✖


Jump to content

Открытый кластер

Послушайте эту статью
(Перенаправлено из скопления Галактики )
«Скопление галактик» перенаправляется сюда. Не путать со скоплением галактик .
Открытый кластер
Плеяды — одно из самых известных рассеянных скоплений.
Характеристики
Тип Рыхлое скопление звезд
Диапазон размеров <30 световых лет в диаметре
Плотность ~ 1,5 звезды/куб. лий
Внешние ссылки
в соответствии Категория СМИ
в соответствии Q11387
Дополнительная информация

Рассеянное скопление — это тип звездного скопления, состоящего из десятков или нескольких тысяч звезд , образовавшихся из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. обнаружено более 1100 рассеянных скоплений В галактике Млечный Путь , и считается, что их гораздо больше. [1] Каждое из них слабо связано взаимным гравитационным притяжением и разрушается при близких столкновениях с другими скоплениями и облаками газа на орбите вокруг Галактического центра . Это может привести к потере членов скопления из-за внутренних тесных сближений и рассеянию в основном теле галактики. [2] Рассеянные скопления обычно живут несколько сотен миллионов лет, а самые массивные — несколько миллиардов лет. Напротив, более массивные шаровые скопления звезд оказывают на своих членов более сильное гравитационное притяжение и могут существовать дольше. Рассеянные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках , в которых активное звездообразование . происходит [3]

Молодые рассеянные скопления могут содержаться внутри молекулярного облака, из которого они образовались, освещая его и создавая область H II . [4] Со временем радиационное давление скопления рассеет молекулярное облако. Обычно около 10% массы газового облака объединяется в звезды, прежде чем радиационное давление вытеснит остальную часть газа.

Рассеянные скопления являются ключевыми объектами в изучении звездной эволюции . Поскольку члены скопления имеют одинаковый возраст и химический состав , их свойства (такие как расстояние, возраст, металличность , поглощение и скорость) определить легче, чем для изолированных звезд. [1] Ряд рассеянных скоплений, таких как Плеяды , Гиады и скопление Альфа Персея , видны невооруженным глазом. Некоторые другие, такие как Двойное скопление , едва различимы без инструментов, а многие другие можно увидеть с помощью биноклей или телескопов . M11 . Примером может служить скопление диких уток, [5]

Исторические наблюдения

[ редактировать ]
Мозаика из 30 рассеянных скоплений, обнаруженная по VISTA данным . Рассеянные скопления были скрыты пылью Млечного Пути. [6] Кредит ЭТО .

Выдающееся рассеянное скопление Плеяды в созвездии Тельца считалось группой звезд с древних времен, а Гиады (которые также являются частью Тельца ) — одно из старейших рассеянных скоплений. Другие рассеянные скопления были отмечены ранними астрономами как неразрешенные нечеткие пятна света. В своем «Альмагесте » римский астроном Птолемей упоминает скопление Презепе , Двойное скопление в Персее , Звездное скопление Кома и Скопление Птолемея , а персидский астроном Аль-Суфи писал о скоплении Омикрон Велорум . [7] Однако потребовалось бы изобретение телескопа , чтобы разделить эти «туманности» на составляющие их звезды. [8] Действительно, в 1603 году Иоганн Байер дал трем из этих скоплений обозначения , как если бы они были одиночными звездами. [9]

Резонансное звездное скопление NGC 3590. [10]

Первым человеком, который использовал телескоп для наблюдения за ночным небом и записи своих наблюдений, был итальянский учёный Галилео Галилей в 1609 году. Когда он направил телескоп на некоторые из туманных пятен, записанных Птолемеем, он обнаружил, что это были не отдельные звезды, а группировки многих звезд. Для Презепе он нашел более 40 звезд. Если раньше наблюдатели отмечали в Плеядах лишь 6–7 звезд, то он нашел почти 50. [11] В своем трактате «Sidereus Nuncius » 1610 года Галилео Галилей писал: «Галактика — это не что иное, как масса бесчисленных звезд, собранных вместе в скопления». [12] Под влиянием работ Галилея сицилийский астроном Джованни Ходьерна стал, возможно, первым астрономом, который использовал телескоп для обнаружения ранее не открытых рассеянных скоплений. [13] В 1654 году он идентифицировал объекты, которые теперь обозначены как Мессье 41 , Мессье 47 , NGC 2362 и NGC 2451 . [14]

Еще в 1767 году стало понятно, что звезды в скоплении физически связаны. [15] когда английский натуралист преподобный Джон Мичелл подсчитал, что вероятность того, что хотя бы одна группа звезд, таких как Плеяды, станет результатом случайного расположения, если смотреть с Земли, составляла всего 1 из 496 000. [16] Между 1774 и 1781 годами французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, имевших туманный вид, похожий на кометы . В этот каталог вошли 26 рассеянных скоплений. [9] В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершель начал обширное исследование туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих особенностей можно разделить на группы отдельных звезд. Гершель выдвинул идею о том, что звезды изначально были разбросаны по космосу, но позже из-за гравитационного притяжения сгруппировались в звездные системы. [17] Он разделил туманности на восемь классов, причем классы с VI по VIII использовались для классификации скоплений звезд. [18]

NGC 265 — рассеянное звездное скопление в Малом Магеллановом Облаке.

Число известных скоплений продолжало увеличиваться благодаря усилиям астрономов. Сотни рассеянных скоплений были перечислены в Новом общем каталоге , впервые опубликованном в 1888 году датско-ирландским астрономом Дж. Л. Е. Дрейером , и в двух дополнительных индексных каталогах , опубликованных в 1896 и 1905 годах. [9] Телескопические наблюдения выявили два различных типа скоплений, одно из которых содержало тысячи звезд в правильном сферическом распределении и было обнаружено по всему небу, но преимущественно ближе к центру Млечного Пути . [19] Другой тип состоял, как правило, из более редкой популяции звезд более неправильной формы. Обычно их находили в галактической плоскости Млечного Пути или вблизи нее. [20] [21] Астрономы назвали первые шаровые скопления , а вторые — рассеянными скоплениями. Из-за своего местоположения рассеянные скопления иногда называют галактическими скоплениями — термин, который был введен в 1925 году швейцарско-американским астрономом Робертом Юлиусом Трамплером . [22]

Микрометрические измерения положения звезд в скоплениях были произведены еще в 1877 г. немецким астрономом Э. Шенфельдом и продолжены американским астрономом Э. Э. Барнардом до его смерти в 1923 г. Никаких признаков движения звезд этими усилиями обнаружено не было. [23] Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен смог измерить собственное движение звезд в части скопления Плеяды, сравнив фотопластинки, сделанные в разное время. [24] Когда астрометрия стала более точной, было обнаружено, что звезды скопления имеют общее собственное движение в пространстве. Сравнивая фотографические пластинки скопления Плеяды, сделанные в 1918 году, с изображениями, сделанными в 1943 году, ван Маанен смог идентифицировать те звезды, собственное движение которых было похоже на среднее движение скопления, и поэтому с большей вероятностью были его членами. [25] Спектроскопические измерения выявили общие лучевые скорости , показав тем самым, что скопления состоят из звезд, связанных вместе в группу. [1]

Первые диаграммы цвет-величина рассеянных скоплений были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году и дали график Плеяды и Гиады звездных скоплений . Он продолжал эту работу над открытыми скоплениями в течение следующих двадцати лет. По спектроскопическим данным ему удалось определить верхний предел внутренних движений рассеянных скоплений и оценить, что общая масса этих объектов не превышает в несколько сотен раз массы Солнца. Он продемонстрировал взаимосвязь между цветом звезд и их величиной, а в 1929 году заметил, что в скоплениях Гиады и Презепе звездное население отличается от звездного населения Плеяд. Впоследствии это можно было бы интерпретировать как разницу в возрасте трех скоплений. [26]

Формирование

[ редактировать ]
Инфракрасный свет показывает плотное рассеянное скопление, формирующееся в центре туманности Ориона .

Формирование рассеянного скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака — холодного плотного облака газа и пыли, содержащего массу, во многие тысячи раз превышающую массу Солнца . Эти облака имеют плотность от 10 2 до 10 6 молекул нейтрального водорода на см 3 , при этом звездообразование происходит в областях с плотностью выше 10 4 молекулы на см 3 . Обычно только 1–10% объема облака имеет плотность выше последней. [27] До коллапса эти облака сохраняют механическое равновесие посредством магнитных полей, турбулентности и вращения. [28]

Многие факторы могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, спровоцировав коллапс и вспышку звездообразования, которая может привести к образованию рассеянного скопления. К ним относятся ударные волны от ближайшей сверхновой , столкновения с другими облаками и гравитационные взаимодействия. Даже без внешних триггеров области облака могут достичь состояния, при котором они станут неустойчивыми к коллапсу. [28] Область коллапсирующего облака подвергнется иерархической фрагментации на все более мелкие сгустки, включая особенно плотную форму, известную как инфракрасные темные облака , что в конечном итоге приведет к образованию до нескольких тысяч звезд. Это звездообразование начинается в коллапсирующем облаке, закрывая протозвезды от поля зрения, но позволяя наблюдать в инфракрасном диапазоне. [27] В галактике Млечный Путь скорость образования рассеянных скоплений оценивается в одно раз в несколько тысяч лет. [29]

Так называемые « Столпы Творения », область туманности Орла , где молекулярное облако испаряется молодыми массивными звездами.

Самые горячие и массивные из вновь образовавшихся звезд (известные как OB-звезды ) будут излучать интенсивное ультрафиолетовое излучение , которое постоянно ионизирует окружающий газ гигантского молекулярного облака, образуя область H II . Звездные ветры и радиационное давление массивных звезд начинают уносить горячий ионизированный газ со скоростью, соответствующей скорости звука в газе. Через несколько миллионов лет скопление испытает первые сверхновые с коллапсом ядра , которые также вытеснят газ из окрестностей. В большинстве случаев эти процессы лишат скопление газа в течение десяти миллионов лет, и дальнейшего звездообразования не произойдет. Тем не менее, около половины образовавшихся протозвездных объектов останутся окруженными околозвездными дисками , многие из которых образуют аккреционные диски. [27]

Поскольку только 30–40 процентов газа в ядре облака образуют звезды, процесс выброса остаточного газа очень вреден для процесса звездообразования. Таким образом, все кластеры страдают от значительной потери веса младенцев, в то время как значительная их часть страдает от младенческой смертности. В этот момент образование рассеянного скопления будет зависеть от того, связаны ли новообразованные звезды гравитацией друг с другом; несвязанная звездная ассоциация в противном случае возникнет . Даже когда такое скопление, как Плеяды, действительно формируется, оно может удерживать только треть первоначальных звезд, а остальная часть становится несвязанной после выброса газа. [30] Молодые звезды, освобожденные таким образом из своего натального скопления, становятся частью населения галактического поля.

Поскольку большинство, если не все, звезд формируются в скоплениях, звездные скопления следует рассматривать как фундаментальные строительные блоки галактик. Яростные выбросы газа, которые формируют и разрушают многие звездные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток в морфологических и кинематических структурах галактик. [31] Большинство рассеянных скоплений состоят как минимум из 100 звезд и массой 50 и более солнечных масс. Самые большие кластеры могут иметь более 10 4 массы Солнца, а массивное скопление Вестерлунд 1 оценивается в 5 × 10 4 массы Солнца и R136 почти 5 x 10 5 , типичное для шаровых скоплений. [27] может быть не так уж много различий Хотя рассеянные скопления и шаровые скопления образуют две довольно разные группы, между очень редким шаровым скоплением, таким как Паломар 12 , и очень богатым рассеянным скоплением . Некоторые астрономы полагают, что два типа звездных скоплений формируются по одному и тому же основному механизму, с той разницей, что условия, которые позволили сформировать очень богатые шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд, больше не преобладают в Млечном Пути. [32]

Обычно из одного и того же молекулярного облака образуются два или более отдельных рассеянных скоплений. В Большом Магеллановом Облаке и Ходж 301, и R136 образовались из газов туманности Тарантул , в то время как в нашей собственной галактике, прослеживая движение в пространстве Гиад и Презепе , двух заметных близлежащих рассеянных скоплений, можно предположить, что они образовались в Большом Магеллановом Облаке. то же облако около 600 миллионов лет назад. [33] Иногда два кластера, рожденные одновременно, образуют бинарный кластер. Самый известный пример в Млечном Пути — двойное скопление NGC 869 и NGC 884 (также известное как h и χ Персея), но известно, что существуют еще как минимум 10 двойных скоплений. [34] Гораздо больше известно о Малых и Больших Магеллановых Облаках — их легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей собственной галактике, поскольку эффекты проекции могут привести к тому, что несвязанные скопления внутри Млечного Пути появятся близко друг к другу.

Морфология и классификация

[ редактировать ]
NGC 2367 — молодая звездная группа, расположенная в центре огромной древней структуры на окраине Млечного Пути . [35]

Рассеянные скопления варьируются от очень редких скоплений, состоящих всего из нескольких членов, до крупных скоплений, содержащих тысячи звезд. Обычно они состоят из довольно отчетливого плотного ядра, окруженного более разбросанной «короной» членов скопления. Ядро обычно имеет диаметр около 3–4 световых лет , а корона простирается примерно на 20 световых лет от центра скопления. Типичная плотность звезд в центре скопления составляет около 1,5 звезд на кубический световой год ; звездная плотность вблизи Солнца составляет около 0,003 звезды на кубический световой год. [36]

Открытые скопления часто классифицируются в соответствии со схемой, разработанной Робертом Трамплером в 1930 году. Схема Трамплера дает кластеру обозначение, состоящее из трех частей: римская цифра от I-IV для обозначения небольших и очень несопоставимых, арабская цифра от 1 до 3 для обозначения диапазон яркости членов (от малого до большого диапазона), а также p , m или r, чтобы указать, является ли скопление бедным, средним или богатым звездами. Буква «n» добавляется, если скопление находится в пределах туманности . [37]

По схеме Трамплера Плеяды классифицируются как I3rn, а близлежащие Гиады — как II3m.

Численность и распространение

[ редактировать ]
NGC 346 — рассеянное скопление в Малом Магеллановом Облаке.

В нашей галактике известно более 1100 рассеянных скоплений, но истинное их количество может быть в десять раз больше. [38] В спиральных галактиках рассеянные скопления в основном встречаются в спиральных рукавах, где плотность газа самая высокая, и поэтому происходит большая часть звездообразования, а скопления обычно рассеиваются до того, как успевают выйти за пределы своего спирального рукава. Рассеянные скопления сильно сконцентрированы вблизи галактической плоскости, их масштабная высота в нашей галактике составляет около 180 световых лет по сравнению с галактическим радиусом примерно 50 000 световых лет. [39]

В неправильных галактиках рассеянные скопления можно обнаружить по всей галактике, хотя их концентрация наибольшая там, где плотность газа наибольшая. [40] Рассеянные скопления не наблюдаются в эллиптических галактиках : звездообразование в эллиптических галактиках прекратилось много миллионов лет назад, поэтому первоначально существовавшие рассеянные скопления уже давно рассеялись. [41]

В Галактике Млечный Путь распределение скоплений зависит от возраста, причем более старые скопления преимущественно находятся на больших расстояниях от Галактического центра , обычно на значительных расстояниях выше или ниже галактической плоскости . [42] Приливные силы сильнее ближе к центру галактики, что увеличивает скорость разрушения скоплений, а также гигантские молекулярные облака, вызывающие разрушение скоплений, концентрируются по направлению к внутренним областям галактики, поэтому скопления во внутренних областях галактики имеют тенденцию рассеиваться в более молодом возрасте, чем их коллеги из отдаленных регионов. [43]

Звездный состав

[ редактировать ]
Скопление звезд возрастом в несколько миллионов лет в правом нижнем углу освещает туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке .

Поскольку рассеянные скопления имеют тенденцию рассеиваться до того, как большинство их звезд достигнет конца своей жизни, в их свете, как правило, преобладают молодые горячие голубые звезды. Эти звезды самые массивные и имеют самый короткий срок жизни — несколько десятков миллионов лет. Более старые рассеянные скопления, как правило, содержат больше желтых звезд. [44]

частота двойных звездных Было замечено, что систем внутри рассеянных скоплений выше, чем за их пределами. Это рассматривается как свидетельство того, что одиночные звезды выбрасываются из рассеянных скоплений из-за динамических взаимодействий. [45]

Некоторые рассеянные скопления содержат горячие голубые звезды, которые кажутся намного моложе остальной части скопления. Эти голубые отставшие звезды также наблюдаются в шаровых скоплениях, а в очень плотных ядрах шаровых скоплений они, как полагают, возникают при столкновении звезд, образуя гораздо более горячую и массивную звезду. Однако звездная плотность в рассеянных скоплениях намного ниже, чем в шаровых скоплениях, и звездные столкновения не могут объяснить количество наблюдаемых голубых отставших. Вместо этого считается, что большинство из них, вероятно, возникают, когда динамические взаимодействия с другими звездами приводят к слиянию двойной системы в одну звезду. [46]

исчерпаются Как только запасы водорода в результате ядерного синтеза , звезды средней и малой массы сбрасывают свои внешние слои, образуя планетарную туманность и превращаясь в белых карликов . Хотя большинство скоплений рассеиваются до того, как большая часть их членов достигает стадии белых карликов, число белых карликов в рассеянных скоплениях все еще в целом намного ниже, чем можно было бы ожидать, учитывая возраст скопления и ожидаемое начальное распределение масс по массе. звезды. Одно из возможных объяснений отсутствия белых карликов состоит в том, что, когда красный гигант выбрасывает свои внешние слои и становится планетарной туманностью, небольшая асимметрия в потере материала может дать звезде «толчок» на несколько километров в секунду , чего будет достаточно, чтобы извлеките его из кластера. [47]

Из-за их высокой плотности близкие сближения звезд в рассеянном скоплении являются обычным явлением. [ нужна ссылка ] Для типичного скопления из 1000 звезд с радиусом полумассы 0,5 парсека в среднем звезда будет сталкиваться с другим членом каждые 10 миллионов лет. В более плотных кластерах этот показатель еще выше. Эти встречи могут оказать существенное влияние на протяженные околозвездные диски материала, окружающие многие молодые звезды. Приливные возмущения больших дисков могут привести к образованию массивных планет и коричневых карликов , образующих спутников на расстояниях 100 а.е. и более от родительской звезды. [48]

Возможная судьба

[ редактировать ]
NGC 604 в Галактике Треугольника — очень массивное рассеянное скопление, окруженное областью H II .

Многие рассеянные скопления по своей природе нестабильны и имеют достаточно небольшую массу, поэтому скорость убегания системы ниже средней скорости составляющих звезд. Эти скопления быстро рассеются в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого образовалось скопление, под действием радиационного давления горячих молодых звезд уменьшает массу скопления настолько, что его можно быстро рассеять. [49]

Скопления, которые имеют достаточную массу, чтобы быть гравитационно связанными после испарения окружающей туманности, могут оставаться отдельными в течение многих десятков миллионов лет, но со временем внутренние и внешние процессы также имеют тенденцию рассеивать их. Внутри скопления близкие сближения звезд могут увеличить скорость члена, превышающую скорость убегания скопления. Это приводит к постепенному «испарению» членов кластера. [50]

Внешне примерно каждые полмиллиарда лет рассеянное скопление имеет тенденцию подвергаться воздействию внешних факторов, таких как прохождение вблизи молекулярного облака или сквозь него. Гравитационные приливные силы, возникающие в результате такого столкновения, имеют тенденцию разрушать скопление. В конце концов скопление превращается в поток звезд, не достаточно близких, чтобы быть скоплением, но все они связаны между собой и движутся в одинаковых направлениях с одинаковой скоростью. Время, в течение которого скопление разрушается, зависит от его начальной звездной плотности, при этом более плотно упакованные скопления сохраняются дольше. Предполагаемый период полураспада скопления , после которого половина первоначальных членов скопления будет потеряна, колеблется в пределах 150–800 миллионов лет, в зависимости от исходной плотности. [50]

После того, как скопление потеряет гравитационную связь, многие из входящих в него звезд все еще будут двигаться в космосе по схожим траекториям, образуя так называемую звездную ассоциацию , движущееся скопление или движущуюся группу . Некоторые из самых ярких звезд « Плуга » Большой Медведицы являются бывшими членами рассеянного скопления, которое сейчас образует такую ​​ассоциацию, в данном случае Движущуюся группу Большой Медведицы . [51] В конце концов, их немного отличающиеся относительные скорости приведут к тому, что они разбросаны по всей галактике. Тогда более крупное скопление будет называться потоком, если мы обнаружим схожие скорости и возраст звезд, в остальном хорошо разделенных. [52] [53]

Изучаем звездную эволюцию

[ редактировать ]
Диаграммы Герцшпрунга–Рассела для двух рассеянных скоплений. NGC 188 старше и имеет меньшее отклонение от главной последовательности , чем наблюдаемое в M67 .

Когда диаграмма Герцшпрунга-Рассела для рассеянного скопления строится , большинство звезд лежит на главной последовательности . [54] Самые массивные звезды начали отделяться от главной последовательности и становятся красными гигантами ; положение отклонения от главной последовательности можно использовать для оценки возраста скопления. [55]

Поскольку все звезды в рассеянном скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли и родились примерно в одно и то же время из одного и того же материала, различия в видимой яркости между членами скопления обусловлены только их массой. [54] Это делает рассеянные скопления очень полезными при изучении звездной эволюции, поскольку при сравнении одной звезды с другой многие переменные параметры фиксируются. [55]

Изучение содержания лития и бериллия в звездах рассеянного скопления может дать важные сведения об эволюции звезд и их внутренней структуре. В то время как ядра водорода не могут сливаться с образованием гелия , пока температура не достигнет примерно 10 миллионов К , литий и бериллий разрушаются при температурах 2,5 миллиона К и 3,5 миллиона К соответственно. Это означает, что их численность сильно зависит от того, насколько сильно происходит перемешивание в недрах звезд. Изучая их содержание в звездах рассеянного скопления, можно определить такие переменные, как возраст и химический состав. [56]

Исследования показали, что содержание этих легких элементов намного ниже, чем предсказывают модели звездной эволюции. Хотя причина этого дефицита еще не до конца понятна, одна из возможностей заключается в том, что конвекция в недрах звезд может «перелетать» в регионы, где излучение обычно является доминирующим способом переноса энергии. [56]

Астрономическая шкала расстояний

[ редактировать ]
M11 , также известное как «Скопление дикой утки», представляет собой очень богатое скопление, расположенное ближе к центру Млечного Пути .

Определение расстояний до астрономических объектов имеет решающее значение для их понимания, но подавляющее большинство объектов находятся слишком далеко, чтобы их расстояния можно было определить напрямую. Калибровка астрономической шкалы расстояний основана на последовательности косвенных и иногда неопределенных измерений, связывающих ближайшие объекты, для которых расстояния могут быть измерены напрямую, со все более удаленными объектами. [57] Открытые кластеры являются решающим шагом в этой последовательности.

Расстояние до ближайших рассеянных скоплений можно измерить напрямую одним из двух методов. Во-первых, можно измерить параллакс (небольшое изменение видимого положения в течение года, вызванное перемещением Земли с одной стороны своей орбиты вокруг Солнца на другую) звезд в тесных рассеянных скоплениях, как и у других отдельных звезд. Такие скопления, как Плеяды, Гиады и некоторые другие в радиусе примерно 500 световых лет, находятся достаточно близко, чтобы этот метод был жизнеспособным, а результаты спутника измерения положения Hipparcos дали точные расстояния для нескольких скоплений. [58] [59]

Другой прямой метод — это так называемый метод движущегося кластера . Это основано на том факте, что звезды скопления имеют общее движение в пространстве. Измерение собственных движений членов скопления и построение графика их видимого движения по небу покажет, что они сходятся в точке схода . Лучевую скорость членов скопления можно определить на основе измерений доплеровского сдвига их спектров , и как только будут известны лучевая скорость, собственное движение и угловое расстояние от скопления до его точки схода, простая тригонометрия покажет расстояние до скопления. Гиады — самое известное применение этого метода: расстояние до них составляет 46,3 парсека . [60]

Как только расстояния до близлежащих кластеров будут установлены, дальнейшие методы могут расширить шкалу расстояний до более удаленных кластеров. Сопоставляя главную последовательность на диаграмме Герцшпрунга – Рассела для скопления, находящегося на известном расстоянии, с последовательностью более удаленного скопления, можно оценить расстояние до более удаленного скопления. Ближайшее рассеянное скопление - Гиады: звездная ассоциация, состоящая из большинства звезд Плауга, находится примерно на половине расстояния от Гиад, но представляет собой звездную ассоциацию, а не рассеянное скопление, поскольку звезды не связаны гравитацией друг с другом. Самое отдаленное известное рассеянное скопление в нашей галактике — Беркли 29 , находящееся на расстоянии около 15 000 парсеков. [61] Рассеянные скопления, особенно суперзвездные скопления , также легко обнаруживаются во многих галактиках Местной группы и близлежащих: например, NGC 346 и SSC R136 и NGC 1569 A и B.

Точное знание расстояний рассеянных скоплений жизненно важно для калибровки зависимости периода от светимости, показываемой переменными звездами, такими как звезды цефеиды , что позволяет использовать их в качестве стандартных свечей . Эти светящиеся звезды можно обнаружить на больших расстояниях, а затем использовать их для расширения шкалы расстояний до ближайших галактик Местной группы. [62] Действительно, в рассеянном скоплении, обозначенном NGC 7790, находятся три классические цефеиды . [63] [64] Переменные RR Лиры слишком стары, чтобы их можно было ассоциировать с рассеянными скоплениями, и вместо этого они встречаются в шаровых скоплениях .

Планеты

[ редактировать ]

Звезды в рассеянных скоплениях могут содержать экзопланеты, как и звезды вне рассеянных скоплений. Например, рассеянное скопление NGC 6811 содержит две известные планетные системы: Кеплер-66 и Кеплер-67 . существует несколько горячих Юпитеров Кроме того, известно, что в скоплении Улей . [65]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (27 августа 2007 г.). «Открытые звездные скопления» . СЭДС . Университет Аризоны, Лунная и планетарная лаборатория. Архивировано из оригинала 22 декабря 2008 года . Проверено 2 января 2009 г.
  2. ^ Карттунен, Ханну; и др. (2003). Фундаментальная астрономия . Интернет-библиотека физики и астрономии (4-е изд.). Спрингер. п. 321. ИСБН  3-540-00179-4 .
  3. ^ Пейн-Гапошкин, К. (1979). Звезды и скопления . Кембридж, Массачусетс: Издательство Гарвардского университета. Бибкод : 1979stcl.book.....P . ISBN  0-674-83440-2 .
  4. ^ Хорошим примером этого является NGC 2244 в туманности Розетка . См. также Джонсон, Гарольд Л. (ноябрь 1962 г.). «Скопление Галактики, NGC 2244». Астрофизический журнал . 136 : 1135. Бибкод : 1962ApJ...136.1135J . дои : 10.1086/147466 .
  5. ^ Нита, Эмиль. «Открытые звездные скопления: информация и наблюдения» . Информация о ночном небе . Проверено 2 января 2009 г.
  6. ^ «VISTA обнаружила 96 звездных скоплений, скрытых за пылью» . Научный выпуск ESO . Проверено 3 августа 2011 г.
  7. ^ Мур, Патрик; Рис, Робин (2011), Книга астрономических данных Патрика Мура (2-е изд.), Cambridge University Press, стр. 339, ISBN  978-0-521-89935-2
  8. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления . Практический справочник по астрономии (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. стр. 6–7. ISBN  0-521-37079-5 .
  9. ^ Перейти обратно: а б с Калер, Джеймс Б. (2006). Кембриджская энциклопедия звезд . Издательство Кембриджского университета. п. 167. ИСБН  0-521-81803-6 .
  10. ^ «Звездное скопление после Карины» . Пресс-релиз ESO . Проверено 27 мая 2014 г.
  11. ^ Маран, Стивен П.; Маршалл, Лоуренс А. (2009), Новая вселенная Галилея: революция в нашем понимании космоса , BenBella Books, стр. 128, ISBN  978-1-933771-59-5
  12. ^ Д'Онофрио, Мауро; Буригана, Карло (17 июля 2009 г.). "Введение". В Мауро Д'Онофрио; Карло Буригана (ред.). Вопросы современной космологии: наследие Галилея . Спрингер, 2009. с. 1. ISBN  978-3-642-00791-0 .
  13. ^ Фодера-Серио, Г.; Индорато, Л.; Настаси, П. (февраль 1985 г.), «Наблюдения Ходьерны за туманностями и его космология», Журнал истории астрономии , 16 (1): 1, Бибкод : 1985JHA....16....1F , doi : 10.1177 /002182868501600101 , S2CID   118328541
  14. ^ Джонс, КГ (август 1986 г.). «Некоторые заметки о туманностях Ходьерны». Журнал истории астрономии . 17 (50): 187–188. Бибкод : 1986JHA....17..187J . дои : 10.1177/002182868601700303 . S2CID   117590918 .
  15. ^ Чепмен, А. (декабрь 1989 г.), «Уильям Гершель и измерение пространства», Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества , 30 (4): 399–418, Бибкод : 1989QJRAS..30..399C
  16. ^ Мичелл, Дж. (1767). «Исследование вероятного параллакса и величины неподвижных звезд на основе количества света, который они дают нам, и конкретных обстоятельств их положения» . Философские труды . 57 : 234–264. Бибкод : 1767RSPT...57..234M . дои : 10.1098/rstl.1767.0028 .
  17. ^ Хоскин, М. (1979). «Гершель, Ранние исследования туманностей Уильямом - переоценка». Журнал истории астрономии . 10 : 165–176. Бибкод : 1979JHA....10..165H . дои : 10.1177/002182867901000302 . S2CID   125219390 .
  18. ^ Хоскин, М. (февраль 1987 г.). «Космология Гершеля». Журнал истории астрономии . 18 (1): 1–34, 20. Бибкод : 1987JHA....18....1H . дои : 10.1177/002182868701800101 . S2CID   125888787 .
  19. ^ Бок, Барт Дж.; Бок, Присцилла Ф. (1981). Млечный Путь . Гарвардские книги по астрономии (5-е изд.). Издательство Гарвардского университета. п. 136 . ISBN  0-674-57503-2 .
  20. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998), Галактическая астрономия , Принстонская серия по астрофизике, Princeton University Press, стр. 377, ISBN  0-691-02565-7
  21. ^ Басу, Байдьянатх (2003). Введение в астрофизику . PHI Learning Pvt. ООО с. 218. ИСБН  81-203-1121-3 .
  22. ^ Трамплер, Р.Дж. (декабрь 1925 г.). «Спектральные типы в открытых кластерах». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 37 (220): 307. Бибкод : 1925ПАСП...37..307Т . дои : 10.1086/123509 . S2CID   122892308 .
  23. ^ Барнард, Э.Э. (1931), «Микрометрические измерения звездных скоплений», Публикации Йерксской обсерватории , 6 : 1–106, Бибкод : 1931PYerO...6....1B
  24. ^ ван Маанен, Адриан (1919), «№ 167. Исследования собственного движения. Первая статья: Движения 85 звезд в окрестностях Атласа и Плейоны», Материалы обсерватории Маунт-Вилсон , 167 , Вашингтонский институт Карнеги: 1 –15, Бибкод : 1919CMWCI.167....1В
  25. ^ ван Маанен, Адриан (июль 1945 г.), «Исследования собственного движения. XXIV. Дальнейшие измерения в скоплении Плеяд», Astrophysical Journal , 102 : 26–31, Бибкод : 1945ApJ...102...26V , doi : 10.1086/ 144736
  26. ^ Стрэнд, К. Аа. (декабрь 1977 г.), «Вклад Герцшпрунга в диаграмму HR», у Филипа, А. Г. Дэвиса; ДеВоркин, Дэвид Х. (ред.), Диаграмма HR, Памяти Генри Норриса Рассела, Симпозиум № 80 IAU, состоявшийся 2 ноября 1977 г. , том. 80, Национальная академия наук, Вашингтон, округ Колумбия, стр. 55–59, Бибкод : 1977IAUS...80S..55S. {{citation}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  27. ^ Перейти обратно: а б с д Лада, CJ (январь 2010 г.), «Физика и способы образования звездных скоплений: наблюдения», Philosophical Transactions of the Royal Society A , 368 (1913): 713–731, arXiv : 0911.0779 , Bibcode : 2010RSPTA.368..713L , doi : 10.1098/rsta.2009.0264 , PMID   20083503 , S2CID   20180097
  28. ^ Перейти обратно: а б Шу, Фрэнк Х.; Адамс, Фред К.; Лизано, Сусана (1987), «Звездообразование в молекулярных облаках – наблюдения и теория», Ежегодный обзор астрономии и астрофизики , 25 : 23–81, Бибкод : 1987ARA&A..25...23S , doi : 10.1146/annurev.aa .25.090187.000323
  29. ^ Баттинелли, П.; Капуццо-Дольчетта, Р. (1991). «Формирование и эволюционные свойства системы рассеянных скоплений Галактики» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 249 : 76–83. Бибкод : 1991МНРАС.249...76Б . дои : 10.1093/mnras/249.1.76 .
  30. ^ Крупа, Павел; Ошет, Сверре; Херли, Джаррод (март 2001 г.), «Формирование связанного звездного скопления: от скопления туманности Ориона до Плеяд», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 321 (4): 699–712, arXiv : astro-ph/ 0009470 , Bibcode : 2001MNRAS.321..699K , doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x , S2CID   11660522
  31. ^ Крупа, П. (4–7 октября 2004 г.). «Основные строительные блоки галактик». В К. Туроне; К.С. О'Флаэрти; МАК Перриман (ред.). Труды симпозиума Gaia «Трёхмерная Вселенная с Gaia (ESA SP-576) . Observatoire de Paris-Meudon (опубликовано в 2005 г.). стр. 629. arXiv : astro-ph/0412069 . Bibcode : 2005ESASP.576..629K .
  32. ^ Элмегрин, Брюс Г.; Ефремов, Юрий Н. (1997). «Универсальный механизм образования открытых и шаровидных скоплений в турбулентном газе» . Астрофизический журнал . 480 (1): 235–245. Бибкод : 1997ApJ...480..235E . дои : 10.1086/303966 .
  33. ^ Эгген, О.Дж. (1960). «Звездные группы, VII. Строение группы Гиад» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 120 (6): 540–562. Бибкод : 1960MNRAS.120..540E . дои : 10.1093/mnras/120.6.540 .
  34. ^ Субраманиам, А.; Горти, У.; Сагар, Р.; Бхатт, ХК (1995). «Вероятные двойные рассеянные звездные скопления в Галактике» . Астрономия и астрофизика . 302 : 86–89. Бибкод : 1995A&A...302...86S .
  35. ^ «Похоронен в сердце гиганта» . Проверено 1 июля 2015 г.
  36. ^ Нилакши, СР; Панди, АК; Мохан, В. (2002). «Исследование пространственной структуры галактических рассеянных звездных скоплений» . Астрономия и астрофизика . 383 (1): 153–162. Бибкод : 2002A&A...383..153N . дои : 10.1051/0004-6361:20011719 .
  37. ^ Трамплер, Р.Дж. (1930). «Предварительные результаты о расстояниях, размерах и пространственном распределении рассеянных звездных скоплений» . Бюллетень Ликской обсерватории . 14 (420). Беркли: Издательство Калифорнийского университета: 154–188. Бибкод : 1930LicOB..14..154T . doi : 10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T .
  38. ^ Диас, WS; Алесси, бакалавр наук; Мойтиньо, А.; Лепин, JRD (2002). «Новый каталог оптически видимых рассеянных скоплений и кандидатов». Астрономия и астрофизика . 389 (3): 871–873. arXiv : astro-ph/0203351 . Бибкод : 2002A&A...389..871D . дои : 10.1051/0004-6361:20020668 . S2CID   18502004 .
  39. ^ Джейнс, Калифорния; Фелпс, Р.Л. (1980). «Галактическая система старых звездных скоплений: Развитие галактического диска» . Астрономический журнал . 108 : 1773–1785. Бибкод : 1994AJ....108.1773J . дои : 10.1086/117192 .
  40. ^ Хантер, Д. (1997). «Звездообразование в неправильных галактиках: обзор нескольких ключевых вопросов» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 109 : 937–950. Бибкод : 1997PASP..109..937H . дои : 10.1086/133965 .
  41. ^ Бинни, Дж.; Меррифилд, М. (1998). Галактическая астрономия . Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-02565-0 . ОСЛК   39108765 .
  42. ^ Фрил, Эйлин Д. (1995). «Старые открытые скопления Млечного Пути». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 : 381–414. Бибкод : 1995ARA&A..33..381F . дои : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002121 .
  43. ^ ван ден Берг, С.; МакКлюр, Р.Д. (1980). «Галактическое распределение старейших рассеянных скоплений». Астрономия и астрофизика . 88 : 360. Бибкод : 1980A&A....88..360В .
  44. ^ Стефани Вальдек (06 октября 2021 г.). «Что такое звездные скопления?» . Space.com . Проверено 19 июля 2024 г.
  45. ^ Торрес, Гильермо; Лэтэм, Дэвид В.; Куинн, Сэмюэл Н. (2021). «Долгосрочное спектроскопическое исследование скопления Плеяд: двойная популяция» . Астрофизический журнал . 921 (2): 117. arXiv : 2107.10259 . Бибкод : 2021ApJ...921..117T . дои : 10.3847/1538-4357/ac1585 . S2CID   236171384 .
  46. ^ Андронов Н.; Пинсонно, М.; Терндруп, Д. (2003). «Формирование синих отставших в открытых кластерах». Бюллетень Американского астрономического общества . 35 : 1343. Бибкод : 2003AAS...203.8504A .
  47. ^ Феллхауэр, М.; Лин, Национальный комитет Демократической партии; Болте, М.; Ошет, С.Дж.; Уильямс К.А. (2003). «Дефицит белого карлика в открытых скоплениях: динамические процессы». Астрофизический журнал . 595 (1): L53–L56. arXiv : astro-ph/0308261 . Бибкод : 2003ApJ...595L..53F . дои : 10.1086/379005 . S2CID   15439614 .
  48. ^ Тиес, Инго; Крупа, Павел; Гудвин, Саймон П.; Стамателлос, Димитриос; Уитворт, Энтони П. (июль 2010 г.), «Вызванное приливом образование коричневых карликов и планет в околозвездных дисках», The Astrophysical Journal , 717 (1): 577–585, arXiv : 1005.3017 , Bibcode : 2010ApJ...717..577T , doi : 10.1088/0004-637X/717/1/577 , S2CID   3438729
  49. ^ Хиллз, Дж. Г. (1 февраля 1980 г.). «Влияние потери массы на динамическую эволюцию звездной системы – Аналитические приближения». Астрофизический журнал . 235 (1): 986–991. Бибкод : 1980ApJ...235..986H . дои : 10.1086/157703 .
  50. ^ Перейти обратно: а б де Ла Фуэнте, MR (1998). «Динамическая эволюция рассеянных звездных скоплений» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 110 (751): 1117. Бибкод : 1998PASP..110.1117D . дои : 10.1086/316220 .
  51. ^ Содерблом, Дэвид Р.; Мэр Мишель (1993 г.). «Звёздные кинематические группы. I – Группа Большой Медведицы» . Астрономический журнал . 105 (1): 226–249. Бибкод : 1993AJ....105..226S . дои : 10.1086/116422 . ISSN   0004-6256 .
  52. ^ Маевский, СР; Хоули, СЛ; Манн, Дж. А. (1996). «Движущиеся группы, звездные потоки и субструктура фазового пространства в гало Галактики». Серия конференций ASP . 92 : 119. Бибкод : 1996ASPC...92..119M .
  53. ^ Больной, Джонатан; де Йонг, RS (2006). «Новый метод обнаружения звездных потоков в гало галактик». Бюллетень Американского астрономического общества . 38 : 1191. Бибкод : 2006AAS...20921105S .
  54. ^ Перейти обратно: а б «Диаграммы скоплений и звездная эволюция» (на итальянском языке). ORSA – Организация астрономических исследований и исследований . Проверено 6 января 2009 г.
  55. ^ Перейти обратно: а б Кэрролл, BW; Остли, Д.А. (2017). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета . стр. 476–477. ISBN  978-1-108-42216-1 .
  56. ^ Перейти обратно: а б Ванденберг, Д.А.; Стетсон, П.Б. (2004). «О старых открытых скоплениях M67 и NGC 188: выход конвективного ядра, отношения цвета и температуры, расстояния и возраст» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 116 (825): 997–1011. Бибкод : 2004PASP..116..997В . дои : 10.1086/426340 .
  57. ^ Кил, Билл. «Шкала внегалактических расстояний» . Кафедра физики и астрономии – Университет Алабамы . Проверено 9 января 2009 г.
  58. ^ Браун, AGA (2001). «Открытые кластеры и ассоциации OB: обзор». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики . 11 :89–96. Бибкод : 2001RMxAC..11...89B .
  59. ^ Персиваль, С.М.; Саларис, М.; Килкенни, Д. (2003). «Шкала расстояний открытого кластера - новый эмпирический подход». Астрономия и астрофизика . 400 (2): 541–552. arXiv : astro-ph/0301219 . Бибкод : 2003A&A...400..541P . дои : 10.1051/0004-6361:20030092 . S2CID   10544370 .
  60. ^ Хэнсон, РБ (1975). «Исследование движения, членства и расстояния скопления Гиад». Астрономический журнал . 80 : 379–401. Бибкод : 1975AJ.....80..379H . дои : 10.1086/111753 .
  61. ^ Брагалья, А.; Проведено, EV; Тоси М. (2005). «Лучевые скорости и принадлежность звезд к старому, далекому рассеянному скоплению Беркли 29». Астрономия и астрофизика . 429 (3): 881–886. arXiv : astro-ph/0409046 . Бибкод : 2005A&A...429..881B . дои : 10.1051/0004-6361:20041049 . S2CID   16669438 .
  62. ^ Роуэн-Робинсон, Майкл (март 1988 г.). «Шкала внегалактических расстояний». Обзоры космической науки . 48 (1–2): 1–71. Бибкод : 1988ССРв...48....1Р . дои : 10.1007/BF00183129 . ISSN   0038-6308 . S2CID   121736592 .
  63. ^ Сэндидж, Аллан (1958). Цефеиды в скоплениях галактик. I. CF Cass в NGC 7790. , AJ, 128.
  64. ^ Маджесс, Д.; Карраро, Дж.; Мони Бидин, Ж.; Бонатто, К.; Бердников Л.; Балам, Д.; Мояно, М.; Галло, Л.; Тернер, Д.; Лейн, Д.; Гирен, В.; Борисова Ю.; Ковтюх В.; Белецкий, Ю. (2013). Якоря для шкалы космических расстояний: цефеиды U Стрельца, CF Cassiopeiae и CEab Cassiopeiae , A&A, 260.
  65. ^ Куинн, Сэмюэл Н.; Уайт, Рассел Дж.; Лэтэм, Дэвид В.; Бучхаве, Ларс А.; Кантрелл, Джастин Р.; Дам, Скотт Э.; Фурес, Габор; Сентдьёрдьи, Эндрю Х.; Гири, Джон К.; Торрес, Гильермо; Биэрила, Эллисон; Берлинд, Перри; Калкинс, Майкл С.; Эскердо, Гилберт А.; Стефаник, Роберт П. (22 августа 2012 г.). «Два 'b в улье: открытие первых горячих юпитеров в открытом скоплении». Астрофизический журнал . 756 (2). Американское астрономическое общество : L33. arXiv : 1207.0818 . Бибкод : 2012ApJ...756L..33Q . дои : 10.1088/2041-8205/756/2/L33 . S2CID   118825401 .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы, связанные с открытыми кластерами .
Послушайте эту статью ( 27 минут )
Продолжительность: 26 минут 36 секунд.
Разговорная иконка Википедии
Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 16 июля 2006 г. ( 16 июля 2006 г. ) и не отражает последующие изменения.
( Аудио помощь · Больше устных статей )
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Open_cluster&oldid=1237263505"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 081dbf3677c2c79fa3c5c33edc627c24__1722197220
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/08/24/081dbf3677c2c79fa3c5c33edc627c24.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Open cluster - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)