и наиб, красных зв╦зд (M8V) ВСж ≈ 4,0ОТ. Т. о., при одинаковом блеске в полосе V полный (интегральный по всему спектру) поток от звезды M8V будет в сорок раз больше, чем от F5V, Болометрич. 3. в. и поправки определяются полуэмпирически, В доступных для наблюдения спектральных диапазонах в ф-лы (2) и (4) подставляются измеренные значения Ек . Для этой цели привлекаются также результаты внеатмосферных измерений в УФ-области спектра. Для недоступных измерению спектральных областей значения Е\ интерполируются и экстраполируются. Болометрич. поправки позволяют определить болометрич, светимости тея зв╦зд, для к-рых известны абс. 3. в.
Видимый блеск звезды зависит как от е╦ светимости, так и от расстояния до не╦ и величины межзв╦здного поглощения. Поэтому видимая 3. в., определяемая ф-лой (1)» ничего не говорит об общей энергии, излучаемой звездой. Для характеристики истинной светимости звезды введено понятие абсолютной 3. в., к-рая определяется как 3. в., к-рую имела бы звезда, если е╦ наблюдать со стандартного расстояния в 10 пк. Как и видимые, абс. 3. в. могут быть монохроматическими, болометрическими, визуальными и др. Связь между соответствующими видимыми т и абс. М 3. в. выражается ф-лой:
где г ≈ расстояние до звезды, пк; А ≈ величина межзв╦здного поглощения (межзв╦здной экстинкции).
X. Ф. Халмуллип.
ЗВ╗ЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ ≈ гравитационно связанные группировки зв╦зд одинакового возраста и совместного происхождения. Различают шаровые скопления (ШС) и рассеянные скопления (PC). В Галактике ШС отличаются от PC не столько внеш. видом (бедные зв╦здами ШС очень похожи по виду на рассеянные), сколько большим возрастом и характерным для старых зв╦здных систем хим. составом,
Шаровые скопления. Типичное ШС имеет характерный шарообразный вид; в ряде случаев оно может быть неск. сплюснутым. В ШС выделяют компактное ядро, концентрация зв╦зд в к-ром достигает 10*≈ 105 пк~3, промежуточную зону с резким падением концентрации и разреженную, но обширную и массивную корону. Зв╦зды ШС движутся в регулярном гравитац. поле, создаваемом всей массой скопления, изредка испытывая тесные сближения с соседними зв╦здами и при этом резко меняя скорость. Зв╦зды ядра пополняют корону и затем из-за возмущений со стороны Галактики покидают скопление; его масса непрерывно уменьшается. В Галактике известно 142 ШС. Они встречаются во вс╦м объ╦ме Галактики и сильно концентрируются к е╦ ядру. Полное число ШС (многие из к-рых из-за поглощения света пылевой материей в диске Галактики не видны), согласно оценкам, ^ 300 ≈ 500. Из-за большой удал╦нности от Солнца (до ближайшего ШС не менее 2 кик) ШС являются сложными для изучения объектами. Пространств. скорости подавляющего большинства ШС неизвестны. Для них определены лишь лучевые скорости порядка 100 ≈ 200 км/с (хаотич. скорости зв╦зд в самих ШС ~ 1 ≈ 10 км/с), ШС движутся по сильно вытянутым орбитам, многие из них приближаются к центру Галактики на расстояние порядка 2 ≈ 3 кпк. Как по пространств, распределению, так и по кинематич. характеристикам ШС ≈ типичные представители га-лактич. гало (см. Галактика]. ШС являются одними из старейших объектов Галактики. Их возраст, вероятно, заключ╦н в пределах от 5 до 15 млрд. лет.
Массы ШС различаются примерно в 100 раз ≈ от 104 MQ до Ю6 Л/Q, а интегральные (полные) спетимо
сти ≈ от 2-10* L0 до 2- 10е LQ (М^ и Z/Q ≈ соответ-
ственно масса и светимость Солнца). Наряду с гигантскими молекулярными облаками ШС ≈ самые массивные образования в Галактике. Их диаметры 20≈
* 5 Физическая энциклопедия, т. 2
150 пк, прич╦м скопления в центральных областях Галактики, как правило, более компактны,
Ярчайшие зв╦зды ШС находятся на поздних эво-люц. стадиях (после ухода с гл. последовательности на Герцшпрунга≈Ресселла диаграмме-, когда в зв╦здных ядрах уже закончились термоядерные реакции с участием водорода). Их массы около 0.8 MQ< Однако
светимости подавляющей части зв╦зд малы, они находятся на стадии гл. последовательности, их массы меньше 0,7≈0,8 MQ.
Одна из важнейших особенностей ШС ≈ в среднем низкое содержание тяж╦лых хим. элементов (расположенных в таблице Менделеева после гелия) в веществе зв╦зд, или низкая металличность. Металлич-uость наиб, богатых тяж╦лыми элементами ШС близка к солнечной, с другой стороны, есть ШС с металлич-постыо в 100 раз меньшей. Концентрация тяж╦лых элементов отражает процесс формирования ШС: самые старые из них образовались из среды, имевшей практически первичный хим. состав (водород, гелий), тогда как ко времени образования более молодых ШС газопылевая материя была уже обогащена тяж╦лыми элементами ≈ продуктами быстрой эволюции массивных зв╦зд.
В ШС известно около 3000 переменных зв╦зд разл. типов. В ядрах 17 наиб, плотных ШС обнаружены рентг. источники (вспыхивающие, переменные). Их связывают с тесными двойными системами с нейтронной звездой или ч╦рной дырой в качестве одного из компонеитов, окруж╦нной аккреционным диском.
По-видимому, ШС являются типичным населением и многих др. галактик, в том числе Магеллановых Облаков» карликовых эллиптич. галактик, спиральной галактики в Андромеде (М 31). В нек-рых гигантских эллиптич. галактиках их число достигает неск. тысяч.
Рассеянные скопления являются сравнительно молодыми объектами с возрастом обычно от 10е до 109 лет. По массе и размерам они значительно уступают ШС. Как правило, в ГС насчитывается от неск. сотен до неск. тыс. зв╦зд (общая масса порядка 100≈3000 MQ,
днам. 1 ≈ 10 пк). Большинство зв╦зд в ГС находится на эволюц. стадии гл. последовательности, В отличие от ШС среди них есть массивные горячие зв╦зды со светимостями до 10* LQ и более. В ряде PC есть красные гиганты (массивные зв╦зды, находящиеся на той же стадии эволюции, что и ярчайшие зв╦зды в ШС) и сверхгиганты. Из переменных зв╦зд встречаются долгопериодич. цефеиды с периодами от 1 до И сут, используемые в качестве индикатора расстояний, красные переменные гиганты н сверхгиганты, большое кол-во вспыхивающих зв╦зд типа UV Кита и др. Зв╦зды PC ≈ это зв╦зды второго поколения в Галактике, они, как и Солнце* сравнительно богаты тяж╦лыми хим. элементами. Диапазон металличностеи PC значительно уже, чем шаровых, являющихся объектами первого поколения.
В настоящее время известно ок. 1200 PC, а их общее число оценивается в десятки тысяч. PC образуют дисковую подсистему толщиной порядка 1 кпк. На высоких галактич. широтах они не встречаются. PC участвуют в общем галактич. вращении и движутся по слабо вытянутым орбитам. По своему пространств, распределению и кинематич. характеристикам они представляют собой типичное население диска Галактики или ее плоской составляющей.
Среди PC есть и относительно старьте объекты, т. п. старые рассеянные скопления возрастом более 1 млрд. лет (по оценкам, их примерно 10%). Подгруппа старых PC по многим характеристикам занимает промежуточное положение между PC и ШС. Их массы неск, выше, чем в среднем у ГС, нек-рые из них даже но внеш. виду похожи на ШС. От других PC они отличаются и более вытянутыми орбитами, отклоняющимися от плоскости симметрии Галактики более чем на 1 кпк. Как и в
Ш
5
X
я
<Ш
ва п
65
