Классификация рассеянных звездных скоплений

Двойное скопление χ и h Персея.

С увеличением числа наблюдаемых туманных объектов, закономерно возникла потребность навести порядок и классифицировать небесные сокровища. У большинства астрономов ХIХ — начала ХХ века существовали свои каталоги и методы описания объектов глубокого космоса, которые послужили фундаментом для дальнейшего изучения и сортировки не только по внешнему виду, но и с учетом физических данных получаемых с постоянно совершенствующегося астрономического оборудования.

Френсис Бейли (1774-1844).

Согласно классификации английского астронома Френсиса Бейли, все туманные объекты делились на четыре категории (A, B, C, D).

Туманность вуаль.

Категория А — обширные туманности неправильной формы, например туманность Вуаль в созвездии Лебедя.

Категория В — газовые туманности, подразделяющиеся на три подкатегории:

А) большие неправильные диффузные,
Б) планетарные,
В) туманные звезды.

Категория С — белые туманности и шаровые звездные скопления:

А) эллиптические и круглые пятна,
Б) спиральные туманности,
В) шаровые скопления.

Категория D — неправильные звездные скопления:

А) концентрированные правильной формы со звездами близкой величины,
Б) средней концентрации неправильной формы со звездами разной величины, например χ и h Персея,
В) рассеянные неправильной формы, например Плеяды и Гиады.

Важной особенностью данной системы является использования в ее создании данных спектрального анализа. Спиральные, эллиптические туманности и шаровые скопления все еще в одной категории, но рассматриваются уже отдельно, стоит отметить и то, что допускалась комбинация категорий между собой.

Первый каталог исключительно звездных скоплений был составлен в 1915 году Мелоттом на основе фотопластинок и содержал 83 шаровых и 162 рассеянных скопления.

Мелотт распределил звездные скопления по четырем группам:

  1. Шаровые, с центральной концентрацией звезд.
  2. Рассеянные, правильной формы с четкими очертаниями и шаровые со слабой центральной концентрацией.
  3. Рассеянные, неправильной формы с небольшим количеством редко расположенных звезд.
  4. Рассеянные, обширные не вошедшие в другие группы скопления (Гиады, Плеяды).

Еще Уильям Гершель заметил различия в пространственном расположении шаровых и рассеянных скоплений на небе.

Харлоу Шепли (1885—1972).

А в 20-х годах ХХ века Харлоу Шепли проанализировав диаграммы величина-показатель цвета для обоих типов скоплений пришел к пониманию их положения в системе галактического населения. С тех пор шаровые и рассеянные скопления стали рассматриваться отдельно.

В 1922 году Рааб создал систему классификации рассеянных скоплений напоминающую группы Мелотта, в которой описал четыре класса характеризующих форму и концентрацию звезд к центру, а также составил каталог из 152 скоплений.

С 1925 года Трюмплер начал разрабатывать свою систему основанную на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. В ней арабская цифра означала последовательность к которой относилась звезда, а буква спектральный класс.

В 30 -х годах ХХ века появилось несколько работ видных астрономов того времени — Шепли, Коллиндера и Трюмплера по изучению рассеянных скоплений с прилагающимися каталогами.

Трюмплер дополнил свой научный труд более точной классификацией звездного населения скоплений, впоследствии прижившейся в астрономии. В этой системе объекты изучались по трем признакам.

Первый характеризовал степень концентрации звезд скопления к центру и описывался римскими цифрами от I до IV по убывающей.

Здесь I — сильная концентрация, II — слабая концентрация, III — концентрация незаметна, IV — скопление, постепенно переходящее в фон, похожее на небольшое сгущение звезд поля.

Второй показывал степень разброса звездных величин членов скопления от 1 до 3.

Где 1 — большинство звезд имеет приблизительно одинаковый блеск, 2 — наблюдается средний разброс звездных величин, 3 — встречаются как яркие, так и слабые звезды.

Третий отображал число звезд входящих в скопление, его богатство или бедность, малыми латинскими буквами.

Бедные скопления с числом членов меньше 50 отмечались буквой р, умеренно богатые скопления с числом членов от 50 до 100 — буквой m, богатые с числом членов больше 100 — буквой r.

Кроме того большие латинские буквы E, U и N, сопровождающие иногда обозначение класса скопления, указывали на то, что скопление в проекции кажется удлиненным (Е), несимметричным (U), связанным с туманностью (N).

Примеры звездных скоплений и соответствующие описания по Трюмплеру.

В 1930 году Шепли разработал очередную систему классификации по внешнему виду, характеризуя число входящих звезд и степень центральной концентрации, а также ввел термин «галактические» скопления.

a — нерегулярные поля.
b — звездные ассоциации.
c — очень разбросанные и неправильные группы.
d — разбросанные группы.
e — умеренно богатые и умеренно компактные звездные группы.
f — достаточно богатые и концентрированные скопления.
g — очень богатые и сильно сжатые скопления.

Позже, доработал ее с учетом спектра членов, разбив скопления на два класса (А и В), каждый из которых делился на группы с – g из первой классификации. Но эта система не нашла своего применения и осталась в истории астрономии.

Примером реанимации классификации Рааба в 1931 году стала классификация Коллиндера — Лундмарка в двух вариантах. Весьма запутанная и не удобная также не нашла практического применения. Однако эти два ученых обратили на наличие звездных цепочек в рассеянных звездных скоплениях, природа которых будет разгадана немного позже.

В начале 50 — х Маркарян взяв за основу утверждение, что природу скопления определяют ярчайшие звезды, разделил скопления на четыре типа: О, 1В, 2В, А. Данная классификация стала применима в узкой среде специалистов.

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *