Кулясте скупчення

Рис. 1. Кулясте скупчення M13 в сузір'ї Геркулеса. Містить кілька тисяч зірок.

Кулясте зоряне скупчення — зоряне скупчення, що відрізняється від розсіяного скупчення більшою кількістю зірок і чітко окресленою симетричною формою зі збільшенням концентрації зірок до центру скупчення.

Просторові концентрації зірок у центральних областях кулястих скупчень ~ 10³-10⁴ пк⁻³ (в околицях Сонця просторова концентрація зірок становить ~ 0,13 пк⁻³), кількість зірок ~10⁴-10⁶. Діаметри кулястих скупчень становлять 20-60 пк, маси — 10⁴-10⁶ сонячних.

Кулясті скупчення нашої Галактики

Рис. 2. Діаграма колір-зоряна величина кулястого скупчення M3.

Кулясті скупчення є колективними членами нашої Галактики і входять до її сферичної підсистеми: вони обертаються навколо центра мас Галактики сильно витягнутими орбітами зі швидкостями $\approx$200 км/с та періодами обертання 10⁸—10⁹ років. Вік кулястих скупчень нашої Галактики наближений до її власного віку, що підтверджується їх діаграмами Герцшпрунга-Рассела, які містять характерний обрив головної послідовності з блакитного боку, що вказує на перетворення масивних зірок — членів скупчення на червоних гігантів (див. Рис.2).
Кулясті скупчення досить поширені; У нашій Галактиці їх відомо близько 150. Найбільше кулясте скупчення нашої галактики - Омега Центавра.

На відміну від розсіяних скупчень та зоряних асоціацій, міжзоряні середовища кулястих скупчень містять мало газу: цей факт пояснюється, з одного боку низькою параболічною швидкістю, що становить $\approx$10-30 км/с й, з іншого боку, їх більшим віком; додатковим фактором, зважаючи на все, є періодичне проходження через галактичний диск, у якому концентруються газові хмари, що сприяє «вимітанню» газу зі скупчень у результаті таких проходжень.

Кулясті скупчення в інших галактиках

В інших галактиках (наприклад, Магелланових Хмарах), спостерігаються й відносно молоді кулясті скупчення.

Див. також

• Головна послідовність
• Розсіяне скупчення

Джерела

• Використано матеріали зі статті в російській Вікіпедії.

Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.