Звездное скопление – группа звезд, которые расположены близко друг к другу и связаны взаимным тяготением.

Различают шаровые и рассеянные скопления.

Рассеянные скопления содержат от не­скольких десятков до нескольких сотен звезд, самые крупные — до двух тысяч звезд. Термин «рассеянное» скопление вызван тем, что сравнительно небольшая чис­ленность звезд в таком скоплении не позволяет уверен­но очертить форму скопления; она может быть непра­вильной из-за случайностей группировки звезд внутри скопления. Примером рассеянного скопления являются Плеяды, которые можно наблюдать невооруженным гла­зом в наших широтах в осенние месяцы, когда они в вечерние часы видны высоко над горизонтом. Это кучка слабых звезд в созвездии Тельца. Число видимых звезд в Плеядах зависит от остроты зрения наблюдате­ля. При отличном зрении можно насчитать семь звезд. Наблюдения в телескоп показывают, что Пле­яды содержат более сотни звезд, а также газовые туман­ности. В двойном рассеянном скоплении Персея около 600 звезд.

У рассеянных скоплений характерный состав. В них редко встречаются красные и желтые гиганты, и совер­шенно нет красных и желтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты, хотя это и редкие звез­ды — непременные члены рассеянных скоплений. Здесь чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и очень редкие звезды — белые и голубые сверхгиган­ты, т. е. звезды высокой температуры и чрезвычайно вы­сокой светимости, излучающие каждая в сотни тысяч и даже миллионы раз больше, чем наше Солнце.

Еще более крупными коллективными членами Галак­тики являются шаровые звездные

скопления. Это очень богатые системы, насчитывающие сотни тысяч, иногда свыше миллиона звезд. Правильная форма скоп­ления, постепенное разрежение звезд от центра скоп­ления к его окраинам вызывают у наблюдателя ощуще­ние достигнутого системой покоя, равновесного состояния. Какие-то силы, управляющие этим огромным числом солнц-звезд, успели перемешать звезды, придать скоплению шаровую форму, распределить в нем звезды по определенному закону.

В центральных областях шарового скопления звезды расположены настолько тесно друг к другу, что их изо­бражения сливаются, и мы не можем различить отдельные звезды. Это не значит, ко­нечно, что звезды там соприкасаются друг е другом.

В шаровых скоплениях очень много звезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но очень мало бело-голубых звезд гигантов, и совершенно отсутствуют бело-голубые сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Шаровые скопления — это плотные системы, состоя­щие из большого числа звезд. Поэтому они резко выде­ляются среди других объектов Галактики и видны на очень больших расстояниях. К настоящему времени все­го открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав нашей Галактики. Нужно думать, что будет открыто еще некоторое их количество.

Межзвёздная среда - вещество и поля, заполняющие межзвёздное пространство внутри галактик. Состав: межзвёздный газ, пыль (1 % от массы газа), межзвёздные магнитные поля, космические лучи, а также тёмная материя. Вся межзвёздная среда пронизывается магнитными полями, космическими лучами и электромагнитным излучением.

Межзвёздный газ – основной компонент межзвёздной среды. Межзвёздный газ прозрачен. Полная масса межзвёздного газа в Галактике превышает 10 миллиардов масс Солнца или несколько процентов суммарной массы всех звёзд нашей Галактики. Средняя концентрация атомов межзвёздного газа составляет менее 1 атома в см³. Основная его масса заключена вблизи плоскости Галактики в слое толщиной несколько сотен парсек. Плотность газа в среднем составляет около 10⁻²¹ кг/м³. Химический состав примерно такой же, как и у большинства звёзд: он состоит из водорода и гелия (90 % и 10 % по числу атомов, соответственно) с небольшой примесью более тяжёлых элементов (O, C, N, Ne, др.).

В зависимости от температуры и плотности межзвёздный газ пребывает в молекулярном, атомарном или ионизованном состояниях.

Основные данные о межзвёздном газе получены радиоастрономическими методами, после того как в 1951 году было обнаружено радиоизлучение нейтрального атомарного водорода на волне 21 см. Оказалось, что атомарный водород, имеющий температуру 100 К образует в диске Галактики слой толщиной 200-300 пк на расстоянии 15-20 кпк от её центра. Принимая и анализируя это излучение, учёные узнают о плотности, температуре и движении межзвёздного газа в космическом пространстве.

Области ионизированного водорода с температурой 8000-10000 К проявляют себя в оптическом диапазоне как светлые диффузные туманности.

Ультрафиолетовые лучи, в отличие от лучей видимого света, поглощаются газом и отдают ему свою энергию. Благодаря этому, горячие звёзды своим ультрафиолетовым излучением нагревают окружающий газ до температуры примерно 10 000 К. Нагретый газ начинает сам излучать свет, и мы наблюдаем его, как светлую газовую туманность.

Именно такие туманности являются указателями мест протекающего в настоящее время звёздообразования.

Так в Большой туманности Ориона с помощью космического телескопа Хаббла были обнаружены протозвёзды, окружённые протопланетными дисками.

Большая туманность Ориона – самая яркая газовая туманность. Она видна в бинокль или в небольшой телескоп

Особым типом туманностей являются планетарные туманности, которые выглядят как слабо светящиеся диски или кольца, напоминающие диски планет. Они были открыты в 1783 году У. Гершелем, а сейчас их насчитывается более 1200. В центре такой туманности находится остаток погибшего красного гиганта – горячий белый карлик или нейтронная звезда. Под действием внутреннего давления газа планетарная туманность расширяется примерно со скоростью 20-40 км/с, при этом плотность газа падает.

Межзвёздная пыль — твёрдые микроскопические частицы, наряду с межзвёздным газом заполняющие пространство между звёзд. В настоящее время считается, что пылинки имеют тугоплавкое ядро, окруженное органическим веществом или ледяной оболочкой. Химический состав ядра определяется тем, в атмосфере каких звёзд они сконденсировались. Например, в случае углеродных звёзд, они будут состоять из графита и карбида кремния.

Типичный размер частиц межзвездной пыли от 0,01 до 0,2 мкм, полная масса пыли составляет порядка 1 % от полной массы газа. Свет звёзд нагревает межзвёздную пыль до нескольких десятков Кельвинов, благодаря чему межзвёздная пыль является источником длинноволнового инфракрасного излучения.

Из-за пыли самые плотные газовые образования – молекулярные облака – практически непрозрачны и выглядят на небе как тёмные области, почти лишённые звёзд. Такие образования называются тёмными диффузными туманностями.

Пыль также влияет на химические процессы, проходящие в межзвездной среде: пылевые гранулы содержат тяжелые элементы, которые используются как катализатор в различных химических процессах. Гранулы пыли участвуют и в образовании молекул водорода, что увеличивает темп звездообразования в металло-бедных облаках.

Средства изучения межзвёздной пыли:

· Дистанционное изучение.

• Исследования микрометеоритов на предмет наличия вкраплений межзвёздной пыли.
• Исследование океанических осадков на наличие частиц космической пыли.
• Изучение частиц космической пыли, присутствующих на больших высотах в атмосфере Земли.
• Запуск космических аппаратов для сбора, изучения и доставки частиц межзвёздной пыли на Землю.

Интересное

· За год на земную поверхность выпадает свыше 3 млн т космической пыли, а также от 350 тыс. до 10 млн т метеоритов — каменных или металлических тел, которые залетают в атмосферу из космических просторов.

• Только за последние 500 лет масса нашей планеты увеличилась на миллиард тонн за счет космического вещества, что составляет лишь 1,7·10^-16 % массы Земли. Однако она, по-видимому, влияет на годичное и суточное движение нашей планеты.

Туманности представляют красивейшие изображения, некоторые из них имеют собственные названия.

1. Туманность Конская голова.

2. Туманность Пузырь

3. Туманность Столпы творения.

4. Туманность Спирограф

5. Туманность Бумеранг — туманность, расположенная на расстоянии 5 000 световых лет от Земли в созвездии Центавра.

6. Голова Ведьмы

Другие галактики

Мы не можем увидеть нашу Галактику со стороны, но можем наблюдать другие галактики в окружающем нас космическом пространстве. Очень большое количество галактик должны быть похожими на нашу. Такие галактики называются спиральными. Целое семейство галактик мы наблюдаем в созвездии Андромеды.