Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 5, стр. 355-381

2.1. Звездное скопление h и χ Персея

Хорошо известное звездное скопление h и χ Персея (NGC 869 и NGC 884) выглядит на небе как двойное скопление. Оно давно и активно исследуется (например, Мессов и Шорр (1913) [5], Остерхофф (1937) [6]). Долгое время h и χ Персея было единственным известным двойным скоплением. Согласно [7] h Per (NGC869) и χ Per (NGC884) – яркие и богатые рассеянные скопления. Они расположены на расстоянии $2344_{{ - 85}}^{{ + 88}}$ пк от Солнца (Диас и др. [8–10]). Оценка их возрастов составляет около 12.6–14.0 млн. лет [9]. К настоящему времени обнаружены свидетельства единства этой пары. Возраст, определенный по наблюдениям отдельных звезд, для этих скоплений почти одинаков и составляет около 12.8 миллионов лет, Слесник и Хилленбранд [11]. Кроме того, не менее важно, они имеют близкие лучевые скорости. Спектры скоплений демонстрируют, что NGC 869 приближается к Земле со скоростью 39 км/с, а NGC 884 – 38 км/с, Харченко и др. [12] и –38.9 ± 1.9 и –44.69 ± 0.73 соответственно по данным [13]. В пользу физической двойственности h и χ Персея свидетельствует общее массивное звездное гало вокруг них, включающее до 2 × × 10⁴ масс Солнца [9, 14]. Область гало может выходить далеко за пределы 30 угловых минут [9], что примерно в 6–8 раз превышает радиус каждого из их ядер. Кинематический анализ показывает, что гало, похоже, испытывало приливное влияние Галактики [16]. Расстояние между скоплениями 145 пк, поэтому пара не попала в наше рассмотрение как ТДРС. Она может служить примером ВДРС.

Для гравитационной связи компонентов этой пары в поле гравитации Галактики их масса должна быть $\sim ~4 \times {{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$. Их масса почти в сто раз меньше, что исключает их гравитационную связь, оставляя реальную возможность одновременного образования в одной ОВ ассоциации.

В недавней работе [15] приведены результаты детального отбора звезд, входящих в состав этих скоплений. Использованы различные критерии, включая собственные движения, параллаксы, а также фотометрические параметры. Всего 2186 звезд были идентифицированы как их члены. Интересными объектами являются длинные вытянутые нитевидные звездные субструктуры S1 и S2 [15]. Их размеры составляют до 200 пк. Тангенциальные скорости этих субструктур свидетельствуют, что они, скорее всего, являются остатками первичной ОВ ассоциации, а не звездным потоком, разрушенным приливами ядер скоплений. Подобные субструктуры (другое название – линейные цепочки скоплений) классифицированы в [16]. Характерные размеры потоков составляют от 10 до 30 пк. Отметим, что связь между двойным скоплением и соседней ОВ ассоциацией Perseus OB1 ([17]) все еще неясна из-за ограниченных данных наблюдений. Функция масс и сегрегация звезд различных масс в h и χ Персея изучались во многих работах (например, [9, 11, 18, 19]). Модели формирования и ранней динамической эволюции этих скоплений обнаружили свидетельства о единой эпохе звездообразования этого двойного скопления [11]. Авторы [18] утверждают, что обнаружили убедительные доказательства сегрегации масс в h Персея, но не в χ Персея. То есть, близкие массы и одновременность возникновения не лишили эти скопления индивидуальности. Вероятно, как уже говорилось, члены этой пары возникли в одной ОВ ассоциации.

2.2. Оценка числа двойных скоплений в Галактике, причина их редкости

Рассмотрим условия образования рассеянных скоплений и причины редкости ТДРС систем среди них. На фронте спиральной волны Галактики ее газовый компонент делится на гигантские молекулярные облака с массами $\sim {{10}^{5}} - {{10}^{6}}{{M}_{ \odot }}$ и размерами порядка толщины газового диска Галактики. Примечательно, что размеры гигантских молекулярных облаков (R_cloud) коррелируют с их массами M_cloud (Ларсон [20], Тутуков и др. [21]). Корреляция хорошо аппроксимируется выражением ${{M}_{{{\text{cloud}}}}}{\text{\;}} \cong 0.2R_{{{\text{cloud}}}}^{2}{\text{\;}}$ (система сгс) или ${{R}_{{{\text{cloud}}}}}{\text{\;}}\,\left( {{\text{пк}}} \right)\sim {\text{\;}}{{\left( {{{M}_{{{\text{cloud}}}}}{\text{/}}{{M}_{ \odot }}} \right)}^{{1/2}}}{\text{\;}}$. Радиусы звездных скоплений имеют приблизительно такие же размеры согласно соотношению $R\;~\left( {{\text{пк}}} \right) \approx $ $ \approx 0.03~{{\left( {{{M}_{{{\text{cl}}}}}{\text{/}}{{M}_{ \odot }}} \right)}^{{1/2}}}$. Это означает, что при образовании звездного скопления коллапс ГМО происходит не столь “глубоко”, как коллапс при образовании двойных звезд. Иными словами, сопоставимость размеров исходного ГМО и скопления исключает, как правило, образование ТДРС при коллапсе ГМО.

Другое обстоятельство, позволяющее оценить шансы на образование двойных звездных скоплений, связано с условием гравитационной связи двойного скопления в системе “двойное скопление – Галактика”. Радиус полости Роша двойного звездного скопления в поле гравитации Галактики равен:

где m – масса скопления, ${{M}_{{{\text{Gal}}}}}$ – масса Галактики в пределах ее радиуса R. Однако, если мы возьмем суммарную массу двойного скопления равной $2m = {{10}^{3}}{{M}_{ \odot }}$ и ${{M}_{{{\text{Gal}}}}} = {{10}^{{11}}}{{M}_{ \odot }}$, то из (1) получим ${{R}_{R}} \approx 7~$ пк. То есть, ${{R}_{R}}$ может в несколько раз превосходить размеры самих скоплений. Таким образом, появляется шанс для рождения и существования ТДРС.

Главное обстоятельство, препятствующее существованию кратных гравитационно-связанных скоплений – распад большинства (до ~95%) возникающих скоплений в ходе исходной потери ими своего газового компонента [22]. Это обстоятельство уменьшает количество скоплений в целом, а значит, и двойных среди них. Например, в OB ассоциации с массой $\sim {{10}^{5}}{{M}_{ \odot }}$ и размерами 100 пк в ходе звездообразования возникает $\sim {\kern 1pt} {{10}^{2}}$ скоплений с массой $\sim {{10}^{3}}{{M}_{ \odot }}$, из которых после потери газового компонента остаются гравитационно-связанными только несколько.

2.3. Двойные звезды

Изучение звездного компонента Галактики во второй половине двадцатого века показало, что большинство ее звезд является двойными. Что определяет широкое распространение фактора двойственности и кратности среди звезд? Ответ на этот вопрос был найден в ходе исследования условий образования звезд. Двойные звезды образуются с большими полуосями в пределах от 10R_☉ и 10⁶R_☉, [1]. Наблюдения и теория продемонстрировали, что звезды возникают в ходе глубокого коллапса холодных молекулярных облаков с начальной плотностью $\sim ~{{10}^{{ - 20}}}$ г/см³. Характерные начальные размеры этих облаков $\sim {{10}^{7}}{{R}_{ \odot }}$. Сжатие этих облаков до размеров двойных систем, указанных выше, приводит к неизбежному ускорению их вращения и фрагментации. Продуктом такой фрагментации в ходе гравитационного коллапса неоднородных холодных газовых облаков и является появление большой части двойных звезд и кратных звездных систем с большими полуосями: $dN\sim 0.2d\lg a{\text{/}}{{R}_{ \odot }}$ [1]. Фактически, причиной двойственности и даже кратности большинства звезд является “глубокий” коллапс, ускоряющий в силу закона сохранения углового момента ее вращение. Часть широких двойных звезд возникает в ходе динамической эволюции молодых звездных скоплений путем гравитационного захвата близких звезд, движущихся внутри скопления [1].

Наличие спутника у звезды и осознание его роли в эволюции тесных систем позволили превратить последние в эффективный инструмент исследования эволюции звезд. В частности, это дало возможность наблюдателю уточнить параметры звезд-компонентов двойных систем, а теоретику – изучить эволюцию структуры компонентов, теряющих в ходе взаимодействия свои протяженные оболочки и демонстрирующих химический состав и природу своих ядер. Анализ изменения яркости сверхновых звезд первого типа со временем и продуктов слияния вырожденных компонентов тесных двойных стал инструментом для изучения характера космологического расширения Вселенной (Рейсс и др. [24], Перлмуттер и др. [25]). Как уже говорилось, сравнение условий возникновения звезд и рассеянных звездных скоплений позволяет понять причину принципиального различия в степени двойственности этих астрономических объектов. Детальное исследование свойств ТДРС дает надежду на получение новой информации о звездных скоплениях и их эволюции.

2.4. Пары или группы?

Первые попытки систематизировать скопления по различным параметрам можно найти в работах Джейнс и др. [26], Бархатовой и др. [27]. Так, в работе Бархатовой и др. (1989) [28] выделены комплексы, состоящие из нескольких скоплений. Как оказалось, время жизни бедных скоплений намного короче, чем богатых, а скопления на периферии звездного диска живут дольше, чем скопления, расположенные ближе к Центру Галактики. Авторы [28–30] провели обширные исследования группировок скоплений. В этих работах приводятся списки найденных ими групп. Павловская и др. в работе [31] указали на возможное существование двойных скоплений.

Вопрос о происхождении скоплений в группах затронут Вильямсом в [32]. Предположено, что Cr 140 и NGC 2451 (как, возможно, и Cr 135 и Cr 173) являются остатками ОВ ассоциации. Еще раньше в серии работ Эгген [33] и [34] представил доказательства общего происхождения ряда скоплений, в том числе Pleiades и NGC 2287. Авторы [35] объединяют Cr 140, NGC 2516, NGC 2547, Cr 173, IC 2391 и Tr 10 в группу с общим местом рождения. Некоторые особенности связи скопления и ассоциации рассмотрены Бика и др. [36], где скопление Bochum 1 представлено как распадающееся звездное скопление. Полезно отметить возможную связь молодых скоплений с газовым облаком, в котором они образовались. В своей ранней работе Бархатова [37] выдвинула предположение, что скопления NGC 6696, Collinder 428 и Barchatova 1 генетически связаны с туманностью NGC 700. В работе Пише [38] в ИК диапазоне обнаружена парная структура, расположенная внутри молодого скопления. Оказалось, что молодые звезды в NGC 2264 сосредоточены, фактически, в двух скоплениях. Структура этой области включает так называемое северное скопление, выделенное яркой звездой S Mon, источник инфракрасного излучения NGC 2264 1RS и вытянутое молекулярное облако, напоминающее газовый поток NGC 2264D.

Экзотический механизм образования кратных скоплений предложен в работе Ван де Путте и др. (2010) [39]. Ими были проанализированы орбиты 481 рассеянного скопления. В результате авторы пришли к выводу, что три из них (NGC 1817, NGC 6791 и NGC 7044) могли образоваться в результате удара шарового скопления о галактический диск. Исследованию кратных скоплений посвящены работы де ла Фуэнте Маркос [40] и [41]. Они представили серию статей, посвященных, главным образом, парам и кратным РЗС, выбранным на основе онлайн-базы данных WE-BDA (Мермийо [42, 43]). Группа, состоящая из 6 скоплений, обнаружена Беккари и др. [44].

Таким образом, РЗС, рождаясь в ОВ ассоциациях, в большинстве своем быстро распадаются после потери ими газа. Следами такого распада могут оказаться не только группы, состоящие из десятков скоплений, но и двойные скопления, Тутуков и др. 2020 [4].

3.1. Поиск двойных скоплений (ВДРС и ТДРС) в опубликованных данных о группах или парах скоплений

3.1.1. Группы Павловской. Одна из первых работ по группировкам скоплений – это работа Павловской и Филиповой [31] (далее P1989). Авторы представили каталог 66 рассеянных звездных скоплений, собранных в 8 групп, объединенных сходным движением в пространстве. Среди этих скоплений нами выделены 7 пар, скопления в которых расположены в пределах 100 пк друг от друга (δR < 100 пк) при разности лучевых скоростей δRV < 10 км/с. Нами также использованы лучевые скорости из базы данных SIMBAD [13]. Результаты представлены в табл. 1. В ее колонках содержатся имена и логарифмы возраста первого и второго скоплений в паре, расстояние между скоплениями δR и разность лучевых скоростей δRV. Возрасты скоплений в табл. 1, а также в табл. 2–7 взяты из каталога MWSC (Milky Way Star Clusters, Харченко и др. [45]).

3.1.2. Пары Субраманиам. Субраманиам и др. [46] (далее S1995) привели список 18 пар скоплений, для которых имеются расстояния от Солнца и логарифмы возрастов. Разделение компонентов пар в пространстве составляет не более 20 пк. Лучевые скорости известны далеко не для всех скоплений. Нам удалось их найти лишь для пяти пар с δRV, различающимися менее, чем на ~5 км/с (табл. 2). Еще для 6 пар они оказались с превышением 5 км/с, и в нашем исследовании не использованы. В колонках табл. 2 содержатся имена и логарифмы возрастов первого и второго скоплений, расстояние между скоплениями δR и разность их лучевых скоростей δRV.

3.1.3. Пары Субиран. В работе Субиран и др. [47] (S2018) приведены два списка пар скоплений, отобранные по авторским критериям δR < 200 пк и δV < ~5 км/с. Они различаются тем, что 11 пар обнаружены авторами S2018, они приведены в табл. 3 (далее S2018T4). В табл. 4 содержатся данные еще о 10 парах, которые найдены S2018 по публикациям других авторов (ссылки на них даны в примечании к табл. 4). Этот список далее по тексту мы будем обозначать S2018T5.

3.1.4. Группы Ли и Панг. В работе Ли и Панг [51] (далее LP2019) по данным Gaia найдены 56 групп скоплений по близости их расположения в пространстве. Для оценки пространственного расстояния между скоплениями нами вычислены прямоугольные координаты скоплений X, Y, Z. Для определения разности пространственных скоростей скоплений найдены несколько измерений их лучевых скоростей, включая собственное усреднение данных об отдельных звездах скоплений. Данные брались из SIMBAD [14] на основе Gaia DR2. В случае наличия RV из разных источников были определены средние лучевые скорости скоплений. Для собственного определения RV скоплений мы брали списки звезд-членов скоплений из работы Конте-Годе и др. [52] с учетом вероятности их членства. Далее путем усреднения индивидуальных скоростей звезд мы получили лучевую скорость для скопления в целом. Скопления, выбранные нами, расположены в пределах 1.5 кпк от Солнца. В результате в нашем распоряжении оказались 41 пара скоплений, данные о которых приведены в табл. 5. В ее колонках содержатся имя скопления по LP2019 (для каждого скопления в паре), логарифм возраста, разность положений скоплений пары в пространстве (δR), разность пространственных скоростей (δV).

3.2. Двойные скопления, отобранные нами

3.2.1. По каталогу MWSC. Каталог одиночных звездных скоплений MWSC (Milky Way Star Clusters, Харченко и др. [45]), по которому мы провели поиск двойных скоплений, является наиболее полным как по числу скоплений, так и по наполнению данными. Он содержит данные о 3006 скоплениях.

Мы выбрали из MWSC скопления, расстояния между которыми не превышают 100 пк. Одновременно проанализированы их пространственные скорости (в MWSC имеется 962 скопления с известными лучевыми скоростями, необходимыми для определения пространственной скорости). Брались только те пары, у которых разность пространственных скоростей составила не более 10 км/c. В результате получен каталог двойных скоплений (далее SMD). Полный вариант нашего каталога приведен в Приложении 1. Первые пять записей полученного каталога приведены в табл. 6. В ее колонках приведены имя скопления 1 и имя скопления 2 (имена скоплений в паре), логарифм возраста $\lg t$ и ошибка логарифма возраста e_$\lg t$, металличность FeH и ошибка металличности e_FeH, расстояние между скоплениями δR и разность пространственных скоростей δV.

3.2.2. Свойства каталога SMD. Свойства каталога SMD иллюстрируют рис. 1 – рис. 3. На рис. 1 показана диаграмма $\lg \delta V$ – $\lg \delta R$ для всех отобранных нами пар с учетом разности логарифма возрастов. На рис. 1 можно заметить, что пары с наибольшей разницей в возрастах скоплений в паре присутствуют во всем диапазоне $\lg \delta R$, тогда как пары с близкими возрастами оказываются, скорее, случайными и занимают, в основном, область далеких расстояний δR между скоплениями в паре. Интересно, что на рис. 1 пары скоплений с самыми малыми взаимными расстояниями ($\lg \delta R$ <1.3) и одновременно умеренными различиями скоростей (обозначены черными точками) попадают в число пар с наибольшим различием возраста.

На рис. 2 показаны распределения всех скоплений MWSC и пар SMD в прямоугольной галактической системе координат. Расстояние Солнца от Центра Галактики взято R₀ = 8.178 кпк (Макмиллан [53]). На рис. 2 заметно влияние наблюдательной селекции, выраженное в уменьшении числа скоплений и пар скоплений по мере удаления от Солнца. Выбранные пары расположены в пределах 2 кпк от Солнца. О полноте данных по расстоянию от Солнца свидетельствует рис. 3, где показана кривая полноты каталога. По изменению скорости роста числа скоплений с увеличением расстояния от Солнца на рис. 3 можно судить о достаточной полноте вплоть до 1 кпк (там, где статистика, судя по наклону кривой, становится неполной). Из анализа распределений, приведенных на рис. 1–3, можно сделать вывод о том, что распределение двойных скоплений в целом повторяет распределение одиночных.

3.2.3. Наш список ESP двойных скоплений по Gaia. Для поиска двойных скоплений использовались каталоги одиночных скоплений Субиран и др. [47] (n = 1026) и Кастро-Жинар и др. [54] (n = 23), Кастро-Жинар и др. [55] (n = 53), Конте-Годе и др. [56] (n = 46). При критерии δR ≤ 100 пк и, за исключением двух пар, |δV| ≤ 10 км/с, найдены 11 пар, данные о которых приведены в табл. 7. Далее этот список мы будем обозначать ESP. В колонках табл. 7 содержатся имена и логарифмы возраста скоплений и величины δR и δV.

3.3. Каталог кросс-идентификации

Вопрос о появлении одинаковых пар в различных списках был решен нами с помощью специально составленного каталога, который включает информацию о том, какие пары встречаются у разных авторов. Мы искали не только полные совпадения имен членов пар, но и случаи, если одно из имен встречается в разных парах. В результате мы получили две таблицы: с полным и частичным пересечением имен в парах.

В табл. 8 приведен кросс каталог с полным пересечением имен. В нем обозначена принадлежность скоплений к различным спискам, рассмотренным в нашей работе, названия которых находятся в заголовке столбцов. Таблица 8 содержит имена скоплений в парах (Имя скопления 1 и Имя скопления 2) и колонки SMD, P1989, LP2019, S1995, S2018T4, S2018T5, ESP с флажками (“+” говорит о присутствии данной пары в списке, указанном в наименовании колонки). Наличие скоплений в списках двойных скоплений, найденных в данной работе, показаны в колонках SMD (по данным MWSC) и ESP (по данным Gaia DR2).

В Приложении 2 приведена вторая часть кросс каталога с частичным пересечением имен, включающая пары скоплений разных авторов. В табл. 9 приведены начальные записи кросс-каталога. В ней колонка “Имя скопления 1” содержит имя скопления, у разных авторов одинаковое в паре, а колонки SMD, P1989, LP2019, S1995, S2018T4, S2018T5, ESP содержат вторые имена в паре по данным соответствующих авторов. В эту часть попали также и пары скоплений из табл. 8. Можно видеть, что у некоторых авторов, например, в SMD найдено по несколько пар для выбранного скопления, колонка “скопление 1”. Таким образом, есть не только полное пересечение имен в парах разных авторов, но и ряд дополнительных пар. Отметим, что 100 пк – это характерный размер ОВ-ассоциаций и, возможно, наиболее массивных ГМО. Кроме того, наблюдаемые ОВ-ассоциации представляют собой результат расширения области, ранее занимаемой ГМО. Поэтому близость на уровне 100 пк – обычное явление для населения РЗС. Количество найденных в каталоге SMD пар (вторая колонка (SMD) каталога, приведенного в Приложении 2, говорит именно об этом.

4.1. Структура диаграммы δR–δV

Покажем, что основными параметрами, позволяющими судить о природе физической связи скоплений в парах, являются параметры δV и δR. Их мы уже определили для выбранных пар в табл. 1–7. Рассмотрим свойства двойных скоплений на диаграмме δV–δR (рис. 4). На рис. 4 используется как лучевая скорость, так и пространственная: в работах [2, 4] – лучевая [1, 3, 7] – пространственная (см. табл. 1–7). Структура диаграммы на рис. 4 следующая: диаграмма делится вертикальной прямой на две области. Область справа от вертикальной прямой – это “визуальные двойные скопления” (ВДРС) с $\lg \delta V$ > > 0.45. Они являются членами различных ОВ ассоциаций, что обусловлено величиной дисперсии пространственной скорости скоплений внутри ОВ ассоциации (10 км/с). Термин “визуально двойные” означает, что скопления близки визуально в пространстве, принадлежат при δ$\lg t$ < 0.3 одним ОВ ассоциациям, но не могут быть физически двойной парой, поскольку они гравитационно не связаны.

Интерес вызывают двойные скопления, расположенные между прямой (1) (определяется исходя из размера ОВ ассоциации ~100 пк) и прямой (2), отмечающей размер сферы Роша. Это двойные скопления, принадлежащие одной и той же OB ассоциации, т.е. связанные общим происхождением. Большое расстояние между ними исключает гравитационную связь этих пар. В верхней части диаграммы (область выше прямой (2)) расположены скопления из распавшихся ОВ ассоциаций, представляющие собой звездные облака, или копья, растянувшиеся на сотни парсек вдоль орбиты скоплений вокруг Галактического центра.

Наибольший интерес представляет область ниже прямой (2). Прямая (2) проведена из условия размеров сферы Роша ${{R}_{R}}$ для случая гравитационного поля скопления с массой $\sim {{10}^{3}}{{M}_{ \odot }}$ и Галактики. Здесь располагаются пары гравитационно-связанных скоплений, или ТДРС. Эти скопления движутся вокруг общего центра масс по замкнутым орбитам и представляют наибольший интерес.

4.2. Найденные двойные скопления, рекомендуемые для более детального изучения

Вновь обратимся к рис. 4, на нем уже выделена область, в пределах которой располагаются “тесные двойные скопления”, ТДРС. Точки, расположенные внутри этой области, представляют наиболее перспективные пары для детального исследования. В нее или категорию ТДРС у нас попали пары скоплений, данные о которых содержит табл. 10. В ее колонках приведены имена скоплений, логарифм возраста, δR, δV, разность логарифмов возраста $\delta \lg t$. Как видно из табл. 10, для этих пар скоплений δR < 7 пк, $\delta \lg t$ < 0.3 и δV < < 3 км/с.

Отметим, что пара NGC 3590 – Hogg 12 (отмечена стрелкой на рис. 4) рассмотрена Пиатти и др. [58]. Оба скопления представляют собой удивительно маленькие объекты, радиусы которых составляют ~1 пк, а расстояние между ними около 3.6 пк. Возраст скоплений составляет 30 млн. лет. В пользу их двойственности говорит и тот факт, что в случае их рождения в разных ОВ ассоциациях, т.е. “не родственной” связи, за время, равное их возрасту, они бы разошлись на значительно большее расстояние (~30 пк), чем наблюдается. Пространственная скорость скоплений относительно друг друга в этой паре составляет около 1 км/с. Логарифм возраста для этих скоплений 7.4 и 7.6 соответственно (табл. 10).

Исследование Пецка и Паунзен [59] показало, что пары ASCC 19 – UBC 17a и Gulliver 6 – UBC 17b близки настолько, что лишь специальное исследование позволило установить, что это именно пары разных скоплений. Кроме того, две данные пары так близки в пространстве, что выделяются как агрегация, состоящая из четырех скоплений, разбитых на пары. На диаграмме собственных движений и по параллаксам данные пары разделяются, а на двухцветных диаграммах практически их оказалось разделить сложно.

Мы считаем, что пары, для которых 7 пк < δR < < 20 пк, являются надежными кандидатами в тесные двойные, или ТДРС. Данные о них приведены в табл. 11. В ее колонках название каталога, в котором они приведены, имена скоплений, логарифм возраста (удалось найти не для всех скоплений), δR, δV.

5.1. Доля двойных скоплений в Галактике

Для оценки типа двойственности РЗС мы провели следующий простой анализ. Вероятно, все звезды образуются в звездных скоплениях, большая часть которых распадается в момент образования массивных звезд, ионизирующих газ молодых скоплений. Температура ионизованного газа $\sim {\kern 1pt} {{10}^{4}}$ K, скорость расширения около 10 км/с. Пекулярные скорости движения звезд (дисперсия скоростей) в рассеянных звездных скоплениях $\sim {\kern 1pt} 1{\text{\;}}\;{\text{км/с}}$. Это обеспечивает потерю газового компонента, масса которого порядка массы звездного компонента скопления. В итоге гравитация не удерживает скопление, и большинство только что образовавшихся звездных скоплений распадается [22].

Для оценки доли скоплений, остающихся гравитационно связанными после потери ими газа, необходимо оценить массу скоплений и время их жизни. Каталог MWSC показывает, что в окрестностях Солнца до 1 кпк находится ~500 РЗС со средней массой $\sim 500{{M}_{ \odot }}$ и возрастом ~10⁸ лет. Примем радиус Галактики, в пределах которого расположены эти скопления, равным 10 кпк. В таком случае число скоплений во всем рассматриваемом объеме Галактики можно экстраполировать до 50 тыс. Полная масса скоплений здесь составит 25 × 10⁶${{M}_{ \odot }}$. Разделив это число на среднее время жизни скопления 10⁸ лет, найдем, что средняя скорость звездообразования в скоплениях $\sim 0.25{{M}_{ \odot }}{\text{/год}}$. Наблюдаемая скорость звездообразования в Галактике $\sim 1.65{{M}_{ \odot }}{\text{/год}}$ (Фрейзер-Маккельви и др. [60]). Следовательно, только около 8% звездных скоплений сохраняются после потери ими газового компонента. Оценка доли двойных скоплений содержится у Субраманиам и др. [49] и составляет около 8% оставшихся рассеянных скоплений. Это дополнительно к сказанному выше служит подтверждением степени редкости ТДРС. Звездные скопления, пережившие потерю газового компонента и остающиеся в пределах своей общей полости Роша, должны иметь определенную величину углового орбитального момента, который позволит им оставаться гравитационно-связанными (т.е. являться физически связанной парой). В отсутствие должного углового момента компоненты тесной пары просто сольются в одно скопление. Примеры шаровых скоплений – продуктов слияния – известны. Например, шаровое скопление М 3 согласно химическому составу входящих в него звезд четко делится на два компонента. Вполне возможно, является следствием того, что оно является продуктом слияния двух скоплений (Ли и др. [61]). Хотя существует и другое объяснение бимодальности химического состава звезд шаровых скоплений: возможная двукратная вспышка звездообразования в них (Валле и др. [62]). Вопрос о возможности разделить население РЗС с помощью анализа химического состава их звезд остается открытым (Брагалья и др. [63]), возможно из-за близости химического состава околосолнечных скоплений диска Галактики.

5.2. РЗС, сближавшиеся в прошлые эпохи

Выше рассмотрено наблюдаемое расположение скоплений в парах. Очевидно, что оно менялось со временем за счет движения скоплений в пространстве. Так, тесное двойное скопление могло распасться по какой-либо причине и скопления могли разойтись со временем на значительное расстояние. В работе Сизовой и др. [64] сделана попытка учесть эту возможность, и проведены расчеты движения скоплений в прошлые эпохи. Полученные результаты несколько расширяют круг проблем, связанных с тесными двойными скоплениями. Так, отмечены наиболее примечательные сближения пар скоплений в прошлые эпохи. Приводим пары, которые могут представлять интерес для дальнейших исследований (эти пары практически одновременно сближались и с Солнцем):

• Alessi 13 и Mamajek 3 в момент времени 3.00 млн. лет назад сближались с Солнцем на 75  и 60 пк соответственно, при этом двигались приблизительно параллельно друг с другом на расстоянии 89 пк; это, скорее всего, ВДРС;

• Melotte 20 и Mamajek 2 в настоящий момент проходят мимо Солнца на расстоянии 174 пк практически одновременно, но не сближаются между собой. Располагаясь на более, чем 300 пк друг от друга, они являются ВДРС.

• Platais 8 и IC 2602 сближались на 30 пк около 2 млн. лет назад. Они могут быть ТДРС.

5.3. Выводы

1) Составлены каталоги двойных скоплений, включающие найденные нами пары по данным об одиночных скоплениях. Каталог MDS (n = = 370 пар) получен с помощью MWSC, приведен в Приложении 1. Каталог ESP (n = 10 пар) составлен по публикациям списков групп и пар: P1989 n = 7 пар, S1995 n = 5, S2018Т4 n = 11, S2018Т5 n = 9, LP2019 n = 42. Всего в нашем распоряжении оказались 428 двойных скоплений.

2) Разные списки частично перекрываются, для учета этого был составлен кросс каталог.

3) Большинство найденных пар входят в состав распадающихся ОВ ассоциаций и представляют собой визуально двойные пары. Среди них только три пары 1) NGC 3590, Hogg 12; 2) ASCC 19, UBC 17a; 3) Gulliver 6, UBC 17b являются физически связанными тесными двойными парами, ТДРС.

Анализ условий образования ТДРС показал, что возникновение пар скоплений в ходе фрагментации исходных газовых облаков происходит в отсутствие их “глубокого” коллапса. Случайное образование ТДРС из близких скоплений одной ОВ ассоциации маловероятно. Хотя, следует отметить, что такое событие подтверждается обнаружением двойного молодого звездного скопления NGC 2264 [65] с разделением компонентов около четырех пк. Есть свидетельства даже о возможном столкновении двух звездных скоплений в Галактике, а именно IC 4665 и Collinder 350. Это рассеянные скопления, расположенные на расстоянии ~330 пк от Солнца и ~100 пк над плоскостью Галактики, их пространственные скорости имеют небольшое различие (Collinder 350 движется на ~ 5 км/с быстрее, чем IC 4665) [66].