Остаток открытого кластера

В астрономии остаток рассеянного скопления ( OCR ) является заключительной стадией эволюции рассеянного звездного скопления .

Теория

Виктор Амбарцумян (1938) и Лайман Спитцер невозможно (1940) показали, что с теоретической точки зрения звездное скопление полностью испариться; кроме того, Спитцер указал на два возможных окончательных результата эволюции звездного скопления: испарение провоцирует физические столкновения между звездами или испарение продолжается до тех пор, пока не будет создана стабильная двойная система или система с более высокой множественностью.

Наблюдения

Используя пластины объективной призмы, Лоден (1987, 1988, 1993) исследовал возможную популяцию остатков рассеянных скоплений в нашей Галактике в предположении, что звезды в этих скоплениях должны иметь одинаковую светимость и спектральный класс . Он обнаружил, что около 30% объектов в его выборке можно отнести к возможному типу остатков скопления. Принадлежность этих объектов составляет ≥ 15. Типичный возраст этих систем составляет около 150 млн лет с диапазоном 50–200 млн лет. Они демонстрируют значительную плотность двойных систем и большое количество оптических двойных систем . Звезды этих OCR имеют тенденцию быть массивными и, следовательно, звездами раннего типа (AF), хотя этот метод наблюдений включает в себя заметный эффект селекции, поскольку яркие спектры ранних типов легче обнаружить, чем более слабые и поздние. Действительно, среди его объектов почти не встречается звезд со спектральным классом позже F.

С другой стороны, его результаты не были полностью убедительными, поскольку на небе известны области со многими звездами одного и того же спектрального класса, но в которых трудно найти две звезды с одинаковыми собственными движениями или лучевой скоростью . Ярким примером этого является Упгрен 1; первоначально предполагалось, что эта небольшая группа из семи F-звезд была остатком старого скопления (Апгрен и Рубин, 1965), но позже Гейтвуд и др. (1988) пришли к выводу, что Апгрен 1 — это всего лишь случайное расположение F-звезд, возникшее в результате близкого прохождения представителей двух динамически различных наборов звезд.

Совсем недавно Стефаник и др. (1997) показали, что одно из множеств образовано пятью звездами, включая длиннопериодическую двойную систему и необычную тройную систему.

Симуляторы

Что касается численного моделирования, то для систем с числом от 25 до 250 звезд фон Хернер (1960, 1963), Ошет (1968) и ван Альбада (1968) предположили, что конечным результатом эволюции рассеянного скопления является одна или несколько тесно связанных двойных систем. (или даже иерархическую тройную систему). Ван Альбада указал на несколько наблюдательных кандидатов (σ Ori, ADS 12696, ρ Oph, 1 Cas, 8 Lac и 67 Oph) как OCR, а Вилен (1975) указал на еще одного — движущуюся группу Большой Медведицы (Collinder 285).

Ссылки

Ошет, С.Дж.; 1968, Бюлл. Астрон. Сер., 3, 3, 105
ван Альбада, ТС; 1968, Бюлл. Астрон. Ин-т Нет., 19, 479.
Амбарцумян, В.А.; 1938, Анн. Лен. State Univ., № 22, 4, 19 (английский перевод в: Динамика звездных скоплений, ред. Дж. Гудмана, П. Хата, (Дордрехт: Рейдель), стр. 521)
Гейтвуд, Г.; Де Йонге, Дж. К.; Кастелаз, М.; и др., 1988, ApJ, 332, 917.
фон Хёрнер, С.; 1960, З. Астрофиз., 50, 184.
фон Хёрнер, С.; 1963, З. Астрофиз., 57, 47.
Лоден, Луизиана; 1987, Ир. Астрон. Дж., 18, 95
Лоден, Луизиана; 1988, А&СС, 142, 177
Лоден, Луизиана; 1993, А&СС, 199, 165
Спитцер, Л.; 1940, МНРАН, 100, 397.
Стефаник, Р.П.; Карузо-младший; Торрес, Г.; Джа, С.; Лэтэм, Д.В.; 1997, Балтийская астрономия, 6, 137.
Upgren, A. R.; Rubin V. C.; 1965, PASP, 77, 355
Вилен, Р.; 1975, в: Динамика звездных систем, изд. А. Хайли, (Дордрехт: Рейдель) с. 97

Дальнейшее чтение

Бика, Э.; Джеймс, Британская Колумбия; Дутра, СМ; Доктора, Х.; де Оливейра, MR; Павани Д., 2001, A&A, 366, 827-833 [1]
Карраро, Дж.; 2002, А&А, 385, 471–478 [2]
Карраро, Дж.; фонтана Маркос, Рауль; Вилланова, С.; Мони Бидин, Ж.; фонтана Марк, Чарльз; Баумгардт, Х.; Соливелла, Г.; 2007, А&А, 466, 931–941 [3]
Карраро, Дж.; 2006, Бюллетень Астрономического общества Индии, 34, 153–162 [4]
де ла Фуэнте Маркос, Рауль; 1998, А&А, 333, L27-L30 [5]
де ла Фуэнте Маркос, Рауль; де ла Фуэнте Маркос, Карлос; Мони Бидин, К.; Карраро, Дж.; Коста, Э.; 2013, МИРАН, 434, 194-208 [6]
Кувенховен, МБН; Гудвин, СП; Паркер, Р.Дж.; Дэвис, МБ; Мальмберг, Д.; Крупа, П.; 2010, МНРАН, 404, 1835-1848 [7]
Мони Бидин, К.; де ла Фуэнте Маркос, Рауль; де ла Фуэнте Маркос, Карлос; Карраро, Дж.; 2010, А&А, 510, А44 [8]
Павани, Д.Б.; Бика, Э.; 2007, А&А, 468, 139–150 [9]
Павани, Д.Б.; Бика, Э.; Ахумада, А.В.; Клэри, Джей-Джей; 2003, А&А, 399, 113–120 [10]
Павани, Д.Б.; Бика, Э.; Дутра, CM; Доктора, Х.; Сантьяго, Британская Колумбия; Карранса, Г.; Диас, Р.Дж.; 2001, А&А, 374, 554–563 [11]
Павани, Д.Б.; Кербер, Лос-Анджелес; Бика, Э.; Масиэль, WJ; 2011, МНРАН, 412, 1611-1626 [12]
Вилланова С., Карраро Г.; де ла Фуэнте Маркос, Рауль; Пондс, Р.; 2004, А&А, 428, 67-77 [13]