Звёздные скопления -

гравитационно-связанные крупные системы звёзд (I), содержащие от нескольких десятков до миллионов звёзд, имеющих общее происхождение. З.с. движутся в поле тяготения Галактики как единое целое.

З.с. принято делить на два типа: шаровые звёздные скопления, принадлежащие сферической составляющей Галактики (сейчас их известно свыше 150, всего же их в Галактике может быть несколько сот), и значительно более многочисленные (обнаружено более 1200, всего ок. 20 000) скопления галактического диска, к которым относятся рассеянные звёздные скопления, движущиеся скопления и ассоциации.

Шаровые скопления - массивные сферические или эллипсоидальные системы с числом звёзд порядка >100 000, они относятся к старому населению Галактики (населению II, см. Населения звёздные). Возраст шаровых скоплений велик, ок. 15 млрд. лет.

Рассеянные скопления - типичные представители плоской составляющей диска (населения I). Обычно они содержат 1000 - 10 000 звёзд, т.е. много меньше, чем шаровые скопления, и моложе их. Возраст рассеянных З.с. составляет менее половины возраста шаровых. Возраст самого старого из известных рассеянных З.с. - NGC 188 - равен 5·10⁹лет; самому молодому шаровому З.с. - 12·10⁹лет. Таким образом, существует гигантский разрыв (5-10 млрд. лет) между возрастом шаровых и рассеянных З.с.

Движущиеся скопления - это близкие группировки звёзд, обладающие сравнительно большим собственным движением. По главным свойствам (составу звёзд и др.) движущиеся скопления не отличаются от рассеянных.

Понятие "ассоциация" ещё не вполне установилось. Советский астроном В.А.Амбарцумян считал, что ассоциации - это группировки звёзд определённых типов (OB-звёзд или звёзд типа Т Tau), в которых нет или мало звёзд других типов, и поэтому плотность их меньше необходимой для гравитационной устойчивости группировки. В области типичных ассоциаций плотность вещества (газопылевого и звёздного) выше средней в диске Галактики. Однако после ухода газа из ассоциаций под действием излучения O-звёзд плотность вещества может стать недостаточной для устойчивости O-ассоциаций в поле приливных сил Галактики. Что же касается Т-ассоциаций, то высокие плотности и малые дисперсии скоростей звёзд в Т-ассоциациях указывают на их устойчивость. Советский астроном П.Н.Холопов отнёс термин "ассоциация" к молодым З.с., погружённым в облака молекулярного водорода и пыли, находящимся на стадии формирования (см. Звездообразование). После окончания процесса формирования ассоциация, теряя газ и часть своих быстрых членов, превратится, скорее всего, в одно или несколько рассеянных З.с.

З.с. доступны для изучения и в других, не слишком далёких галактиках. Так, в Магеллановых Облаках открыто ок. 2000 шаровых и рассеянных скоплений, в Андромеды туманности (М31) - ок. 350 шаровых скоплений и 400 рассеянных, а у гигантской эллиптической галактики М87 обнаружено ок. 4000 шаровых скоплений.

Необходимо отметить, что деление скоплений на шаровые и рассеянные в некоторой степени условно. Так, в Магеллановых Облаках наблюдаются скопления - шаровые по внешним признакам (форме, числу звёзд), но имеющие звёздный состав и возраст, характерные для рассеянных скоплений.

Характеристики наиболее ярких рассеянных З.с.

Скопление	Количество звёзд	Расстояние от Солнца, световые годы	Размер, световые годы	Возраст, млн.лет
Плеяды	Более 450	414	20	50
Гиады	100	137	46	630
Ясли	320	520	65	400
h Персея	350	7300	78	10
хи Персея	300	7800	62	10

В астрологической практике З.с. (как особый класс объектов со своим астрологическим значением) практически не используются. Ряд астрологов учитывает лишь некоторые З.с., обычно приписывая им то же астрологическое значение, что и туманностям.

См. Капулус, Плеяды, Гиады, Ясли, Акулей, Акумен, Фациес.

Литература:

1. Физика космоса.

2. Колчинский И. и др. Что можно увидеть на небе.

3. Глоба П. Неподвижные звёзды.

4. Ригор Дж. Астрологическое влияние неподвижных звёзд.

5. Эбертин Р., Хофман Г. Неподвижные звёзды и их интерпретация.

6. Астрономия: Энциклопедия для детей./ Гл. ред. М.Аксёнова.