Cluster stelar deschis

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 8 decembrie 2021; verificările necesită 2 modificări .

Un grup de  stele deschis este un grup de stele (până la câteva mii la număr) format dintr-un nor molecular gigant și având aproximativ aceeași vârstă. Peste 1100 de clustere deschise au fost descoperite în Galaxia noastră, dar se presupune că sunt mult mai multe [1] . Stelele din astfel de clustere sunt conectate între ele prin forțe gravitaționale relativ slabe , prin urmare, pe măsură ce se învârt în jurul centrului galactic , clusterele pot fi distruse din cauza trecerii apropiate în apropierea altor clustere sau nori de gaz , caz în care stelele care le formează devin parte din populația normală a galaxiei ; Stele individuale pot fi, de asemenea, ejectate ca rezultat al interacțiunilor gravitaționale complexe din cadrul clusterului [2] . Vârsta tipică a clusterelor este de câteva sute de milioane de ani [nota 1] . Grupurile de stele deschise se găsesc numai în galaxiile spirale și neregulate , unde au loc procese active de formare a stelelor [3] .

Ciorchinii tineri deschisi pot fi în interiorul norului molecular din care s-au format și îl „evidențiază”, rezultând o regiune de hidrogen ionizat [nota 2] . De-a lungul timpului, presiunea radiației din cluster dispersează norul. De regulă, doar aproximativ 10% din masa unui nor de gaz are timp să formeze stele înainte ca restul gazului să fie dispersat de presiunea luminii.

Grupurile de stele deschise sunt obiecte cheie pentru studierea evoluției stelare . Datorită faptului că membrii clusterului au aceeași vârstă și aceeași compoziție chimică , efectele altor caracteristici sunt mai ușor de determinat pentru clustere decât pentru stele individuale [1] . Unele grupuri deschise, cum ar fi Pleiadele , Hiadele sau Clusterul Alpha Perseus , sunt vizibile cu ochiul liber . Unele altele, precum Perseus Double Cluster , sunt abia vizibile fără instrumente, iar multe altele pot fi văzute doar cu un binoclu sau un telescop , cum ar fi Wild Duck Cluster (M 11) [5] .

Observații istorice

Clusterul de stele deschise Pleiadele este cunoscut încă din antichitate, iar Hiadele fac parte din constelația Taur , una dintre cele mai vechi constelații. Alte clustere au fost descrise de primii astronomi ca pete inseparabile de lumină. Astronomul grec Claudius Ptolemeu a menționat în notele sale Mangerul , Dublu Cluster de la Perseus și Clusterul lui Ptolemeu ; iar astronomul persan As-Sufi a descris clusterul Omicron Parus . [7] Cu toate acestea, doar invenția telescopului a făcut posibilă distingerea stelelor individuale în aceste obiecte nebuloase. [8] Mai mult, în 1603, Johann Bayer a atribuit acestor formațiuni astfel de denumiri ca și cum ar fi stele individuale. [9]

Prima persoană care a folosit un telescop în 1609 pentru a observa cerul înstelat și a înregistra rezultatele acestor observații a fost astronomul italian Galileo Galilei . Când a studiat unele dintre obiectele nebuloase descrise de Ptolemeu, Galileo a descoperit că nu erau stele individuale, ci grupuri de un număr mare de stele. Deci, în Manger, a distins peste 40 de stele. În timp ce predecesorii săi au distins 6-7 stele în Pleiade, Galileo a descoperit aproape 50. [10] În tratatul său din 1610 „ Sidereus Nuncius ” el scrie: „...Galaxia nu este altceva decât o colecție de numeroase stele situate în grupuri” . [11] Inspirat de munca lui Galileo, astronomul sicilian Giovanni Hodierna a fost probabil primul astronom care a găsit clustere deschise necunoscute anterior cu un telescop. [12] În 1654, el a descoperit obiectele numite acum Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 și NGC 2451 . [13]

În 1767, naturalistul englez reverendul John Michell a calculat că chiar și pentru un singur grup precum Pleiadele, probabilitatea ca stelele sale constitutive să fie aliniate aleatoriu pentru un observator pământesc a fost de 1 la 496.000; a devenit clar că stelele din clustere sunt conectate fizic. [14] [15] În 1774-1781 , astronomul francez Charles Messier a publicat un catalog de obiecte cerești care aveau un aspect neclar ca de cometă . Acest catalog include 26 de grupuri deschise. [9] În anii 1790, astronomul englez William Herschel a început un studiu cuprinzător al obiectelor cerești nebuloase . El a descoperit că multe dintre aceste formațiuni pot fi descompuse (astronomii spun „rezolvare”) în stele. Herschel a sugerat că inițial stelele au fost împrăștiate în spațiu, iar apoi, ca rezultat al forțelor gravitaționale, au format sisteme stelare. [16] El a împărțit nebuloasele în 8 categorii și a atribuit clasele VI până la VIII pentru a clasifica grupurile de stele. [17]

Prin eforturile astronomilor, numărul clusterelor cunoscute a început să crească. Sute de clustere au fost enumerate în Noul Catalog General (NGC), publicat pentru prima dată în 1888 de astronomul danez-irlandez J. L. E. Dreyer și în două cataloage de index suplimentare publicate în 1896 și 1905 . [9] Observațiile telescopice au relevat două tipuri diferite de clustere. Primele se caracterizează printr-o formă rotunjită obișnuită și constau din multe mii de stele. Ele sunt distribuite pe tot cerul, dar cel mai dens spre centrul Căii Lactee . [18] Populația stelară a acestuia din urmă este mai rară, forma este adesea destul de neregulată, iar populația stelară este în zeci, mai rar în sute. Astfel de clustere gravitează spre planul galactic . [19] [20] Astronomii le numesc pe primele clustere globulare, iar pe cele din urmă clustere deschise . Din cauza locației lor, clusterele deschise sunt uneori denumite clustere de galaxii , termen propus în 1925 de astronomul elvețian-american Robert Julius Trumpler . [21]

Măsurătorile micrometrice ale pozițiilor stelelor în clustere au fost făcute mai întâi în 1877 de astronomul german E. Schoenfeld , iar apoi de astronomul american E. E. Barnard în 1898-1921 . Aceste încercări nu au dezvăluit niciun semn de mișcare a stelelor. [22] Cu toate acestea, în 1918, astronomul olandez-american Adrian van Maanen , comparând plăci fotografice realizate în diferite momente în timp, a reușit să măsoare mișcarea adecvată a stelelor pentru o parte din clusterul Pleiadelor. [23] Pe măsură ce astrometria devenea din ce în ce mai precisă, a devenit clar că grupurile de stele au aceeași mișcare adecvată în spațiu. Comparând plăcile fotografice ale Pleiadelor obținute în 1918 cu cele din 1943 , van Maanen a reușit să izoleze stelele a căror mișcare adecvată a fost similară cu media pentru cluster și, astfel, să identifice membrii probabili ai clusterului. [24] Observațiile spectroscopice au relevat viteze radiale comune , arătând că clusterele sunt compuse din stele care sunt conectate fizic între ele. [unu]

Primele diagrame culoare-luminozitate pentru clustere deschise au fost publicate de Einar Hertzsprung în 1911, împreună cu diagramele Pleiadelor și Hiadelor. În următorii 20 de ani, el și-a continuat munca privind studiul clusterelor deschise. Din datele spectroscopice, el a reușit să determine o limită superioară a mișcării interne pentru clusterele deschise și să estimeze că masa totală a acestor obiecte nu a depășit câteva sute de mase solare . El a demonstrat relația dintre culorile stelelor și luminozitatea lor, iar în 1929 a remarcat că populația stelară a Hiadelor și Mangerilor era diferită de cea a Pleiadelor. Ulterior, acest lucru a fost explicat prin diferența de vârstă a acestor trei clustere. [25] Aceste studii ale clusterelor deschise au devenit fundamentale în înțelegerea evoluției stelelor și a dependenței evoluției stelelor de masa lor inițială.

Educație

Formarea unui cluster deschis începe cu prăbușirea unei părți dintr- un nor molecular gigant , un nor rece și dens de gaz și praf de multe mii de ori masa Soarelui. Astfel de nori au o densitate de 10 2 până la 10 6 molecule neutre de hidrogen per cm 3 , în timp ce formarea stelelor începe în părți cu o densitate mai mare de 10 4 molecule/cm 3 . De regulă, doar 1-10% din volumul norului depășește această densitate. [26] Înainte de prăbușire, astfel de nori pot menține echilibrul mecanic datorită câmpurilor magnetice , turbulențelor și rotației . [27]

Există mulți factori care pot deranja echilibrul unui nor molecular gigant, ceea ce va duce la colaps și la începutul procesului de formare a stelelor active, ceea ce poate duce la un cluster deschis. Acestea includ: unde de șoc de la supernovele din apropiere , ciocniri cu alți nori, interacțiuni gravitaționale. Dar chiar și în absența factorilor externi, unele părți ale norului pot ajunge la condiții în care devin instabile și predispuse la colaps. [27] Regiunea de prăbușire a norului experimentează fragmentarea ierarhică în regiuni mai mici (inclusiv regiuni relativ dense cunoscute sub numele de nori întunecați în infraroșu ), ceea ce duce în cele din urmă la nașterea unui număr mare (până la câteva mii) de stele. Acest proces de formare a stelelor începe într-un înveliș al unui nor care se prăbușește, care ascunde protostelele din vedere, deși permite efectuarea de observații în infraroșu . [26] În galaxia Calea Lactee, se crede că un nou cluster deschis se formează la fiecare câteva mii de ani. [28]

Cele mai fierbinți și mai masive dintre stele nou formate (cunoscute sub numele de stele OB ) radiază intens în ultraviolete , care ionizează constant gazul din jur al norului molecular și formează regiunea H II . Vântul stelar și presiunea radiației de la stelele masive încep să accelereze gazul ionizat fierbinte la viteze comparabile cu viteza sunetului în gaz. Câteva milioane de ani mai târziu, clusterul se confruntă cu primele sale supernove ( supernove cu colaps al miezului ), care împinge și gazul din împrejurimi .  În cele mai multe cazuri, aceste procese accelerează tot gazul în decurs de 10 milioane de ani, iar formarea stelelor se oprește. Dar aproximativ jumătate din protostelele formate vor fi înconjurate de discuri circumstelare , multe dintre ele vor fi discuri de acreție . [26]

