Звёздное скопление — группа звёзд, которые расположены близко друг к другу и связаны взаимным тяготением

Различаются два вида звёздных скоплений: шаровые и рассеянные.

В рассеянных скоплениях звёзд относительно немного — от нескольких десятков до нескольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца (см. рис. 1 на цветной вклейке XV). В том же созвездии находится ещё одно скопление — Гиады — треугольник из слабых звёзд вблизи яркого Альдебарана. Часть звёзд, относящихся к созвездию Большой Медведицы, также составляет рассеянное скопление. Практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути. Известно около 1200 рассеянных скоплений, но считается, что их в Галактике может быть в несколько десятков раз больше.

Рис. 6.3. Шаровое звёздное скопление М13 в созвездии Геркулеса

Шаровые звёздныескопления насчитывают в своём составе сотни тысяч и даже миллионы звёзд. Некоторые скопления, в частности М13 в созвездии Геркулеса (рис. 6.3), можно увидеть невооружённым глазом в особо ясную погоду вдали от крупных городов. Шаровые скопления распределяются в Галактике по-иному: большая часть расположена вблизи её центра, а по мере удаления от него их концентрация в пространстве уменьшается. В Галактике известно около 150 шаровых звёздных скоплений.

Различия двух типов скоплений касаются также их звёздного «населения». В состав рассеянных скоплений входят в основном звёзды, относящиеся (как и Солнце) к главной последовательности. В шаровых — очень много красных гигантов и субгигантов, главную последовательность представляют только самые маломассивные звёзды — красные карлики.

Звёздные скопления явились такими объектами, при изучении которых астрономы получили редкостную возможность осуществить своеобразный эксперимент. При проведении научных исследований задача нередко заключается в том, чтобы, изменяя какой-то один параметр (например, температуру) и оставляя все остальные неизменными, изучить, как этот параметр влияет на характер наблюдаемого явления. Для всех звёзд данного скопления последние две из трёх основных характеристик звёзд — массы, химического состава и возраста — можно (в первом приближении) считать одинаковыми. Очевидно, что эти звёзды не случайно оказались в одном месте, а скорее всего когда-то образовались все вместе из одного и того же вещества. Следовательно, наблюдаемое различие их свойств определяется только тем, что эволюция звёзд, различных по массе, происходит по-разному. Это намного облегчает задачу сравнения выводов теории внутреннего строения и эволюции звёзд с результатами наблюдений.

Оказалось, что среди хорошо изученных звёздных скоплений (их около 500) нет ни одного, для которого диаграмма «спектр — светимость» противоречила бы выводам теории звёздной эволюции.

Таким образом, различия скоплений двух типов объясняются, согласно современным представлениям, различием возраста звёзд, входящих в их состав, а, следовательно, и возраста самих скоплений. Расчёты показали, что возраст многих рассеянных скоплений не более 1—2 млрд лет, в то время как возраст шаровых скоплений значительно больше и может достигать 11—13 млрд лет.

Группировки наиболее молодых звёзд, не связанных гравитационно, получили название звёздных ассоциаций. Возраст некоторых из них не превышает миллиона лет. Ассоциации существуют недолго (по космическим меркам) — всего за 10—20 млн лет они расширяются настолько, что их звёзды уже невозможно выделить среди других звёзд.

Существование в Галактике звёздных скоплений и ассоциаций самого различного возраста свидетельствует о том, что звёзды формируются не в одиночку, а группами, а сам процесс звёздообразования продолжается и в настоящее время.