Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 143 стр.

      Резюмируя, можно повторить, что ассоциации – это газо-
звездные системы, ядрами которых являются возникающие рассеян-
ные звездные скопления, а их характеристики и дальнейшая судьба
зависят от полной массы, гравитационной энергии связи и от тех
возмущений, которые будут воздействовать на них в течение их
жизни.


      §32. РАССЕЯННЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

      Под рассеянными скоплениями понимают компактные группи-
ровки десятков, сотен, иногда тысяч звезд, связанных силой взаимно-
го притяжения, общностью происхождения и движения в простран-
стве (рис.62). Сейчас известно около 1300 рассеянных скоплений, а
их полное число в Галактике возможно превышает 20 тысяч. Большая
часть скоплений имеет массы (100-2000 ) M , линейные диаметры
(2-20) пк, плотность звезд (0,25-80) на 1 пк 3 , угловые диаметры (2-60)',
возраст 106 -5 ⋅ 109 лет.
      Наиболее яркие звездные скопления обозначаются номерами по
каталогу Ш. Мессье (1730-1817). Звездные скопления, занесенные в
Новый общий каталог Дж.Дрейера (1852-1926), обозначаются буква-
ми ngc и номерами из этого каталога. Так, например, одно из старей-
ших рассеянных звездных скоплений обозначается NGC188.
      Каждое сформировавшееся скопление состоит из наиболее
плотной центральной области, называемой ядром, и окружающей ядро
протяженной короны, звездная плотность в которой в десятки или в
тысячи раз меньше плотности ядра. У рассеянных скоплений диамет-
ры корон в несколько раз больше диаметров их ядер (табл.9), поэтому
даже при сравнительно небольшой пространственной плотности чле-
нов скопления, наблюдаемых в объеме его короны, полная масса ко-
роны скопления во много раз превышает полную массу его ядра.
      Классификация Тремплера. Согласно предложенной амери-
канским ученым Р. Тремплером классификации каждое скопление ха-
рактеризуется тремя параметрами: концентрацией звезд к центру (от
большой-I до наименьшей-IV), богатством скопления звездами (число
звезд менее 50-р, от 50 до 100-m, более 100-r) и диапазоном видимых
звездных величин (от 1 класса, когда все звезды имеют примерно оди-
наковую звездную величину, до 3 класса, когда звезды скопления
сильно отличаются по звездной величине, а значит, по светимости и
массе).



                                   143