Deoarece doar 30 până la 40% din gazul din centrul norului formează stele, dispersia gazului împiedică foarte mult procesul de formare a stelelor. În consecință, toate clusterele experimentează o pierdere puternică de masă în stadiul inițial și o parte destul de mare în acest stadiu se descompune complet. Din acest punct de vedere, formarea unui cluster deschis depinde dacă stelele născute gravitațional sunt legate; dacă nu este cazul, atunci va apărea o asociere stelară fără legătură în locul unui cluster . Dacă s-ar forma un grup precum Pleiadele, ar putea să rețină doar 1/3 din numărul său inițial de stele, iar restul ar fi nelegat odată ce gazul s-ar disipa. [29] Stele tinere care nu mai aparțin clusterului de origine vor deveni parte din populația generală a Căii Lactee.

Datorită faptului că aproape toate stelele sunt formate în grupuri, acestea din urmă sunt considerate principalele blocuri de construcție ale galaxiilor . Procesele intense de împrăștiere a gazelor, care formează și distrug multe grupuri de stele la naștere, își lasă amprenta asupra structurilor morfologice și cinematice ale galaxiilor. [30] Majoritatea clusterelor deschise nou formate au o populație de 100 sau mai multe stele și o masă de 50 de mase solare. Cele mai mari clustere pot avea mase de până la 10 4 mase solare (masa clusterului Westerlund 1 este estimată la 5 × 10 4 mase solare), care este foarte apropiată de masele clusterelor globulare . [26] În timp ce clusterele deschise și globulare sunt formațiuni foarte diferite, aspectul celor mai rare clustere globulare și al celor mai bogate clustere deschise poate să nu fie atât de diferit. Unii astronomi cred că formarea acestor două tipuri de clustere se bazează pe același mecanism, cu diferența că condițiile necesare formării unor clustere globulare foarte bogate – numărând sute de mii de stele – nu mai există în Galaxia noastră. [31]

Formarea a mai mult de un cluster deschis dintr-un nor molecular este un fenomen tipic. Deci, în Marele Nor Magellanic , clusterele Hodge 301 și R136 s- au format din gazul Nebuloasei Tarantulei ; Urmărirea traiectoriilor Hyadelor și Mangerului , două grupuri proeminente și apropiate din Calea Lactee, sugerează că s-au format și din același nor cu aproximativ 600 de milioane de ani în urmă. [32] Uneori, grupurile născute în același timp formează un grup dublu. Un prim exemplu în acest sens în galaxia noastră este Perseus Double Cluster , care constă din NGC 869 și NGC 884 (uneori numite eronat „χ și h Persei” ( „chi și cenușă Persei” ), deși h se referă la steaua vecină și χ  pentru ambele clustere), cu toate acestea, pe lângă acesta, sunt cunoscute cel puțin 10 astfel de clustere. [33] Chiar mai multe dintre acestea au fost descoperite în Norii Magellanic Mici și Mari : aceste obiecte sunt mai ușor de detectat în sistemele exterioare decât în ​​galaxia noastră, deoarece datorită efectului de proiecție, clusterele departe unele de altele pot părea conectate între ele. .

Morfologie și clasificare

Clusterele deschise pot reprezenta atât grupuri rare de mai multe stele, cât și aglomerări mari, inclusiv mii de membri. Ele tind să fie formate dintr-un nucleu dens bine definit, înconjurat de o „coroană” mai difuză de stele. Diametrul miezului este de obicei de 3-4 St. g. , iar coroana - 40 St. l. Densitatea stelară standard în centrul clusterului este de 1,5 stele/lumină. g. 3 (pentru comparație: în vecinătatea Soarelui, acest număr este de ~0,003 sv./St. g. 3 ). [34]

Grupurile de stele deschise sunt adesea clasificate conform schemei dezvoltate de Robert Trumpler în 1930 . Numele clasei conform acestei scheme constă din 3 părți. Prima parte este indicată cu cifrele romane I-IV și înseamnă concentrația clusterului și caracterul distinctiv al acestuia de câmpul stelar din jur (de la puternic la slab). A doua parte este o cifră arabă de la 1 la 3, adică răspândirea luminozității membrelor (de la mic la mare). A treia parte este litera p , m sau r , care denotă, respectiv, un număr mic, mediu sau mare de stele din cluster. Dacă clusterul se află în interiorul unei nebuloase, atunci litera n este adăugată la sfârșitul . [35]

De exemplu, conform schemei Trumpler, Pleiadele sunt clasificate ca I3rn (foarte concentrate, bogate în stele, există o nebuloasă), iar Hiadele mai apropiate - ca II3m (mai fragmentate și cu mai puțină abundență).

