Tähtijoukko

Tähtijoukko  on visuaalisesti yhdistetty tähtiryhmä , joilla on yhteinen alkuperä ja jotka liikkuvat galaksin painovoimakentässä kokonaisuutena. Jotkut tähtijoukot sisältävät tähtien lisäksi myös kaasu- ja/tai pölypilviä . Tähtijoukkoja on kahta päätyyppiä: pallomaisia ​​ja avoimia . Kesäkuussa 2011 tuli tunnetuksi uuden klusteriluokan löytämisestä, joka yhdistää sekä pallomaisten että avoimien klustereiden piirteitä [1] .

Pallomaiset tähtijoukot ovat tähtiryhmiä, jotka voivat koostua muutamasta sadasta useisiin miljooniin esineisiin, jotka ovat painovoimaisesti sidottuja ja vanhoja, kun taas avoimet tähtijoukot ovat vähemmän tiukasti sidottuja tähtiryhmiä, jotka koostuvat yleensä useista sadoista tähtikohteista, suhteellisen nuoria . Avoimet klusterit hajoavat ajan myötä galaksin läpi liikkuvien jättimäisten molekyylipilvien vetovoiman vuoksi , ja avoimessa joukossa olevat tähdet voivat jatkaa liikkumista samaan suuntaan, vaikka ne eivät enää olisikaan gravitaatiosidonnaisia. Jos joukon jäännös ajautuu koko galaktiikkaa pitkin, sitä kutsutaan liikkuvaksi tähtiryhmäksi .

Paljaalla silmällä näkyviä tähtijoukkoja ovat Plejadit (M45), Hyadit ja Seimi (M44).

Pallomainen klusteri

Pallomaiset tähtijoukot ovat tähtiryhmiä, jotka ovat keskittyneet pallomaiselle tai lähes pallomaiselle alueelle, jonka halkaisija on 10–30 valovuotta . Ne voivat sisältää 10 tuhannesta useisiin miljooniin tähtiin, pääsääntöisesti II populaatioon ja hyvin vanhoja.

Pallomaiset klusterit sisältävät yleensä keltaisia ​​ja punaisia ​​tähtiä , joiden massa on alle kaksi Auringon massaa [2] . Tämä pallomaisten klustereiden koostumus johtuu siitä, että kuumemmat ja massiivisemmat tähdet räjähtivät supernoveina tai muuttuivat evoluution aikana planetaarisen sumuvaiheen läpi valkoisiksi kääpiöiksi . Toisinaan pallomaisissa klusteissa esiintyy niin sanottuja sinisiä hajareita , jotka erottuvat muista tietyn joukon Hertzsprung-Russell-kaavion tähdistä . Sinisten räjähdysten alkuperästä on olemassa useita hypoteeseja, joista suosituin selittää ne nykyaikaisiksi tai entisiksi binääritähdiksi , jotka ovat sulautumassa tai ovat jo sulautuneet [3] .

Galaksistamme pallomaiset klusterit ovat jakautuneet kuvitteelliselle pallolle galaktisessa halossa galaksin keskustan ympärillä , ja ne pyörivät keskustan ympäri erittäin elliptisellä kiertoradalla . Vuonna 1917 amerikkalainen tähtitieteilijä Harlow Shapley arvioi pallomaisten tähtijoukkojen jakautumisen perusteella ensimmäisen kerran etäisyyden Auringosta galaksin keskustaan , ja tätä arviota pidettiin luotettavana pitkään [4] .

1990-luvun puoliväliin asti pallomaisten tähtien iän ongelma oli keskustelujen keskipisteessä tähtitieteellisessä yhteisössä, koska tähtien evoluutioteoriaan perustuvat laskelmat antoivat pallomaisten tähtien vanhimpien tähtien iälle arvot, jotka ylittivät. maailmankaikkeuden arvioitu ikä . Tarkemmat etäisyysmittaukset pallomaisiin klusteriin ESAn Hipparcos -avaruusteleskoopilla sekä Hubble-vakion tarkemmat mittaukset auttoivat ratkaisemaan tämän paradoksin . Nämä mittaukset mahdollistivat maailmankaikkeuden iän arvioimisen noin 13 miljardiksi vuodeksi, ja vanhimpien tähtien ikä on useita satoja miljoonia vuosia pienempi. Vuonna 2007 tähtitieteilijä Richard Ellis Kalifornian teknologiainstituutista 10 metrin Keck II -teleskoopilla löysi kuusi tähtijoukkoa, jotka muodostuivat 13,2 miljardia vuotta sitten. Näin ollen ne syntyivät, kun maailmankaikkeus oli vain 500 miljoonaa vuotta vanha [5] .

Galaksissamme on noin 150 pallomaista klusteria [2] , joista osa on saatettu vangittua kerralla Linnunradan tuhoamista pienistä galakseista . Esimerkiksi pallomaista M79 -joukkoa , joka sijaitsee 40 tuhannen valovuoden päässä Auringosta , pidettiin jonkin aikaa osana Canis Majorin kääpiögalaksia . Muissa galakseissa on paljon enemmän pallomaisia ​​klustereita, kuten jättimäinen elliptinen galaksi M87, jolla on yli tuhat.

Osa pallomaisista klusteista näkyy paljaalla silmällä, kirkkain niistä on Omega Centauri , joka on tunnettu antiikista lähtien ja listattu tähdeksi luetteloissa ennen kaukoputkien aikakautta. Kirkkain pohjoisella pallonpuoliskolla näkyvä pallomainen tähtijoukko on Messier 13 Herkules-tähdistössä.

Avaa klusteri

Avoimet klusterit eroavat merkittävästi pallomaisista klustereista muodoltaan, kooltaan ja muilta ominaisuuksiltaan. Toisin kuin pallomaiset klusterit, jotka ovat hajallaan kuvitteellisella pallolla galaktisen keskuksen ympärillä, avoimet klusterit sijaitsevat galaktisessa tasossa ja ovat melkein aina sen kierrehaarojen sisällä . Yleensä nämä ovat suhteellisen nuoria esineitä, joiden ikä on harvinaisia ​​poikkeuksia lukuun ottamatta useita kymmeniä miljoonia vuosia. Poikkeuksia, jotka ovat useita miljardeja vuosia vanhoja, on M 67 -klusteri [6] . Tällaiset klusterit muodostavat ionisoituneen vedyn alueita , kuten Orionin sumun .

Avoimet klusterit sisältävät tyypillisesti jopa useita satoja tähtikohteita alueella, jonka halkaisija on enintään 30 valovuotta. Paljon vähemmän tiheästi asuttuja kuin pallomaiset klusterit, ne ovat paljon vähemmän tiukasti sidottu gravitaatioon ja lopulta hajoavat jättimäisten molekyylipilvien ja muiden esineiden painovoiman vaikutuksesta. Avointen tähtien kohtaaminen voi myös johtaa tähtien sinkoutumiseen pinnalta.

Tunnetuimmat avoimet klusterit ovat Plejadit ja Hyadit Härän tähdistössä . Perseus-kaksoisklusteri voidaan nähdä myös paljaalla silmällä valosaasteen puuttuessa . Avoimia klustereita hallitsevat usein kuumat nuoret siniset tähdet, koska vaikka tällaisten tähtien elinikä on suhteellisen lyhyt (vain muutamia kymmeniä miljoonia vuosia), avoimilla klusteilla on taipumus elää vieläkin lyhyempää elämää.

Tarkkojen etäisyyksien määrittäminen avoimiin klustereihin mahdollistaa kefeidien muuttuville tähdille ominaisten "jakso-valoisuus" -suhteiden kalibroinnin , joita käytetään sitten tähtitieteellisen etäisyysasteikon kehittämiseen . Kefeideillä voidaan määrittää etäisyydet kaukaisiin galaksiin ja maailmankaikkeuden laajenemisnopeus (Hubble-vakio). Esimerkiksi avoin klusteri NGC 7790 sisältää kolme klassista kefeidiä , mikä on ratkaisevan tärkeää tämän tyyppiselle laskennalle [7] [8] .

Supercluster

Tähtien superklusterit ovat massiivisia, nuoria avoimia klustereita, joiden uskotaan olevan pallomaisten klustereiden edelläkävijöitä [9] . Pääsääntöisesti superklusteri sisältää erittäin suuren määrän nuoria massiivisia tähtiä, jotka ionisoivat ympäristöä ( ionisoituneita vetyalueita ). Esimerkki on Westerlund 1 Linnunradalla [ 10] .

Klusterien välimuodot

Vuonna 2005 tähtitieteilijät löysivät Andromedan galaksista (M31) uudentyyppisiä tähtijoukkoja , jotka ovat monessa suhteessa samanlaisia ​​kuin pallomaiset joukot, vaikka ne ovat vähemmän tiheitä. Näiden Linnunradan klustereiden (joita ehdotettiin kutsuttavan "laajennetuiksi pallomaisille klustereiksi") analogeja ei ole vielä löydetty. Andromedan galaksissa löydetyt kolme klusteria ovat M31WFS C1 [11] , M31WFS C2 ja M31WFS C3 .

Nämä klusterit, kuten pallomaiset klusterit, sisältävät satoja tuhansia tähtiä ja ovat tähtipopulaatioltaan samanlaisia ​​kuin pallomaiset klusterit . Mutta toisin kuin pallomaisilla klusteilla, niillä on paljon suurempi laajuus - useita satoja valovuosia ja paljon pienempi tiheys, koska niissä olevien tähtien väliset etäisyydet ovat paljon suuremmat. Näillä klustereilla on väliominaisuudet pallomaisten klustereiden ja kääpiöpallogalaksien välillä [12] .

Tämän tyyppisten klustereiden muodostumista ei vielä tiedetä, mutta niiden muodostuminen voi hyvinkin liittyä tavallisten pallomaisten klustereiden muodostumiseen. Ei tiedetä, miksi niitä esiintyy Andromedan galaksissa, mutta ei Linnunradassa; ei myöskään tiedetä, onko samanlaisia ​​kohteita muissa galakseissa, koska on erittäin epätodennäköistä, että M31 on ainoa galaksi, jossa on laajennetut pallomaiset klusterit [12] .

Toinen klusterityyppi on esineitä, joita on toistaiseksi löydetty vain linssimäisistä galakseista , kuten NGC 1023 ja NGC 3384 . Ne ovat suurempia kuin pallomaiset klusterit, niillä on rengasmainen jakautuma galaksiensa keskusten ympärille ja ne näyttävät olevan melko vanhoja esineitä [13] .

Tähtijoukkojen merkitys tähtitieteessä

Tähtijoukkojen tutkimuksilla on merkittävä rooli monilla tähtitieteen aloilla. Koska kaikki tähdet syntyivät suunnilleen samaan aikaan, tähtien evoluutioteoriat perustuvat vahvasti havaintoihin avoimista ja pallomaisista klusteista.

Tähtijoukkoja käytetään myös tähtitieteen etäisyysasteikon määrittämisessä . Useat aurinkokuntaa lähimpänä olevat tähtijoukot ovat riittävän lähellä mittaamaan niiden etäisyyksiä parallaksin avulla . Näille klustereille voidaan rakentaa Hertzsprung-Russell-kaavio , jolla on absoluuttiset arvot valoisuusakselilla . Lisäksi rakentamalla Hertzsprung-Russell-kaavio tähtijoukolle, jonka etäisyyttä ei tiedetä, voimme verrata sen pääsekvenssin sijaintia perusjoukon samanlaiseen sijaintiin ja etäisyyteen siihen. Tämä prosessi tunnetaan "pääsekvenssisovituksena". Tätä menetelmää käytettäessä on otettava huomioon myös tähtienvälinen sukupuutto ja tähtipopulaatio .

Lähes kaikki galaksin tähdet, mukaan lukien Aurinko, syntyivät alun perin alueille, joissa oli tähtijoukkoja, jotka myöhemmin hajosivat. Tämä tarkoittaa, että näissä ensisijaisissa tähtijoukkoissa vallitsevat olosuhteet voivat vaikuttaa tähtien ja planeettajärjestelmien ominaisuuksiin. Tämä pätee todennäköisesti aurinkokuntaan , jossa kemiallisten alkuaineiden runsaus on todiste supernovaräjähdyksen vaikutuksesta lähellä aurinkoa aurinkokunnan varhaisessa historiassa.

Tähtipilvet

Jotkut kirjoittajat erottavat "tähtipilvet" erillisiksi klusterityypeiksi - suuria, huomattavan laajuisia tähtiryhmiä, jotka eivät ole osa mitään rakennetta, mutta joiden tähtiväestön tiheys ylittää keskiarvon [14] .

Nimitysten nimikkeistö

Vuonna 1979 Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton 17. yleiskokous suositteli, että galaksissa äskettäin löydetyillä pallomaisilla ja avoimilla tähtijoukkoilla on merkintä "Chhmm ± ddd", joka alkaa aina etuliitteellä C , jossa h , m ja d osoittavat . klusterin keskipisteen likimääräiset koordinaatit oikean nousun tunteina ja minuutteina ja deklinaatioasteina . Kun kohteelle on annettu nimitys, sen ei pitäisi muuttua, vaikka myöhemmät mittaukset antaisivat tarkempaa tietoa klusterin keskipisteen koordinaateista [15] . Ensimmäisen tällaisen nimityksen myönsi Gosta Lunga vuonna 1982 [16] [17] .

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Uusi tähtijoukkojen luokka , Lenta.ru, on löydetty (8. kesäkuuta 2011). Arkistoitu alkuperäisestä 10. kesäkuuta 2011. Haettu 9. kesäkuuta 2011.
  2. ↑ 12 Robert Dinwiddie ; Will Gater; Giles Sparrow; Carole Stott. Luontoopas: Tähdet ja planeetat. - DK, 2012. - S. 14,134-137. - ISBN 978-0-7566-9040-3 .
  3. ↑ Tähtien törmäykset pallomaisissa klusteissa ja sininen straggler -ongelma Arkistoitu 23. lokakuuta 2019 Wayback Machinessa , Peter JT Leonard, 1989. 
  4. ↑ Galaxy. Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 20. marraskuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 24. lokakuuta 2020.
  5. ↑ Tähtitieteilijät ovat löytäneet kaukaisimmat ja vanhimmat galaksit . Kalvo (11. heinäkuuta 2007). Käyttöpäivä: 4. helmikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 16. huhtikuuta 2012.
  6. ↑ Archinal, Brent A., Hynes, Steven J. 2003. Star Clusters , Willmann-Bell, Richmond, VA
  7. ↑ Sandage, Allan (1958). Kefeidit galaktisissa klustereissa. I. CF Cass paikassa NGC 7790. Arkistoitu 6. marraskuuta 2017 paikassa Wayback Machine , AJ, 128
  8. ↑ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013). Kosmisen etäisyysasteikon ankkurit: Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae ja CEab Cassiopeiae Arkistoitu 22. lokakuuta 2019, Wayback Machine , A&A, 260
  9. ↑ Gallagher; Grebel. Ekstragalaktiset tähtijoukot: Spekulaatioita tulevaisuudesta  //  Extragalactic Star Clusters, IAU Symposium: Journal. - 2002. - Voi. 207 . - s. 207 . - . — arXiv : astro-ph/0109052 .
  10. ↑ Nuori ja eksoottinen tähtien eläintarha: ESO:n teleskoopit paljastavat supertähtijoukon Linnunradassa , ESO (22. maaliskuuta 2005). Arkistoitu alkuperäisestä 1. joulukuuta 2017. Haettu 22.10.2019.
  11. ↑ @1592523 . u-strasbg.fr . Haettu 28. huhtikuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 29. huhtikuuta 2018.
  12. ↑ 12 A. P. Huxor ; NR Tanvir; MJ Irwin; R. Ibata. Uusi laajennettujen, valoisten tähtijoukkojen populaatio M31:n halossa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 2005. - Voi. 360 , no. 3 . - s. 993-1006 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . - . — arXiv : astro-ph/0412223 .
  13. ↑ A. Burkert; J. Brodie; S. Larsen 3. Faint Fuzzies and the Formation of Lenticular Galaxies  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 628 , no. 1 . - s. 231-235 . - doi : 10.1086/430698 . - . - arXiv : astro-ph/0504064 .
  14. ↑ tähtipilvi - Wikisanakirja . Haettu 22. lokakuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 27. syyskuuta 2019.
  15. ↑ XVII yleiskokous (PDF) (14.–23. elokuuta 1979). Montreal, Kanada: International Astronomical Union . Kesä 1979. s. 13. Arkistoitu (PDF) alkuperäisestä 18. tammikuuta 2015 . Haettu 18. joulukuuta 2014 . Käytöstä poistettu parametri |deadlink=( ohje ) Arkistoitu 18. tammikuuta 2015 Wayback Machineen
  16. ↑ Lynga, G. Joidenkin äskettäin löydettyjen klustereiden IAU-numerot // Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires. - 1982. - lokakuu ( nide 23 ). - S. 89 . - .
  17. ↑ Taivaankappaleiden nimikkeistön sanakirja . Simbad . Centre de données astronomiques de Strasbourg (1. joulukuuta 2014). Haettu 21. joulukuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 8. lokakuuta 2014.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat