Stjärnföreningar

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 2 april 2022; verifiering kräver 1 redigering .

Stjärnassociationer  är grupper av gravitationsmässigt obundna eller svagt bundna stjärnor. Sådana stjärnor har ett gemensamt ursprung och är ganska unga: deras ålder överstiger inte flera tiotals miljoner år.

Upptäcktshistorik

Före upptäckten av stjärnassociationer var två typer av stjärngrupperingar kända: öppna och klotformade stjärnhopar [1] .

Stjärnassociationer upptäcktes först av Viktor Ambartsumian 1947 och beräknade att sådana föremål sönderfaller under flera miljoner år. Denna upptäckt vittnade också om att stjärnbildningen i galaxen fortfarande pågår [1] [2] [3] .

Ambartsumyan identifierade också två typer av stjärnassociationer: O- (eller OB-associationer) och T-associationer, som kommer att diskuteras i motsvarande avsnitt. Senare tillkom ytterligare en klass av föreningar: R-föreningar [1] .

Egenskaper

Stjärnassociationer skiljer sig från öppna stjärnhopar i sin stora storlek - 50-100 parsecs i genomsnitt, ett mindre antal, och följaktligen i tätheten av stjärnor - i en stjärnassociation av stjärnor, från några till flera hundra. Dock är tätheten av stjärnor i associationen mycket högre än genomsnittet i galaxen [1] [4] .

Stjärnassociationer kännetecknas huvudsakligen av likheten mellan hastighetsvektorerna och stjärnornas samma ålder. En liknande kemisk sammansättning är också ett tecken på att tillhöra en förening [1] .

Som regel är stjärnassociationer belägna i den platta komponenten av den galaktiska skivan med en tjocklek på 100–200 parsecs. Stjärnorna i föreningarna har en ganska liten ålder: inte mer än några tiotals miljoner år. Som ett resultat är halten av tunga grundämnen i dem ganska hög och uppgår till 2–3 % [5] .

Stjärnassociationer bildas på grund av att stjärnor bildas i grupper. Och även om de bildade stjärnorna som regel inte är gravitationsbundna, är de under en tid nära i rymden. Det är därför stjärnassociationer består av unga stjärnor [1] .

Klassificering

Inledningsvis identifierade Ambartsumyan två typer av associationer: OB-föreningar, bestående av massiva ljusstarka stjärnor av tidiga spektralklasser, och T-föreningar, bestående av lågmassa T Tauri-stjärnor . Sedan pekade Cindy van den Berg ut en annan klass av associationer: R, stjärnorna i vilka belyser reflektionsnebulosor [6] .

För närvarande tillhör alla öppna stjärnassociationer en av dessa tre typer. Vissa föreningar uppvisar dock egenskaper hos föreningar av olika slag [7] .

OB-föreningar

OB-föreningar, även kända som O-föreningar, innehåller 10–100 massiva huvudsekvensstjärnor i spektralklasserna O och B. Sådana associationer tros bildas inom gigantiska molekylära moln . När stjärnor bildas, på grund av kraftig strålning, sprids kvarvarande gas och stoft, upphör associationen att vara ansluten och försvinner på flera miljoner år [8] .

Faktum är att ett antal T Tauri-stjärnor också observeras i OB-föreningar. Även om det bildas fler sådana lågmassastjärnor är de mörkare och därför svåra att observera. Därför tror man att de flesta av Vintergatans stjärnor, inte bara de mest massiva, bildades i sådana associationer [1] [8] .

Hipparcos-satelliten upptäckte 12 sådana associationer inom 650 parsecs av ​​solen [9] . Den närmaste OB-föreningen till oss är Scorpio-Centaurus Association , som ligger 120 parsecs från oss [10] . Dessutom är OB-associationer kända i Stora Magellanska molnet och i Andromedagalaxen [11] .

T föreningar

T-associationer innehåller huvudsakligen lågmassa T Tauri variabla stjärnor som ännu inte har nått huvudsekvensstadiet. Det var observationen av T-föreningar som gjorde det möjligt att dra slutsatsen att stjärnorna i dem är mycket unga. T-associationer består av svagare stjärnor än OB-associationer, så de observeras endast på korta avstånd. Ändå föreslog Ambartsumyan att under hela galaxens existens kunde omkring en miljon sådana föreningar ha bildats. Det exakta antalet stjärnor i dessa associationer är svårt att fastställa, eftersom de även innehåller stjärnor av andra typer [1] .

Den närmaste T-associationen till oss är Taurus-Auriga T-associationen , som ligger 120 parsecs från oss [12] .

R-föreningar

R-associationer (från R-reflektion) - associationer där stjärnor av spektraltyp O-A2 är omgivna av reflekterande gas- och stoftnebulosor . Dessa associationer består av huvudsekvensstjärnor som inte är tillräckligt massiva för att blåsa bort modernebulosan. Detta gör det möjligt för astronomer att studera de omgivande mörka molnen när stjärnorna lyser upp dem [7] .

Eftersom R-föreningar är fler än OB-föreningar, kan de användas för att spåra galaxens spiralarmar [13] .

Ett exempel på en R-association är Unicorn R2 -associationen som ligger 830 ± 50 parsecs bort från oss [7] .

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 V.G. Gorbatskij. Upptäckt av stjärnassociationer och bestämning av stjärnornas ålder . Astronet . Astronet . Hämtad 9 september 2005. Arkiverad från originalet 22 november 2005.
  2. ↑ Ambartsumian, Viktor Amazaspovich (f. 1908) // History of Astronomy: An Encyclopedia / Lankford, John. - Routledge , 2011. - S.  10 . — ISBN 9781136508349 .
  3. ↑ Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars , The New York Times  (15 augusti 1996), s. 22. Arkiverad från originalet den 13 januari 2021. Hämtad 16 april 2020.
  4. ↑ Stjärnföreningar . Astronet . Astronet . Hämtad 16 april 2020. Arkiverad från originalet 19 april 2020.
  5. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. - URSS, 2004. - S. 440. - 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
  6. ↑ Herbst, W. R föreningar. I - UBV-fotometri och MK-spektroskopi av stjärnor i sydliga reflektionsnebulosor  (engelska)  // Astronomical Journal  : journal. - 1976. - Vol. 80 . - S. 212-226 . - doi : 10.1086/111734 . - .
  7. ↑ 1 2 3 Herbst, W.; Racine, R. R föreningar. V. MON R2  (engelska)  // Astronomical Journal  : journal. - 1976. - Vol. 81 . — S. 840 . - doi : 10.1086/111963 . — .
  8. ↑ 12 OB- föreningar . GAIA-studierapporten: Sammanfattning och vetenskapssektion (6 april 2000). Hämtad 8 juni 2006. Arkiverad från originalet 4 augusti 2003.
  9. ↑ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Brown, AGA; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 117 , nr. 1 . - s. 354-399 . - doi : 10.1086/300682 . - . - arXiv : astro-ph/9809227 .
  10. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús. The Origin of the Local Bubble  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 560 , nr. 1 . -P.L83 - L86 . - doi : 10.1086/324016 . - . - arXiv : astro-ph/0108472 .
  11. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, YN  Bildandet av stjärnkluster  // Amerikansk forskare :tidskrift. - 1999. - Vol. 86 , nr. 3 . — S. 264 . - doi : 10.1511/1998.3.264 . — .
  12. ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, MK Nya riktiga rörelser av stjärnor i pre-huvudsekvensen i Taurus-Auriga  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1999. - Vol. 325 . - s. 613-622 . - . - arXiv : astro-ph/9704281 .
  13. ↑ Herbst, W. R-föreningar III. Lokal optisk spiralstruktur  (engelska)  // Astronomical Journal  : journal. - 1975. - Vol. 80 . — S. 503 . - doi : 10.1086/111771 . - .

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk