествами.

Пределом дифференциации Метагалактики являются галактики, поскольку в их формировании явно выражена вертикальная дифференциация. Эволюционно развитые галактики представляют собой двух-системные образования. К ним относятся спиральные галактики, в которых помимо хронооболочки нулевого модуля – сферической подсистемы, существует хронооболочка первого модуля – дисковая подсистема галактики.

Таким образом, в качестве элементарной структурной единицы Метагалактики будем считать галактику. Точно так же в строении обычного вещества его пределом являются молекулы. Потому что на уровне молекул начинается новая ступень в организации материи. Благодаря одинаковости молекул, мы видим вещество однородным, с присущим только ему определенными физико-химическими свойствами. Так же и в Метагалактике. Вся она состоит их плотной упаковки хронооболочек галактик, которые играют ту же роль, что и молекулы в веществе. В этом смысле Метагалактика супероднородна, т.к. вся она состоит из одних и тех же структурных элементов – галактик, играющих роль «молекул» в «супервеществе» Вселенной.

Циклические этапы в Метагалактике

Если рассматривать Метагалактику с точки зрения циклических этапов, т.е. ее относительного возраста, то можно отметить, что мы видим ранний этап развития Метагалактики, т.е. видим ее молодой. О чем свидетельствует интенсивное скопление галактик вдоль ребер додекаэдра, образующих так называемые «стенки» скоплений и сверхскоплений. Но это несколько упрощенный взгляд, на самом деле ситуация несколько сложнее. Когда мы наблюдаем другие галактики, то мы смотрим не только в даль, но и в прошлое, что связано с конечностью скорости света. Поэтому такое представление связано с тем, что свет, дошедший до нас от этих космических объектов, отправился тогда, когда додекаэдр только формировался.

Объяснение этому факту можно найти в следующем. Можно предположить, что в момент инфляции хронооболочка Вселенной дробилась «бессчетное» количество раз. Одновременно образовались миллиарды и миллиарды хронооболочек галактик, заполнившие собой всю Вселенную. Хронооболочки галактик образовались одновременно, но их количество конечно. В первый момент все хронооболочки представляют собой гравитационные диполи в свернутом виде. Все одновременно развернуться они не могут, т.к. находятся в неравных условиях. Раньше всего себя проявят те галактики, к которым энергия поступает интенсивнее всего. А это происходит вдоль ребер додекаэдра. Также легче «зажигаются» звезды галактик на периферии системы, т.е. там, где нет такого сильного давления, как в центре.

Поэтому все видимое вещество наблюдается вдоль «стенок» или «сшивок» между собой хронооболочек. Еще раз поясню, это связано с тем, что, во-первых, в местах «сшивки» хронооболочек амплитуда выделяющейся энергии возрастает за счет суммирования двух потоков обеих хронооболочек, текущих в одном направлении, что помогает звездообразовательному процессу. Во-вторых, раздвигание пространства на краю хронооболочки происходит легче и проще, чем в ее середине. Поэтому галактики на периферии проявляются значительно раньше, чем внутри. Перемещение звездообразования происходит от периферии к центру хронооболочки. Чем старше возраст (цикл), тем кучнее скопления галактик в центре первичной хронооблочки.

В результате чего в Метагалактике мы наблюдаем кластеры и войды (пустоты). Это достаточно хорошо видно по распределению галактик и их скоплений, т.е. "светящегося вещества". Практически весь "свет" находится в филаментах. В местах пересечения этих волокон располагаются сверхскопления. А в войдах - пусто. Большие войды занимают около 50 процентов объема Метагалактики. Поэтому на данном этапе развития с войдами связаны центральные области сфер хронооболочек высших уровней, в которых подсистемы внутренних хронооболочек находятся пока в виде свернутых диполей.

По мере того, как время жизни этих «первых» галактик вдоль ребер додекаэдра будет заканчиваться, они будут стареть и умирать. Зато на смену им будут «приходить» (проявляться) новые галактики, которые находятся ближе к центру сфер додекаэдра. Звездообразование постепенно будет перемещаться от ребер додекаэдра к центру его граней и далее к центру сферы хронооболочки. Поэтому по мере взросления Метагалактики войды будут «заполняться» все новыми и новыми галактиками, в то время как вдоль ребер додекаэдров галактики будут умирать и гаснуть. Следовательно, на более позднем этапе мы бы увидели шаровые сверхскопления галактик, не на границе сферических оболочек или гранях додекаэдра, а внутри пространственных сфер, расположенных на приблизительно одинаковых расстояниях друг от друга.

Со стороны «взросление» будет выглядеть так, будто вещество ячеек «перемещается» от ребер додекаэдра к его центру, а точнее к центру хронооболочки, где оно начинает как бы «кучковаться». Но это видимое представление. На самом деле галактики никуда не двигаются. Энергия выделяется в центре хронооболочки и дальше распространяется к периферии, а звездообразование начинается от периферии и двигается к центру хронооболочки.

В отличие от самой Метагалактики более низкие ее структурные уровни, т.е. скопления и сверхскопления галактик, находятся в более зрелой стадии своего развития. Вследствие этого в хронооболочках сверхскоплений мы наблюдаем «кучкование» вещества в ее центре. Т.е. мы отмечаем, что галактики как бы «переместились» к центру хронооболочки, где и образовали эти скопления. Когда мы сумеем развернуть нашу двухмерную картину звездного неба в трехмерный вариант, то вполне возможно, что мы сумеем увидеть эту грандиозную структуру.

По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления - вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что все звезды, входящие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой.

Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звездных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Открытые звездные скопления

Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении - где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.

Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд.

Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется.

Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд - тех самых, тысячи которых предстаьот перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.

Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи меж звездных облаков, из которых они воз никли. В звездную ассоциаци~о входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет.

Облака, в которых образуются звезды, сконцентрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.

Шаровые звездные скопления

В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет.

В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды.

Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самое яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений:

его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.

В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.

Эта звезда получила название Мира - ечудесная~. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.

Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.

Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в нес~олько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом оиа меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величии профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, сщпако многочисленные наблюдения перемеипых звезд производятся астрономами-любителями. С помощью специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине переменой звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом.

Графики блеска переменных звезд показывают, что пекоторыс: звезды меняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времени определенной длины (периоде) повторяется снова и слова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К правильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).

Когда мы видим изменение блеска бицариых звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходить прямо одна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойными звездами.

Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.