Numărul și distribuția

Peste 1000 de clustere deschise au fost descoperite în Galaxia noastră, dar numărul lor total poate fi de până la 10 ori mai mare. [36] În galaxiile spirale , clusterele deschise sunt localizate în principal de-a lungul brațelor spiralate , unde densitatea gazelor este cea mai mare și, ca urmare, procesele de formare a stelelor sunt cele mai active; astfel de grupuri se dispersează de obicei înainte de a avea timp să părăsească brațul. Ciorchinii deschisi au o tendință puternică de a fi aproape de planul galactic. [nota 3] [37]

În galaxiile neregulate , clusterele deschise pot fi oriunde, deși concentrația lor este mai mare acolo unde densitatea gazului este mai mare. [38] Ciorchinii deschisi nu sunt observați în galaxiile eliptice , deoarece procesele de formare a stelelor în acestea din urmă au încetat cu multe milioane de ani în urmă, iar ultimele clustere formate s-au dispersat de mult. [19]

Distribuția clusterelor deschise în Galaxia noastră depinde de vârstă: clusterele mai vechi sunt situate în principal la distanțe mai mari de centrul galactic și la o distanță considerabilă de planul galactic. [39] Acest lucru se datorează faptului că forțele de maree care descompun clusterele sunt mai mari în apropierea centrului galaxiei; pe de altă parte, norii moleculari giganți, care sunt și cauza distrugerii, sunt concentrați în regiunile interioare ale discului galaxiei; prin urmare, clusterele din regiunile interioare sunt distruse la o vârstă mai devreme decât „colegii” lor din regiunile exterioare. [40]

Distribuție All-Star

Datorită faptului că clusterele deschise de stele se descompun de obicei înainte ca majoritatea stelelor lor să-și încheie ciclurile de viață , cea mai mare parte a radiațiilor de la clustere este lumina de la stele albastre fierbinți și tinere . Astfel de stele au cea mai mare masă și cea mai scurtă durată de viață, de ordinul a câteva zeci de milioane de ani. Grupurile de stele mai vechi conțin mai multe stele galbene.

Unele grupuri de stele conțin stele albastre fierbinți care par mult mai tinere decât restul clusterului. Aceste stele albastre împrăștiate sunt observate și în clustere globulare; se crede că în nucleele cele mai dense de clustere globulare acestea se formează în timpul ciocnirii stelelor și formării de stele mai fierbinți și mai masive. Cu toate acestea, densitatea stelară în clustere deschise este mult mai mică decât în ​​clusterele globulare, iar numărul de stele tinere observate nu poate fi explicat prin astfel de ciocniri. Se crede că cele mai multe dintre ele se formează atunci când un sistem stelar binar se contopește într-o stea datorită interacțiunilor dinamice cu alți membri. [41]

De îndată ce stelele de masă mică și medie își consumă hidrogenul în procesul de fuziune nucleară , ele își pierd straturile exterioare și formează o nebuloasă planetară cu formarea unei pitice albe . Chiar dacă majoritatea clusterelor deschise se descompun înainte ca majoritatea membrilor lor să atingă stadiul de pitică albă, numărul de pitice albe din clustere este, de obicei, mult mai mic decât s-ar putea aștepta de la vârsta clusterului și distribuția inițială estimată a masei stelare. O posibilă explicație pentru lipsa piticelor albe este că, atunci când o gigantă roșie își aruncă coaja și formează o nebuloasă planetară, o ușoară asimetrie în masa materialului ejectat poate da stelei o viteză de câțiva kilometri pe secundă - suficientă pentru a părăsi cluster. [42]

Datorită densității mari a stelelor, trecerile apropiate de stele în clustere deschise nu sunt neobișnuite. Pentru un cluster tipic de 1000 de stele și o rază de jumătate de masă [nota 4] de 0,5 pc, în medie, fiecare stea se va apropia de alta la fiecare 10 milioane de ani. Acest timp este și mai scurt în grupuri mai dense. Astfel de pasaje pot afecta foarte mult discurile circumstelare extinse de materie din jurul multor stele tinere. Perturbațiile de maree pentru discuri mari pot provoca formarea de planete masive și pitice maro , care vor fi situate la distanțe de 100 UA. sau mai multe de la steaua principală. [43]

Soarta

Multe clustere deschise sunt în mod inerent instabile: datorită masei lor mici , viteza de evacuare din sistem este mai mică decât viteza medie a stelelor sale componente. Astfel de grupuri se despart foarte repede de-a lungul a câteva milioane de ani. În multe cazuri, împingerea în afara gazului din care s-a format întregul sistem prin radiația stelelor tinere reduce masa clusterului atât de mult încât se descompune foarte repede. [44]

Clusterele care, după dispersarea nebuloasei din jur, au suficientă masă pentru a fi legate gravitațional, își pot păstra forma timp de multe zeci de milioane de ani, dar în timp, procesele interne și externe duc și la dezintegrarea lor. Trecerea apropiată a unei stele lângă alta poate crește viteza uneia dintre stele atât de mult încât depășește viteza de evadare din cluster. Astfel de procese duc la „evaporarea” treptată a membrilor clusterului. [45]

În medie, la fiecare jumătate de miliard de ani, grupurile de stele sunt influențate de factori externi, de exemplu, trecând lângă sau printr-un nor molecular . Forțele gravitaționale ale mareelor ​​din apropierea atât de apropiată tind să distrugă grupurile de stele. Ca urmare, devine un flux stelar : din cauza distanțelor mari dintre stele, un astfel de grup nu poate fi numit un grup, deși stelele sale constitutive sunt conectate între ele și se mișcă în aceeași direcție cu aceleași viteze. Perioada de timp după care clusterul se rupe depinde de densitatea stelară inițială a acestuia din urmă: cei mai apropiați trăiesc mai mult. Timpul de înjumătățire estimat al clusterului (după care jumătate din stelele originale se vor pierde) variază de la 150 la 800 de milioane de ani, în funcție de densitatea inițială. [45]

După ce clusterul nu mai este legat de gravitație, multe dintre stelele sale constitutive își vor păstra în continuare viteza și direcția de mișcare în spațiu; va apărea o așa-numită asociație stelară (sau un grup de stele în mișcare ). Deci, mai multe stele strălucitoare ale „ găleții ” Carului Mare  sunt foști membri ai clusterului deschis, care s-a transformat într-o astfel de asociație numită „ grupul de stele în mișcare al Carului Mare ”. [46] În cele din urmă, din cauza micilor diferențe de viteză, ei se vor dispersa în întreaga galaxie. Acumulări mai mari devin fluxuri, cu condiția să poată fi stabilită aceeași viteză și vârste; în caz contrar, stelele vor fi considerate neconectate. [47] [48]

Studii ale evoluției stelare

În diagrama Hertzsprung-Russell pentru un cluster deschis, majoritatea stelelor vor aparține secvenței principale (MS). [49] La un moment dat, numit punctul de cotitură , cele mai masive stele părăsesc MS și devin giganți roșii ; „Depărtarea” unor astfel de stele din MS face posibilă determinarea vârstei clusterului.

Datorită faptului că stelele din cluster se află aproape la aceeași distanță de Pământ și s-au format aproximativ în același timp din același nor, toate diferențele în luminozitatea aparentă a stelelor din cluster se datorează maselor lor diferite. . [49] Acest lucru face ca clusterele deschise de stele să fie obiecte foarte utile pentru studiul evoluției stelare , deoarece atunci când se compară stelele, se poate presupune că multe caracteristici variabile sunt fixe pentru un cluster.

De exemplu, studiul conținutului de litiu și beriliu din stele din clustere deschise poate ajuta serios la dezvăluirea misterelor evoluției stelelor și a structurii lor interne. Atomii de hidrogen nu pot forma atomi de heliu la temperaturi sub 10 milioane K , dar nucleele de litiu și beriliu sunt distruse la temperaturi de 2,5 milioane și, respectiv, 3,5 milioane K. Aceasta înseamnă că abundența lor depinde direct de cât de puternic este amestecată materia în interiorul stelei. Când se studiază abundența lor în stelele cluster, variabile precum vârsta și compoziția chimică sunt fixe. [cincizeci]

Studiile au arătat că abundența acestor elemente luminoase este mult mai mică decât prevăd modelele de evoluție stelară. Motivele pentru aceasta nu sunt complet clare; una dintre explicații este că în interiorul stelei au loc ejecții de materie din zona convectivă în zona stabilă de transfer radiativ [50] .

Scara astronomică a distanțelor

Determinarea distanțelor până la obiectele astronomice este cheia pentru înțelegerea lor, dar marea majoritate a acestor obiecte sunt prea departe pentru a fi măsurate direct. Gradulizarea scării astronomice a distanțelor depinde de o succesiune de măsurători indirecte și uneori nedeterminate în raport mai întâi cu obiectele cele mai apropiate, distanțele la care se pot măsura direct, iar apoi cu cele din ce în ce mai îndepărtate. [51] Grupurile de stele deschise sunt cea mai importantă treaptă de pe această scară.

Distanțele până la clusterele cele mai apropiate de noi pot fi măsurate direct în unul din două moduri. În primul rând, pentru stelele clusterelor din apropiere, poate fi determinată paralaxa (o ușoară schimbare a poziției aparente a unui obiect în timpul anului datorită mișcării Pământului pe orbita Soarelui), așa cum se face de obicei pentru stelele individuale. Pleiade , Hyades și alte câteva grupuri din vecinătatea 500 St. anii sunt suficient de apropiați pentru ca o astfel de metodă să dea rezultate fiabile pentru ei, iar datele de la satelitul Hipparchus au făcut posibilă stabilirea distanțelor exacte pentru o serie de clustere. [52] [53]

O altă metodă directă este așa-numita metodă a clusterului în mișcare . Se bazează pe faptul că stelele din cluster au aceiași parametri de mișcare în spațiu. Măsurarea mișcărilor adecvate ale membrilor grupului și reprezentarea lor pe o hartă a mișcării lor aparente pe cer va face posibilă stabilirea faptului că aceștia converg la un moment dat. Vitezele radiale ale stelelor cluster pot fi determinate din măsurători ale deplasărilor Doppler în spectrele lor ; când toți cei trei parametri - viteza radială , mișcarea adecvată și distanța unghiulară de la cluster până la punctul său de fuga - sunt cunoscuți, calculele trigonometrice simple vor permite calcularea distanței până la cluster. Cel mai faimos caz de utilizare a acestei metode a vizat Hiadele și a făcut posibilă determinarea distanței până la acestea la 46,3 parsecs. [54]

