Будова та еволюція Всесвіту. Наша Галактика
Кульові скупчення (мал. 86) складаються з десятків або сотень ти¬сяч зір головної послідовності й червоних гігантів. Іноді до них входять короткоперіодичні цефеїди.
Розмір розсіяних скупчень - кілька парсеків. Це, наприклад, скупчення Гіади і Плеяди із сузір'я Тельця. Якщо на скупчення Плеяди навести телескоп, то замість групи з 6 зір, видимих не¬озброєним оком, у полі зору телескопа побачимо брильянтовий розсип зір. Розмір кульових скупчень із сильною концентрацією зір до центра - десятки парсеків. Усі вони далекі від нас і в слабкий телескоп їх видно як туманні плями.
Діаграми «колір - світність» для зір кульових і розсіяних скупчень різні. Це й допомагає розрізняти тип зоряного скуп¬чення. До складу розсіяних скупчень входять також газ і пил (див. мал. 85), які не спостерігаються в кульових зоряних скуп¬ченнях.Відстані до найближчих кульових скупчень визначають за короткоперіодичними цефеїдами, що входять до їх складу, порівню¬ючи їх видиму зоряну величину з відомою для них абсолютною зоряною величиною.
Щоб визначити відстані до розсіяних скупчень, складають для їх зір діаграму «колір - видима зоряна величина» і порівнюють її з діаграмою «колір - абсолютна зоряна величина». Це дає змогу знайти різницю між видимою та абсолютною величинами для зір одного й того самого кольору, а звідси - відстань до зір скупчення (див. формулу (4)).
Відомо понад 100 кульових і сотні розсіяних скупчень, але в Галактиці розсіяних скупчень має бути десятки тисяч. Ми бачимо тільки найближчі з них.
На небі спостерігаються розсіяні групи гарячих надгігантів, які радянський учений, академік В. А. Амбарцумян назвав 0-асоціаціями. їхні зорі далекі одна від одної і не завжди утриму¬ються взаємним тяжінням, як у зоряних скупченнях. 0-асоціації також характерні для населення спіральних віток.
3. Рухи зір у Галактиці. В давнину зорі не випадково нази¬вали «нерухомими». Лише у XVIII ст. було виявлено дуже повіль¬не переміщення Сіріуса серед зір, помітне при порівнянні Точних вимірів його положення, зроблених з проміжком часу кілька деся¬тиліть. Власним рухом зорі називається її видиме кутове зміщення по небу за один рік на фоні слабких далеких зір. Воно виражаєть¬ся частками секунди дуги за рік.
Лише зоря Барнарда проходить за рік дугу 10", що за 200 років становитиме 0,5°, або видимий поперечник Місяця. За це зорю Барнарда назвали «летючою».
Власні рухи зір у наш час визначають, порівнюючи фотографії вибраної ділянки неба, зроблені на одному й тому самому теле¬скопі через роки і навіть десятиріччя. Внаслідок того, що зоря рухається, її положення на фоні більш віддалених зір за цей час дещо змінюється. Зміщення зорі на фотографіях вимірюють за допомогою спеціальних мікроскопів. Його вдається оцінити лише для порівняно близьких зір.
Та якщо відстань до зорі невідома, то її власний рух мало що говорить про справжню швидкість зорі. Наприклад, шляхи, пройдені зорями за рік (мал. 87), можуть бути різними: S1A, S2С, а відповідні їм власні рухи (m) - однаковими. Швидкість зорі у просторі можна розглядати як векторну суму двох компо¬нентів, один з яких спрямований уздовж променя зору, другий - -перпендикулярний до нього. Перший компонент - це променева, Другий - тангенціальна швидкість. Власний рух зорі визначаєть¬ся лише тангенціальною швидкістю і не залежить від промене¬вої.
Щоб обчислити тангенціальну швидкість ут у кілометрах за се¬кунду, треба ut в радіанах за рік помножити на відстань до зорі D в кілометрах і поділити на число секунд у році. Та
оскільки на практиці ц завжди визначають у секундах дуги, а О - в парсеках, то для обчи¬слення ут в кілометрах маємо формулу
ut = 4,74 m D
Якщо визначено за спектром і променеву швидкість зорі ur, то просторова швидкість її u до¬рівнюватиме: