Звёздные скопления

Эмиссионные туманности вроде туманности Ориона из прошлой главы редко бывают пустым фоном для одной вспыхнувшей звезды.

Одно и то же молекулярное облако обычно рождает не одну звезду, а сразу сотни или тысячи — сплочённую группу общего происхождения, звёздное скопление. Открытое, или рассеянное, скопление — это несколько сотен или тысяч звёзд, возникших почти одновременно из одного облака и слабо связанных взаимным тяготением.

Слабая связь означает недолгий век: за сотни миллионов лет, а иногда и меньше, приливные силы Галактики и внутренняя динамика скопления — звёзды время от времени обмениваются энергией при тесных сближениях, и кто-то неизбежно получает достаточно скорости, чтобы навсегда покинуть группу, — постепенно растаскивают его по отдельным звёздам. Плеяды и Гиады, различимые невооружённым глазом, — рассеянные скопления возрастом в десятки и сотни миллионов лет; большинство подобных групп к этому возрасту уже частично распались.

Шаровое скопление держится миллиарды лет

Шаровые скопления устроены иначе: до миллиона звёзд, стянутых в почти правильную сферу настолько плотно, что в ядре расстояния между соседними звёздами могут быть в сотни раз меньше, чем между Солнцем и ближайшими соседями. Такая плотная связь держится миллиарды лет. Шаровые скопления — одни из самых старых известных объектов во Вселенной, их возраст оценивают в 10–13 миллиардов лет, и населяют они не диск Галактики, а её гало — сферическое облако вокруг всего диска.

Возраст группы измеряют по точке излома

В главе об обычных звёздах уже говорилось: чем массивнее звезда, тем быстрее она сходит с главной последовательности. У группы звёзд общего возраста самые массивные уже стали гигантами, а менее массивные всё ещё горят водород в ядре, — и на диаграмме температура—светимость появляется характерный излом. Современный метод не просто ищет точку излома на глаз: он подбирает целую теоретическую кривую — изохрону, — рассчитанную для определённого возраста, и ищет такую, что ложится на данные скопления лучше всего. Так для шарового скопления NGC 6397 получают возраст около 13,4 миллиарда лет, а для 47 Тукана, где случайно нашлась удобная затменная двойная звезда прямо у точки излома, — 10,4 миллиарда лет с гораздо меньшей погрешностью.

Есть и независимая проверка. Белые карлики в скоплении остывают с известной скоростью, и самые тусклые из них, ещё различимые на пределе чувствительности телескопа, показывают, сколько времени у них было остыть. Глубокие снимки Hubble позволили построить такую последовательность остывания для NGC 6397 и получить возраст около 11,5 миллиарда лет — независимо от изломной точки, и оба метода в целом согласуются.

Скопление живёт собственной внутренней жизнью

Внутри скопления звёзды медленно обмениваются энергией при близких прохождениях — это называют двухтельной релаксацией. За долгое время более тяжёлые звёзды в среднем передают часть своей энергии более лёгким и оседают ближе к центру — этот эффект называют сегрегацией масс; семилетняя серия снимков Hubble напрямую проследила такое перераспределение в 47 Тукана. В некоторых плотных шаровых скоплениях — по разным оценкам, примерно в пятой части всех скоплений Млечного Пути — ядро успевает сжаться настолько, что говорят о коллапсе ядра скопления: процессе, отдельном от коллапса ядра звезды из главы о сверхновых, хотя название то же самое.

Ни одно скопление не изолировано от Галактики полностью. Приливное притяжение диска Млечного Пути постепенно вытягивает из скоплений звёзды в длинные шлейфы — приливные хвосты, тянущиеся по орбите скопления на десятки тысяч световых лет; у шарового скопления Palomar 5 такой хвост тянется больше чем на десять килопарсек. Спутник Gaia, с его точнейшими измерениями положений и собственных движений звёзд, впервые позволил проследить такие хвосты и целые звёздные потоки на всём небе — включая шлейф вокруг ставших уже привычными по этой книге Гиад.