Odată ce distanțele până la clusterele din apropiere au fost stabilite, alte metode pot extinde scala distanței pentru clustere mai îndepărtate. Comparând stelele secvenței principale din diagrama Hertzsprung-Russell pentru un cluster a cărui distanță este cunoscută cu stelele corespunzătoare dintr-un cluster mai îndepărtat, se poate determina distanța până la acesta din urmă. Cel mai apropiat cluster cunoscut este Hiadele: deși grupul de stele Ursa Major este de aproximativ două ori mai apropiat, este totuși o asociație stelară, nu un cluster, deoarece stelele din el nu sunt legate gravitațional unele de altele. Cel mai îndepărtat cluster deschis cunoscut din galaxia noastră este Berkeley 29 , la aproximativ 15.000 de parsecs. [55] În plus, clusterele deschise pot fi detectate cu ușurință în multe galaxii din Grupul Local .

Cunoașterea exactă a distanțelor până la clusterele deschise este vitală pentru calibrarea dependenței „perioadei-luminozitate” care există pentru stelele variabile, cum ar fi stelele Cefeide și RR Lyrae , ceea ce le va permite să fie folosite ca „ lumânări standard ”. Aceste stele puternice pot fi văzute la distanțe mari și pot fi folosite pentru a extinde scara mai mult - până la cele mai apropiate galaxii ale Grupului Local. [56]

Note

Comentarii
  1. ↑ În schimb, clusterele globulare mai masive au o atracție gravitațională mai puternică între stele și astfel de clustere pot exista multe miliarde de ani.
  2. ↑ Un prim exemplu în acest sens ar fi NGC 2244 din Nebuloasa Rozetă [4]
  3. ↑ Pentru comparație: înălțimea planului galaxiei noastre este de ~180 sv. ani, iar raza este de aproximativ 100.000 sv. ani.
  4. ↑ Raza sferei în care se află stele, a căror masă totală este jumătate din masa clusterului
Surse
  1. ↑ 1 2 3 Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Deschideți clustere stelare . SEDS . University of Arizona, Lunar and Planetary Lab (27 august 2007). Data accesului: 7 ianuarie 2013. Arhivat din original la 14 ianuarie 2013.
  2. ↑ Karttunen Hannu și colab. Astronomie fundamentală. - Ed. a IV-a .. - Springer, 2003. - P. 321. - (Biblioteca online de fizică și astronomie). - ISBN 3-540-00179-4 .
  3. ↑ Payne-Gaposchkin C. Stele și clustere . - Cambridge, Mass.: Harvard University Press, 1979. - ISBN 0-674-83440-2 .
  4. ↑ Johnson Harold L. The Galactic Cluster, NGC 2244  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1962. - Vol. 136 . — P. 1135 . - doi : 10.1086/147466 . - Cod biblic .
  5. ↑ Neata E. Open Star Clusters: Information and Observations . Informații despre cerul nopții . Data accesului: 8 ianuarie 2013. Arhivat din original la 14 ianuarie 2013.
  6. ↑ VISTA găsește 96 de grupuri de stele ascunse în spatele prafului . ESO Science Release (3 august 2011). Data accesului: 7 ianuarie 2013. Arhivat din original la 14 ianuarie 2013.
  7. ↑ Moore Patrick, Rees Robin. Cartea de date de astronomie a lui Patrick Moore . — Ed. a II-a. - Cambridge University Press, 2011. - P. 339. - ISBN 0-521-89935-4 .
  8. ↑ Jones Kenneth Glyn. Nebuloasele lui Messier și grupurile de stele. — Ed. a II-a. - Cambridge University Press, 1991. - V. 2. - S. 6-7. — (Manual de astronomie practică). - ISBN 0-521-37079-5 .
  9. ↑ 1 2 3 Kaler James B. Cambridge Enciclopedia Stelelor. - Cambridge University Press, 2006. - P. 167. - ISBN 0-521-81803-6 .
  10. ↑ Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Noul univers al lui Galileo: revoluția în înțelegerea noastră a cosmosului . - BenBella Books, 2009. - P. 128. - ISBN 1-933771-59-3 .
  11. ↑ Galileo G. Star messenger // Lucrări alese în două volume / Per. si aprox. I. N. Veselovsky. - M . : Nauka, 1964. - T. 1. - S. 37.
  12. ↑ Fodera-Serio G., Indorato L., Nastasi P. Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology // Journal for the History of Astronomy. - 1985. - T. 16 , nr 1 . - S. 1 . — Cod biblic .
  13. ↑ Jones KG Câteva note despre nebuloasele lui Hodierna // Journal of the History of Astronomy. - 1986. - T. 17 , nr 50 . - S. 187-188 . - Cod biblic .
  14. ↑ Chapman A. William Herschel și măsurarea spațiului // Royal Astronomical Society Quarterly Journal. - 1989. - T. 30 , nr 4 . - S. 399-418 . — Cod .
  15. ↑ Michell J. O anchetă asupra paralaxei probabile și a mărimii stelelor fixe, din cantitatea de lumină pe care ni o oferă și circumstanțele particulare ale situației lor // Tranzacții filozofice. - 1767. - T. 57 . - S. 234-264 . - doi : 10.1098/rstl.1767.0028 . - Cod biblic .
  16. ↑ Hoskin M. Herschel, William's Early Investigations of Nebulae - a Reevaluation // Journal for the History of Astronomy. - 1979. - T. 10 . - S. 165-176 . - Cod biblic .
  17. ↑ Hoskin M. Herschel's Cosmology // Journal of the History of Astronomy. - 1987. - T. 18 , nr 1 . - S. 20 . — Cod biblic .
  18. ↑ Bok Bart J., Bok Priscilla F. Calea Lactee . — Ed. a 5-a. - Harvard University Press, 1981. - P.  136 . — (Harvard books on astronomy). — ISBN 0-674-57503-2 .
  19. ↑ 1 2 Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press, 1998. - P. 377. - (Seria Princeton în astrofizică). - ISBN 978-0-691-02565-0 .
  20. ↑ Basu Baidyanath. O introducere în astrofizică. - PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. - P. 218. - ISBN 81-203-1121-3 .
  21. ^ Trumpler RJ Spectral Types in Open Clusters  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1925. - Vol. 37 , nr. 220 . — P. 307 . - doi : 10.1086/123509 . - Cod biblic .
  22. ↑ Barnard EE Măsuri micrometrice ale clusterelor stelare // Publicații ale Observatorului Yerkes. - 1931. - T. 6 . - S. 1-106 . — Cod biblic .
  23. ↑ Van Maanen A. Nr. 167. Investigaţii asupra mişcării corespunzătoare. Furst lucrare: Mișcările a 85 de stele în cartierul Atlas și Pleione // Contribuții de la Observatorul Muntelui Wilson. - Instituția Carnegie din Washington, 1919. - V. 167 . - S. 1-15 . - Cod biblic .
  24. ↑ Van Maanen A. Investigations on Proper Motion. XXIV. Măsuri suplimentare în Clusterul Pleiadelor  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1945. - Vol. 102 . - P. 26-31 . - doi : 10.1086/144736 . - Cod biblic .
  25. ↑ Șuvița K. Aa. Contribuțiile lui Hertzsprung la diagrama HR // Diagrama HR, în memoria lui Henry Norris Russell, Simpozionul IAU nr. 80, 2 noiembrie 1977 / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (editori). - Academia Națională de Științe, Washington, DC, 1977. - S. 55-59.
  26. ↑ 1 2 3 4 Lada CJ Fizica și modurile de formare a clusterelor stelare: observații // Tranzacții filosofice ale Societății Regale A: Științe matematice, fizice și inginerie. - 2010. - T. 368 , Nr. 1913 . - S. 713-731 . doi : 10.1098 / rsta.2009.0264 . - Cod . - arXiv : 0911.0779 .
  27. ↑ 1 2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana. Formarea stelelor în norii moleculari - Observație și teorie  // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii. - 1987. - T. 25 . - S. 23-81 . - doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 . — Cod biblic .
  28. ↑ Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Formarea și proprietățile evolutive ale sistemului open cluster galactic  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1991. - Vol. 249 . - P. 76-83 . - . {{{titlu}}}.
  29. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. Formarea unui grup de stele legate: de la clusterul de nebuloase Orion la Pleiade  // Anunțuri lunare ale Societății Regale de Astronomie  . - Oxford University Press , 2001. - Vol. 321 , nr. 4 . - P. 699-712 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x . - Cod . - arXiv : astro-ph/0009470 .
  30. ↑ Kroupa P. The Fundamental Building Blocks of Galaxies // Proceedings of the Gaia Symposium „The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576)”, 4–7 octombrie 2004 / C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (editori). - Observatoire de Paris-Meudon, 2005. - S. 629 . — arXiv : astro-ph/0412069 .
  31. ↑ Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1997. - Vol. 480 , nr. 1 . - P. 235-245 . - doi : 10.1086/303966 . - Cod biblic .
  32. ↑ Eggen OJ Stellar groups, VII. Structura grupului Hyades  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1960. - Vol. 120 . - P. 540-562 . - Cod .
  33. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC Probable binary open star clusters in the Galaxy  // Astronomy and Astrophysics  . - Științe EDP , 1995. - Vol. 302 . - P. 86-89 . - Cod biblic .
  34. ↑ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V. A study of spatial structure of galactic open star clusters  // Astronomy and Astrophysics  . - Științe EDP , 2002. - Vol. 383 , nr. 1 . - P. 153-162 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011719 . - Cod biblic .
  35. ↑ Trumpler RJ Rezultate preliminare privind distanțele, dimensiunile și distribuția spațială a clusterelor de stele deschise // Lick Observatory bulletin. - Berkeley: University of California Press, 1930. - Vol . 14 , No. 420 . - S. 154-188 . - Cod .
  36. ↑ Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD Nou catalog de clustere deschise și candidați vizibili optic  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2002. - Vol. 389 . - P. 871-873 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020668 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0203351 .
  37. ↑ Janes KA, Phelps RL Sistemul galactic al clusterelor vechi de stele: dezvoltarea discului galactic  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1994. - Vol. 108 . - P. 1773-1785 . - doi : 10.1086/117192 . - Cod biblic .
  38. ↑ Hunter D. Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1997. - Vol. 109 . - P. 937-950 . - doi : 10.1086/133965 . - Cod .
  39. ↑ Friel Eileen D. The Old Open Clusters Of The Milky Way // Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics. - 1995. - S. 381-414 . - ISBN 3-540-00179-4 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002121 . - Cod biblic .
  40. ↑ van den Bergh S., McClure R.D. Distribuția galactică a celor mai vechi clustere deschise  // Astronomie și Astrofizică  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 360 , nr. 88 . — Cod biblic .
  41. ↑ Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Formation of Blue  Stragglers in Open Clusters  // Bulletin of the American Astronomical Society. - Societatea Americană de Astronomie , 2003. - Vol. 35 . — P. 1343 . - Cod biblic .
  42. ↑ Fellhauer M. și colab. Deficitul piticului alb în clustere deschise: procese dinamice  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 595 , nr. 1 . - P.L53-L56 . - doi : 10.1086/379005 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0308261 .
  43. ↑ Thies I. et al. Formarea piticilor bruni și a planetelor induse de maree în discuri circumstelare  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2010. - Vol. 717 , nr. 1 . - P. 577-585 . - doi : 10.1088/0004-637X/717/1/577 . - Cod biblic . - arXiv : 1005.3017 .
  44. ↑ Hills JG Efectul pierderii de masă asupra evoluției dinamice a unui sistem stelar - Aproximații analitice  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1980. - Vol. 235 , nr. 1 . - P. 986-991 . - doi : 10.1086/157703 . - Cod biblic .
  45. ↑ 1 2 de La Fuente, MR Dynamical Evolution of Open Star Clusters  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  . - 1998. - Vol. 110 , nr. 751 . - P. 1117-1117 . - doi : 10.1086/316220 . - Cod .
  46. ↑ Soderblom David R., primarul Michel. Grupuri cinematice stelare. I - Grupul Ursa Major  (engleză)  // The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1993. - Vol. 105 , nr. q . - P. 226-249 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/116422 . - Cod biblic .
  47. ↑ Majewski SR, Hawley SL, Munn JA Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in Galactic Halo // Seria de conferințe ASP. - 1996. - T. 92 . - S. 119 . - Cod biblic .
  48. ↑ Jonathan bolnav, de Jong RS O nouă metodă pentru detectarea fluxurilor stelare în halosul galaxiilor   // Buletinul Societății Americane de Astronomie. - Societatea Americană de Astronomie , 2006. - Vol. 38 . — P. 1191 . - Cod biblic .
  49. ↑ 1 2 De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare  (italiană) . L'evolution stellare . ORSA - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Data accesului: 8 ianuarie 2013. Arhivat din original la 14 ianuarie 2013.
  50. ↑ 1 2 VandenBerg DA, Stetson PB Despre vechile clustere deschise M67 și NGC 188: Depășirea nucleului convectiv, relațiile culoare-temperatură, distanțe și vârste  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  . - 2004. - Vol. 116 , nr. 825 . - P. 997-1011 . - doi : 10.1086/426340 . - Cod .
  51. ↑ Keel B. The Extragalactic Distance Scale . Galaxiile și Universul . Departamentul de Fizică și Astronomie - Universitatea din Alabama. Data accesului: 8 ianuarie 2013. Arhivat din original la 14 ianuarie 2013.
  52. ↑ Brown AGA Open clusters and OB associations: a review // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - 2001. - T. 11 . - S. 89-96 . - .
  53. ↑ Percival SM, Salaris M., Kilkenny D. The open cluster distance scale - A new empiric approach  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 400 , nr. 2 . - P. 541-552 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030092 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0301219 .
  54. ↑ Hanson R.B. Un studiu al mișcării, apartenenței și distanței clusterului Hyades  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1975. - Vol. 80 . - P. 379-401 . - doi : 10.1086/111753 . — Cod biblic .
  55. ↑ Bragaglia A., Held EV, Tosi M. Viteze radiale și apartenența stelelor în vechiul, îndepărtat cluster deschis Berkeley 29  // Astronomy and Astrophysics  . - Științe EDP , 2005. - Vol. 429 , nr. 3 . - P. 881-886 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041049 . - . — arXiv : astro-ph/0409046 .
  56. ↑ Rowan-Robinson M. The extragalactic distance scale // Space Science Reviews . - Springer , 1988. - T. 48 , nr. 1-2 . - S. 1-71 . — ISSN 0038-6308 . - doi : 10.1007/BF00183129 . - Cod biblic .

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice