Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу Звездные скопления << 2.1 Каталоги Дрейера | Оглавление | 2.3 Классификация шаровых скоплений по классам концентрации >>

2.2 Принципы классификации звездных скоплений

До недавнего времени каждый автор каталога скоплений разрабатывал и предлагал свою собственную систему классификации содержащихся в нем объектов. В последующих каталогах и системах классификации, как правило, сохранялись следы предшествующих работ. Полезно познакомиться с историей развития систем классификации звездных скоплений, поскольку при этом можно получить представление о разнообразии основных характеристик скоплений.

В классификации Бэйли (1908) туманности и скопления рассматривались еще совместно, так как оставалось не известным, на каких расстояниях находятся, например, спиральные туманности и какова природа многих объектов, охватываемых этой классификацией. Бэйли делит все наблюдаемые вне Солнечной системы объекты на четыре категории (А, В, С, D):

  1. Обширные слабые неправильные туманности (туманность в Лебеде).
  2. Газовые туманности (объекты, судя по их спектрам, содержащие газ). По внешним признакам они подразделяются на три вида:
    B1. Большие диффузные неправильные туманности (туманность Ориона, туманность в области η Киля).
    B2. Планетарные, кольцевые и другие хорошо выраженные маленькие яркие газовые туманности.
    B3. Туманные звезды (NGC 1514, NGC 2003).
  3. Белые туманности и шаровые звездные скопления - объекты с непрерывными спектрами, свидетельствующими об их звездной природе:
    С1. Маленькие неразрешимые на звезды туманности определенной формы - круглые или эллиптические.
    С2. Спиральные туманности (М 31 - туманность Андромеды, М 51 - туманность в Гончих Псах).
    СЗ. Шаровые звездные скопления (ω Сеn, 47 Тuс, М 13).
  4. Неправильные звездные скопления:
    D1. Довольно концентрированные, сравнительно правильной формы, со звездами более или менее близких величин (NGC 2437, NGC 6494).
    D2. Довольно концентрированные, неправильной формы, со звездами разных величин (χ и h Per, &kappa Cru).
    D3. Рассеянные, неправильной формы, со звездами разных величин (Гиады, Плеяды).

Бэйли допускает и комбинацию различных классификационных категорий, выделяя скопления, связанные с туманностями: D3, А (Плеяды) или D3, В1 (скопление η Киля). В классификации Бэйли в одну категорию (С) еще объединяются спиральные и эллиптические галактики и шаровые звездные скопления, хотя внутри этой категории они уже рассматриваются раздельно.

Первый каталог, содержащий только реальные звездные скопления, составил Мелотт (1915), включивший в него 245 скоплений, видимых на оригинальных пластинках, полученных Франклин-Адамсом с 10-дюймовым объективом для создания фотографического атласа неба. В это число входят 83 шаровых и 162 рассеянных скопления.

Мелотт разделил скопления на четыре класса по их внешнему виду:

  1. Шаровые, концентрирующиеся к центру (ω Сеn).
  2. Рассеянные (loose), имеющие правильные, хорошо выраженные очертания (М 14).
  3. Рассеянные с неправильными очертаниями, состоящие часто только из нескольких звезд.
  4. Крупные (coarse) скопления (Плеяды, Гиады и несколько меньших групп, не включенных в первые три класса).

Ко второму классу Мелотта могут относиться как богатые рассеянные, так и слабо концентрирующиеся к центру шаровые скопления, каким является, в частности, скопление М 14.

С середины 20-х годов после завершения цикла работ Шепли, обнаружившего существенное различие между диаграммами величина - показатель цвета ярких звезд типичных шаровых скоплений и аналогичными диаграммами ярких звезд рассеянных скоплений, а также выяснившего смысл подмеченного еще В. Гершелем различия в пространственном распределении этих объектов, наступила эпоха взаимного противопоставления шаровых и рассеянных скоплений, намеченного уже в работе Шарлье (1918). С тех пор никто больше не предлагал единой системы классификации для всех звездных скоплений. Шаровые и рассеянные скопления стали рассматриваться раздельно. Среди астрономов начала распространяться своеобразная узкая специализация - стремление заниматься или только рассеянными или только шаровыми скоплениями.

Первый каталог шаровых звездных скоплений, содержащий лишь эти объекты, был составлен еще в 1914 г. Бэйли (1916), второй - Парвулеско (1925).

Предложенная Раабом (1922) классификация рассеянных скоплений напоминает классификацию Мелотта. Рааб разбивал скопления по внешнему виду на четыре класса:

  1. правильной формы, явно концентрирующиеся к центру,
  2. правильной формы, слабо концентрирующиеся к центру,
  3. неправильной формы, но явно концентрирующиеся к центру,
  4. неправильной формы, слабо концентрирующиеся к центру.

Каталог Рааба содержит 152 рассеянных скопления.

В 1925 г. появилась предложенная Трюмплером (1925а) очень удачная физическая система классификации рассеянных скоплений. Она основывалась на виде диаграмм Херцшпрунга - Рессела, строившихся для каждого скопления, и отражала уже физический состав этих образований. Принципы этой классификации пояснены на рис. 10 (Трюмплер, 1925а). Здесь цифра 1 означает, что все яркие члены скопления принадлежат главной последовательности, буквы "b", "a" и "f" указывают, к какому спектральному классу относятся самые яркие члены этой последовательности. Цифра 2 означает, что, наряду со звездами главной последовательности, в скоплении имеются красные гиганты.

В 1930 и 1931 гг. были опубликованы три важные работы, внесшие существенный вклад в исследование звездных скоплений. Это работы Трюмплера (1930а) и Коллиндера (1931), посвященные изучению рассеянных скоплений, и монография Шепли (1930) "Звездные скопления". Все они содержат каталоги звездных скоплений (в каталоге Шепли 93 шаровых и 249 рассеянных скоплений, в каталоге Трюмплера - 334, в каталоге Коллиндера - 471 рассеянное скопление) и новые системы классификации этих объектов.

Трюмплер уточнил и дополнил свою описанную выше систему классификации рассеянных скоплений, введя типы 1о (для скоплений, содержащих O-звезды) и 3а (для скоплений с большим числом красных гигантов, но малым числом А-звезд), а также промежуточный тип 1-2, когда трудно решить, являются ли членами скопления немногочисленные желтые или красные гиганты, наблюдаемые в его районе Из 100 классифицированных таким образом скоплении 24 (в том числе Плеяды) оказались принадлежащими к типу 1b, a 18 (в том числе Гиады и Ясли) - к типу 2а; 15 скоплений (в частности, χ Персея) отнесены к типу 1-2b, 10 - к типу 1-2b-а. На долю каждого из других возможных типов приходится от одного до семи объектов.


Рис. 10. Типы диаграмм абсолютная величина - спектральный класс звезд рассеянных скоплений (Трюмплер, 1925а).

Кроме того, Трюмплер ввел вторую систему классификации рассеянных скоплений - по внешнему виду, в основу которой положена комбинация трех признаков: степени концентрации членов скопления к его центру, диапазона видимых величин членов скопления и числа этих членов. Первый признак выражается римскими цифрами: I - сильная концентрация, II - слабая концентрация, III - концентрация незаметна, IV - скопление, постепенно переходящее в фон, похожее на небольшое сгущение звезд поля. Второй признак кодируется арабскими цифрами: 1 - большинство звезд имеет приблизительно одинаковый блеск, 2 - наблюдается средний разброс звездных величин, 3 - встречаются как яркие, так и слабые звезды. Третий признак вводится малыми латинскими буквами: бедные скопления с числом членов меньше 50 отмечаются буквой р (от английского слова poor), умеренно богатые скопления с числом членов от 50 до 100 - буквой m (moderate), богатые с числом членов больше 100 - буквой r (reach).

Большие латинские буквы E, U и N, сопровождающие иногда обозначение класса скопления, указывают соответственно на то, что скопление в проекции выглядит удлиненным (Е), несимметричным (U), связанным с туманностью (N). В этой системе классификации Плеяды относятся к классу II 3rN, Ясли - I 2r.

Тогда же Трюмплер (19306) обратил внимание на существование особого класса рассеянных скоплений, в которых одна очень яркая звезда находится в центре компактной группы существенно более слабых звезд, иногда ассоциированной с небольшой светлой туманностью. К этому классу Трюмплер отнес скопления NGC 1444, 2362, 2414 и 6383.

Классификация рассеянных скоплений, предложенная Шепли (1930), в настоящее время не применяется. Однако некоторые введенные им термины вошли во всеобщее употребление. Подобно Трюмплеру Шепли пользовался двумя системами классификации.

В первой системе эти скопления (называемые Шепли галактическими) классифицировались по внешнему виду с использованием двух параметров - числа звезд и степени их концентрации к центру скопления. Шепли ввел следующую терминологию:

  1. Неправильности поля. Они обычно не вносятся в каталоги скоплений.
  2. Звездные ассоциации - огромные движущиеся скопления, вроде группы Большой Медведицы, скопления ярких звезд вокруг а Персея и скопления, связанного с туманностью Ориона. Они открываются благодаря анализу собственных движений и лучевых скоростей (см. § 1.7).
  3. Очень рассеянные и неправильные скопления - Гиады и Плеяды.
  4. Рассеянные скопления - М 21, М 34.
    е, f, g) - компактные скопления, располагающиеся в некоторую последовательность по степени роста числа членов и степени их концентрации к центру (М 38, М 37, NGC 2477).

Далее в этой системе классификации к скоплениям типа "g" примыкают шаровые скопления. Некоторые из самых компактных галактических скоплений выглядят более похожими на шаровые, чем наименее концентрированные к центру шаровые скопления, которые относятся к этой категории по другим критериям.

Вторая система классификации Шепли напоминает первую систему классификации Трюмплера. В ней скопления делятся на два типа на основе данных о спектральных классах или показателях цвета их членов: 1) тип Плеяд, 2) тип Гиад. Каждый тип делится на классы с - g, взятые из первой системы классификации.

Скопления типа Плеяд содержат звезды, лежащие на главной последовательности диаграммы Херцшпрунга -Рессела, причем самые яркие из них относятся к спектральным классам В или А. Скопления типа Гиад содержат желтые и красные звезды той же величины, как и преобладающие в них звезды спектрального класса А.

Своеобразным развитием классификации Рааба являлась так называемая альтернативная классификация Лундмарка - Коллиндера (Коллиндер, 1931), описывавшая внешний вид скопления с помощью комбинации пяти признаков, обозначаемых римскими цифрами. Латинские буквы "а" и "b", стоящие рядом с ними, означают соответственно наличие и отсутствие данного признака.

   Iа. Очертания скопления хорошо выражены.
   Ib. Очертания скопления плохо выражены.
   IIа. Заметная концентрация звезд к центру скопления.
   IIb. Нет заметной концентрации звезд к центру скопления.
   IIIa. Звезды скопления явно ярче окружающих звезд поля.
   IIIb. Звезды скопления не отличаются по блеску от окружающих звезд поля.
   IVa. Несколько ярких звезд выделяются из числа других.
   IVb. Нет ярких звезд, выделяющихся из числа других.
   Va. Скопление расположено в плотной области фона.
   Vb. Скопление расположено в сравнительно бедной звездами области фона.

Пример подобной классификации: Ib, IIа, IIIb, IVb, Va - сокращенно "babba". Вследствие громоздкости и явного неудобства, эта классификация не получила распространения.

Подобно авторам других рассмотренных выше систем классификации рассеянных скоплений Лундмарк и Коллиндер не ограничились одной, а предложили также свою вторую систему классификации этих объектов:

  1. Скопления типа Яслей - довольно концентрированные и правильные, величины звезд образуют непрерывную последовательность.
  2. Скопления типа Плеяд - сравнительно разбросанные и неправильные, обычно показывают значительные различия звездных величин.
  3. Скопления, ассоциированные с туманностями.
  4. Скопления типа μ Nor (NGC 6169) - яркая звезда (обычно спектрального класса О или В0), окруженная тесной группой слабых звезд. Последний тип, очевидно, совпадает с описанным выше особым классом скоплений Трюмплера (19306).

Кроме того, Лундмарк и Коллиндер вновь (как некогда В. Гершель и Данлоп) обратили внимание на присутствие в некоторых скоплениях звездных цепочек. Полностью значение подобных структурных особенностей звездных скоплений выяснилось гораздо позже - в конце 40-х годов нашего века, в связи с началом детального изучения свойств звездных ассоциаций.

К этому времени относится появление классификации рассеянных скоплений, предложенной в 1950 г. и уточненной в 1959 г. Маркаряном (1950; 1951; 1959). В этой классификации, основанной на убеждении в том, что в большинстве случаев физические и структурные характеристики скоплений определяются их ярчайшими звездами, скопления делятся на четыре типа: О, 1B, 2B и А, в зависимости от спектрального класса этих звезд.

Скоплениями типа О (O-скоплениями) называются объекты, ярчайшие члены которых относятся к звездам спектральных классов О - В0. Обычно эти скопления состоят из 20-50 звезд.

Ярчайшие звезды 1B-скоплений являются звездами спектральных классов В1 - В2, а скоплений 2В - классов ВЗ - Вб. Эти скопления богаче 0-скоплений. Обычно в них наблюдается от 50 до 100 членов.

А-скоплениями называются группировки, ярчайшие члены которых являются звездами классов В8-А. Они гораздо богаче О- и В-скоплений и содержат обычно более 100 членов.

В О-скоплениях звезды располагаются теснее, чем в В-скоплениях. В свою очередь В-скопления выглядят более плотными, чем А-скопления. O-скопления разбиваются на несколько подтипов:

  1. Скопления с ядрами - кратными системами, обозначаемые символом Оя (IC 4996).
  2. Скопления с цепочками - Оц (λ Ori).
  3. Скопления, связанные с газовыми туманностями - ON (NGC 2244).
  4. Расщепленные скопления - Op (M 29); их яркие звезды образуют две параллельные цепочки или вытянутые группировки, разделенные лишенным звезд промежутком.

Скопления типов В и А имеют обычно иную структуру, характеризующуюся более однородным распределением звездной плотности. Детальная классификация скоплений этих типов не разработана.

Мы не будем заниматься описанием таких возможных разновидностей звездных скоплений как звездные кольца (оболочкообразные скопления), к которым с 1967 г. привлекли внимание Иссерштедт и Шмидт-Калер (см., например, Видал, Берн, 1973; Иссерштедт, 1977). Большинство астрономов считают, что, за исключением единичных примеров, вроде кольца в Орионе (Уранова, 1974), это случайные конфигурации, хотя возможность возникновения кольцеобразных звездных структур кажется допустимой. Достаточно представить себе процесс быстрого сжатия молекулярного облака сферической ударной волной, распространяющейся в нем после вспышки сверхновой, происшедшей внутри облака.


<< 2.1 Каталоги Дрейера | Оглавление | 2.3 Классификация шаровых скоплений по классам концентрации >>
Публикации с ключевыми словами: звезды - Скопление
Публикации со словами: звезды - Скопление
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.7 [голосов: 162]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования