Действительное распределение открытых звездных скоплений по типам

• Автор: Туманян Б.Е.
• Шифр специальности: 01.00.00
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1949
• Место защиты: Ереван
• Количество страниц: 32 с.

§ 1. Открытие или галактические авездные скопления представляют собой система, состоящие из нескольких десятков или сотен звезд,, члены которых связаны нежду собой силами взаимного притяжения. Каждое из звездных скоплений, как целое, обращается вокруг центра Галактики, а находящиеся в них звезды кроме того совершают двяяеяие внутри звездного скопления,-обусловленное полем общего притязания всех звезд. Название "галактические0 открытые звездные скопления получили благодаря своему видимому распределению на небе. Открытые звездные скопления имеют сильную тенденцию группироваться вокруг галактической плоекооти. Так, более чем 75$ из них расположено на расстоянии . менее чем 50 парсеков от галактической плоскости. С этой точки зрения они сильно напоминают звезды классов п0° и "В". С другой стороны существует большое сходство между видимыми распределениями открытых звездных, „скоплений и слабых звезд общего звездного поля..» Галактики.Если к этому прибавить еще то обстоятельство,

что при изучении звездных скопление ми углубляемся в пространстве более, чем среднее расстояние звезд 18т видимой яркости (), то становится очевидной роль открытых звездных скоплений в деле изучения строения Галактики,ее эволюции и т.п. вопросов»
Изучение систеи нового типа - звездных ассоциаций, открытых в последние годы Амбарцумяном ( * ) и представляющих большой интерес не только для изучения строения Галактики, но и решения ряда космогонических задач, сделало более неотложной задачу детального исследования открытых звездных скоплений, так как в центральной области ассоциаций, как правило, располагаются звездные скопления.
Встречаются различные типы звездных скоплений;, они отличаются друг от друга внешним видом, яркостью членов, степенью центральной концентрации и т.д. Так например, скопления, располагающиеся в центральных частях ассоциаций, содержат звезды классов °0П п-~'пВп. Имеются такие типы звездных скоплений, в которых наиболее яркие звезды принадлежат классам °Аа или п/ ". Возникает вопрос: могут ли из звездных скоплений, связанных с ассоциациями (сравнительно молодыми системами) в результате их дальнейшего развития возникать звездные скопления остальных типов, или же последние возникают
по вееїф фронту многообразия типов скоплений и каждый из них имеет свой путьэволюции? Для этого необходимо выяснить вопросы статистики скоплений указанных типов. Однако ввиду наличия ряда препятствий, мешающих обнаружению скоплений (поглощение света,влияние фона звездного поля и т.д.), не представляется возможным получить, из непосредственных наблюдений картину действительного распределена« открытых звездных скоплений по типам,' ибо вероятность открытия скоплений различных типов различна.
§ 2. Таким образом, с точки зрения иселедовакая вопросов закономерностей; касающихся открытых звездных скоплений, в частности1 их количества и .эволюции,. знание действительного распределения звездных скоплений по типам представляет крайнюю необходимость

Количество звездных скоплений каждого типа во

23 2.Н ■ ■

всех существующих до сих пор классификациях ( )

сильно искажено условиями видимости скоплений этого типа. Возьмем,например,, тремплеровскую классификацию звездных скоплений по их внешнему виду. В этой классификации Тремплер подразделяет звездные скопления следующим образом:
а) до степени центральной концентрации: і - скопления с сильным центральны»? сгущением;
П - скопления с слабым центральным егущеняе»;
еся в Большой йагелаяовоз Облаке являются скоплениями почти таких же типов,, какие ка встречаем в нашей Галактике.
б) Звездиве скопления в других внегалактических
туманностях
После Магелановкх Облаков, тройная гуманность в Андромеде и М-ЗЗ являются следующими, со порядку расстояний, ближайшими соседдаш нашей Галактики

расстояния от нас достигает 21СЮС0 парсеков ( ).
Предположим,. ЧТО Б о тих туманностях имеются скопления подобные скоплениям нашей Галактики. Теперь вії я с к ем возможность их наблюдения. Угловые диаметры для изученных дошве скоплений нашей Галактики измеряются несколькими десятками минут. Скопления е угловыми

диаметрами 1-2 минуты встречаются очень редко ( ' ).
Если пред полагать, что в тройной туманности; Андромеды ЕЛЕ в 31-33 имеется скопление е таким ке линейным диаметром, канны является средний диаметр скоплений вашей Галактики, то его угловой диаметр будет измеряться секундами дуги, т.е. разделить такое скопление не звезда будет трудно.
Мы придем к такому же выводу, если вычислим абсолютные яркости десятых заев д.-скоплений. И действительно, полное поглощение света на пути от наблюдателя до места, находящегося аа расстоянии. 1 (по Паре-