Рассеянное звёздное скопление () представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики; отдельные звёзды также могут быть выброшены в результате сложных гравитационных взаимодействий внутри скопления. Типичный возраст скоплений — несколько сотен миллионов летВ противовес этому, в более массивных шаровых звёздных скоплениях царит более сильное гравитационное притяжение между звёздами, и такие скопления могут существовать многие миллиарды лет.. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования.
Молодые рассеянные скопления могут находиться внутри молекулярного облака, из которого они были образованы, и «подсвечивать» его, в результате чего возникает область ионизированного водорода. Со временем давление излучения от скопления развеивает облако. Как правило, только около 10 % массы газового облака успевает образовать звёзды, прежде чем остальной газ будет развеян давлением света.
Рассеянные звёздные скопления — ключевые объекты для изучения звёздной эволюции. Благодаря тому, что члены скопления имеют одинаковый возраст и химический состав, эффекты от других характеристик легче определять для скоплений, чем для отдельных звёзд. Некоторые рассеянные скопления, такие как Плеяды, Гиады или Скопление Альфа Персея, видны невооружённым глазом. Некоторые другие, например, Двойное скопление в Персее, едва различимы без инструментов, а ещё больше скоплений можно увидеть только при помощи бинокля или телескопа, как, например, Скопление Дикая Утка (M 11).
Исторические наблюдения
Яркое рассеянное звёздное скопление Плеяды известно ещё со времён античности, а Гиады представляют собой часть созвездия Тельца, одного из самых древних созвездий. Другие скопления описаны ранними астрономами как нераздельные нечёткие участки света. Греческий астроном Клавдий Птолемей упоминал в своих записях Ясли, Двойное скопление в Персее и Скопление Птолемея; а персидский астроном Ас-Суфи описал скопление Омикрон Парусов. Тем не менее, лишь изобретение телескопа позволило различить в этих туманных объектах отдельные звёзды. Более того, в 1603 году Иоганн Байер присвоил этим образованиям такие обозначения, как если бы они являлись отдельными звёздами.
Первым человеком, который применил в 1609 году телескоп для наблюдения звёздного неба и записал результаты этих наблюдений, был итальянский астроном Галилео Галилей. При изучении некоторых туманных объектов, описанных Птолемеем, Галилей обнаружил, что они являются не отдельными звёздами, а группами из большого количества звёзд. Так, в Яслях он различил более 40 звёзд. В то время как его предшественники различали в Плеядах 6—7 звёзд, Галилей обнаружил почти 50. В своём трактате 1610 года «Sidereus Nuncius» он пишет: «…Галаксия является не чем иным, как собранием многочисленных звёзд, расположенных группами». Вдохновлённый работой Галилея, сицилийский астроном Джованни Годиерна стал, возможно, первым астрономом, кто нашёл при помощи телескопа прежде неизвестные рассеянные скопления. В 1654 году он обнаружил объекты, называемые сейчас Мессье 41, Мессье 47, NGC 2362 и NGC 2451.
В 1767 году английский естествоиспытатель преподобный Джон Мичелл вычислил, что даже для одной такой группы, как Плеяды, вероятность того, что составляющие её звёзды случайно выстроились для земного наблюдателя на одной линии, равна 1 к 496 000; стало понятно, что звёзды в скоплениях связаны физически. В 1774—1781 годах французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, имеющих кометоподобный туманный вид. В этот каталог вошло 26 рассеянных скоплений. В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершель начал всестороннее исследование туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих образований можно разложить (астрономы говорят «разрешить») на звёзды. Гершель предположил, что изначально звёзды были разбросаны в пространстве, а затем в результате гравитационных сил образовали звёздные системы. Он распределил туманности на 8 категорий, и классы с VI по VIII отвёл для классификации скоплений звёзд.
Усилиями астрономов число известных скоплений стало увеличиваться. Сотни скоплений были перечислены в Новом общем каталоге (NGC), впервые опубликованном в 1888 году датско-ирландским астрономом Дж. Л. Э. Дрейером, а также в двух дополнительных индекс-каталогах, увидевших свет в 1896 и 1905 годах. Телескопические наблюдения позволили выявить два разных типа скоплений. Первые характеризуются правильной округлой формой и состоят из многих тысяч звёзд. Они распределены по всему небу, но наиболее плотно — в направлении центра Млечного Пути. Звёздное население вторых более разреженное, форма часто довольно неправильная, а звёздное население исчисляется десятками, реже сотнями. Такие скопления тяготеют к галактической плоскости. Астрономы называют первые шаровыми звёздными скоплениями (англ. globular cluster), а вторые — рассеянными звёздными скоплениями (англ. open cluster). Из-за своего местонахождения рассеянные скопления иногда называют галактическими скоплениями, этот термин был предложен в 1925 году швейцарско-американским астрономом Робертом Джулиусом Трюмплером.
Микрометрические измерения позиций звёзд в скоплениях были произведены сначала в 1877 году немецким астрономом Э. Шёнфельдом, а затем американским астрономом Э. Э. Барнардом в 1898—1921 годах. Эти попытки не выявили никаких признаков движения звёзд. Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен путём сравнения фотопластинок, снятых в разные моменты времени, смог измерить собственное движение звёзд для части скопления Плеяд. По мере того, как астрометрия делалась всё более точной, стало выясняться, что скопления звёзд разделяют одно и то же собственное движение в пространстве. Сравнивая фотопластинки Плеяд, полученные в 1918 году, с пластинками 1943 года, ван Маанен смог выделить звёзды, собственное движение которых было схоже со средним по скоплению, и таким образом, идентифицировать вероятных членов скопления. Спектроскопические наблюдения выявили общие радиальные скорости, показав этим, что скопления состоят из звёзд, физически связанных между собой.
Первые диаграммы «цвет—светимость» для рассеянных скоплений были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году вместе со схемами Плеяд и Гиад. В последующие 20 лет он продолжал свою работу по изучению рассеянных скоплений. Из спектроскопических данных он смог определить верхний предел внутреннего движения для рассеянных скоплений и оценить, что суммарная масса этих объектов не превышает нескольких сотен масс Солнца. Он продемонстрировал связь между цветами звёзд и их светимостью, и в 1929 году отметил, что звёздное население Гиад и Яслей отличается от Плеяд. Впоследствии это было объяснено различием в возрасте этих трёх скоплений. Эти исследования рассеянных скоплений стали фундаментальными в части понимания эволюции звёзд и зависимости эволюции звёзд от их начальной массы.
Образование
Образование рассеянного скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака, холодного плотного облака газа и пыли массой во много тысяч раз больше массы Солнца. Такие облака имеют плотность от 102 до 106 молекул нейтрального водорода на см3, при том, что звездообразование начинается в частях с плотностью большей 104 молекул/см3. Как правило, только 1—10 % объёма облака превышает такую плотность. До коллапса такие облака могут сохранять механическое равновесие благодаря магнитным полям, турбулентностям и вращению.
Существует много факторов, которые могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, что приведёт к коллапсу и началу процесса активного звездообразования, в результате которого может возникнуть рассеянное скопление. К таковым относятся: ударные волны от близких сверхновых, столкновение с другими облаками, гравитационные взаимодействия. Но даже в отсутствие внешних факторов некоторые части облака могут достигнуть условий, когда они станут нестабильны и подвержены коллапсу. Коллапсирующий регион облака испытывает иерархическую фрагментацию на более мелкие участки (включая относительно плотные области, известные как инфракрасные тёмные облака), что в итоге приводит к рождению большого количества (до нескольких тысяч) звёзд. Такой процесс звездообразования начинается в оболочке из коллапсирующего облака, которая скрывает протозвёзды из вида, хотя и позволяет производить инфракрасные наблюдения. Считается, что в галактике Млечный Путь одно новое рассеянное скопление образуется раз в несколько тысяч лет.
Наиболее горячие и массивные из вновь сформированных звёзд (известных как OB-звёзды) интенсивно излучают в ультрафиолете, что постоянно ионизирует окружающий газ молекулярного облака и образует H II-область. Звёздный ветер и давление радиации от массивных звёзд начинают разгонять горячий ионизированный газ на скоростях, сопоставимых со скоростью звука в газе. Через несколько миллионов лет в скоплении происходит первая вспышка сверхновой (), которая также выталкивает газ из своих окрестностей. В большинстве случаев эти процессы разгоняют весь газ в течение 10 миллионов лет, и звездообразование прекращается. Но около половины из образовавшихся протозвёзд будут окружены околозвёздными дисками, многие из которых будут аккреционными дисками.
Так как лишь от 30 до 40 % газа из центра облака формирует звёзды, рассеивание газа сильно затрудняет процесс звездообразования. Следовательно, все скопления переживают на начальной стадии сильную потерю массы, причём довольно большая часть на этом этапе распадается совсем. С этой точки зрения, образование рассеянного скопления зависит от того, связаны ли гравитационно рождённые звёзды; если это не так, то вместо скопления возникнет несвязанная звёздная ассоциация. Если же скопление наподобие Плеяд всё-таки формируется, оно сможет удержать лишь 1/3 от исходного числа звёзд, а оставшаяся часть перестанет быть связанной, как только газ рассеется. Молодые звёзды, переставшие принадлежать родному скоплению, станут частью общего населения Млечного пути.
Вследствие того, что практически все звёзды образуются в скоплениях, последние считаются основными строительными кирпичиками галактик. Интенсивные процессы рассеяния газа, которые как образуют, так и уничтожают многие звёздные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток на морфологической и кинематической структурах галактик. Большинство вновь образованных рассеянных скоплений обладают численностью от 100 звёзд и массой от 50 солнечных. Самые большие скопления могут иметь массу до 104 солнечных (масса скопления Westerlund 1 оценивается в 5×104 солнечных), что очень близко к массам шаровых скоплений. В то время как рассеянные и шаровые звёздные скопления представляют собой совершенно разные образования, внешний вид наиболее разреженных шаровых и самых богатых рассеянных скоплений может не так уж сильно отличаться. Некоторые астрономы считают, что в основе образования этих двух типов скоплений лежит один и тот же механизм, с той разницей, что условий, необходимых для формирования очень богатых шаровых скоплений — численностью в сотни тысяч звёзд, — в нашей Галактике больше не существует.