Nyitott csillaghalmaz

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2021. december 8-án felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzések 2 szerkesztést igényelnek .

A  nyitott csillaghalmaz olyan csillagok csoportja (legfeljebb több ezer darab), amelyek egyetlen óriási molekulafelhőből alakultak ki, és körülbelül azonos korúak. Több mint 1100 nyitott klasztert fedeztek fel galaxisunkban , de feltételezik, hogy sokkal több van [1] . Az ilyen halmazokban lévő csillagok viszonylag gyenge gravitációs erőkkel kapcsolódnak egymáshoz , ezért a galaktikus központ körül keringve a halmazok megsemmisülhetnek más halmazok vagy gázfelhők közelében történő szoros áthaladás következtében , ilyenkor az őket alkotó csillagok a galaxis normál populációjának része ; az egyes csillagok a halmazon belüli összetett gravitációs kölcsönhatások eredményeként is kilökhetnek [2] . A klaszterek tipikus kora több száz millió év [1. megjegyzés] . Nyitott csillaghalmazok csak spirális és szabálytalan galaxisokban találhatók, ahol aktív csillagkeletkezési folyamatok zajlanak [3] .

A fiatal nyitott klaszterek a molekulafelhő belsejében lehetnek, amelyből létrejöttek, és „kiemelhetik” azt, ami egy ionizált hidrogén régiót eredményez [2. megjegyzés] . Idővel a klaszter sugárzási nyomása szétszórja a felhőt. Általános szabály, hogy a gázfelhő tömegének csak körülbelül 10%-ának van ideje csillagokat képezni, mielőtt a gáz többi részét a fény nyomása szétszórja.

A nyitott csillaghalmazok kulcsfontosságú objektumok a csillagfejlődés tanulmányozásában . Tekintettel arra, hogy a klasztertagok azonos korúak és kémiai összetételűek , a többi jellemző hatása könnyebben meghatározható a halmazokra, mint az egyes csillagokra [1] . Egyes nyitott klaszterek, mint például a Plejádok , a Hiádok vagy az Alfa Perszeusz-halmaz , szabad szemmel láthatók . Néhány másik, mint például a Perseus kettős halmaz , alig látható műszerek nélkül, és sok más csak távcsővel vagy távcsővel látható , mint például a Vadkacsa-fürt (M 11) [5] .

Történelmi megfigyelések

A fényes nyílt Plejádok csillaghalmaz az ókor óta ismert, a Hiádok pedig a Bika csillagkép részei, az egyik legősibb csillagkép. Más klasztereket a korai csillagászok elválaszthatatlan, homályos fényfoltokként írtak le. A görög csillagász , Claudius Ptolemaiosz jegyzeteiben megemlítette a Jászlót , a Perseus-i kettős halmazt és a Ptolemaiosz-halmazt ; As - Sufi perzsa csillagász pedig leírta az Omicron Parus -halmazt . [7] Azonban csak a távcső feltalálása tette lehetővé az egyes csillagok megkülönböztetését ezekben a ködös objektumokban. [8] Sőt, 1603 -ban Johann Bayer ezeket a képződményeket olyan elnevezésekkel látta el, mintha különálló csillagok lennének. [9]

Az első személy, aki 1609 -ben távcsövet használt a csillagos ég megfigyelésére és a megfigyelések eredményeinek rögzítésére, Galileo Galilei olasz csillagász volt . A Ptolemaiosz által leírt ködös objektumok tanulmányozása során Galilei felfedezte, hogy ezek nem egyedi csillagok, hanem nagyszámú csillagból álló csoportok. Tehát a Jászlában több mint 40 csillagot különböztetett meg. Míg elődei 6-7 csillagot különböztettek meg a Plejádokban, Galilei csaknem 50-et fedezett fel. [10] 1610 -ben írt „ Sidereus Nuncius ” értekezésében ezt írja: „...a Galaxia nem más, mint számos, csoportosan elhelyezkedő csillag gyűjteménye” . [11] Giovanni Hodierna szicíliai csillagász, Galilei munkája által ihletett, talán az első csillagász volt, aki távcsővel eddig ismeretlen nyílt halmazokat talált. [12] 1654 - ben fedezte fel a ma Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 és NGC 2451 nevű objektumokat . [13]

1767- ben John Michell angol természettudós kiszámolta, hogy még egyetlen csoport, például a Plejádok esetében is 1 a 496 000-hez a valószínűsége annak, hogy az alkotó csillagok véletlenszerűen sorakoznak fel egy földi megfigyelő számára; világossá vált, hogy a halmazokban lévő csillagok fizikailag összefüggenek. [14] [15] 1774-1781 -ben Charles Messier francia csillagász katalógust adott ki az üstökösszerűen homályos megjelenésű égi objektumokról. Ez a katalógus 26 nyitott klasztert tartalmaz. [9] Az 1790-es években William Herschel angol csillagász a ködös égi objektumok átfogó tanulmányozásába kezdett . Úgy találta, hogy sok ilyen képződmény lebontható (a csillagászok szerint "feloldható") csillagokká. Herschel azt javasolta, hogy kezdetben a csillagok szétszóródtak az űrben, majd a gravitációs erők hatására csillagrendszerek alakultak ki. [16] A ködöket 8 kategóriára osztotta, és a csillaghalmazok osztályozásához VI–VIII. [17]

A csillagászok erőfeszítései révén az ismert klaszterek száma növekedni kezdett. Több száz klaszter szerepel az Új Általános Katalógusban (NGC), amelyet először 1888 -ban adott ki J. L. E. Dreyer dán-ír csillagász , valamint két további , 1896 -ban és 1905 -ben megjelent indexkatalógusban . [9] A teleszkópos megfigyelések két különböző típusú klasztert tártak fel. Az előbbieket szabályos lekerekített forma jellemzi, és sok ezer csillagból állnak. Az egész égbolton elterjedtek, de legsűrűbben a Tejútrendszer közepe felé . [18] Ez utóbbiak csillagpopulációja ritkább, alakja gyakran meglehetősen szabálytalan, a csillagpopuláció tízes, ritkábban százas nagyságrendű. Az ilyen halmazok a galaktikus sík felé gravitálnak . [19] [20] A csillagászok az előbbieket gömbhalmazoknak , az utóbbiakat nyílt halmazoknak nevezik . Elhelyezkedésük miatt a nyílt halmazokat néha galaxishalmazoknak is nevezik, ezt a kifejezést Robert Julius Trumpler svájci-amerikai csillagász javasolta 1925 -ben . [21]

A halmazokban elhelyezkedő csillagok helyzetének mikrometrikus mérését először E. Schoenfeld német csillagász , majd 1898-1921 között E. E. Barnard amerikai csillagász végezte . Ezek a kísérletek nem tárták fel a csillagmozgás jeleit. [22] 1918 -ban azonban Adrian van Maanen holland-amerikai csillagász a különböző időpontokban készített fényképlemezek összehasonlításával meg tudta mérni a csillagok megfelelő mozgását a Plejádok halmaz egy részén. [23] Ahogy az asztrometria egyre pontosabbá vált, világossá vált, hogy a csillaghalmazok ugyanazt a helyes mozgást osztják meg a térben. A Plejádok 1918-ban és 1943 -ban készült fotólemezeinek összehasonlításával van Maanen képes volt elkülöníteni azokat a csillagokat, amelyek megfelelő mozgása hasonló volt a halmaz átlagához, és így azonosítani tudta a halmaz valószínű tagjait. [24] A spektroszkópiai megfigyelések közös radiális sebességeket tártak fel , ami azt mutatja, hogy a halmazok olyan csillagokból állnak, amelyek fizikailag kapcsolódnak egymáshoz. [egy]

A nyílt klaszterek első szín-fényesség diagramjait Einar Hertzsprung tette közzé 1911 - ben, a Plejádok és Hiádok diagramjaival együtt. A következő 20 évben a nyílt klaszterek tanulmányozásával folytatta munkáját. Spektroszkópiai adatokból meg tudta határozni a nyitott halmazok belső mozgásának felső határát, és megbecsülte, hogy ezen objektumok össztömege nem haladja meg a több száz naptömeget . Bemutatta a csillagok színei és fényességük közötti kapcsolatot, és 1929 -ben megállapította, hogy a hiádok és a jászolok csillagpopulációja különbözik a Plejádokétól. Ezt később a három klaszter korkülönbsége magyarázta. [25] Ezek a nyitott halmazok tanulmányozása alapvető fontosságúvá vált a csillagok evolúciójának és a csillagok fejlődésének kezdeti tömegüktől való függőségének megértésében.

Oktatás

A nyílt halmaz kialakulása egy óriási molekulafelhő egy részének összeomlásával kezdődik , amely egy hideg, sűrű gáz- és porfelhő , amely több ezerszerese a Nap tömegének. Az ilyen felhők sűrűsége 10 2-10 6 semleges hidrogénmolekula / cm 3 , míg a csillagképződés 10 4 molekula/cm 3 -nél nagyobb sűrűségű részekben kezdődik . Általában a felhő térfogatának csak 1-10%-a haladja meg ezt a sűrűséget. [26] Az összeomlás előtt az ilyen felhők képesek fenntartani a mechanikai egyensúlyt a mágneses mezők , a turbulenciák és a forgás következtében . [27]

Számos tényező felboríthatja egy óriási molekulafelhő egyensúlyát, ami összeomláshoz és az aktív csillagkeletkezési folyamat megindulásához vezethet, ami nyitott halmazt eredményezhet. Ide tartoznak a közeli szupernóvák lökéshullámai , ütközések más felhőkkel, gravitációs kölcsönhatások. De még külső tényezők hiányában is a felhő egyes részei olyan állapotba kerülhetnek, amikor instabillá válnak és hajlamosak az összeomlásra. [27] A felhő összeomló régiója hierarchikus feldarabolódáson megy keresztül kisebb régiókra (beleértve az infravörös sötét felhőkként ismert viszonylag sűrű régiókat is ), ami végül nagyszámú (akár több ezer) csillag születéséhez vezet. Ez a csillagkeletkezési folyamat egy összeomló felhő burkában kezdődik, amely eltakarja a protocsillagokat a szem elől, bár lehetővé teszi az infravörös megfigyeléseket . [26] A Tejútrendszer galaxisában néhány ezer évente egy új nyílt halmaz képződik . [28]

Az újonnan képződött csillagok közül a legforróbb és legtömegesebb ( OB-csillagok ) intenzíven sugároznak az ultraibolya sugárzásban , amely folyamatosan ionizálja a molekulafelhőt körülvevő gázt, és kialakítja a H II régiót . A csillagszél és a nagy tömegű csillagok sugárzási nyomása a gázban lévő hangsebességgel összemérhető sebességgel kezdi felgyorsítani a forró ionizált gázt. Néhány millió évvel később a klaszter megtapasztalja első szupernóváját ( core-collapse supernovae ), amely szintén kiszorítja a gázt a környezetéből .  A legtöbb esetben ezek a folyamatok 10 millió éven belül felgyorsítják az összes gázt, és a csillagkeletkezés leáll. De a kialakult protocsillagoknak körülbelül a felét körbefogó korongok veszik körül , amelyek közül sok akkréciós korong lesz . [26]

Mivel a felhő középpontjából származó gáznak csak 30-40%-a alkot csillagokat, a gáz diszperziója nagymértékben akadályozza a csillagkeletkezés folyamatát. Következésképpen a kezdeti szakaszban minden klaszter erős tömegveszteséget tapasztal, és ebben a szakaszban egy meglehetősen nagy rész teljesen felbomlik. Ebből a szempontból a nyitott halmaz kialakulása attól függ, hogy a gravitációs úton született csillagok meg vannak-e kötve; ha nem ez a helyzet, akkor egy nem kapcsolódó csillagtársítás jön létre a klaszter helyett . Ha létrejönne egy olyan halmaz, mint a Plejádok, akkor az eredeti csillagszámának csak az 1/3-át tudná megtartani, a többi pedig kötetlen lenne, ha a gáz eloszlik. [29] Azok a fiatal csillagok, amelyek már nem tartoznak az otthoni klaszterhez, a Tejútrendszer népességének részévé válnak.

Tekintettel arra, hogy szinte minden csillag halmazban jön létre, ez utóbbiak a galaxisok fő építőkövei . Az intenzív gázszórási folyamatok, amelyek születésükkor számos csillaghalmazt alkotnak és pusztítanak el, rányomják a bélyegüket a galaxisok morfológiai és kinematikai szerkezetére. [30] A legtöbb újonnan kialakult nyílt halmaz 100 vagy annál több csillagból áll, tömege pedig 50 naptömeg. A legnagyobb klaszterek tömege akár 10 4 naptömeg is lehet (a Westerlund 1 klaszter tömegét 5 × 10 4 naptömegre becsülik ), ami nagyon közel áll a gömbhalmazok tömegéhez . [26] Míg a nyílt és gömbhalmazok nagyon különböző képződmények, a legritkább gömbhalmazok és a leggazdagabb nyílt halmazok megjelenése nem feltétlenül különbözik annyira. Egyes csillagászok úgy vélik, hogy e két típusú halmaz kialakulása ugyanazon a mechanizmuson alapul, azzal a különbséggel, hogy a nagyon gazdag gömbhalmazok - több százezer csillagot - kialakulásához szükséges feltételek már nem léteznek Galaxisunkban. [31]

Jellemző jelenség, hogy egy molekulafelhőből egynél több nyílt klaszter keletkezik. Tehát a Nagy Magellán-felhőben a Hodge 301 és R136 halmazok a Tarantula-köd gázából jöttek létre ; A Tejútrendszer két kiemelkedő és közeli halmaza, a Hyades és a Manger pályájának nyomon követése arra utal, hogy ezek is ugyanabból a felhőből alakultak ki körülbelül 600 millió évvel ezelőtt. [32] Néha az egy időben született klaszterek kettős klasztert alkotnak. Ennek kiváló példája galaxisunkban a Perseus kettős halmaz , amely NGC 869 -ből és NGC 884 -ből áll (néha tévesen "χ és h Persei"-nek nevezik ( "chi és hamu Persei" ), bár h a szomszédos csillagra és χ -ra utal.  mindkét klaszterre), azonban rajta kívül még legalább 10 ilyen klaszter ismert. [33] Ezekből még többet fedeztek fel a Kis- és Nagy Magellán - felhőkben: ezek az objektumok könnyebben észlelhetők a külső rendszerekben, mint a mi galaxisunkban, mert a vetítési hatás miatt az egymástól távol eső halmazok összekapcsolódhatnak egymással. .

Morfológia és osztályozás

A nyitott klaszterek egyaránt képviselhetik a több csillagból álló ritka csoportokat és a nagy, több ezer tagot is magában foglaló agglomerációkat. Általában egy jól körülhatárolható, sűrű magból állnak, amelyet diffúzabb csillagok "koronája" vesz körül. A mag átmérője általában 3-4 St. g. , és a korona - 40 St. l. A standard csillagsűrűség a halmaz közepén 1,5 csillag/fény. g. 3 (összehasonlításképpen: a Nap közelében ez a szám ~0,003 sv./St. g. 3 ). [34]

A nyílt csillaghalmazokat gyakran a Robert Trumpler által 1930 -ban kidolgozott séma szerint osztályozzák . A séma szerinti osztálynév 3 részből áll. Az első részt az I-IV római szám jelöli, és a halmaz koncentrációját és a környező csillagmezőtől való megkülönböztethetőségét jelenti (erőstől a gyengeig). A második rész egy arab szám 1-től 3-ig, ami a tagok fényerejének eloszlását jelenti (a kicsitől a nagy szórásig). A harmadik rész a p , m vagy r betű , amely rendre alacsony, közepes vagy magas csillagszámot jelöl a halmazban. Ha a halmaz egy köd belsejében van, akkor az n betű a végére kerül . [35]

Például a Trumpler-séma szerint a Plejádok besorolása az I3rn (nagyon koncentrált, csillagokban gazdag, van egy köd), a közelebbi Hiádok pedig II3m-nek (töredezettebb és kisebb bőségben).

Szám és megoszlás

Több mint 1000 nyitott klasztert fedeztek fel Galaxisunkban , de ezek összszáma akár tízszeres is lehet. [36] A spirálgalaxisokban a nyílt halmazok főként spirálkarok mentén helyezkednek el , ahol a legnagyobb a gázsűrűség, és ennek eredményeként a csillagkeletkezési folyamatok a legaktívabbak; az ilyen klaszterek rendszerint szétoszlanak, mielőtt idejük lenne elhagyni a kart. A nyitott klaszterek erősen hajlamosak a galaktikus sík közelében lenni. [3. megjegyzés] [37]

Szabálytalan galaxisokban a nyílt halmazok bárhol előfordulhatnak, bár koncentrációjuk nagyobb ott, ahol nagyobb a gázsűrűség. [38] Elliptikus galaxisokban nem figyelhetők meg nyílt halmazok , mivel az utóbbiakban a csillagkeletkezési folyamatok sok millió évvel ezelőtt megszűntek, és a kialakult halmazok közül az utolsó is már rég szétszóródott. [19]

Galaxisunkban a nyílt halmazok eloszlása ​​az életkortól függ: az idősebb klaszterek főként nagyobb távolságra helyezkednek el a galaktikus központtól és jelentős távolságra a galaktikus síktól. [39] Ennek az az oka , hogy a halmazokat felbontó árapály-erők magasabbak a galaxis középpontja közelében; másrészt a galaxis korongjának belső vidékein koncentrálódnak a szintén pusztulást okozó óriási molekulafelhők; ezért a belső régiókból származó klaszterek korábban pusztulnak el, mint a külső régiókból származó "kollégáik". [40]

All-Star szereplők

Tekintettel arra, hogy a nyitott csillaghalmazok általában azelőtt bomlanak le, hogy a legtöbb csillag befejezte volna életciklusát , a halmazokból származó sugárzás nagy része fiatal, forró kék csillagok fénye . Az ilyen csillagok a legnagyobb tömeggel és a legrövidebb élettartammal rendelkeznek, több tízmillió éves nagyságrendben. A régebbi csillaghalmazok több sárga csillagot tartalmaznak.

Egyes csillaghalmazok forró kék csillagokat tartalmaznak, amelyek sokkal fiatalabbnak tűnnek, mint a halmaz többi része. Ezek a kék szórt csillagok gömbhalmazokban is megfigyelhetők; úgy gondolják, hogy a gömbhalmazok legsűrűbb magjaiban csillagok ütközésekor, valamint forróbb és nagyobb tömegű csillagok keletkezésekor jönnek létre. A nyitott halmazok csillagsűrűsége azonban jóval kisebb, mint a gömbhalmazokban, és a megfigyelt fiatal csillagok száma nem magyarázható ilyen ütközésekkel. Úgy gondolják, hogy legtöbbjük akkor jön létre, amikor egy kettős csillagrendszer egy csillaggá egyesül a többi taggal való dinamikus kölcsönhatások miatt. [41]

Amint a kis és közepes tömegű csillagok elhasználják hidrogénkészletüket a magfúzió során, levetkőzik külső rétegeikről, és egy bolygóködöt alkotnak egy fehér törpe képződésével . Annak ellenére, hogy a legtöbb nyitott klaszter lebomlik, mielőtt a legtöbb tagja elérné a fehér törpe állapotot, a klaszterekben lévő fehér törpék száma általában még mindig jóval kisebb, mint az a klaszter kora és a becsült kezdeti csillagtömeg-eloszlás alapján várható. A fehér törpék hiányának egyik lehetséges magyarázata az, hogy amikor egy vörös óriás ledobja a héját, és bolygóködöt hoz létre, a kilökött anyag tömegének enyhe aszimmetriája több kilométer per másodperces sebességet eredményezhet a csillag számára – ami elég ahhoz, hogy elhagyja a csillagot. fürt. [42]

A nagy csillagsűrűség miatt a nyílt halmazokban a csillagok közeli átjárása nem ritka. Egy tipikus 1000 csillagból álló és 0,5 %-os féltömeg-sugárral [4. megjegyzés] álló halmaz esetében átlagosan minden csillag 10 millió évenként közelít egy másikat. Sűrűbb fürtökben ez az idő még rövidebb. Az ilyen átjárók nagymértékben befolyásolhatják számos fiatal csillag körül kitágult , körkörös anyagkorongokat . A nagy korongok árapály-zavarai hatalmas bolygók és barna törpék kialakulását okozhatják , amelyek 100 AU távolságra helyezkednek el . vagy többet a fősztártól. [43]

Sors

Sok nyitott halmaz eredendően instabil: kis tömegük miatt a rendszerből való szökési sebesség kisebb, mint az alkotócsillagok átlagos sebessége. Az ilyen klaszterek több millió év alatt nagyon gyorsan felbomlanak. Sok esetben annak a gáznak a kiszorítása, amelyből az egész rendszer kialakult a fiatal csillagok sugárzása révén, annyira lecsökkenti a halmaz tömegét, hogy az nagyon gyorsan lebomlik. [44]

Azok a klaszterek, amelyek a környező köd szétszóródása után elegendő tömeggel rendelkeznek ahhoz, hogy gravitációsan megköthető legyen, sok tízmillió évig megőrizhetik alakjukat, de idővel belső és külső folyamatok is a bomláshoz vezetnek. Egyik csillag közeli áthaladása a másik mellett olyan mértékben megnövelheti az egyik csillag sebességét, hogy az meghaladja a halmazból való szökés sebességét. Az ilyen folyamatok a klasztertagok fokozatos "elpárolgásához" vezetnek. [45]

Átlagosan félmilliárd évente a csillaghalmazokat külső tényezők befolyásolják, például a molekulafelhő mellett vagy azon áthaladva . Az ilyen közelségből származó gravitációs árapály-erők általában elpusztítják a csillaghalmazokat. Ennek eredményeként csillagárammá válik : a csillagok közötti nagy távolságok miatt egy ilyen csoportot nem lehet halmaznak nevezni, bár az alkotó csillagok kapcsolódnak egymáshoz, és azonos sebességgel mozognak ugyanabba az irányba. Az az időtartam, amely után a klaszter felbomlik, az utóbbi kezdeti csillagsűrűségétől függ: a közelebbiek tovább élnek. A halmaz becsült felezési ideje (ami után az eredeti csillagok fele elvész) 150 és 800 millió év között változik, a kezdeti sűrűségtől függően. [45]

Miután a halmazt már nem köti a gravitáció, a benne lévő csillagok közül sok továbbra is megőrzi sebességét és mozgási irányát az űrben; úgynevezett csillagszövetség (vagy mozgó csillagcsoport ) jön létre. Tehát a Göncölök „vödrének” több fényes csillaga is egykori tagja  annak a nyílt halmaznak, amely egy olyan társulássá alakult, amelyet „ a Göncöl mozgó csillagcsoportjának” neveznek . [46] Végül a sebességükben mutatkozó kis különbségek miatt szétszóródnak a galaxisban. A nagyobb felhalmozódások patakokká válnak, feltéve, hogy sebességük és koruk azonossága megállapítható; ellenkező esetben a csillagok nem kapcsolódnak egymáshoz. [47] [48]

Tanulmányok a csillagfejlődésről

A nyitott halmaz Hertzsprung-Russell diagramjában a legtöbb csillag a fősorozathoz (MS) fog tartozni. [49] Egy ponton, amelyet fordulópontnak neveznek , a legnagyobb tömegű csillagok elhagyják az MS-t, és vörös óriásokká válnak ; Az ilyen csillagok MS-től való „távolsága” lehetővé teszi a halmaz korának meghatározását.

Abból a tényből adódóan, hogy a halmazban lévő csillagok közel azonos távolságra vannak a Földtől, és nagyjából ugyanabban az időben keletkeztek ugyanabból a felhőből, a halmazban lévő csillagok látszólagos fényességében mutatkozó különbségek különböző tömegükből adódnak. . [49] Emiatt a nyitott csillaghalmazok nagyon hasznosak lehetnek a csillagok evolúciójának tanulmányozásában , mivel a csillagok összehasonlításakor számos változó tulajdonság feltételezhető, hogy egy halmaznál rögzültek.

Például a nyílt halmazokból származó csillagok lítium- és berilliumtartalmának tanulmányozása komoly segítséget jelenthet a csillagok fejlődésének és belső szerkezetüknek a megfejtésében. A hidrogénatomok nem tudnak hélium atomot képezni 10 millió K alatti hőmérsékleten , de a lítium és a berillium atommagok 2,5 millió K hőmérsékleten, illetve 3,5 millió K hőmérsékleten elpusztulnak. Ez azt jelenti, hogy mennyiségük közvetlenül attól függ, hogy az anyag milyen erősen keveredik a csillag belsejében. A halmazcsillagokban való előfordulásuk tanulmányozásakor olyan változókat rögzítenek, mint az életkor és a kémiai összetétel. [ötven]

Tanulmányok kimutatták, hogy ezeknek a fényelemeknek a bősége jóval alacsonyabb, mint a csillagfejlődési modellek jósolják. Ennek okai nem teljesen világosak; az egyik magyarázat az, hogy a csillag belsejében a konvektív zónából a sugárzási átvitel stabil zónájába anyag kilökődés történik [50] .

Távolságok csillagászati ​​skálája

A csillagászati ​​objektumok távolságának meghatározása kulcsfontosságú a megértéshez, de az ilyen objektumok túlnyomó többsége túl távol van ahhoz, hogy közvetlenül meg lehessen mérni. A távolságok csillagászati ​​skálájának beosztása a közvetett és esetenként határozatlan mérések egymásutániságától függ, először a legközelebbi objektumokhoz, amelyek távolsága közvetlenül mérhető, majd az egyre távolabbi objektumokig. [51] A nyitott csillaghalmazok a legfontosabb fok ezen a létrán.

A hozzánk legközelebb eső klaszterek távolsága kétféle módon mérhető közvetlenül. Először is, a közeli halmazok csillagainál meghatározható a parallaxis (egy objektum látszólagos helyzetének enyhe eltolódása az év során a Földnek a Nap pályáján való mozgása miatt), ahogy ezt általában az egyes csillagok esetében teszik. Plejádok , Hyades és néhány más klaszter az 500 St. közelében. Az évek elég közel állnak ahhoz, hogy egy ilyen módszer megbízható eredményeket adjon számukra, és a Hipparkhosz műhold adatai lehetővé tették számos klaszter pontos távolságának meghatározását. [52] [53]

Egy másik közvetlen módszer az úgynevezett mozgó klaszter módszer . Ez azon a tényen alapszik, hogy a halmazban lévő csillagok ugyanazokkal a mozgási paraméterekkel rendelkeznek a térben. A klaszter tagjainak megfelelő mozgásának mérése és az égbolton való látszólagos mozgásuk térképen történő ábrázolása lehetővé teszi annak megállapítását, hogy egy ponton konvergálnak. A halmazcsillagok sugárirányú sebességét spektrumaik Doppler - eltolódásának méréséből lehet meghatározni ; Ha mindhárom paraméter – a sugárirányú sebesség , a megfelelő mozgás és a klasztertől annak eltűnési pontjáig terjedő szögtávolság – ismert, egyszerű trigonometrikus számítások lehetővé teszik a klaszter távolságának kiszámítását. Ennek a módszernek a leghíresebb esete a hiádokra vonatkozott, és lehetővé tette a távolság meghatározását 46,3 parszek. [54]

A közeli klaszterek távolságának megállapítása után más módszerek kiterjeszthetik a távolságskálát a távolabbi klaszterekre. Ha összehasonlítjuk a Hertzsprung-Russell diagram fő sorozatának csillagait egy olyan halmazhoz, amelynek távolsága ismert, egy távolabbi halmaz megfelelő csillagaival, meghatározhatjuk az utóbbiak távolságát. A legközelebbi ismert halmaz a Hiádok: bár az Ursa Major csillagcsoport körülbelül kétszer ilyen közel van, mégis csillagtársulásról van szó, nem halmazról, mivel a benne lévő csillagok nincsenek gravitációs kötéssel egymáshoz kötve. Galaxisunk legtávolabbi ismert nyílt halmaza a Berkeley 29 , körülbelül 15 000 parszek. [55] Ezenkívül a nyílt halmazok könnyen észlelhetők a helyi csoport számos galaxisában .

A nyitott halmazok távolságának pontos ismerete létfontosságú a változó csillagok, például a cefeidák és az RR Lyrae csillagok "periódus-fényesség" függésének kalibrálásához , ami lehetővé teszi , hogy " standard gyertyaként " használják őket. Ezek az erős csillagok nagy távolságból láthatók, és felhasználhatók a skála további kiterjesztésére - a Helyi Csoport legközelebbi galaxisaira. [56]

