Öppen stjärnhop

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 8 december 2021; kontroller kräver 2 redigeringar .

En  öppen stjärnhop är en grupp stjärnor (upp till flera tusen till antalet) som bildas av ett gigantiskt molekylärt moln och har ungefär samma ålder. Mer än 1100 öppna kluster har upptäckts i vår galax , men det antas att det finns många fler [1] . Stjärnorna i sådana hopar är förbundna med varandra av relativt svaga gravitationskrafter , därför, när de kretsar runt det galaktiska centrumet , kan hopar förstöras på grund av nära passage nära andra hopar eller gasmoln, i vilket fall stjärnorna som bildar dem blir en del av galaxens normala population ; enskilda stjärnor kan också kastas ut som ett resultat av komplexa gravitationsinteraktioner inom klungan [2] . Den typiska åldern för kluster är flera hundra miljoner år [not 1] . Öppna stjärnhopar finns endast i spiralformade och oregelbundna galaxer , där aktiva stjärnbildningsprocesser äger rum [3] .

Unga öppna kluster kan vara inuti det molekylära molnet från vilket de bildades, och "markera" det, vilket resulterar i en region av joniserat väte [not 2] . Med tiden sprider strålningstrycket från klustret molnet. Som regel hinner bara cirka 10 % av massan av ett gasmoln bilda stjärnor innan resten av gasen sprids av ljusets tryck.

Öppna stjärnhopar är nyckelobjekt för att studera stjärnutveckling . På grund av det faktum att klustermedlemmar har samma ålder och kemiska sammansättning är effekterna av andra egenskaper lättare att avgöra för kluster än för enskilda stjärnor [1] . Vissa öppna klasar, som Plejaderna , Hyaderna eller Alpha Perseus-klustret , är synliga för blotta ögat . En del andra, som Perseus dubbelkluster , är knappt synliga utan instrument, och många fler kan bara ses med kikare eller ett teleskop , till exempel Wild Duck Cluster (M 11) [5] .

Historiska observationer

Den ljusa öppna stjärnhopen Pleiades har varit känd sedan antiken, och Hyaderna är en del av stjärnbilden Oxen , en av de äldsta stjärnbilderna. Andra kluster beskrevs av tidiga astronomer som oskiljaktiga luddiga ljusfläckar. Den grekiske astronomen Claudius Ptolemaios nämnde i sina anteckningar krubban , den dubbla klungan vid Perseus och klungan av Ptolemaios ; och den persiske astronomen As-Sufi beskrev Omicron Parus -klustret . [7] Det var dock bara uppfinningen av teleskopet som gjorde det möjligt att urskilja enskilda stjärnor i dessa nebulösa objekt. [8] Dessutom, 1603, tilldelade Johann Bayer dessa formationer sådana beteckningar som om de vore enskilda stjärnor. [9]

Den första personen som använde ett teleskop 1609 för att observera stjärnhimlen och registrera resultaten av dessa observationer var den italienske astronomen Galileo Galilei . När han studerade några av de nebulösa objekten som beskrevs av Ptolemaios upptäckte Galileo att de inte var enskilda stjärnor, utan grupper av ett stort antal stjärnor. Så, i Manger, särskiljde han mer än 40 stjärnor. Medan hans föregångare särskiljde 6-7 stjärnor i Plejaderna, upptäckte Galileo nästan 50. [10] I sin avhandling " Sidereus Nuncius " från 1610 skriver han: "...Galaxia är inget annat än en samling av talrika stjärnor belägna i grupper" . [11] Inspirerad av Galileos arbete var den sicilianske astronomen Giovanni Hodierna kanske den första astronomen som hittade tidigare okända öppna kluster med ett teleskop. [12] År 1654 upptäckte han objekten som nu kallas Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 och NGC 2451 . [13]

År 1767 beräknade den engelske naturforskaren pastor John Michell att även för en enskild grupp som Plejaderna var sannolikheten att dess beståndsdelar slumpmässigt var uppradade för en jordisk observatör 1 på 496 000; det blev tydligt att stjärnorna i hopar är fysiskt sammankopplade. [14] [15] Åren 1774-1781 publicerade den franske astronomen Charles Messier en katalog över himlaobjekt som hade ett kometliknande disigt utseende. Denna katalog innehåller 26 öppna kluster. [9] På 1790 -talet påbörjade den engelske astronomen William Herschel en omfattande studie av nebulösa himmelska föremål . Han fann att många av dessa formationer kan brytas ner (astronomer säger "lösa upp") till stjärnor. Herschel föreslog att stjärnorna till en början var utspridda i rymden och sedan, som ett resultat av gravitationskrafter, bildade stjärnsystem. [16] Han delade in nebulosor i 8 kategorier och tilldelade klasserna VI till VIII för att klassificera stjärnhopar. [17]

Genom astronomers ansträngningar började antalet kända kluster att öka. Hundratals kluster listades i New General Catalogue (NGC), som först publicerades 1888 av den dansk-irländska astronomen J. L. E. Dreyer , och i ytterligare två indexkataloger publicerade 1896 och 1905 . [9] Teleskopiska observationer avslöjade två olika typer av kluster. De förra kännetecknas av en regelbunden rund form och består av många tusen stjärnor. De är utspridda över hela himlen, men mest tätt mot mitten av Vintergatan . [18] Stjärnpopulationen hos den senare är glesare, formen är ofta ganska oregelbunden, och stjärnpopulationen är tiotals, mindre ofta i hundratal. Sådana kluster dras mot det galaktiska planet . [19] [20] Astronomer kallar de förra klothopar och de senare för öppna hopar . På grund av deras läge, ses öppna klungor ibland till som galaxhopar , en term som föreslagits 1925 av den schweizisk-amerikanske astronomen Robert Julius Trumpler . [21]

Mikrometriska mätningar av stjärnornas positioner i hopar gjordes först 1877 av den tyske astronomen E. Schoenfeld och sedan av den amerikanske astronomen E. E. Barnard 1898-1921 . Dessa försök har inte avslöjat några tecken på stjärnrörelser. [22] Men 1918 kunde den holländsk-amerikanske astronomen Adrian van Maanen , genom att jämföra fotografiska plattor tagna vid olika tidpunkter, mäta stjärnornas korrekta rörelse för en del av Plejadhopen. [23] När astrometri blev mer och mer exakt blev det tydligt att hopar av stjärnor delar samma egenrörelse i rymden. Genom att jämföra fotografiska plattor av Plejaderna som erhölls 1918 med de från 1943 kunde van Maanen isolera stjärnor vars rätta rörelse liknade genomsnittet för klustret, och därmed identifiera troliga medlemmar av klustret. [24] Spektroskopiska observationer avslöjade vanliga radiella hastigheter , som visar att hoparna är sammansatta av stjärnor som är fysiskt förbundna med varandra. [ett]

De första färg-luminositetsdiagrammen för öppna kluster publicerades av Einar Hertzsprung 1911 , tillsammans med diagram över Plejaderna och Hyaderna. Under de följande 20 åren fortsatte han sitt arbete med studier av öppna kluster. Från spektroskopiska data kunde han bestämma en övre gräns för inre rörelse för öppna kluster och uppskatta att den totala massan av dessa objekt inte översteg flera hundra solmassor . Han visade sambandet mellan stjärnornas färger och deras ljusstyrka, och noterade 1929 att stjärnpopulationen i Hyaderna och Mangers skilde sig från Plejadernas. Därefter förklarades detta av skillnaden i ålder på dessa tre kluster. [25] Dessa studier av öppna kluster har blivit grundläggande för att förstå stjärnornas utveckling och beroendet av stjärnornas utveckling av deras initiala massa.

Utbildning

Bildandet av ett öppet kluster börjar med kollapsen av en del av ett gigantiskt molekylärt moln , ett kallt, tätt moln av gas och damm som är många tusen gånger solens massa. Sådana moln har en densitet på 10 2 till 10 6 neutrala vätemolekyler per cm 3 , medan stjärnbildning börjar i delar med en densitet större än 10 4 molekyler/cm 3 . Som regel överskrider endast 1-10 % av molnvolymen denna densitet. [26] Före kollaps kan sådana moln upprätthålla mekanisk jämvikt på grund av magnetiska fält , turbulenser och rotation . [27]

Det finns många faktorer som kan rubba balansen i ett gigantiskt molekylärt moln, vilket kommer att leda till kollaps och början på processen med aktiv stjärnbildning, vilket kan resultera i en öppen stjärnhop. Dessa inkluderar: stötvågor från närliggande supernovor , kollisioner med andra moln, gravitationsinteraktioner. Men även i frånvaro av yttre faktorer kan vissa delar av molnet nå förhållanden där de blir instabila och benägna att kollapsa. [27] Molnets kollapsande region upplever hierarkisk fragmentering i mindre regioner (inklusive relativt täta områden som kallas infraröda mörka moln ), vilket så småningom leder till födelsen av ett stort antal (upp till flera tusen) stjärnor. Denna process av stjärnbildning börjar i ett skal av ett kollapsande moln som skymmer protostjärnor från sikte, även om det tillåter infraröda observationer att göras . [26] I Vintergatans galax tros en ny öppen klunga bildas med några tusen års mellanrum. [28]

Den hetaste och mest massiva av de nybildade stjärnorna (kända som OB-stjärnor ) strålar intensivt i ultraviolett ljus , som ständigt joniserar den omgivande gasen i det molekylära molnet och bildar H II-regionen . Stjärnvinden och strålningstrycket från massiva stjärnor börjar accelerera den heta joniserade gasen med hastigheter som är jämförbara med ljudets hastighet i gasen. Några miljoner år senare upplever klustret sina första supernovor ( kärnkollapssupernovor ), som också trycker ut gas ur omgivningen .  I de flesta fall accelererar dessa processer all gas inom 10 miljoner år och stjärnbildningen upphör. Men ungefär hälften av de bildade protostjärnorna kommer att omges av cirkumstellära skivor , av vilka många kommer att vara ackretionsskivor . [26]

Eftersom endast 30 till 40 % av gasen från mitten av molnet bildar stjärnor, hindrar gasens spridning avsevärt stjärnbildningsprocessen. Följaktligen upplever alla kluster en kraftig massaförlust i det inledande skedet, och en ganska stor del i detta skede bryts upp helt. Ur denna synvinkel beror bildandet av en öppen klunga på om de gravitationsfödda stjärnorna är bundna; om detta inte är fallet kommer en orelaterade stjärnassociation att uppstå istället för en klunga . Om en klunga som Plejaderna bildades, skulle den bara kunna hålla 1/3 av sitt ursprungliga antal stjärnor, och resten skulle vara obundet när gasen försvunnit. [29] Unga stjärnor som inte längre tillhör hemhopen kommer att bli en del av Vintergatans allmänna befolkning.

På grund av det faktum att nästan alla stjärnor bildas i kluster anses de senare vara galaxernas huvudsakliga byggstenar . Intensiva processer av gasspridning, som både bildar och förstör många stjärnhopar vid födseln, sätter sitt avtryck på galaxernas morfologiska och kinematiska strukturer. [30] De flesta nybildade öppna hopar har en befolkning på 100 eller fler stjärnor och en massa på 50 solmassor. De största hoparna kan ha massor av upp till 10 4 solmassor (massan av Westerlund 1 -hopen uppskattas till 5 × 10 4 solmassor), vilket är mycket nära massorna av klothopar . [26] Även om öppna och klotformade hopar är väldigt olika formationer, är utseendet på de mest sällsynta klothoparna och de rikaste öppna hoparna kanske inte så olika. Vissa astronomer tror att bildandet av dessa två typer av hopar bygger på samma mekanism, med skillnaden att de förutsättningar som är nödvändiga för bildandet av mycket rika klothopar - som omfattar hundratusentals stjärnor - inte längre existerar i vår galax. [31]

Bildandet av mer än ett öppet kluster från ett molekylärt moln är ett typiskt fenomen. Så, i det stora magellanska molnet , bildades Hodge 301 och R136- klustren från gasen från Tarantulanebulosan ; att spåra hyadernas och krubbans banor , två framträdande och närliggande kluster i Vintergatan, tyder på att de också bildades från samma moln för cirka 600 miljoner år sedan. [32] Ibland bildar kluster som föds samtidigt ett dubbelt kluster. Ett utmärkt exempel på detta i vår galax är Perseus dubbelkluster , som består av NGC 869 och NGC 884 (ibland felaktigt kallade "χ och h Persei" ( "chi och aska Persei" ), även om h syftar på grannstjärnan och χ  till båda klustren), men utöver det är åtminstone 10 sådana kluster kända. [33] Ännu fler av dessa har upptäckts i de små och stora magellanska molnen: dessa objekt är lättare att upptäcka i yttre system än i vår galax, för på grund av projektionseffekten kan kluster långt från varandra se sammankopplade med varandra .

Morfologi och klassificering

Öppna kluster kan representera både glesa grupper av flera stjärnor och stora tätorter, inklusive tusentals medlemmar. De tenderar att bestå av en väldefinierad, tät kärna omgiven av en mer diffus "krona" av stjärnor. Kärndiametern är vanligtvis 3-4 St. g. och kronan - 40 St. l. Stjärnhopens standardtäthet i mitten av klustret är 1,5 stjärnor/ljus. g. 3 (som jämförelse: i solens närhet är detta tal ~0,003 sv./St. g. 3 ). [34]

Öppna stjärnhopar klassificeras ofta enligt det schema som utvecklades av Robert Trumpler 1930 . Klassnamnet enligt detta schema består av 3 delar. Den första delen betecknas med den romerska siffran I-IV och betyder koncentrationen av klungan och dess särskiljbarhet från det omgivande stjärnfältet (från starkt till svagt). Den andra delen är en arabisk siffra från 1 till 3, vilket betyder spridningen i ljusstyrkan hos medlemmarna (från liten till stor spridning). Den tredje delen är bokstaven p , m eller r , som betecknar ett lågt, medelhögt eller högt antal stjärnor i klustret. Om klustret är inuti en nebulosa läggs bokstaven n till i slutet . [35]

Till exempel, enligt Trumpler-schemat, klassificeras Plejaderna som I3rn (högt koncentrerade, rika på stjärnor, det finns en nebulosa), och de närmare Hyaderna - som II3m (mer fragmenterade och med mindre överflöd).

Antal och fördelning

Mer än 1000 öppna kluster har upptäckts i vår galax , men deras totala antal kan vara upp till 10 gånger högre. [36] I spiralgalaxer är öppna hopar huvudsakligen belägna längs spiralarmar , där gasdensiteten är högst och, som ett resultat, stjärnbildningsprocesser är mest aktiva; sådana kluster brukar skingras innan de hinner lämna armen. Öppna hopar har en stark tendens att vara nära det galaktiska planet. [not 3] [37]

I oregelbundna galaxer kan öppna hopar finnas var som helst, även om deras koncentration är högre där gasdensiteten är större. [38] Öppna hopar observeras inte i elliptiska galaxer , eftersom processerna för stjärnbildning i de senare upphörde för många miljoner år sedan, och de sista av de bildade hoparna har för länge sedan spridits. [19]

Fördelningen av öppna hopar i vår galax beror på ålder: äldre hopar finns huvudsakligen på större avstånd från det galaktiska centrumet och på ett avsevärt avstånd från det galaktiska planet. [39] Detta beror på att tidvattenkrafterna som bryter upp kluster är högre nära galaxens mitt; å andra sidan är de gigantiska molekylära molnen, som också är orsaken till förstörelsen, koncentrerade i de inre områdena av galaxens skiva; därför förstörs kluster från de inre regionerna i en tidigare ålder än deras "kollegor" från de yttre regionerna. [40]

All-Star Cast

På grund av det faktum att öppna stjärnhopar vanligtvis förfaller innan de flesta av deras stjärnor har fullbordat sina livscykler , är det mesta av strålningen från hopar ljus från unga heta blå stjärnor . Sådana stjärnor har den största massan och den kortaste livslängden, i storleksordningen flera tiotals miljoner år. Äldre stjärnhopar innehåller fler gula stjärnor.

Vissa stjärnhopar innehåller varma blå stjärnor som verkar mycket yngre än resten av klustret. Dessa blå spridda stjärnor observeras också i klothopar; man tror att de i de tätaste kärnorna av klothopar bildas under kollisionen av stjärnor och bildandet av hetare och mer massiva stjärnor. Stjärntätheten i öppna hopar är dock mycket lägre än i klothopar, och antalet observerade unga stjärnor kan inte förklaras av sådana kollisioner. Man tror att de flesta av dem bildas när ett binärt stjärnsystem smälter samman till en stjärna på grund av dynamisk interaktion med andra medlemmar. [41]

Så snart stjärnor med låg och medelstor massa förbrukar sin försörjning av väte i processen för kärnfusion , tappar de sina yttre lager och bildar en planetarisk nebulosa med bildandet av en vit dvärg . Även om de flesta öppna hopar förfaller innan de flesta av deras medlemmar når det vita dvärgstadiet, är antalet vita dvärgar i hopar vanligtvis fortfarande mycket mindre än vad som skulle förväntas från klustrets ålder och den uppskattade initiala stjärnmassfördelningen. . En möjlig förklaring till avsaknaden av vita dvärgar är att när en röd jätte fäller sitt skal och bildar en planetarisk nebulosa, kan en liten asymmetri i massan av det utstötta materialet ge stjärnan en hastighet på flera kilometer per sekund - tillräckligt för att lämna klunga. [42]

På grund av den höga stjärndensiteten är nära passager av stjärnor i öppna hopar inte ovanliga. För en typisk stjärnhop med 1000 stjärnor och en halvmassradie [not 4] på 0,5 pc, kommer i genomsnitt varje stjärna att närma sig en annan vart tionde miljon år. Denna tid är ännu kortare i tätare kluster. Sådana passager kan i hög grad påverka de expanderade cirkumstellära skivorna av materia runt många unga stjärnor. Tidvattenstörningar för stora skivor kan orsaka bildandet av massiva planeter och bruna dvärgar , som kommer att ligga på avstånd av 100 AU. eller mer från huvudstjärnan. [43]

Ödet

Många öppna hopar är i sig instabila: på grund av sin lilla massa är flykthastigheten från systemet mindre än medelhastigheten för dess beståndsdelar. Sådana kluster bryts upp mycket snabbt under flera miljoner år. I många fall minskar utdrivningen av gasen från vilken hela systemet bildades av strålning från unga stjärnor klustrets massa så mycket att det sönderfaller mycket snabbt. [44]

Kluster som efter spridning av den omgivande nebulosan har tillräckligt med massa för att bindas gravitationsmässigt kan behålla sin form i många tiotals miljoner år, men med tiden leder även interna och yttre processer till att de förfaller. Den nära passagen av en stjärna bredvid en annan kan öka hastigheten för en av stjärnorna så mycket att den överskrider flykthastigheten från klustret. Sådana processer leder till gradvis "avdunstning" av klustermedlemmar. [45]

I genomsnitt, vart halvmiljard år, påverkas stjärnhopar av yttre faktorer, till exempel passerar bredvid eller genom ett molekylärt moln . Gravitationskrafter från tidvatten från sådan närhet tenderar att förstöra stjärnhopar. Som ett resultat blir det en stjärnström : på grund av de stora avstånden mellan stjärnorna kan en sådan grupp inte kallas en klunga, även om dess ingående stjärnor är anslutna till varandra och rör sig i samma riktning med samma hastigheter. Tidsperioden efter vilken klustret bryts upp beror på den senares initiala stjärntäthet: de närmsta lever längre. Den beräknade halveringstiden för klustret (varefter hälften av de ursprungliga stjärnorna kommer att gå förlorade) varierar från 150 till 800 miljoner år, beroende på den initiala tätheten. [45]

Efter att klustret inte längre är bundet av gravitationen kommer många av dess ingående stjärnor fortfarande att behålla sin hastighet och rörelseriktning i rymden; en så kallad stjärnassociation (eller en rörlig grupp av stjärnor ) kommer att uppstå. Så, flera ljusa stjärnor i " hinken " av Big Dipper  är tidigare medlemmar av den öppna klustret, som har förvandlats till en sådan förening som kallas "Den rörliga gruppen av stjärnor av Big Dipper ". [46] Så småningom, på grund av små skillnader i deras hastigheter, kommer de att spridas över hela galaxen. Större ansamlingar blir bäckar, förutsatt att samma hastighet och ålder kan fastställas; annars kommer stjärnorna att betraktas som osammanhängande. [47] [48]

Studier av stjärnutveckling

I Hertzsprung-Russell-diagrammet för en öppen stjärnhop kommer de flesta stjärnorna att tillhöra huvudsekvensen (MS). [49] Vid någon tidpunkt, kallad vändpunkten , lämnar de mest massiva stjärnorna MS och blir röda jättar ; "Fjärrheten" hos sådana stjärnor från MS gör det möjligt att bestämma klustrets ålder.

På grund av att stjärnorna i klustret befinner sig på nästan samma avstånd från jorden och bildades ungefär samtidigt från samma moln, beror alla skillnader i den skenbara ljusstyrkan hos stjärnorna i klustret på deras olika massor . [49] Detta gör öppna stjärnhopar till mycket användbara objekt för att studera stjärnutveckling , eftersom när man jämför stjärnor kan många variabla egenskaper antas vara fixerade för en klunga.

Till exempel kan studiet av innehållet av litium och beryllium i stjärnor från öppna kluster på allvar hjälpa till att reda ut mysterierna kring stjärnornas utveckling och deras inre struktur. Väteatomer kan inte bilda heliumatomer vid temperaturer under 10 miljoner K , men litium- och berylliumkärnor förstörs vid temperaturer på 2,5 miljoner respektive 3,5 miljoner K. Det betyder att deras överflöd direkt beror på hur starkt ämnet är blandat i stjärnans inre. När man studerar deras förekomst i klusterstjärnor fastställs variabler som ålder och kemisk sammansättning. [femtio]

Studier har visat att förekomsten av dessa lätta element är mycket lägre än vad modeller av stjärnutveckling förutsäger. Orsakerna till detta är inte helt klara; en av förklaringarna är att det i stjärnans inre sker utstötningar av materia från konvektionszonen till den stabila zonen för strålningsöverföring [50] .

Astronomisk skala för avstånd

Att bestämma avstånden till astronomiska objekt är nyckeln till att förstå dem, men de allra flesta av sådana objekt är för långt borta för att kunna mätas direkt. Graderingen av den astronomiska avståndsskalan beror på en följd av indirekta och ibland obestämda mätningar i förhållande först till de närmaste objekten, till vilka avstånden kan mätas direkt, och sedan till allt mer avlägsna. [51] Öppna stjärnhopar är den viktigaste stegen på denna stege.

Avstånd till kluster närmast oss kan mätas direkt på ett av två sätt. För det första, för stjärnorna i närliggande hopar, kan parallax bestämmas (en liten förskjutning i ett objekts skenbara position under året på grund av jordens rörelse i solens omloppsbana), vilket vanligtvis görs för enskilda stjärnor. Plejader , Hyades och några andra kluster i närheten av 500 St. år är tillräckligt nära för att en sådan metod ska ge tillförlitliga resultat för dem, och data från Hipparchus-satelliten gjorde det möjligt att fastställa exakta avstånd för ett antal kluster. [52] [53]

En annan direkt metod är den så kallade moving cluster-metoden . Det är baserat på det faktum att stjärnorna i klustret delar samma parametrar för rörelse i rymden. Genom att mäta de korrekta rörelserna för medlemmarna i klustret och rita deras skenbara rörelse över himlen på en karta kommer det att göra det möjligt att fastställa att de konvergerar vid en punkt. De radiella hastigheterna för klusterstjärnor kan bestämmas från mätningar av Dopplerförskjutningar i deras spektra ; när alla tre parametrarna – radiell hastighet , egen rörelse och vinkelavstånd från klustret till dess försvinnande punkt – är kända, kommer enkla trigonometriska beräkningar att göra det möjligt att beräkna avståndet till klustret. Det mest kända fallet med att använda denna metod gällde Hyaderna och gjorde det möjligt att bestämma avståndet till dem vid 46,3 parsecs. [54]

När väl avstånd till närliggande kluster har fastställts kan andra metoder utöka avståndsskalan för mer avlägsna kluster. Genom att jämföra huvudsekvensstjärnorna i Hertzsprung-Russell-diagrammet för en klunga vars avstånd är känt med motsvarande stjärnor i en mer avlägsen klunga, kan man bestämma avståndet till det senare. Det närmaste kända klustret är Hyaderna: även om Ursa Major-gruppen av stjärnor är ungefär dubbelt så nära, är det fortfarande en stjärnhop, inte en klunga, eftersom stjärnorna i den inte är gravitationsmässigt bundna till varandra. Det mest avlägsna kända öppna klustret i vår galax är Berkeley 29 , med cirka 15 000 parsecs. [55] Dessutom kan öppna kluster lätt upptäckas i många galaxer i den lokala gruppen .

Noggrann kunskap om avstånden till öppna kluster är avgörande för att kalibrera beroendet av "period-luminositet" som finns för variabla stjärnor som Cepheider och RR Lyrae-stjärnor , vilket gör att de kan användas som " standardljus ". Dessa kraftfulla stjärnor kan ses på stora avstånd och kan användas för att utöka skalan ytterligare - till de närmaste galaxerna i den lokala gruppen. [56]

Anteckningar

Kommentarer
  1. ↑ Däremot har mer massiva klothopar en starkare gravitationskraft mellan stjärnor, och sådana hopar kan existera i många miljarder år.
  2. ↑ Ett utmärkt exempel på detta skulle vara NGC 2244 i rosettnebulosan [4]
  3. ↑ Som jämförelse: höjden på planet för vår galax är ~180 sv. år, och radien är ca 100 000 sv. år.
  4. ↑ Radien för sfären inom vilken det finns stjärnor, vars totala massa är ½ av massan av klustret
Källor
  1. ↑ 1 2 3 Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Öppna stjärnkluster . SEDS . University of Arizona, Lunar and Planetary Lab (27 augusti 2007). Tillträdesdatum: 7 januari 2013. Arkiverad från originalet 14 januari 2013.
  2. ↑ Karttunen Hannu et al. Grundläggande astronomi. - 4:e upplagan .. - Springer, 2003. - S. 321. - (Physics and Astronomy Online Library). - ISBN 3-540-00179-4 .
  3. ↑ Payne-Gaposchkin C. Stjärnor och kluster . - 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 . — S. 1135 . - doi : 10.1086/147466 . - .
  5. ↑ Neata E. Öppna stjärnkluster: Information och observationer . Night Sky Info . Datum för åtkomst: 8 januari 2013. Arkiverad från originalet 14 januari 2013.
  6. ↑ VISTA hittar 96 stjärnkluster gömda bakom damm . ESO Science Release (3 augusti 2011). Tillträdesdatum: 7 januari 2013. Arkiverad från originalet 14 januari 2013.
  7. ↑ Moore Patrick, Rees Robin. Patrick Moores Data Book of Astronomy . — 2:a uppl. - Cambridge University Press, 2011. - S. 339. - ISBN 0-521-89935-4 .
  8. ↑ Jones Kenneth Glyn. Messiers nebulosor och stjärnhopar. — 2:a uppl. - Cambridge University Press, 1991. - V. 2. - S. 6-7. — (Praktisk astronomihandbok). - ISBN 0-521-37079-5 .
  9. ↑ 1 2 3 Kaler James B. Cambridge Encyclopedia of Stars. - Cambridge University Press, 2006. - S. 167. - ISBN 0-521-81803-6 .
  10. ↑ Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Galileos nya universum: revolutionen i vår förståelse av kosmos . - BenBella Books, 2009. - S. 128. - ISBN 1-933771-59-3 .
  11. ↑ Galileo G. Star messenger // Utvalda verk i två volymer / Per. och ca. 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 , nr 1 . - S. 1 . — .
  13. ↑ Jones KG Några anteckningar om Hodiernas Nebulae // Journal of the History of Astronomy. - 1986. - T. 17 , nr 50 . - S. 187-188 . - .
  14. ↑ Chapman A. William Herschel och mätningen av rymden // Kvartalsjournal för Royal Astronomical Society. - 1989. - T. 30 , nr 4 . - S. 399-418 . — .
  15. ↑ Michell J. En undersökning av de fasta stjärnornas troliga parallax och storlek, utifrån den mängd ljus som de ger oss, och de särskilda omständigheterna i deras situation // Filosofiska transaktioner. - 1767. - T. 57 . - S. 234-264 . - doi : 10.1098/rstl.1767.0028 . - .
  16. ↑ Hoskin M. Herschel, William's Early Investigations of Nebulae - a Reassessment // Journal for the History of Astronomy. - 1979. - T. 10 . - S. 165-176 . - .
  17. ↑ Hoskin M. Herschels kosmologi // Journal of the History of Astronomy. - 1987. - T. 18 , nr 1 . - S. 20 . — .
  18. ↑ Bok Bart J., Bok Priscilla F. Vintergatan . — 5:e uppl. - Harvard University Press, 1981. - S.  136 . — (Harvard-böcker om astronomi). — ISBN 0-674-57503-2 .
  19. ↑ 1 2 Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press, 1998. - S. 377. - (Princeton-serien i astrofysik). - ISBN 978-0-691-02565-0 .
  20. ↑ Basu Baidyanath. En introduktion till astrofysik. — PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. - S. 218. - ISBN 81-203-1121-3 .
  21. ↑ Trumpler RJ Spectral Types in Open Clusters  // Publikationer av Astronomical Society of the Pacific  . - 1925. - Vol. 37 , nr. 220 . — S. 307 . - doi : 10.1086/123509 . - .
  22. ↑ Barnard EE Mikrometriska mått på stjärnhopar // Publications of the Yerkes Observatory. - 1931. - T. 6 . - S. 1-106 . — .
  23. ↑ Van Maanen A. No. 167. Undersökningar om proper motion. Furst paper: The motions of 85 stars in the grann of Atlas and Pleione // Bidrag från Mount Wilson Observatory. - Carnegie Institution of Washington, 1919. - V. 167 . - S. 1-15 . - .
  24. ↑ Van Maanen A. Undersökningar om riktig rörelse. XXIV. Ytterligare åtgärder i Pleiades-klustret  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1945. - Vol. 102 . - S. 26-31 . - doi : 10.1086/144736 . - .
  25. ↑ Strand K. Aa. Hertzsprungs bidrag till HR-diagrammet // The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, hölls 2 november 1977 / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (redaktörer). - National Academy of Sciences, Washington, DC, 1977. - S. 55-59.
  26. ↑ 1 2 3 4 Lada CJ Fysiken och sätten för stjärnhopbildning: observationer // Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. - 2010. - T. 368 , nr 1913 . - S. 713-731 . doi : 10.1098 / rsta.2009.0264 . - . - arXiv : 0911.0779 .
  27. ↑ 1 2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana. Stjärnbildning i molekylära moln - Observation och teori  // Årlig genomgång av astronomi och astrofysik. - 1987. - T. 25 . - S. 23-81 . - doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 . — .
  28. ↑ Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Bildande och evolutionära egenskaper hos det galaktiska öppna klustersystemet  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1991. - Vol. 249 . - S. 76-83 . - . {{{titel}}}.
  29. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. Bildandet av en bunden stjärnhop: från Orionnebulosan till Plejaderna  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2001. - Vol. 321 , nr. 4 . - P. 699-712 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x . - . - arXiv : astro-ph/0009470 .
  30. ↑ Kroupa P. The Fundamental Building Blocks of Galaxies // Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576)", 4–7 oktober 2004 / C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (redaktörer). - Observatoire de Paris-Meudon, 2005. - S. 629 . — arXiv : astro-ph/0412069 .
  31. ↑ Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. En universell bildningsmekanism för öppna och klotformiga kluster i turbulent gas  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Vol. 480 , nr. 1 . - S. 235-245 . - doi : 10.1086/303966 . - .
  32. ↑ Eggen OJ Stellar groups, VII. Strukturen för Hyades-gruppen  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1960. - Vol. 120 . - s. 540-562 . - .
  33. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC Troliga binära öppna stjärnhopar i galaxen  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1995. - Vol. 302 . - S. 86-89 . - .
  34. ↑ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V. En studie av rumslig struktur hos galaktiska öppna stjärnhopar  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Vol. 383 , nr. 1 . - S. 153-162 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011719 . - .
  35. ↑ Trumpler RJ Preliminära resultat om avstånd, dimensioner och rymdfördelning av öppna stjärnhopar // Lick Observatory bulletin. - Berkeley: University of California Press, 1930. - Vol 14 , nr 420 . - S. 154-188 . - .
  36. ↑ Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD Ny katalog över optiskt synliga öppna kluster och kandidater  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Vol. 389 . - s. 871-873 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020668 . - . — arXiv : astro-ph/0203351 .
  37. ↑ Janes KA, Phelps RL Det galaktiska systemet av gamla stjärnhopar: Utvecklingen av den galaktiska skivan  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 108 . - P. 1773-1785 . - doi : 10.1086/117192 . - .
  38. ↑ Hunter D. Stjärnbildning i oregelbundna galaxer: En recension av flera nyckelfrågor  // Publikationer av Astronomical Society of the Pacific  . - 1997. - Vol. 109 . - P. 937-950 . - doi : 10.1086/133965 . - .
  39. ↑ Friel Eileen D. Vintergatans gamla öppna kluster // Årliga recensioner av astronomi & astrofysik. - 1995. - S. 381-414 . - ISBN 3-540-00179-4 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002121 . - .
  40. ↑ van den Bergh S., McClure R.D. Galaktisk fördelning av de äldsta öppna klustren  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 360 , nr. 88 . — .
  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 . — S. 1343 . - .
  42. ↑ Fellhauer M. et al. The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 595 , nr. 1 . - P.L53-L56 . - doi : 10.1086/379005 . - . - arXiv : astro-ph/0308261 .
  43. ↑ Thies I. et al. Tidalt inducerad brun dvärg och planetbildning i Circumstellar Disks  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 717 , nr. 1 . - s. 577-585 . - doi : 10.1088/0004-637X/717/1/577 . - . - arXiv : 1005.3017 .
  44. ↑ Hills JG Effekten av massförlust på den dynamiska utvecklingen av ett stjärnsystem - Analytiska approximationer  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 235 , nr. 1 . - s. 986-991 . - doi : 10.1086/157703 . - .
  45. ↑ 1 2 de La Fuente, MR Dynamisk utveckling av öppna stjärnkluster  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1998. - Vol. 110 , nr. 751 . - P. 1117-1117 . - doi : 10.1086/316220 . - .
  46. ↑ Söderblom David R., borgmästare Michel. Stjärnkinematiska grupper. I - Ursa Major-gruppen  (engelska)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Vol. 105 , nr. q . - S. 226-249 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/116422 . - .
  47. ↑ Majewski SR, Hawley SL, Munn JA Rörliga grupper, stjärnströmmar och fasrymdunderstruktur i Galactic Halo // ASP Conference Series. - 1996. - T. 92 . - S. 119 . - .
  48. ↑ Sick Jonathan, de Jong RS En ny metod för att upptäcka stjärnströmmar i galaxernas halos   // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 2006. - Vol. 38 . — S. 1191 . - .
  49. ↑ 1 2 De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare  (italienska) . L'evolution stellare . ORSA - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Datum för åtkomst: 8 januari 2013. Arkiverad från originalet 14 januari 2013.
  50. ↑ 1 2 VandenBerg DA, Stetson PB Om de gamla öppna klustren M67 och NGC 188: Konvektiv kärnöverskjutning, färg-temperaturförhållanden, avstånd och åldrar  // Publikationer från Astronomical Society of the Pacific  . - 2004. - Vol. 116 , nr. 825 . - P. 997-1011 . - doi : 10.1086/426340 . - .
  51. ↑ Köl B. Den extragalaktiska distansskalan . Galaxer och universum . Institutionen för fysik och astronomi - University of Alabama. Datum för åtkomst: 8 januari 2013. Arkiverad från originalet 14 januari 2013.
  52. ↑ Brown AGA Öppna kluster och OB-föreningar: en recension // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - 2001. - T. 11 . - S. 89-96 . - .
  53. ↑ Percival SM, Salaris M., Kilkenny D. The open cluster distance scale - A new empirical approach  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 400 , nr. 2 . - s. 541-552 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030092 . - . - arXiv : astro-ph/0301219 .
  54. ↑ Hanson R.B. En studie av Hyades-klustrets rörelse, medlemskap och avstånd  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Vol. 80 . - s. 379-401 . - doi : 10.1086/111753 . — .
  55. ↑ Bragaglia A., Held EV, Tosi M. Radiella hastigheter och medlemskap av stjärnor i den gamla, avlägsna öppna klungan Berkeley 29  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2005. - Vol. 429 , nr. 3 . - s. 881-886 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041049 . - . — arXiv : astro-ph/0409046 .
  56. ↑ Rowan-Robinson M. Den extragalaktiska avståndsskalan // Space Science Reviews . - Springer , 1988. - T. 48 , nr 1-2 . - S. 1-71 . — ISSN 0038-6308 . - doi : 10.1007/BF00183129 . - .

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger