Наблюдения показывают, что частота встречаемости звёзд зависит от мощности их излучения, их светимости: чем они слабее, тем их больше в единице объёма пространства. Поэтому с большой вероятностью самыми близкими к нам звёздами должны быть звёзды низкой светимости.
В настоящее время в окрестности Солнца (а под ними понимают шар радиусом около 25 пк) исследованы только 50% светил, причём неизученная половина приходится на долю холодных, слабосветящих звёзд. Их изучают на меньших расстояниях: до 10 пк от Солнца. Этот объём именуется непосредственными окрестностями Солнца, и в нём мы знаем практически все звёзды — их около 350.
Большинство (почти 2/3) из звёзд в непосредственной солнечной окрестности составляют очень слабые красные карлики — их массы в 3–10 раз меньше, чем у Солнца. Звёзды, похожие на Солнце, очень редки, их всего 6%. Белых и желтоватых звёзд с массами от 1,5 до 2 солнечных вообще единицы.
Более массивных звёзд (а астрономам известны звёзды с массами примерно до 100 солнечных) в окрестностях Солнца не найдено, что указывает на их большую редкость. Кроме «живых» звёзд учёные обнаружили ещё 18 белых карликов — это остатки звёзд, которые исчерпали всю свою энергию и медленно остывают, высвечивая имеющиеся запасы тепла. С очень большим трудом обнаруживаются и слабые объекты, которые из-за малой массы никогда не станут звёздами, — коричневые карлики. Их пока насчитывают лишь около двух десятков.
Многие наши соседи (31%) группируются в кратные системы (двойные, тройные и т. д.), в которых компоненты связаны друг с другом силами гравитации. Чем выше степень кратности, тем меньше таких систем. Некоторые члены этих систем невидимы для современных инструментов (из-за своей близости к сотоварищам или очень слабого блеска).
В отдельных случаях невидимые компоненты, как выяснилось, имеют настолько малые массы (менее 0,01 массы Солнца), что их уже нельзя считать звёздами, скорее, это очень большие планеты. Обнаружение таких спутников требует длительных и очень точных измерений.
Скопления и ассоциации звёзд
С незапамятных времён в причудливых сочетаниях светил на ночном небе нашим предкам виделись очертания людей и животных, мифических чудовищ, а то и предметов домашнего обихода. Чтобы подчеркнуть связность звёздного рисунка, люди издревле объединяли звёзды в обособленные группы — созвездия. Теперь мы знаем, что картины созвездий практически всегда составляются из светил, которые лишь случайно проецируются на один участок неба, но находятся при этом на разных расстояниях. Но есть среди звёзд группировки другого рода — реальные звёздные системы связанных друг с другом светил.
В XVIII в. английский астроном Уильям Гершель обнаружил, что многие звёзды собраны в тесные группы. В XIX в. выяснилось, что «звёздные кучи» Гершеля разделяются на два класса. Одни, названные шаровыми, обладают сферической формой и исключительно богаты звёздами, так что их центральные части (ядра скоплений) выглядят как сплошные светящиеся пятна. Эти объекты сосредоточены в основном лишь в одной стороне неба, в полусфере с центром в созвездии Стрелец.
Рассеянное звёздное скопление NGC 346
Скопления второго класса — рассеянные — встречаются только в пределах полосы Млечного Пути или вблизи него. По сравнению с шаровыми они обладают меньшей звёздной плотностью и менее чёткой формой.
Шаровые скопления — старейшие объекты Млечного Пути. Они образовались одновременно с нашей Галактикой, и их возраст превышает 12 млрд. лет. Крупнейшие шаровые скопления содержат свыше миллиона звёзд и имеют диаметры от 20 до 100 пк. Сейчас известно свыше 150 шаровых скоплений, всего же их в Галактике может быть несколько сотен.
Звёздными скоплениями называют группы звёзд, связанных общим происхождением, общим положением в пространстве и общим движением. Во второй половине XX столетия добавился ещё один тип звёздных группировок — ассоциации.
Рассеянных скоплений известно гораздо больше, чем шаровых, хотя открывать их значительно труднее. Из-за низкой звёздной плотности их легко спутать с «посторонними» звёздами, наблюдаемыми в том же направлении. Всего сейчас обнаружено более 1200 рассеянных скоплений. Самые известные из близких скоплений — Плеяды и Гиады в созвездии Телец. Как правило, рассеянное скопление состоит из нескольких сотен или тысяч звёзд, наиболее богатые содержат около 10 тыс. членов.
Звёздные ассоциации — это группировки гравитационно несвязанных или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением. Возраст входящих в ассоциации объектов составляет до нескольких десятков миллионов лет.
Протяжённость звёздных ассоциаций порядка 100 пк, и они более разрежены, чем скопления: в ассоциации может содержаться от нескольких до нескольких десятков горячих голубых звёзд высокой светимости. Некоторые звёзды в ассоциациях настолько молоды, что ещё не сформировались окончательно.
Поскольку массы ассоциаций и рассеянных скоплений невелики, то гравитационное поле не в состоянии долго противодействовать их разрушению, поэтому со временем они растворяются в звёздном океане Галактики.
Более подробные исследования показали, что различия между шаровыми и рассеянными скоплениями не ограничиваются внешним видом, количеством звёзд и степенью скученности. Они распространяются также на химический состав, положение в Галактике, возраст и типы звёзд, входящих в скопление.
Новые мощные наблюдательные инструменты позволяют изучать скопления не только в нашей, но и в других, иногда очень далёких галактиках. В целом разделение скоплений на основные типы обнаруживается и там, хотя, конечно, диапазон их свойств оказывается гораздо шире, чем в одной только нашей Галактике.
Молекулярные облака и межзвёздный газ
Невооружённому глазу пространство между звёздами представляется пустым, но это впечатление ошибочно. Ещё в XIX в. российский астроном В. Я. Струве предположил, что оно заполнено поглощающим веществом, которое мешает наблюдать далёкие звёзды. В начале XX в. это предположение подтвердил американский астроном Роберт Трюмплер, доказавший, что свет звёзд действительно ослабевает по пути к земному наблюдателю.
Вещество, поглощающее свет, распределено в пространстве неравномерно. Оно имеет клочковатую структуру и концентрируется к Млечному Пути. Области повышенной плотности поглощающего межзвездного вещества наблюдаются как тёмные туманности, например Угольный Мешок в созвездии Южный Крест или Конская Голова в созвездии Орион.
Туманность Конская Голова