Jegyzetek

Hozzászólások
  1. ↑ Ezzel szemben a nagyobb tömegű gömbhalmazok erősebb gravitációs vonzással bírnak a csillagok között, és az ilyen halmazok sok milliárd évig létezhetnek.
  2. ↑ Kiváló példa erre az NGC 2244 a Rozetta-ködben [4]
  3. ↑ Összehasonlításképpen: Galaxisunk síkjának magassága ~180 sv. év, és a sugár körülbelül 100 000 sv. évek.
  4. ↑ Annak a gömbnek a sugara, amelyen belül olyan csillagok vannak, amelyek össztömege a halmaz tömegének fele
Források
  1. ↑ 1 2 3 Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Nyissa meg a Csillaghalmazokat . SEDS . Arizonai Egyetem, Lunar and Planetary Lab (2007. augusztus 27.). Hozzáférés dátuma: 2013. január 7. Eredetiből archiválva : 2013. január 14.
  2. ↑ Karttunen Hannu et al. Alapvető csillagászat. - 4. kiadás .. - Springer, 2003. - P. 321. - (Physics and Astronomy Online Library). - ISBN 3-540-00179-4 .
  3. ↑ Payne-Gaposchkin C. Csillagok és klaszterek . - 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. - Vol. 136 . - 1135. o . - doi : 10.1086/147466 . - .
  5. ↑ Neata E. Nyitott csillaghalmazok: Információk és megfigyelések . Night Sky Info . Hozzáférés időpontja: 2013. január 8. Az eredetiből archiválva : 2013. január 14.
  6. ↑ A VISTA 96 csillaghalmazt talál a por mögött . ESO tudományos közlemény (2011. augusztus 3.). Hozzáférés dátuma: 2013. január 7. Eredetiből archiválva : 2013. január 14.
  7. ↑ Moore Patrick, Rees Robin. Patrick Moore csillagászati ​​adatkönyve . — 2. kiadás. - Cambridge University Press, 2011. - P. 339. - ISBN 0-521-89935-4 .
  8. ↑ Jones Kenneth Glyn. Messier-ködök és csillaghalmazok. — 2. kiadás. - Cambridge University Press, 1991. - V. 2. - S. 6-7. — (Gyakorlati csillagászati ​​kézikönyv). - ISBN 0-521-37079-5 .
  9. ↑ 1 2 3 Kaler James B. Cambridge Encyclopedia of Stars. - Cambridge University Press, 2006. - P. 167. - ISBN 0-521-81803-6 .
  10. ↑ Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Galileo új univerzuma: forradalom a kozmosz megértésében . - BenBella Books, 2009. - P. 128. - ISBN 1-933771-59-3 .
  11. ↑ Galileo G. Star messenger // Válogatott művek két kötetben / Per. és kb. 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 , 1. sz . - S. 1 . — Iránykód .
  13. ↑ Jones KG Néhány megjegyzés a Hodierna-ködről // Journal of the History of Astronomy. - 1986. - T. 17 , 50. sz . - S. 187-188 . - Iránykód .
  14. ↑ Chapman A. William Herschel és a tér mérése // Royal Astronomical Society Quarterly Journal. - 1989. - T. 30 , 4. sz . - S. 399-418 . — .
  15. ↑ Michell J. Az állócsillagok valószínű parallaxisának és nagyságának vizsgálata a számunkra biztosított fénymennyiség és helyzetük sajátos körülményei alapján // Filozófiai tranzakciók. - 1767. - T. 57 . - S. 234-264 . - doi : 10.1098/rstl.1767.0028 . - Iránykód .
  16. ↑ Hoskin M. Herschel, William's Early Investigations of Nebulae – a Ressessment // Journal for the History of Astronomy. - 1979. - T. 10 . - S. 165-176 . - Iránykód .
  17. ↑ Hoskin M. Herschel kozmológiája // Journal of the History of Astronomy. - 1987. - T. 18 , 1. sz . - S. 20 . — Iránykód .
  18. ↑ Bok Bart J., Bok Priscilla F. The Milky Way . — 5. kiadás. - Harvard University Press, 1981. -  136. o . — (Harvard csillagászati ​​könyvek). — ISBN 0-674-57503-2 .
  19. ↑ 1 2 Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press, 1998. - P. 377. - (Princeton sorozat az asztrofizikában). - ISBN 978-0-691-02565-0 .
  20. ↑ Basu Baidyanath. Bevezetés az asztrofizikába. – PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. - P. 218. - ISBN 81-203-1121-3 .
  21. ↑ Trumpler RJ spektrális típusok nyílt halmazokban  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 1925. - 1. évf. 37 , sz. 220 . — 307. o . - doi : 10.1086/123509 . - Iránykód .
  22. ↑ Barnard EE Csillaghalmazok mikrometriai mérései // A Yerkes Observatory kiadványai. - 1931. - T. 6 . - S. 1-106 . — .
  23. ↑ Van Maanen A. Nem. 167. Vizsgálatok a szabályszerű mozgásról. További cikk: 85 csillag mozgása Atlas és Pleione szomszédságában // Contributions from the Mount Wilson Observatory. - Carnegie Institution of Washington, 1919. - V. 167 . - S. 1-15 . - Iránykód .
  24. ↑ Van Maanen A. Vizsgálatok a megfelelő mozgásról. XXIV. További intézkedések a Plejádok klaszterében  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1945. - Vol. 102 . - P. 26-31 . - doi : 10.1086/144736 . - .
  25. ↑ Strand K. Aa. Hertzsprung hozzájárulása a HR diagramhoz // The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80., 1977. november 2. / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (szerkesztők). - National Academy of Sciences, Washington, DC, 1977. - S. 55-59.
  26. ↑ 1 2 3 4 Lada CJ A csillaghalmazok kialakulásának fizikája és módjai: megfigyelések // Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. - 2010. - T. 368 , 1913. sz . - S. 713-731 . doi : 10.1098 / rsta.2009.0264 . - . - arXiv : 0911.0779 .
  27. ↑ 1 2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana. Csillagképződés molekuláris felhőkben - Megfigyelés és elmélet  // A csillagászat és asztrofizika éves áttekintése. - 1987. - T. 25 . - S. 23-81 . - doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 . — Iránykód .
  28. ↑ Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. A galaktikus nyílt halmazrendszer kialakulása és evolúciós tulajdonságai  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1991. - Vol. 249 . - 76-83 . o . - Iránykód . {{{cím}}}.
  29. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. Egy kötött csillaghalmaz kialakulása: az Orion-ködhalmaztól a Plejádokig  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2001. - Vol. 321. sz . 4 . - P. 699-712 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x . - . - arXiv : astro-ph/0009470 .
  30. ↑ Kroupa P. A galaxisok alapvető építőkövei // Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576)", 2004. október 4–7. / C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (szerkesztők). - Observatoire de Paris-Meudon, 2005. - S. 629 . — arXiv : astro-ph/0412069 .
  31. ↑ Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. Univerzális formációs mechanizmus nyílt és gömbhalmazokhoz turbulens gázban  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Vol. 480 , sz. 1 . - P. 235-245 . - doi : 10.1086/303966 . - .
  32. ↑ Eggen OJ Csillagcsoportok, VII. A Hyades csoport felépítése  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1960. - Vol. 120 . - P. 540-562 . - .
  33. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC Valószínű bináris nyitott csillaghalmazok a galaxisban  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1995. - Vol. 302 . - 86-89 . o . - .
  34. ↑ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V. A tanulmány a galaktikus nyílt csillaghalmazok térszerkezetéről  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Vol. 383. sz . 1 . - P. 153-162 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011719 . - .
  35. ↑ Trumpler RJ Előzetes eredmények a nyílt csillaghalmazok távolságairól, méreteiről és téreloszlásáról // Lick Observatory bulletin. - Berkeley: University of California Press, 1930. - 14. évf. , 420. szám . - S. 154-188 . - .
  36. ↑ Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD Optikailag látható nyílt klaszterek és jelöltek új katalógusa  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Vol. 389 . - P. 871-873 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020668 . - . — arXiv : astro-ph/0203351 .
  37. ↑ Janes KA, Phelps RL A régi csillaghalmazok galaktikus rendszere: A galaktikus korong fejlődése  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 108 . - P. 1773-1785 . - doi : 10.1086/117192 . - Iránykód .
  38. ↑ Hunter D. Csillagképződés szabálytalan galaxisokban: Számos kulcskérdés áttekintése  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 1997. - 1. évf. 109 . - P. 937-950 . - doi : 10.1086/133965 . - .
  39. ↑ Friel Eileen D. A Tejútrendszer régi nyitott klaszterei // Éves áttekintések a csillagászatról és asztrofizikáról. - 1995. - S. 381-414 . - ISBN 3-540-00179-4 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002121 . - Iránykód .
  40. ↑ van den Bergh S., McClure R.D. A legrégebbi nyitott klaszterek galaktikus eloszlása  ​​// Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 360 , sz. 88 . — Iránykód .
  41. ↑ Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Formation of Blue  Stragglers in Open Clusters  // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 2003. - Vol. 35 . - 1343. o . - Iránykód .
  42. ↑ Fellhauer M. et al. The White Dwarf Deficit in Open Cluster: Dynamical Processes  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 595 , sz. 1 . - P.L53-L56 . - doi : 10.1086/379005 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0308261 .
  43. ↑ Thies I. et al. Árapály által indukált barna törpe és bolygóképződés a körkörös korongokban  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 717 , sz. 1 . - P. 577-585 . - doi : 10.1088/0004-637X/717/1/577 . - Iránykód . - arXiv : 1005.3017 .
  44. ↑ Hills JG A tömegvesztés hatása a csillagrendszer dinamikus evolúciójára – Analitikai közelítések  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 235. sz . 1 . - P. 986-991 . - doi : 10.1086/157703 . - .
  45. ↑ 1 2 de La Fuente, MR Dynamical Evolution of Open Star Clusters  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 1998. - 1. évf. 110 , sz. 751 . - P. 1117-1117 . - doi : 10.1086/316220 . - .
  46. ↑ Soderblom David R., Michel polgármester. Csillagkinematikai csoportok. I - The Ursa Major group  (angol)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Vol. 105 , sz. q . - P. 226-249 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/116422 . - Iránykód .
  47. ↑ Majewski SR, Hawley SL, Munn JA mozgó csoportok, csillagáramok és fázistér alépítménye a galaktikus halóban // ASP konferenciasorozat. - 1996. - T. 92 . - S. 119 . - Iránykód .
  48. ↑ Beteg Jonathan, de Jong RS Új módszer a csillagáramok észlelésére a galaxisok halóiban   // Az Amerikai Csillagászati ​​Társaság közleménye. - American Astronomical Society , 2006. - Vol. 38 . - 1191. o . - Iránykód .
  49. ↑ 1 2 De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare  (olasz) . L'evolution stellar . ORSA – Ricerche e Studi di Astronomia szervezet. Hozzáférés időpontja: 2013. január 8. Az eredetiből archiválva : 2013. január 14.
  50. ↑ 1 2 VandenBerg DA, Stetson PB A régi nyitott M67 és NGC 188 klaszterekről: Konvektív magtúllövés, szín-hőmérséklet viszonyok, távolságok és korok  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 2004. - 20. évf. 116. sz . 825 . - P. 997-1011 . - doi : 10.1086/426340 . - .
  51. ↑ Keel B. Az extragalaktikus távolság skála . Galaxisok és az Univerzum . Fizikai és Csillagászati ​​Tanszék – Alabamai Egyetem. Hozzáférés időpontja: 2013. január 8. Az eredetiből archiválva : 2013. január 14.
  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 – Egy új empirikus megközelítés  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 400 , nem. 2 . - P. 541-552 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030092 . - . - arXiv : astro-ph/0301219 .
  54. ↑ Hanson R.B. Tanulmány a Hyades-halmaz mozgásáról, tagságáról és távolságáról  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Vol. 80 . - P. 379-401 . - doi : 10.1086/111753 . — Iránykód .
  55. ↑ Bragaglia A., Held EV, Tosi M. Csillagok radiális sebessége és tagsága a régi, távoli nyílt halmazban, Berkeley 29  // Csillagászat és asztrofizika  . - EDP Sciences , 2005. - Vol. 429 , sz. 3 . - P. 881-886 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041049 . - . — arXiv : astro-ph/0409046 .
  56. ↑ Rowan-Robinson M. Az extragalaktikus távolság skála // Space Science Reviews . - Springer , 1988. - T. 48 , 1-2 . - S. 1-71 . — ISSN 0038-6308 . - doi : 10.1007/BF00183129 . - .

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban