Avoin tähtijoukko

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 8. joulukuuta 2021 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 2 muokkausta .

Avoin  tähtijoukko on ryhmä tähtiä (jopa useita tuhansia) , jotka muodostuvat yhdestä jättimäisestä molekyylipilvestä ja ovat suunnilleen samanikäisiä. Galaksistamme on löydetty yli 1100 avointa klusteria , mutta oletetaan, että niitä on paljon enemmän [1] . Tällaisten klustereiden tähdet ovat yhteydessä toisiinsa suhteellisen heikkojen gravitaatiovoimien avulla , joten niiden kiertäessä galaksin keskuksen ympärillä klusterit voivat tuhoutua läheisen kulkemisen vuoksi muiden klustereiden tai kaasupilvien lähellä , jolloin niitä muodostavista tähdistä tulee osa galaksin normaalia väestöä ; Yksittäisiä tähtiä voidaan myös sinkoutua ulos monimutkaisten painovoimavuorovaikutusten seurauksena joukon sisällä [2] . Tyypillinen klusterien ikä on useita satoja miljoonia vuosia [huomautus 1] . Avoimia tähtijoukkoja löytyy vain spiraali- ja epäsäännöllisistä galakseista , joissa tapahtuu aktiivisia tähtienmuodostusprosesseja [3] .

Nuoret avoimet klusterit voivat olla molekyylipilven sisällä, josta ne muodostuivat, ja "korostaa" sitä, mikä johtaa ionisoituneen vedyn alueeseen [huomautus 2] . Ajan myötä klusterin säteilypaine hajottaa pilven. Yleensä vain noin 10 % kaasupilven massasta ehtii muodostaa tähtiä ennen kuin loput kaasusta hajaantuvat valonpaineen vaikutuksesta.

Avoimet tähtijoukot ovat avainobjekteja tähtien evoluution tutkimisessa . Koska klusterin jäsenillä on sama ikä ja kemiallinen koostumus , muiden ominaisuuksien vaikutukset on helpompi määrittää klusteille kuin yksittäisille tähdille [1] . Jotkut avoimet klusterit, kuten Plejadit , Hyadit tai Alfa Perseus -klusterit , ovat nähtävissä paljaalla silmällä . Jotkut muut, kuten Perseus-kaksoisklusteri , ovat tuskin näkyvissä ilman instrumentteja, ja monet muut voidaan nähdä vain kiikareilla tai kaukoputkella , kuten Wild Duck Cluster (M 11) [5] .

Historiallisia havaintoja

Kirkas avoin tähtijoukko Plejadit on tunnettu antiikin ajoista lähtien, ja Hyadit ovat osa Härän tähdistöä , joka on yksi vanhimmista tähdistöistä. Varhaiset tähtitieteilijät kuvasivat muita klustereita erottamattomiksi sumeiksi valopilkkuiksi. Kreikkalainen tähtitieteilijä Claudius Ptolemaios mainitsi muistiinpanoissaan Seimen , Perseuksen kaksoisjoukon ja Ptolemaioksen klusterin ; ja persialainen tähtitieteilijä As-Sufi kuvaili Omicron Parus -klusterin . [7] Kuitenkin vain kaukoputken keksintö mahdollisti yksittäisten tähtien erottamisen näistä sumuisista kohteista. [8] Lisäksi vuonna 1603 Johann Bayer antoi näille muodostelmille sellaiset nimitykset kuin ne olisivat yksittäisiä tähtiä. [9]

Ensimmäinen henkilö, joka käytti teleskooppia vuonna 1609 tähtitaivasta tarkkailemaan ja kirjaamaan näiden havaintojen tulokset, oli italialainen tähtitieteilijä Galileo Galilei . Tutkiessaan joitain Ptolemaioksen kuvaamia sumuisia esineitä Galileo havaitsi, että ne eivät olleet yksittäisiä tähtiä, vaan suuren määrän tähtiä koostuvia ryhmiä. Joten Seimessä hän erotti yli 40 tähteä. Vaikka hänen edeltäjänsä erottivat Plejadeilla 6-7 tähteä, Galileo löysi lähes 50. [10] Vuonna 1610 julkaistussa tutkielmassaan " Sidereus Nuncius " hän kirjoittaa: "...Galaksia on vain kokoelma lukuisia ryhmissä sijaitsevia tähtiä" . [11] Galileon työn innoittamana sisilialainen tähtitieteilijä Giovanni Hodierna oli ehkä ensimmäinen tähtitieteilijä, joka löysi kaukoputkella aiemmin tuntemattomia avoimia tähtitieteilijöitä. [12] Vuonna 1654 hän löysi esineet, joita nykyään kutsutaan nimellä Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 ja NGC 2451 . [13]

Vuonna 1767 englantilainen luonnontieteilijä pastori John Michell laski, että jopa yhden ryhmän, kuten Plejadien, todennäköisyys, että sen muodostavat tähdet asettuivat satunnaisesti maalliseen tarkkailijaan, oli 1:496 000; kävi selväksi, että tähtijoukkojen tähdet ovat fyysisesti yhteydessä toisiinsa. [14] [15] Vuosina 1774-1781 ranskalainen tähtitieteilijä Charles Messier julkaisi luettelon taivaankappaleista , joilla oli komeetan kaltainen samea ulkonäkö. Tämä luettelo sisältää 26 avointa klusteria. [9] 1790-luvulla englantilainen tähtitieteilijä William Herschel aloitti kattavan tutkimuksen sumuisista taivaankappaleista . Hän havaitsi, että monet näistä muodostelmista voidaan hajottaa (tähtitieteilijät sanovat "selvittää") tähdiksi. Herschel ehdotti, että alun perin tähdet olivat hajallaan avaruudessa, ja sitten gravitaatiovoimien seurauksena muodostuivat tähtijärjestelmät. [16] Hän jakoi sumut kahdeksaan luokkaan ja määritti luokat VI-VIII tähtijoukkojen luokittelemiseksi. [17]

Tähtitieteilijöiden ponnistelujen ansiosta tunnettujen klustereiden määrä alkoi kasvaa. Sadat klusterit lueteltiin uudessa yleisluettelossa (NGC), jonka tanskalais-irlantilainen tähtitieteilijä J. L. E. Dreyer julkaisi ensimmäisen kerran vuonna 1888 , ja kahdessa muussa indeksiluettelossa , jotka julkaistiin vuosina 1896 ja 1905 . [9] Teleskooppihavainnot paljastivat kaksi erityyppistä klusteria. Ensin mainituille on ominaista säännöllinen pyöreä muoto ja ne koostuvat useista tuhansista tähdistä. Ne ovat jakautuneet koko taivaalle, mutta tiheimmin Linnunradan keskustaa kohti . [18] Jälkimmäisen tähtipopulaatio on harvassa, muoto on usein melko epäsäännöllinen ja tähtipopulaatio on kymmeniä, harvemmin satoja. Tällaiset klusterit gravitoituvat kohti galaktista tasoa . [19] [20] Tähtitieteilijät kutsuvat ensimmäisiä pallomaisia ​​klustereita ja jälkimmäisiä avoimia klustereita . Sijainnin vuoksi avoimia klustereita kutsutaan joskus galaksiklusteriksi , jonka sveitsiläisamerikkalainen tähtitieteilijä Robert Julius Trumpler ehdotti vuonna 1925 . [21]

Mikrometriset mittaukset tähtien sijainnista klusteissa teki ensin vuonna 1877 saksalainen tähtitieteilijä E. Schoenfeld ja sitten amerikkalainen tähtitieteilijä E. E. Barnard vuosina 1898-1921 . Nämä yritykset eivät ole paljastaneet merkkejä tähtien liikkeestä. [22] Kuitenkin vuonna 1918 hollantilais-amerikkalainen tähtitieteilijä Adrian van Maanen pystyi vertaamalla eri aikoina otettuja valokuvalevyjä mittaamaan tähtien oikean liikkeen osassa Plejadijoukkoa. [23] Astrometrian tarkentuessa kävi selväksi, että tähtijoukoilla on sama oikea liike avaruudessa. Vertaamalla vuonna 1918 saatuja Plejadien valokuvalevyjä vuoden 1943 valokuviin van Maanen pystyi eristämään tähdet, joiden oikea liike oli samanlainen kuin joukon keskiarvo, ja siten tunnistaa joukon todennäköisiä jäseniä. [24] Spektroskooppiset havainnot paljastivat yhteisiä radiaalinopeuksia , jotka osoittavat, että klusterit koostuvat tähdistä, jotka ovat fyysisesti yhteydessä toisiinsa. [yksi]

Einar Hertzsprung julkaisi ensimmäiset väri-valoisuuskaaviot avoimille klusteille vuonna 1911 yhdessä Plejadien ja Hyadien kaavioiden kanssa. Seuraavien 20 vuoden aikana hän jatkoi työtään avoimien klustereiden tutkimisessa. Spekroskooppisista tiedoista hän pystyi määrittämään avoimien klustereiden sisäisen liikkeen ylärajan ja arvioimaan, että näiden esineiden kokonaismassa ei ylittänyt useita satoja auringon massoja . Hän osoitti tähtien värien ja niiden kirkkauden välisen suhteen ja totesi vuonna 1929 , että Hyadien ja Seimeen tähtipopulaatio erosi Plejadien tähtipopulaatiosta. Myöhemmin tämä selittyy näiden kolmen klusterin ikäerolla. [25] Näistä avoimia klustereita koskevista tutkimuksista on tullut perustavanlaatuisia tähtien evoluution ja tähtien kehityksen riippuvuuden ymmärtämisessä niiden alkuperäisestä massasta.

Koulutus

Avoimen klusterin muodostuminen alkaa osan romahtamisesta jättimäisestä molekyylipilvestä , kylmästä, tiheästä kaasu- ja pölypilvestä , jonka massa on monta tuhatta kertaa Auringon massa. Tällaisten pilvien tiheys on 10 2 - 10 6 neutraalia vetymolekyyliä cm 3 kohti , kun taas tähtien muodostuminen alkaa osissa, joiden tiheys on suurempi kuin 10 4 molekyyliä/cm 3 . Yleensä vain 1-10 % pilven tilavuudesta ylittää tämän tiheyden. [26] Ennen romahtamista tällaiset pilvet voivat säilyttää mekaanisen tasapainon magneettikenttien , turbulenssien ja pyörimisen vuoksi . [27]

On monia tekijöitä, jotka voivat horjuttaa jättimäisen molekyylipilven tasapainoa, mikä johtaa romahtamiseen ja aktiivisen tähtien muodostumisprosessin alkamiseen, mikä voi johtaa avoimeen klusteriin. Näitä ovat: lähellä olevien supernovien shokkiaallot , törmäykset muihin pilviin, gravitaatiovuorovaikutukset. Mutta jopa ulkoisten tekijöiden puuttuessa jotkin pilven osat voivat saavuttaa olosuhteet, joissa ne muuttuvat epävakaiksi ja alttiiksi romahtamaan. [27] Pilven romahtava alue kokee hierarkkisen pirstoutumisen pienemmiksi alueiksi (mukaan lukien suhteellisen tiheät alueet, jotka tunnetaan infrapuna-tummina pilvinä ), mikä lopulta johtaa suuren määrän (jopa useisiin tuhansiin) syntymiseen. Tämä tähtien muodostumisprosessi alkaa romahtavan pilven kuoresta, joka peittää prototähdet näkyvistä, vaikka mahdollistaa infrapunahavaintojen tekemisen . [26] Linnunradan galaksissa yhden uuden avoimen joukon uskotaan muodostuvan muutaman tuhannen vuoden välein. [28]

Äskettäin muodostuneista tähdistä kuumimmat ja massiivisimmat (eli OB-tähdet ) säteilevät intensiivisesti ultraviolettisäteilyssä , mikä ionisoi jatkuvasti molekyylipilven ympäröivää kaasua ja muodostaa H II -alueen . Massiivisten tähtien tähtituuli ja säteilypaine alkavat kiihdyttää kuumaa ionisoitua kaasua nopeuksilla, jotka ovat verrattavissa äänen nopeuteen kaasussa. Muutama miljoona vuotta myöhemmin klusteri kokee ensimmäiset supernovat ( core-collapse supernovae ), jotka myös työntää kaasua ulos ympäristöstään .  Useimmissa tapauksissa nämä prosessit kiihdyttävät kaikkea kaasua 10 miljoonassa vuodessa, ja tähtien muodostuminen pysähtyy. Mutta noin puolet muodostuneista prototähdistä ympäröi kehäntähden levyt , joista monet ovat akkretionaaltolevyjä . [26]

Koska vain 30–40 % pilven keskustasta tulevasta kaasusta muodostaa tähtiä, kaasun hajoaminen estää suuresti tähtien muodostumisprosessia. Tämän seurauksena kaikki klusterit kokevat voimakasta massahäviötä alkuvaiheessa ja melko suuri osa tässä vaiheessa hajoaa kokonaan. Tästä näkökulmasta avoimen joukon muodostuminen riippuu siitä, ovatko gravitaatiolla syntyneet tähdet sidottu; jos näin ei ole, klusterin sijasta syntyy riippumaton tähtiassosiaatio . Jos Plejadien kaltainen tähtijoukko muodostuisi, siihen mahtuisi vain 1/3 alkuperäisestä tähtimäärästään, ja loput olisivat sitoutumattomia kaasun haihtumisen jälkeen. [29] Nuoret tähdet, jotka eivät enää kuulu kotijoukkoon, tulevat osaksi Linnunradan yleistä populaatiota.

Koska lähes kaikki tähdet muodostuvat klusteiksi, jälkimmäisiä pidetään galaksien päärakennuspalikeina . Voimakkaat kaasunsirontaprosessit, jotka sekä muodostavat että tuhoavat monia tähtijoukkoja syntyessään, jättävät jälkensä galaksien morfologisiin ja kinemaattisiin rakenteisiin. [30] Useimmissa äskettäin muodostuneissa avoimissa klusteissa on 100 tai enemmän tähtiä ja 50 auringon massaa. Suurimpien klustereiden massat voivat olla jopa 10 4 aurinkomassaa ( Westerlund 1 -klusterin massaksi arvioidaan 5 × 10 4 aurinkomassaa), mikä on hyvin lähellä pallomaisten klustereiden massoja . [26] Vaikka avoimet ja pallomaiset klusterit ovat hyvin erilaisia ​​muodostumia, harvinaisimpien pallomaisten ja rikkaimpien avointen klustereiden ulkonäkö ei välttämättä ole niin erilainen. Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että näiden kahden tyyppisten klustereiden muodostuminen perustuu samaan mekanismiin sillä erolla, että erittäin rikkaiden pallomaisten klustereiden - satoja tuhansia tähtiä - muodostumiseen tarvittavia olosuhteita ei enää ole galaksissamme. [31]

Useamman kuin yhden avoimen klusterin muodostuminen yhdestä molekyylipilvestä on tyypillinen ilmiö. Joten Suuressa Magellanin pilvessä Hodge 301- ja R136 - klusterit muodostuivat Tarantula-sumun kaasusta ; Linnunradan kahden näkyvän ja lähellä olevan klusterin Hyadien ja Seimen liikeradan jäljittäminen viittaa siihen, että ne muodostuivat samasta pilvestä noin 600 miljoonaa vuotta sitten. [32] Joskus samaan aikaan syntyneet klusterit muodostavat kaksoisklusterin. Hyvä esimerkki tästä galaksissamme on Perseuksen kaksoisjoukko , joka koostuu NGC 869 :stä ja NGC 884 :stä (joskus kutsutaan virheellisesti "χ ja h Persei" ( "chi ja ash Persei" ), vaikka h viittaa naapuritähteen ja χ  molempiin klustereihin), sen lisäksi tunnetaan kuitenkin ainakin 10 tällaista klusteria. [33] Pienestä ja suuresta Magellanin pilvestä on löydetty vielä enemmän näitä : nämä esineet on helpompi havaita ulkojärjestelmissä kuin galaksissamme, koska projektioefektin ansiosta kaukana toisistaan ​​olevat klusterit voivat näyttää olevan yhteydessä toisiinsa. .

Morfologia ja luokitus

Avoimet klusterit voivat edustaa sekä harvoja useiden tähtien ryhmiä että suuria taajamia, joissa on tuhansia jäseniä. Ne koostuvat yleensä hyvin määritellystä, tiheästä ytimestä, jota ympäröi hajanaisempi tähtien "kruunu". Ytimen halkaisija on yleensä 3-4 St. g. ja kruunu - 40 St. l. Standardi tähtitiheys klusterin keskellä on 1,5 tähteä/valo. g. 3 (vertailun vuoksi: Auringon läheisyydessä tämä luku on ~0,003 sv./St. g. 3 ). [34]

Avoimet tähtijoukot luokitellaan usein Robert Trumplerin vuonna 1930 kehittämän järjestelmän mukaan . Tämän järjestelmän mukainen luokan nimi koostuu 3 osasta. Ensimmäinen osa on merkitty roomalaisella numerolla I-IV ja se tarkoittaa joukon keskittymistä ja sen erottuvuutta ympäröivästä tähtikentästä (voimakkaasta heikkoon). Toinen osa on arabialainen numero 1:stä 3:een, mikä tarkoittaa osien kirkkauden leviämistä (pienestä suureen leviämiseen). Kolmas osa on kirjain p , m tai r , mikä tarkoittaa vastaavasti pientä, keskisuurta tai suurta tähtien määrää joukossa. Jos klusteri on sumun sisällä, kirjain n lisätään loppuun . [35]

Esimerkiksi Trumplerin kaavion mukaan Plejadit luokitellaan luokkiin I3rn (erittäin keskittynyt, runsaasti tähtiä, siellä on sumu) ja lähempänä olevat Hyadit - II3m (hajaantuneempi ja vähemmän runsaampi).

Numero ja jakelu

Galaxystamme on löydetty yli 1000 avointa klusteria , mutta niiden kokonaismäärä voi olla jopa 10 kertaa suurempi. [36] Spiraaligalakseissa avoimet klusterit sijaitsevat pääasiassa spiraalihaarojen varrella, missä kaasutiheys on suurin ja sen seurauksena tähtienmuodostusprosessit ovat aktiivisimpia; tällaiset klusterit yleensä hajaantuvat ennen kuin he ehtivät poistua käsivarresta. Avoimilla klusteilla on voimakas taipumus olla lähellä galaktista tasoa. [huomautus 3] [37]

Epäsäännöllisissä galakseissa avoimet klusterit voivat olla missä tahansa, vaikka niiden pitoisuus on suurempi siellä, missä kaasutiheys on suurempi. [38] Avoimia klustereita ei havaita elliptisissä galakseissa , koska tähtien muodostumisprosessit loppuivat viimeksi mainituissa miljoonia vuosia sitten ja viimeiset muodostuneet klusterit ovat hajallaan kauan sitten. [19]

Avointen klusterien jakautuminen galaksissamme riippuu iästä: vanhemmat klusterit sijaitsevat pääasiassa suuremmilla etäisyyksillä galaktisen keskustasta ja huomattavan etäisyyden päässä galaktisen tasosta. [39] Tämä johtuu siitä, että vuorovesijoukot hajottavat vuorovesivoimat ovat korkeammalla lähellä galaksin keskustaa; toisaalta jättimäiset molekyylipilvet, jotka myös aiheuttavat tuhoa, ovat keskittyneet galaksin kiekon sisäalueille; siksi sisäalueiden klusterit tuhoutuvat aikaisemmassa iässä kuin niiden "kollegat" ulkoalueilta. [40]

All-Star Cast

Koska avoimet tähtijoukot yleensä hajoavat ennen kuin useimmat niiden tähdet ovat saaneet elinkaarinsa päätökseen , suurin osa tähtijoukkojen säteilystä on valoa nuorten kuumasinisten tähtien kautta . Tällaisilla tähdillä on suurin massa ja lyhin elinikä, useiden kymmenien miljoonien vuosien luokkaa. Vanhemmat tähtijoukot sisältävät enemmän keltaisia ​​tähtiä.

Jotkut tähtijoukot sisältävät kuumia sinisiä tähtiä, jotka näyttävät paljon nuoremmilta kuin muut tähtijoukot. Näitä sinisiä hajallaan olevia tähtiä havaitaan myös pallomaisissa klusteissa; uskotaan, että pallomaisten klustereiden tiheimmissä ytimissä ne muodostuvat tähtien törmäyksen ja kuumempien ja massiivisempien tähtien muodostumisen aikana. Tähtitiheys avoimissa klusteissa on kuitenkin paljon pienempi kuin pallomaisissa klustereissa, eikä havaittujen nuorten tähtien lukumäärää voida selittää tällaisilla törmäyksillä. Uskotaan, että useimmat niistä muodostuvat, kun binääritähtijärjestelmä sulautuu yhdeksi tähdeksi dynaamisen vuorovaikutuksen vuoksi muiden jäsenten kanssa. [41]

Heti kun pieni- ja keskimassaiset tähdet käyttävät vetyvarantonsa ydinfuusion prosessissa , ne luopuvat uloimmista kerroksistaan ​​ja muodostavat planetaarisen sumun , jossa muodostuu valkoinen kääpiö . Vaikka useimmat avoimet klusterit hajoavat ennen kuin suurin osa niiden jäsenistä saavuttaa valkoisen kääpiön vaiheen, valkoisten kääpiöiden määrä klustereissa on yleensä silti paljon pienempi kuin klusterin iän ja arvioidun alkuvaiheen tähtien massajakauman perusteella voitaisiin odottaa. Yksi mahdollinen selitys valkoisten kääpiöiden puutteelle on se, että kun punainen jättiläinen irrottaa kuorensa ja muodostaa planetaarisen sumun, sinkoutuneen materiaalin massan pieni epäsymmetria voi antaa tähdelle useiden kilometrien sekunnissa nopeuden, joka riittää lähtemään klusterin. [42]

Suuresta tähtitiheydestä johtuen tähtien läheiset kulkureitit avoimissa tähtijoukkoissa eivät ole harvinaisia. Tyypillisessä 1000 tähden joukossa, jonka puolimassasäde [huomautus 4] on 0,5 %, jokainen tähti lähestyy keskimäärin toista 10 miljoonan vuoden välein. Tämä aika on vielä lyhyempi tiheämmissä klustereissa. Tällaiset kohdat voivat vaikuttaa suuresti monien nuorten tähtien ympärillä oleviin laajentuneisiin tähtien ympärillä oleviin ainelevyihin . Vuorovesihäiriöt suurille levyille voivat aiheuttaa massiivisten planeettojen ja ruskeiden kääpiöiden muodostumista , jotka sijaitsevat 100 AU:n etäisyydellä. tai enemmän päätähdeltä. [43]

Kohtalo

Monet avoimet klusterit ovat luonnostaan ​​epävakaita: pienen massansa vuoksi pakonopeus järjestelmästä on pienempi kuin sen komponenttitähtien keskimääräinen nopeus. Tällaiset klusterit hajoavat hyvin nopeasti useiden miljoonien vuosien aikana. Monissa tapauksissa nuorten tähtien säteilyn aiheuttaman kaasun, josta koko järjestelmä muodostui, ulos työntäminen vähentää joukon massaa niin paljon, että se hajoaa hyvin nopeasti. [44]

Klusterit, joilla on ympäröivän sumun leviämisen jälkeen painovoimaisesti sidottu massa, voivat säilyttää muotonsa useita kymmeniä miljoonia vuosia, mutta ajan mittaan sisäiset ja ulkoiset prosessit johtavat myös niiden hajoamiseen. Yhden tähden läheinen kulkeminen vierekkäin voi lisätä yhden tähden nopeutta niin paljon, että se ylittää joukosta pakenemisnopeuden. Tällaiset prosessit johtavat klusterin jäsenten asteittaiseen "haihtumiseen". [45]

Keskimäärin puolen miljardin vuoden välein tähtiklusteriin vaikuttavat ulkoiset tekijät, esimerkiksi kulkeminen molekyylipilven vieressä tai läpi . Tällaisesta läheisyydestä peräisin olevat painovoimat tuhoavat tähtijoukkoja. Tämän seurauksena siitä tulee tähtivirta : tähtien suurten etäisyyksien vuoksi tällaista ryhmää ei voida kutsua klusteriksi, vaikka sen muodostavat tähdet ovat yhteydessä toisiinsa ja liikkuvat samaan suuntaan samoilla nopeuksilla. Ajanjakso, jonka jälkeen klusteri hajoaa, riippuu viimeksi mainitun tähtitiheydestä: läheisemmät elävät pidempään. Klusterin arvioitu puoliintumisaika (jonka jälkeen puolet alkuperäisistä tähdistä katoaa) vaihtelee 150 - 800 miljoonan vuoden välillä alkutiheydestä riippuen. [45]

Sen jälkeen kun painovoima ei enää sido klusteria, monet sen muodostavat tähdet säilyttävät edelleen nopeudensa ja liikesuuntansa avaruudessa; syntyy niin kutsuttu tähtiyhdistys (tai liikkuva tähtiryhmä ). Niinpä useat Otavan " ämpäri " kirkkaat tähdet  ovat entisiä avoimen klusterin jäseniä, joka on muuttunut sellaiseksi yhdistykseksi, jota kutsutaan " Otavan liikkuvaksi tähtiryhmäksi ". [46] Lopulta ne hajaantuvat galaksiin pienistä eroistaan ​​johtuen. Suuremmat kasaumat muuttuvat puroksiksi, jos niiden nopeudet ja iät voidaan vahvistaa; muuten tähdet katsotaan kytkemättömiksi. [47] [48]

Tähtien evoluution tutkimukset

Hertzsprung - Russell-kaaviossa avoimelle joukolle suurin osa tähdistä kuuluu pääsekvenssiin (MS). [49] Jossain vaiheessa, jota kutsutaan käännepisteeksi , massiivimmat tähdet jättävät MS:n ja niistä tulee punaisia ​​jättiläisiä ; Tällaisten tähtien "etäisyys" MS:stä mahdollistaa joukon iän määrittämisen.

Koska joukon tähdet ovat lähes samalla etäisyydellä Maasta ja muodostuivat suunnilleen samaan aikaan samasta pilvestä, kaikki tähtien näennäisen kirkkauden erot tähtien joukossa johtuvat niiden erilaisista massoista. . [49] Tämä tekee avoimista tähtiklusteista erittäin hyödyllisiä objekteja tähtien evoluution tutkimiseen , koska tähtiä verrattaessa voidaan olettaa, että monet muuttuvat ominaisuudet ovat kiinteitä joukolle.

Esimerkiksi litiumin ja berylliumin pitoisuuksien tutkiminen avoimista klusteista peräisin olevissa tähdissä voi vakavasti auttaa ratkaisemaan tähtien evoluution ja niiden sisäisen rakenteen mysteerit. Vetyatomit eivät voi muodostaa heliumatomeja alle 10 miljoonan K lämpötiloissa , mutta litium- ja berylliumytimet tuhoutuvat 2,5 miljoonan K:n ja 3,5 miljoonan K:n lämpötiloissa. Tämä tarkoittaa, että niiden runsaus riippuu suoraan siitä, kuinka voimakkaasti aine on sekoittunut tähden sisällä. Kun tutkitaan niiden runsautta tähtien joukossa, muuttujat, kuten ikä ja kemiallinen koostumus, ovat kiinteät. [viisikymmentä]

Tutkimukset ovat osoittaneet, että näiden valoelementtien runsaus on paljon pienempi kuin tähtien evoluution mallit ennustavat. Syyt tähän eivät ole täysin selviä; yksi selityksistä on, että tähden sisällä tapahtuu aineen ulostyöntymistä konvektiiviselta vyöhykkeeltä stabiilille säteilynsiirron vyöhykkeelle [50] .

Tähtitieteellinen etäisyyksien asteikko

Etäisyyksien määrittäminen tähtitieteellisiin objekteihin on avainasemassa niiden ymmärtämisessä, mutta suurin osa tällaisista kohteista on liian kaukana suoraan mitattaviksi. Etäisyyksien tähtitieteellisen asteikon asteikko riippuu peräkkäisistä epäsuorista ja joskus epämääräisistä mittauksista suhteessa ensin lähimpiin esineisiin, joiden etäisyydet voidaan mitata suoraan ja sitten yhä kauempana oleviin. [51] Avoimet tähtijoukot ovat näiden tikkaiden tärkein askelma.

Etäisyydet meitä lähimpiin klustereihin voidaan mitata suoraan kahdella tavalla. Ensinnäkin läheisten klustereiden tähdille voidaan määrittää parallaksi (pieni muutos kohteen näennäisessä sijainnissa vuoden aikana johtuen Maan liikkeestä Auringon kiertoradalla), kuten yleensä tehdään yksittäisille tähdille. Plejadit , Hyadit ja jotkut muut klusterit 500 St. vuodet ovat riittävän lähellä, jotta tällainen menetelmä antaisi niistä luotettavia tuloksia, ja Hipparkhus-satelliitin tiedot mahdollistivat tarkan etäisyyden määrittämisen useille klusteille. [52] [53]

Toinen suora menetelmä on ns. liikkuva klusterimenetelmä . Se perustuu siihen, että tähtien joukossa on samat liikeparametrit avaruudessa. Mittaamalla klusterin jäsenten oikeat liikkeet ja piirtämällä niiden näennäinen liike taivaalla kartalle, voidaan todeta, että ne konvergoivat yhteen pisteeseen. Tähtien joukon säteittäiset nopeudet voidaan määrittää niiden spektrien Doppler -siirtymien mittauksista ; Kun kaikki kolme parametria – säteittäinen nopeus , oikea liike ja kulmaetäisyys klusterista sen katoamispisteeseen – tunnetaan, yksinkertaiset trigonometriset laskelmat mahdollistavat etäisyyden klusteriin laskemisen. Tunnetuin tapaus tämän menetelmän käytöstä koski Hyadeja ja mahdollisti etäisyyden niihin määrittämisen 46,3 parsekilla. [54]

Kun etäisyydet läheisiin klustereihin on määritetty, muut menetelmät voivat laajentaa etäisyysasteikkoa kauempana oleville klusteille. Vertaamalla Hertzsprung-Russell-kaavion pääsarjan tähtiä sellaiselle joukolle, jonka etäisyys on tiedossa, vastaaviin tähtiin kauempana olevassa joukossa, voidaan määrittää etäisyys jälkimmäiseen. Lähin tunnettu tähtijoukko on Hyadit: vaikka Ursa Major -tähtiryhmä on noin kaksi kertaa lähempänä, se on silti tähtiyhdistys, ei tähtijoukko, koska siinä olevat tähdet eivät ole gravitaatiosidonnaisesti sidottu toisiinsa. Kaukaisin tunnettu avoin tähtijoukko galaksissamme on Berkeley 29 , noin 15 000 parsekissa. [55] Lisäksi avoimet klusterit voidaan helposti havaita monissa paikallisen ryhmän galakseissa .

Tarkka tieto etäisyyksistä avoimiin klusteriin on elintärkeää kalibroitaessa muuttuvien tähtien , kuten kefeidien ja RR Lyraen tähdet , "jakson valoisuus" -riippuvuutta , mikä mahdollistaa niiden käytön " standardikynttilöinä ". Nämä voimakkaat tähdet voidaan nähdä suurilla etäisyyksillä, ja niitä voidaan käyttää laajentamaan mittakaavaa edelleen - paikallisen ryhmän lähimpiin galakseihin. [56]

Muistiinpanot

Kommentit
  1. ↑ Sitä vastoin massiivisemmilla pallomaisilla joukoilla on voimakkaampi vetovoima tähtien välillä, ja tällaiset klusterit voivat olla olemassa monia miljardeja vuosia.
  2. ↑ Hyvä esimerkki tästä olisi NGC 2244 Rosettesumussa [4]
  3. ↑ Vertailun vuoksi: Galaxymme tason korkeus on ~180 sv. vuotta, ja säde on noin 100 000 sv. vuotta.
  4. ↑ Sen pallon säde, jossa on tähtiä, joiden kokonaismassa on ½ joukon massasta
Lähteet
  1. ↑ 1 2 3 Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Avaa tähtijoukot . SEDS . Arizonan yliopisto, Lunar and Planetary Lab (27. elokuuta 2007). Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 14. tammikuuta 2013.
  2. ↑ Karttunen Hannu ym. Perustähtitieteen. - 4. painos .. - Springer, 2003. - s. 321. - (Physics and Astronomy Online Library). - ISBN 3-540-00179-4 .
  3. ↑ Payne-Gaposchkin C. Tähdet ja klusterit . - Cambridge, Mass.: Harvard University Press, 1979. - ISBN 0-674-83440-2 .
  4. ↑ Johnson Harold L. The Galactic Cluster, NGC 2244  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1962. - Voi. 136 . - s. 1135 . - doi : 10.1086/147466 . - .
  5. ↑ Neata E. Avoimet tähtijoukot: tiedot ja havainnot . Night Sky Info . Käyttöpäivä: 8. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 14. tammikuuta 2013.
  6. ↑ VISTA löytää 96 tähtijoukkoa piilossa pölyn takaa . ESO:n tiedejulkaisu (3. elokuuta 2011). Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 14. tammikuuta 2013.
  7. ↑ Moore Patrick, Rees Robin. Patrick Mooren tähtitieteen tietokirja . – 2. painos - Cambridge University Press, 2011. - s. 339. - ISBN 0-521-89935-4 .
  8. ↑ Jones Kenneth Glyn. Messier-sumut ja tähtijoukot. – 2. painos - Cambridge University Press, 1991. - V. 2. - S. 6-7. — (Käytännön tähtitieteen käsikirja). - ISBN 0-521-37079-5 .
  9. ↑ 1 2 3 Kaler James B. Cambridge Encyclopedia of Stars. - Cambridge University Press, 2006. - S. 167. - ISBN 0-521-81803-6 .
  10. ↑ Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Galileon uusi universumi: vallankumous kosmoksen ymmärtämisessä . - BenBella Books, 2009. - S. 128. - ISBN 1-933771-59-3 .
  11. ↑ Galileo G. Star messenger // Valitut teokset kahdessa osassa / Per. ja n. I. N. Veselovski. - 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 , nro 1 . - S. 1 . — .
  13. ↑ Jones KG Huomautuksia Hodiernan sumuista // Journal of the History of Astronomy. - 1986. - T. 17 , nro 50 . - S. 187-188 . - .
  14. ↑ Chapman A. William Herschel ja avaruuden mittaus // Royal Astronomical Society Quarterly Journal. - 1989. - T. 30 , nro 4 . - S. 399-418 . - .
  15. ↑ Michell J. Tutkimus kiinteiden tähtien todennäköisestä parallaksista ja suuruudesta, niiden meille tarjoamasta valon määrästä ja heidän tilanteensa erityisistä olosuhteista // Filosofiset tapahtumat. - 1767. - T. 57 . - S. 234-264 . - doi : 10.1098/rstl.1767.0028 . - .
  16. ↑ Hoskin M. Herschel, Williamin varhaiset sumututkimukset - uudelleenarviointi // Tähtitieteen historian lehti. - 1979. - T. 10 . - S. 165-176 . - .
  17. ↑ Hoskin M. Herschelin kosmologia // Journal of the History of Astronomy. - 1987. - T. 18 , nro 1 . - S. 20 . — .
  18. ↑ Bok Bart J., Bok Priscilla F. Linnunrata . – 5. painos - Harvard University Press, 1981. - s  . 136 . - (Harvardin kirjat tähtitiedestä). — ISBN 0-674-57503-2 .
  19. ↑ 1 2 Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press, 1998. - S. 377. - (Princeton-sarja astrofysiikassa). - ISBN 978-0-691-02565-0 .
  20. ↑ Basu Baidyanath. Johdatus astrofysiikkaan. — PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. - s. 218. - ISBN 81-203-1121-3 .
  21. ↑ Trumpler RJ :n spektrityypit avoimissa klustereissa  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1925. - Voi. 37 , no. 220 . - s. 307 . - doi : 10.1086/123509 . - .
  22. ↑ Barnard EE Tähtijoukkojen mikrometriset mittaukset // Yerkesin observatorion julkaisut. - 1931. - T. 6 . - S. 1-106 . — .
  23. ↑ Van Maanen A. Ei. 167. Asianmukaisen liikkeen tutkimukset. Viimeinen paperi: 85 tähden liikkeet Atlasin ja Pleionen lähistöllä // Mount Wilsonin observatorion panokset. - Carnegie Institution of Washington, 1919. - V. 167 . - S. 1-15 . - .
  24. ↑ Van Maanen A. Tutkimuksia oikeasta liikkeestä. XXIV. Muita toimenpiteitä Pleiades-klusterissa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1945. - Voi. 102 . - s. 26-31 . - doi : 10.1086/144736 . - .
  25. ↑ Strand K. Aa. Hertzsprungin panokset HR-kaavioon // The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, pidetty 2. marraskuuta 1977 / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (toimittajat). - National Academy of Sciences, Washington, DC, 1977. - S. 55-59.
  26. ↑ 1 2 3 4 Lada CJ Tähtijoukon muodostumisen fysiikka ja tavat: havainnot // Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. - 2010. - T. 368 , nro 1913 . - S. 713-731 . doi : 10.1098 / rsta.2009.0264 . - . - arXiv : 0911.0779 .
  27. ↑ 1 2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana. Tähtien muodostuminen molekyylipilvissä - Havainto ja teoria  // Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus. - 1987. - T. 25 . - S. 23-81 . - doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 . — .
  28. ↑ Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Galaktisen avoimen klusterijärjestelmän muodostuminen ja evolutionaariset ominaisuudet  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1991. - Voi. 249 . - s. 76-83 . - . {{{title}}}.
  29. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. Sidotun tähtijoukon muodostuminen: Orionin sumujoukosta Plejadeille  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2001. - Voi. 321 , no. 4 . - s. 699-712 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x . - . - 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.–7.10.2004 / C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (toimittajat). - Observatoire de Paris-Meudon, 2005. - S. 629 . — arXiv : astro-ph/0412069 .
  31. ↑ Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Voi. 480 , no. 1 . - s. 235-245 . - doi : 10.1086/303966 . - .
  32. ↑ Eggen OJ Tähtiryhmät, VII. Hyades-ryhmän rakenne  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1960. - Voi. 120 . - s. 540-562 . - .
  33. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC Todennäköiset binaariset avoimet tähtijoukot galaksissa  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1995. - Voi. 302 . - s. 86-89 . - .
  34. ↑ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V. Galaktisten avointen tähtijoukkojen spatiaalisen rakenteen tutkimus  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Voi. 383 , no. 1 . - s. 153-162 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011719 . - .
  35. ↑ Trumpler RJ Alustavat tulokset avoimien tähtijoukkojen etäisyyksistä, mitoista ja tilajakaumasta // Lick Observatory bulletin. - Berkeley: University of California Press, 1930. - Osa 14 , nro 420 . - S. 154-188 . - .
  36. ↑ Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD Uusi luettelo optisesti näkyvistä avoimista klustereista ja ehdokkaista  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Voi. 389 . - s. 871-873 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020668 . - . — arXiv : astro-ph/0203351 .
  37. ↑ Janes KA, Phelps RL Vanhojen tähtijoukkojen galaktinen järjestelmä: Galaktisen levyn kehitys  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Voi. 108 . - P. 1773-1785 . - doi : 10.1086/117192 . - .
  38. ↑ Hunter D. Tähtien muodostuminen epäsäännöllisissä galakseissa: katsaus useisiin avainkysymyksiin  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1997. - Voi. 109 . - s. 937-950 . - doi : 10.1086/133965 . - .
  39. ↑ Friel Eileen D. Linnunradan vanhat avoimet klusterit // Vuosittaiset tähtitieteen ja astrofysiikan katsaukset. - 1995. - S. 381-414 . - ISBN 3-540-00179-4 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002121 . - .
  40. ↑ van den Bergh S., McClure R.D. Vanhimpien avointen klustereiden galaktinen jakautuminen  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1980. - Voi. 360 , no. 88 . - .
  41. ↑ Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Blue  Stragglersin muodostuminen avoimissa klustereissa  // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 2003. - Voi. 35 . - s. 1343 . - .
  42. ↑ Fellhauer M. et ai. Valkoisen kääpiön alijäämä avoimissa klustereissa: dynaamiset prosessit  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 595 , no. 1 . - P.L53-L56 . - doi : 10.1086/379005 . - . - arXiv : astro-ph/0308261 .
  43. ↑ Thies I. et ai. Vuorovesien aiheuttama ruskea kääpiö ja planeettojen muodostuminen ympyrätähtien levyissä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Voi. 717 , no. 1 . - s. 577-585 . - doi : 10.1088/0004-637X/717/1/577 . - . - arXiv : 1005.3017 .
  44. ↑ Hills JG Massahäviön vaikutus tähtijärjestelmän dynaamiseen evoluutioon - Analyyttiset approksimaatiot  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Voi. 235 , nro. 1 . - s. 986-991 . - doi : 10.1086/157703 . - .
  45. ↑ 1 2 de La Fuente, MR Dynamical Evolution of Open Star Clusters  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1998. - Voi. 110 , ei. 751 . - s. 1117-1117 . - doi : 10.1086/316220 . - .
  46. ↑ Soderblom David R., pormestari Michel. Tähtien kinemaattiset ryhmät. I - The Ursa Major -ryhmä  (englanniksi)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Voi. 105 , no. q . - s. 226-249 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/116422 . - .
  47. ↑ Majewski SR, Hawley SL, Munn JA Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo // ASP Conference Series. - 1996. - T. 92 . - S. 119 . - .
  48. ↑ Sairas Jonathan, de Jong RS Uusi menetelmä tähtivirtojen havaitsemiseen galaksien haloissa   // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 2006. - Voi. 38 . - s. 1191 . - .
  49. ↑ 1 2 De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare  (italia) . Evoluutiotähti . ORSA - Organisazione Ricerche e Studi di Astronomia. Käyttöpäivä: 8. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 14. tammikuuta 2013.
  50. ↑ 1 2 VandenBerg DA, Stetson PB Vanhoista avoimista klustereista M67 ja NGC 188: Konvektioytimen ylitys, väri-lämpötilasuhteet, etäisyydet ja iät  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 2004. - Voi. 116 , nro. 825 . - s. 997-1011 . - doi : 10.1086/426340 . - .
  51. ↑ Köli B. Ekstragalaktinen etäisyysasteikko . Galaksit ja universumi . Fysiikan ja tähtitieteen laitos - Alabaman yliopisto. Käyttöpäivä: 8. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 14. tammikuuta 2013.
  52. ↑ Brown AGA Open -klusterit ja OB-yhdistykset: arvostelu // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - 2001. - T. 11 . - S. 89-96 . - .
  53. ↑ Percival SM, Salaris M., Kilkenny D. Avoimen klusterin etäisyysasteikko - Uusi empiirinen lähestymistapa  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Voi. 400 , ei. 2 . - s. 541-552 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030092 . - . - arXiv : astro-ph/0301219 .
  54. ↑ Hanson R.B. Tutkimus Hyades-klusterin liikkeestä, jäsenyydestä ja etäisyydestä  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Voi. 80 . - s. 379-401 . - doi : 10.1086/111753 . - .
  55. ↑ Bragaglia A., Held EV, Tosi M. Säteilynopeudet ja tähtien jäsenyys vanhassa, kaukaisessa avoimessa joukossa Berkeley 29  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2005. - Voi. 429 , no. 3 . - s. 881-886 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041049 . - . — arXiv : astro-ph/0409046 .
  56. ↑ Rowan-Robinson M. Ekstragalaktinen etäisyysasteikko // Space Science Reviews . - Springer , 1988. - T. 48 , nro 1-2 . - S. 1-71 . — ISSN 0038-6308 . - doi : 10.1007/BF00183129 . - .

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa