Звездное скопление
Звездные скопления — это большие группы звезд, удерживаемые вместе за счет самогравитации . Можно выделить два основных типа звездных скоплений. Шаровые скопления представляют собой плотные группы от десяти тысяч до миллионов старых звезд, связанных гравитацией . Рассеянные скопления представляют собой более рыхлые группы звезд, обычно содержащие менее нескольких сотен членов, которые часто очень молоды. По мере продвижения по галактике рассеянные скопления со временем разрушаются под действием гравитационного воздействия гигантских молекулярных облаков . Несмотря на то, что они больше не связаны гравитацией, они будут продолжать двигаться в пространстве в целом в одном и том же направлении и тогда известны как звездные ассоциации , иногда называемые движущимися группами .
Звездные скопления, видимые невооруженным глазом, включают Плеяды , Гиады и 47 Тукан .
Открытый кластер
[ редактировать ]
Рассеянные скопления сильно отличаются от шаровых скоплений. В отличие от сферически распределенных шаровиков, они ограничены галактической плоскостью и почти всегда находятся внутри спиральных рукавов . Как правило, это молодые объекты, возрастом до нескольких десятков миллионов лет, за редкими исключениями, возраст которых достигает нескольких миллиардов лет, например, Мессье 67 (самое близкое и наиболее наблюдаемое старое рассеянное скопление). [1] Они образуют области H II, такие как туманность Ориона .
Рассеянные скопления обычно насчитывают несколько сотен членов и расположены на площади до 30 световых лет в поперечнике. Будучи гораздо менее густонаселенными, чем шаровые скопления, они гораздо менее тесно связаны гравитацией и со временем разрушаются под действием гравитации гигантских молекулярных облаков и других скоплений. Близкие встречи между членами скопления также могут привести к выбросу звезд - процессу, известному как «испарение».
Наиболее заметными рассеянными скоплениями являются Плеяды и Гиады в Тельце . Двойное скопление также h + Хи Персея может быть заметно под темным небом. В рассеянных скоплениях часто преобладают горячие молодые голубые звезды, потому что, хотя такие звезды недолговечны по звездным меркам, всего несколько десятков миллионов лет, рассеянные скопления имеют тенденцию рассеиваться до того, как эти звезды умрут.
Установление точных расстояний до рассеянных скоплений позволяет калибровать соотношение период-светимость, показываемое цефеид переменными звездами , которые затем используются в качестве стандартных свечей . Цефеиды светятся и могут использоваться для определения как расстояний до удаленных галактик, так и скорости расширения Вселенной ( постоянная Хаббла ). Действительно, в рассеянном скоплении NGC 7790 находятся три классические цефеиды , которые имеют решающее значение для таких усилий. [2] [3]
Встроенный кластер
[ редактировать ]
Встроенные скопления — это группы очень молодых звезд, частично или полностью окруженные межзвездной пылью или газом , которые часто непроницаемы для оптических наблюдений. Встроенные скопления образуются в молекулярных облаках , когда облака начинают разрушаться и образовывать звезды . В этих скоплениях часто происходит звездообразование, поэтому встроенные скопления могут быть домом для различных типов молодых звездных объектов, включая протозвезды и звезды до главной последовательности . Примером встроенного скопления является скопление Трапеция в туманности Ориона . В области ядра облака ρ Змееносца (L1688) находится встроенный кластер. [4]
Фаза встроенного скопления может длиться несколько миллионов лет, после чего газ в облаке истощается в результате звездообразования или рассеивается за счет радиационного давления , звездных ветров и оттоков или взрывов сверхновых . Обычно менее 30% массы облака превращается в звезды до того, как облако рассеется, но эта доля может быть выше в особенно плотных частях облака. С потерей массы в облаке меняется энергия системы, что часто приводит к разрушению звездного скопления. Большинство молодых внедренных скоплений рассеиваются вскоре после окончания звездообразования. [5]
Открытые скопления, обнаруженные в Галактике, представляют собой бывшие встроенные скопления, которые смогли пережить раннюю эволюцию скоплений. Однако почти все свободно плавающие звезды, включая Солнце , [6] изначально рождались во встроенных кластерах, которые распались. [5]
Шаровое скопление
[ редактировать ]
Шаровые скопления представляют собой примерно сферические группировки, содержащие от 10 тысяч до нескольких миллионов звезд, упакованные в области размером от 10 до 30 световых лет в поперечнике. Обычно они состоят из очень старых звезд населения II – всего на несколько сотен миллионов лет моложе самой Вселенной – которые в основном желтые и красные, с массой менее двух солнечных масс . [7] Такие звезды преобладают в скоплениях, потому что более горячие и массивные звезды взорвались как сверхновые или прошли через фазы планетарной туманности и превратились в белых карликов . Тем не менее, в шаровых объектах существует несколько редких голубых звезд, которые, как полагают, образовались в результате слияния звезд в их плотных внутренних областях; эти звезды известны как голубые отставшие .
В галактике Млечный Путь шаровые скопления распределены примерно сферически в галактическом гало , вокруг Галактического Центра , обращаясь вокруг центра по сильно эллиптическим орбитам . В 1917 году астроном Харлоу Шепли сделал первую приличную оценку расстояния Солнца от Галактического центра, основываясь на распределении шаровых скоплений.
До середины 1990-х годов шаровые скопления были причиной великой загадки астрономии, поскольку теории звездной эволюции определяли возраст самых старых членов шаровых скоплений, превышающий предполагаемый возраст Вселенной. Однако значительно улучшенные измерения расстояний до шаровых скоплений с помощью спутника Hipparcos и более точные измерения постоянной Хаббла разрешили парадокс, дав возраст Вселенной около 13 миллиардов лет и возраст самых старых звезд на несколько сотен миллионов лет меньше. .
В нашей Галактике около 150 шаровых скоплений. [7] некоторые из них, возможно, были захвачены ядрами небольших галактик, лишенных звезд, ранее находившихся на их внешних окраинах приливами Млечного Пути , как, по-видимому, и происходит с шаровым скоплением M79 . Некоторые галактики гораздо богаче шаровиками, чем Млечный Путь: гигантская эллиптическая галактика M87 содержит их более тысячи.
Некоторые из самых ярких шаровых скоплений видны невооруженным глазом ; самая яркая, Омега Центавра , наблюдалась в древности и была внесена в каталог как звезда еще до эры телескопов. Самое яркое шаровое скопление в северном полушарии — М13 в созвездии Геркулеса .
Суперзвездное скопление
[ редактировать ]Суперзвездные скопления представляют собой очень большие области недавнего звездообразования и считаются предшественниками шаровых скоплений. Примеры включают Вестерлунд 1 в Млечном Пути. [8]
Промежуточные формы
[ редактировать ]
В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды звездное скопление нового типа, которое во многих отношениях очень похоже на шаровые скопления, хотя и менее плотное. таких скоплений (которые также известны как расширенные шаровые скопления В Млечном Пути ) не известно. Три обнаруженных в галактике Андромеды — это M31WFS C1. [9] M31WFS C2 и M31WFS C3 .
Эти недавно обнаруженные звездные скопления содержат сотни тысяч звезд, столько же, сколько и шаровых скоплений. Скопления также имеют общие характеристики с шаровыми скоплениями, например, звездное население и металличность. От шаровых скоплений их отличает то, что они намного крупнее – несколько сотен световых лет в поперечнике – и в сотни раз менее плотны. Таким образом, расстояния между звездами намного больше. Скопления имеют промежуточные свойства между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками . [10]
Как формируются эти скопления, пока неизвестно, но их образование вполне может быть связано с образованием шаровых скоплений. Почему у М31 есть такие скопления, а у Млечного Пути нет, пока неизвестно. Также неизвестно, содержит ли какая-либо другая галактика скопления такого типа, но очень маловероятно, что M31 — единственная галактика с протяженными скоплениями. [10]
Другой тип скоплений — это слабые нечеткие скопления , которые до сих пор были обнаружены только в линзовидных галактиках, таких как NGC 1023 и NGC 3384 . Они характеризуются большими размерами по сравнению с шаровыми скоплениями и кольцеобразным распределением вокруг центров родительских галактик. В качестве последних они кажутся старыми предметами. [11]
Астрономическое значение
[ редактировать ] |
Звездные скопления играют важную роль во многих областях астрономии. Причина этого в том, что почти все звезды в старых скоплениях родились примерно в одно и то же время. [13] Различные свойства всех звезд в скоплении зависят только от массы, поэтому теории звездной эволюции основаны на наблюдениях за рассеянными и шаровыми скоплениями. В первую очередь это справедливо для старых шаровых скоплений. В случае молодых (возраст <1 млрд лет) и среднего возраста (1 <возраст <5 млрд лет) жизненно важную роль могут также играть такие факторы, как возраст, масса, химический состав. [14] В зависимости от возраста звездные скопления могут раскрыть много информации о родительских галактиках. Например, звездные скопления, находящиеся в Магеллановых Облаках, могут предоставить важную информацию об образовании карликовых галактик Магеллановых Облаков. Это, в свою очередь, может помочь нам понять многие астрофизические процессы, происходящие в нашей галактике Млечный Путь. Эти скопления, особенно молодые, могут объяснить процесс звездообразования, который мог произойти в нашей Галактике Млечный Путь.
Кластеры также являются важным шагом в определении масштаба расстояний Вселенной . Некоторые из ближайших скоплений расположены достаточно близко, чтобы их расстояния можно было измерить с помощью параллакса . на оси Для этих скоплений можно построить диаграмму Герцшпрунга – Рассела, абсолютные значения которой известны светимости . Затем, когда аналогичная диаграмма строится для кластера, расстояние до которого неизвестно, положение главной последовательности можно сравнить с положением первого кластера и оценить расстояние. Этот процесс известен как подгонка главной последовательности. покраснение и звездное население При использовании этого метода необходимо учитывать .
Почти все звезды в галактическом поле, включая Солнце, изначально родились в регионах со встроенными скоплениями, которые распались. Это означает, что на свойства звезд и планетных систем могла повлиять ранняя кластерная среда. Похоже, это относится и к нашей Солнечной системе , в которой химический состав указывает на последствия вспышки сверхновой от соседней звезды в начале истории нашей Солнечной системы.
Звездное облако
[ редактировать ]
Технически это не звездные скопления, а звездные облака — это большие группы из многих звезд внутри галактики , разбросанные по пространству на многие световые годы. Часто они содержат внутри себя звездные скопления. Звезды кажутся плотно расположенными, но обычно не являются частью какой-либо структуры. [15] В Млечном Пути звездные облака проглядывают сквозь промежутки между пылевыми облаками Великого Разлома , позволяя рассмотреть более глубокие области нашего луча зрения. [16] Звездные облака также были обнаружены в других близлежащих галактиках. [17] Примеры звездных облаков включают Большое звездное облако Стрельца , Малое звездное облако Стрельца , Звездное облако Щита, Звездное облако Лебедя, Звездное облако Нормы и NGC 206 в Галактике Андромеды .
Номенклатура
[ редактировать ]В 1979 году 17-я Генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендовала, чтобы вновь открытые звездные скопления, открытые или шаровидные, внутри Галактики, имели обозначения в соответствии с соглашением «Chhmm±ddd», всегда начинающиеся с префикса C , где h , m и d представляют примерные координаты центра скопления в часах и минутах прямого восхождения и градусах склонения соответственно с ведущими нулями. Однажды присвоенное обозначение не должно меняться, даже если последующие измерения улучшат местоположение центра кластера. [18] Первое такое обозначение было присвоено Госта Лынгой в 1982 году. [19] [20]
См. также
[ редактировать ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Брент А. Аринал; Стивен Дж. Хайнс (2003). Звездные скопления . Вильманн-Белл. ISBN 978-0-943396-80-4 .
- ^ Сэндидж, Аллан (1958). «Цефеиды в скоплениях галактик. И. CF Cass в NGC 7790» . Астрофизический журнал . 128 : 150. Бибкод : 1958ApJ...128..150S . дои : 10.1086/146532 .
- ^ Маджесс, Д.; Карраро, Дж.; Мони Бидин, К.; Бонатто, К.; Бердников Л.; Балам, Д.; Мояно, М.; Галло, Л.; Тернер, Д.; Лейн, Д.; Гирен, В.; Борисова Ю.; Ковтюх В.; Белецкий, Ю. (2013). «Якоря шкалы космических расстояний: цефеиды U Стрельца, CF Cassiopeiae и CEab Cassiopeiae». Астрономия и астрофизика . 560 : А22. arXiv : 1311.0865 . Бибкод : 2013A&A...560A..22M . дои : 10.1051/0004-6361/201322670 . S2CID 55934597 .
- ^ Грин, Томас П; Мейер, Майкл Р. (1995). «Инфракрасный спектроскопический обзор молодого звездного скопления Ро Змееносца: массы и возраст по диаграмме HR». Астрофизический журнал . 450 : 233. Бибкод : 1995ApJ...450..233G . дои : 10.1086/176134 .
- ^ Jump up to: а б Лада, Чарльз Дж.; Лада, Елизавета Александровна (2003). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 (1): 57–115. arXiv : astro-ph/0301540 . Бибкод : 2003ARA&A..41...57L . doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094844 . ISSN 0066-4146 . S2CID 16752089 .
- ^ Гунель, М.; Мейне, Г. (27 августа 2012 г.). «Генеалогия Солнечной системы, обнаруженная по вымершим короткоживущим радионуклидам в метеоритах». Астрономия и астрофизика . 545 . EDP-науки: A4. arXiv : 1208.5879 . Бибкод : 2012A&A...545A...4G . дои : 10.1051/0004-6361/201219031 . ISSN 0004-6361 . S2CID 54970631 .
- ^ Jump up to: а б Динвидди, Роберт; Гейтер, Уилл; Воробей, Джайлз; Стотт, Кэрол (2012). Звезды и планеты . Путеводитель по природе. ДК. стр. 14, 134–137. ISBN 978-0-7566-9040-3 .
- ^ «Молодой и экзотический звездный зоопарк: телескопы ESO открыли суперзвездное скопление в Млечном Пути» . ЭСО. 22 марта 2005 г. Архивировано из оригинала 1 декабря 2017 г. Проверено 27 ноября 2017 г.
- ^ "@1592523" . u-strasbg.fr . Проверено 28 апреля 2018 г.
- ^ Jump up to: а б А. П. Хуксор; Н.Р. Танвир; М. Дж. Ирвин; Р. Ибата (2005). «Новая популяция протяженных ярких звездных скоплений в гало M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph/0412223 . Бибкод : 2005MNRAS.360.1007H . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID 6215035 .
- ^ А. Буркерт; Дж. Броди; С. Ларсен 3 (2005). «Слабые нечеткости и образование линзовидных галактик». Астрофизический журнал . 628 (1): 231–235. arXiv : astro-ph/0504064 . Бибкод : 2005ApJ...628..231B . дои : 10.1086/430698 . S2CID 11466131 .
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка ) - ^ «Первая планета обнаружена вокруг солнечного двойника в звездном скоплении» . Пресс-релиз ESO . Архивировано из оригинала 1 декабря 2017 г. Проверено 27 ноября 2017 г.
- ^ «Пища звезд» , «Звезды и скопления» , издательство Гарвардского университета, 1 октября 2013 г., стр. 34, номер домена : 10.4159/harvard.9780674423770.c3 , ISBN 978-0-674-42377-0 , получено 18 июня 2024 г.
- ^ Весь мир - сцена – Галактика , Harvard University Press, 1 октября 2013 г., стр. 6–7, doi : 10.4159/harvard.9780674423770.c1 , ISBN 978-0-674-42377-0 , получено 18 июня 2024 г.
- ^ Патрик Мур (2005). Год наблюдателя: 366 ночей во Вселенной . Спрингер. п. 199. ИСБН 1-85233-884-9 .
- ^ Боб Кинг (13 июля 2016 г.). «Проплывите по темной реке Млечного Пути» . skyandtelescope.org . Проверено 29 сентября 2020 г.
- ^ Боб Кинг (05 октября 2016 г.). «Разрешение Андромеды: как увидеть звезды на расстоянии 2,5 миллионов световых лет» . skyandtelescope.org . Проверено 20 сентября 2020 г.
- ^ XVII Генеральная ассамблея (PDF) (14–23 августа 1979 г.). Монреаль, Канада: Международный астрономический союз . Лето 1979 г. с. 13. Архивировано (PDF) из оригинала 18 января 2015 года . Проверено 18 декабря 2014 г.
- ^ Линга, Г. (октябрь 1982 г.). «Числа IAU для некоторых недавно обнаруженных скоплений». Информационный бюллетень Центра Données Stellaires . 23 : 89. Бибкод : 1982BICDS..23...89L .
- ^ «Словарь номенклатуры небесных объектов» . Симбад . Центр астрономических исследований Страсбурга. 1 декабря 2014 года. Архивировано из оригинала 8 октября 2014 года . Проверено 21 декабря 2014 г.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- База данных открытого кластера WEBDA
- NGC 2419 — шаровое скопление на SKY-MAP.ORG
- Звездные скопления , страницы SEDS Мессье
- RG Research: встроенные кластеры, заархивировано 6 августа 2020 г. на Wayback Machine.
- Звездное скопление — полная статья Британской энциклопедии ,
- В нашем Млечном Пути обнаружено суперзвездное скопление
- Исследование рождения суперзвездных скоплений: последствия для формирования массивных звезд , Келси Э. Джонсон, 2005 г.
- Новая популяция протяженных светящихся звездных скоплений в гало M31 , AP Huxor et al., 2004.
- Наблюдения HST/NICMOS встроенного скопления в NGC 2024: ограничения на IMF и двоичную дробь , Уилсон М. Лю и др., 2003
- Открытие встроенного скопления звезд большой массы вблизи SGR 1900+14 , Фредерик Дж. Врба и др., 2000 г.
| Граница | |
|---|---|
| Несвязанный | |
| Визуальная группировка | |
