Послушайте эту статью
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Плеяды являются одним из самых известных открытых кластеров.

Скопление является группой до нескольких тысяч звезд , которые были сформированы из того же самого гигантского молекулярного облака и имеют примерно одинаковый возраст. В пределах Галактики Млечный Путь было обнаружено более 1100 рассеянных скоплений , и считается, что существует гораздо больше. [1] Они слабо связаны взаимным гравитационным притяжением и разрушаются при близких столкновениях с другими скоплениями и облаками газа, когда они вращаются вокруг центра галактики . Это может привести к миграции в основную часть галактики и потере членов скопления из-за внутренних близких столкновений. [2]Открытые скопления обычно существуют несколько сотен миллионов лет, а самые массивные - несколько миллиардов лет. Напротив, более массивные шаровые скопления звезд оказывают более сильное гравитационное притяжение на свои члены и могут существовать дольше. Рассеянные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках , в которых происходит активное звездообразование . [3]

Молодые рассеянные кластеры могут содержаться в молекулярном облаке, из которого они образовались, освещая его, создавая область H II . [4] Со временем радиационное давление кластера разгонит молекулярное облако. Обычно около 10% массы газового облака сливаются в звезды до того, как давление излучения отгонит остальную часть газа.

Рассеянные скопления - ключевые объекты 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 или скопление Альфа Персея , видны невооруженным глазом. Некоторые другие, такие как Двойное скопление , едва заметны без инструментов, в то время как многие другие можно увидеть в бинокль или телескоп . ВСкопление дикой утки , M11, является примером. [5]

Исторические наблюдения [ править ]

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

Выдающееся рассеянное скопление Плеяды в созвездии Тельца с древних времен считалось группой звезд, 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 потребуется 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]

Красочное звездное скопление NGC 3590 . [10]

Первым, кто использовал телескоп для наблюдения за ночным небом и записи своих наблюдений, был итальянский ученый Галилео Галилей в 1609 году. Когда он направил телескоп на несколько туманных пятен, записанных Птолемеем, он обнаружил, что это не одна звезда, а группировки многих звезд. Для Praesepe он нашел более 40 звезд. Там, где ранее наблюдатели отмечали только 6-7 звезд в Плеядах, он нашел почти 50. [11] В своем трактате 1610 года « Сидереус Нунций» Галилей Галилей писал: «Галактика - это не что иное, как масса бесчисленных звезд, собранных вместе в скопления. " [12] Под влиянием работ Галилея сицилийский астроном Джованни Годиернастал, возможно, первым астрономом, который использовал телескоп для обнаружения ранее неоткрытых рассеянных скоплений. [13] В 1654 году он идентифицировал объекты, которые теперь обозначаются как Мессье 41 , Мессье 47 , NGC 2362 и NGC 2451 . [14]

Уже в 1767 году стало понятно, что звезды в скоплении связаны физически [15], когда английский натуралист преподобный Джон Мичелл вычислил, что вероятность того, что даже одна группа звезд, такая как Плеяды, является результатом случайного совпадения, как видно на рисунке. с Земли было всего 1 из 496 000. [16] Между 1774–1781 годами французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, которые имели туманный вид, похожий на кометы . В этот каталог вошло 26 рассеянных скоплений. [9] В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершельначал обширное изучение туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих деталей можно разделить на группы отдельных звезд. Гершель выдвинул идею о том, что звезды изначально были разбросаны по космосу, но позже собрались вместе в звездные системы из-за гравитационного притяжения. [17] Он разделил туманности на восемь классов, причем классы с VI по VIII использовались для классификации звездных скоплений. [18]

NGC 265 , рассеянное звездное скопление в Малом Магеллановом Облаке

Число известных скоплений продолжало расти благодаря усилиям астрономов. Сотни рассеянных скоплений были перечислены в Новом общем каталоге , впервые опубликованном в 1888 году датско-ирландским астрономом Дж. Л. Дрейером , и в двух дополнительных индексных каталогах , опубликованных в 1896 и 1905 годах. [9] Телескопические наблюдения выявили два различных типа скоплений: одна из которых содержала тысячи звезд с правильным сферическим распределением и была обнаружена по всему небу, но предпочтительно ближе к центру Млечного Пути . [19] Другой тип состоял из более редкой популяции звезд более неправильной формы. Обычно их находили вгалактическая плоскость Млечного Пути. [20] [21] Астрономы назвали первые шаровые скопления , а вторые - рассеянными скоплениями. Из-за своего местоположения рассеянные скопления иногда называют галактическими скоплениями. Этот термин был введен в 1925 году швейцарско-американским астрономом Робертом Джулиусом Трамплером . [22]

Микрометрические измерения положения звезд в скоплениях были выполнены еще в 1877 году немецким астрономом Э. Шенфельдом и продолжены американским астрономом Э. Барнардом до его смерти в 1923 году. Эти усилия не обнаружили никаких признаков движения звезд. [23] Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен смог измерить собственное движение звезд в части скопления Плеяд , сравнив фотографические пластинки, сделанные в разное время. [24] По мере того, как астрометрия стала более точной, было обнаружено, что звезды скопления имеют общее собственное движение.через пространство. Сравнивая фотографические пластинки скопления Плеяды, сделанные в 1918 году, с изображениями, сделанными в 1943 году, ван Маанен смог идентифицировать те звезды, которые имели собственное движение, подобное среднему движению скопления, и, следовательно, с большей вероятностью входили в его состав. [25] Спектроскопические измерения показали общие лучевые скорости , таким образом показывая, что скопления состоят из звезд, связанных вместе в группу. [1]

Первые диаграммы звездных скоплений по цвету и величине были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году, давая представление о звездных скоплениях Плеяды и Гиады . Он продолжил эту работу над рассеянными кластерами в течение следующих двадцати лет. По спектроскопическим данным он смог определить верхний предел внутреннего движения рассеянных скоплений и смог оценить, что общая масса этих объектов не превышала массы Солнца в несколько сотен раз. Он продемонстрировал взаимосвязь между цветами звезд и их величиной, и в 1929 году заметил, что Гиады и Пресепескопления имели звездное население, отличное от Плеяд. Впоследствии это будет интерпретироваться как разница в возрасте трех кластеров. [26]

Формирование [ править ]

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, которое во много тысяч раз превышает массу Солнца . Плотность этих облаков варьируется от 10 2 до 10 6 молекул нейтрального водорода на см 3 , при этом звездообразование происходит в областях с плотностью более 10 4 молекул на см 3 . Обычно только 1–10% облака по объему превышает последнюю плотность. [27] До коллапса эти облака поддерживают свое механическое равновесие за счет магнитных полей, турбулентности и вращения. [28]

Многие факторы могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, вызывая коллапс и инициируя вспышку звездообразования, которая может привести к открытому скоплению. К ним относятся ударные волны от ближайшей сверхновой звезды , столкновения с другими облаками или гравитационные взаимодействия. Даже без внешних триггеров области облака могут достичь условий, когда они станут нестабильными против коллапса. [28] Область схлопывающегося 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 окутанным коллапсирующим облаком, закрывая протозвезды из поля зрения, но позволяя наблюдать в инфракрасном диапазоне.[27] В галактике Млечный Путь скорость образования рассеянных скоплений оценивается в одно скопление каждые несколько тысяч лет. [29]

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

Самые горячие и самые массивные из недавно образованных звезд (известные как звезды OB ) будут излучать интенсивное ультрафиолетовое излучение , которое постоянно ионизирует окружающий газ гигантского молекулярного облака, образуя область H II . Звездный ветер и давление излучения массивных звезд начинают отгонять горячий ионизированный газ со скоростью, соответствующей скорости звука в газе. Через несколько миллионов лет скопление испытает свою первую сверхновую с коллапсом ядра., который также будет вытеснять газ из окрестностей. В большинстве случаев эти процессы удаляют скопление газа в течение десяти миллионов лет, и дальнейшее звездообразование не происходит. Тем не менее, примерно половина образовавшихся протозвездных объектов останется в окружении околозвездных дисков , многие из которых образуют аккреционные диски. [27]

Поскольку только от 30 до 40 процентов газа в ядре облака образуют звезды, процесс выброса остаточного газа наносит большой ущерб процессу звездообразования. Таким образом, во всех кластерах наблюдается значительная потеря веса младенца, в то время как большая часть подвергается детской смертности. На этом этапе формирование рассеянного скопления будет зависеть от того, связаны ли новообразованные звезды друг с другом гравитацией; в противном случае возникнет несвязанная звездная ассоциация . Даже когда такое скопление, как Плеяды, действительно формируется, оно может удерживать только треть исходных звезд, а остальные становятся несвязанными после того, как газ будет вытеснен. [30] Молодые звезды, выпущенные таким образом из своего натального скопления, становятся частью населения Галактического поля.

Поскольку большинство, если не все звезды формируются в скопления, звездные скопления следует рассматривать как фундаментальные строительные блоки галактик. Сильные выбросы газов, которые формируют и разрушают многие звездные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток в морфологических и кинематических структурах галактик. [31] Большинство рассеянных скоплений образуются, по крайней мере, из 100 звезд и массой 50 или более солнечных масс . Самые большие скопления могут иметь массу более 10 4 Солнца, при этом массивное скопление Вестерлунд 1 оценивается в 5 × 10 4 массы Солнца, а R136 - почти в 5 × 10 5 , что типично для шаровых скоплений. [27]Хотя рассеянные скопления и шаровые скопления образуют две довольно разные группы, между очень разреженным шаровым скоплением, таким как Паломар 12, и очень богатым рассеянным скоплением, может не быть большой внутренней разницы . Некоторые астрономы полагают, что два типа звездных скоплений формируются с помощью одного и того же основного механизма, с той разницей, что условия, которые позволили сформировать очень богатые шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд, больше не преобладают в Млечном Пути. [32]

Два или более отдельных рассеянных кластера обычно образуются из одного и того же молекулярного облака. В Большом Магеллановом Облаке и Ходж 301, и R136 образовались из газов туманности Тарантул , тогда как в нашей собственной галактике прослеживание движения в пространстве Гиад и Пресепе , двух видных близлежащих рассеянных скоплений, позволяет предположить, что они образовались в такое 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 (иногда ошибочно называются h и χ Персея; h относится к соседней звезде, а χ - к обоим скоплениям), но известно, что существует еще как минимум 10 двойных скоплений. [34] В Малом и Большом Магеллановых облаках известно гораздо больше - их легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей собственной галактике, потому что эффекты проекции могут привести к тому, что несвязанные скопления в Млечном Пути окажутся близко друг к другу.

Морфология и классификация [ править ]

NGC 2367 - это молодая звездная группа, которая находится в центре огромной и древней структуры на окраинах Млечного Пути . [35]

Открытые кластеры варьируются от очень редких кластеров лишь несколько членов крупных агломераций , содержащих тысячи звезд. Обычно они состоят из довольно отчетливого плотного ядра, окруженного более диффузной «короной» членов скопления. Ядро обычно составляет около 3-4  световых лет в поперечнике, 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 около Солнца составляет около 0,003 звезды на кубический световой год. [36]

Открытые кластеры часто классифицируются в соответствии со схемой, разработанной Робертом Трамплером в 1930 году. Схема Трамплера дает кластеру обозначение из трех частей, с римской цифрой от I-IV для обозначения незначительного или очень разнородного значения, арабской цифрой от 1 до 3 для обозначения диапазон яркости членов (от малого до большого диапазона) и p , m или r, чтобы указать, является ли скопление бедным, средним или богатым звездами. «N» добавляется дополнительно, если кластер находится в пределах туманности . [37]

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

Числа и распределение [ править ]

NGC 346 , рассеянное скопление в Малом Магеллановом Облаке

В нашей галактике более 1000 известных рассеянных скоплений, но истинное их количество может быть в десять раз выше этого. [38] В спиральных галактиках рассеянные скопления в основном находятся в спиральных рукавах, где плотность газа наиболее высока и поэтому происходит большая часть звездообразования, а скопления обычно рассеиваются до того, как успевают переместиться за пределы своего спирального рукава. Рассеянные скопления сильно сконцентрированы близко к плоскости Галактики, с масштабной высотой в нашей галактике около 180 световых лет по сравнению с галактическим радиусом около 50 000 световых лет. [39]

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

В нашей галактике распределение скоплений зависит от возраста, причем более старые скопления преимущественно находятся на больших расстояниях от центра галактики , как правило, на значительных расстояниях выше или ниже галактической плоскости . [42] Приливные силы сильнее ближе к центру галактики, увеличивая скорость разрушения скоплений, а также гигантские молекулярные облака, которые вызывают разрушение скоплений, концентрируются во внутренних областях галактики, поэтому скопления во внутренних областях галактики, как правило, рассредоточиваются в более молодом возрасте, чем их коллеги во внешних регионах. [43]

Звездный состав [ править ]

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

Поскольку рассеянные скопления обычно рассеиваются до того, как большинство их звезд достигают конца своей жизни, в их свете, как правило, преобладают молодые горячие голубые звезды. Эти звезды самые массивные и имеют самую короткую жизнь - несколько десятков миллионов лет. Более старые рассеянные скопления содержат больше желтых звезд. [ необходима цитата ]

Некоторые рассеянные скопления содержат горячие голубые звезды, которые кажутся намного моложе остальной части скопления. Эти синие отставшие также наблюдаются в шаровых скоплениях, и считается, что в очень плотных ядрах шаровых звезд они возникают, когда звезды сталкиваются, 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 синих отставших. Вместо этого считается, что большинство из них, вероятно, возникают, когда динамическое взаимодействие с другими звездами заставляет двойную систему объединяться в одну звезду. [44]

Как только они исчерпали свой запас 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, количество белых карликов в рассеянных скоплениях по-прежнему намного ниже, чем можно было бы ожидать, учитывая возраст скопления и ожидаемое начальное распределение масс. звезды. Одно из возможных объяснений отсутствия белых карликов состоит в том, что когда красный гигант вытесняет свои внешние слои, превращаясь в планетарную туманность, небольшая асимметрия в потере материала может дать звезде «толчок» в несколько раз.километров в секунду , этого достаточно, чтобы выбросить его из кластера. [45]

Из-за их высокой плотности близкие встречи между звездами в рассеянном скоплении обычны. [ необходима цитата ] Для типичного скопления из 1000 звезд с радиусом полумассы 0,5 парсек, в среднем звезда будет встречаться с другим членом каждые 10 миллионов лет. В более плотных скоплениях скорость еще выше. Эти встречи могут оказать значительное влияние на протяженные околозвездные диски материала, окружающие многие молодые звезды. Приливные возмущения больших дисков могут привести к образованию массивных планет и коричневых карликов , создающих спутников на расстоянии 100  а.е. или более от родительской звезды. [46]

Конечная судьба [ править ]

NGC 604 в галактике Треугольник - очень массивное рассеянное скопление, окруженное областью H II .

Многие рассеянные скопления нестабильны по своей природе и обладают достаточно малой массой, поэтому убегающая скорость системы ниже средней скорости составляющих звезд. Эти скопления быстро разойдутся в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого скопление образовано радиационным давлением горячих молодых звезд, уменьшает массу скопления в достаточной степени, чтобы обеспечить быстрое рассеяние. [47]

Кластеры, обладающие достаточной массой для гравитационного связывания после испарения окружающей туманности, могут оставаться разными в течение многих десятков миллионов лет, но со временем внутренние и внешние процессы также стремятся их рассредоточить. Внутренне близкие столкновения между звездами могут увеличить скорость члена, превышающую скорость убегания скопления. Это приводит к постепенному «испарению» членов кластера. [48]

Внешне примерно каждые полмиллиарда лет или около того рассеянное скопление имеет тенденцию нарушаться внешними факторами, такими как прохождение близко к молекулярному облаку или сквозь него. Гравитационные приливные силы, создаваемые таким столкновением, стремятся разрушить скопление. В конце концов, скопление превращается в поток звезд, недостаточно близких, чтобы быть скоплением, но связанных и движущихся в схожих направлениях с одинаковой скоростью. Временной масштаб, в течение которого происходит разрушение скопления, зависит от его начальной звездной плотности, при этом более плотно упакованные скопления сохраняются дольше. Предполагаемый период полураспада кластера , после которого половина первоначальных членов кластера будет потеряна, колеблется от 150 до 800 миллионов лет, в зависимости от исходной плотности. [48]

После того, как скопление стало гравитационно несвязанным, многие из составляющих его звезд будут по-прежнему перемещаться в космосе по аналогичным траекториям в так называемой звездной ассоциации , движущемся скоплении или движущейся группе . Некоторые из самых ярких звезд в « Плуге » Большой Медведицы являются бывшими членами открытого скопления, которое теперь образует такую ​​ассоциацию, в данном случае - Движущуюся группу Большой Медведицы . [49] В конце концов, их немного отличающиеся относительные скорости заставят их рассеяться по всей галактике. Более крупное скопление называется потоком, если мы обнаружим аналогичные скорости и возраст хорошо разделенных звезд. [50] [51]

Изучение звездной эволюции [ править ]

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела для двух рассеянных скоплений. NGC 188 старше, и ее отклонение от основной последовательности ниже, чем на M67 .

Когда диаграмма Герцшпрунга-Рассела строится для рассеянного скопления, большинство звезд лежит на главной последовательности . [52] Самые массивные звезды начали отходить от главной последовательности и становятся красными гигантами ; положение выхода из главной последовательности можно использовать для оценки возраста кластера. [ необходима цитата ]

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 исходного материала, различия в видимой яркости между членами скопления связаны только с их массой. [52] Это делает рассеянные скопления очень полезными при изучении звездной эволюции, потому что при сравнении одной звезды с другой многие из переменных параметров фиксированы. [ необходима цитата ]

Изучение содержания лития и бериллия в рассеянных звездах скопления может дать важные подсказки об эволюции звезд и их внутренних структур. В то время как ядра водорода не могут сливаться с образованием гелия до тех пор, 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 количество сильно зависит от того, сколько перемешивания происходит в недрах звезды. Изучая их содержание в звездах рассеянного скопления, можно установить такие переменные, как возраст и химический состав. [53]

Исследования показали, что содержание этих легких элементов намного ниже, чем предсказывают модели звездной эволюции. Хотя причина этого нехватки еще полностью не изучена, одна из возможностей состоит в том, что конвекция в недрах звезд может «перескакивать» в области, где излучение обычно является доминирующим способом переноса энергии. [53]

Шкала астрономических расстояний [ править ]

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 шкалы астрономических расстояний основывается на последовательности косвенных и иногда неопределенных измерений, относящихся к ближайшим объектам, расстояние до которых может быть измерено напрямую, к все более удаленным объектам. [54] Открытые кластеры - важный шаг 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 близких рассеянных скоплениях, как и других отдельных звезд. Такие скопления, как Плеяды, Гиады и некоторые другие, в пределах примерно 500 световых лет находятся достаточно близко, чтобы этот метод был применим, а результаты спутникового измерения положения Hipparcos дали точные расстояния для нескольких скоплений. [55] [56]

Другой прямой метод - это так называемый метод движущихся кластеров . Это основано на том факте, что звезды скопления совершают общее движение в космосе. Измерение собственных движений членов скопления и построение их видимых движений по небу покажет, что они сходятся в точке схода . Радиальная скорость членов скопления может быть определена из измерений доплеровского сдвига их спектров , и как только радиальная скорость, собственное движение и угловое расстояние от скопления до точки его схода известны, простая тригонометрия покажет расстояние до скопления. В Гиаде является наиболее известным применением этого метода, который показывает их расстояние , чтобы быть 46.3 парсек . [57]

Как только расстояния до ближайших скоплений установлены, дальнейшие методы могут расширить шкалу расстояний до более удаленных скоплений. Сопоставляя главную последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела для кластера на известном расстоянии с последовательностью более удаленного кластера, можно оценить расстояние до более удаленного кластера. Ближайшее рассеянное скопление - это Гиады : звездная ассоциация, состоящая из большинства звезд Плуга, находится примерно на половине расстояния Гиад, но представляет собой звездную ассоциацию, а не рассеянное скопление, поскольку звезды не связаны друг с другом гравитацией. Самое далекое из известных рассеянных скоплений в нашей галактике - Беркли 29 , на расстоянии около 15 000 парсеков. [58]Открытые кластеры, особенно супер звездные скопления , также легко обнаружить во многих галактиках Местной группы и рядом: например, NGC 346 и КСЭ R136 и NGC 1569 A и B .

Точное знание расстояний до открытых скоплений жизненно важно для калибровки зависимости периода от светимости, показываемой переменными звездами, такими как цефеиды , что позволяет использовать их в качестве стандартных свечей . Эти светящиеся звезды могут быть обнаружены на больших расстояниях, а затем используются для увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик в Местной группе. [59] Действительно, в открытом кластере, обозначенном как NGC 7790, находятся три классические цефеиды . [60] [61] Переменные RR Лиры слишком старые, чтобы их можно было связывать с рассеянными скоплениями, и вместо этого они встречаются в шаровых скоплениях .

Планеты [ править ]

В рассеянное скопление NGC 6811 входят две известные планетные системы: Кеплер 66 и Кеплер 67 .

См. Также [ править ]

  • Список открытых кластеров
  • Перемещение групп
  • Семья открытого кластера
  • Остаток открытого кластера

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (27 августа 2007 г.). «Открытые звездные скопления» . САСЫ . Университет Аризоны, лунная и планетная лаборатория. Архивировано из оригинального 22 декабря 2008 года . Проверено 2 января 2009 .
  2. ^ Karttunen Ханна; и другие. (2003). Фундаментальная астрономия . Онлайн-библиотека физики и астрономии (4-е изд.). Springer. п. 321. ISBN. 3-540-00179-4.
  3. ^ Payne-Gaposchkin, C. (1979). Звезды и скопления . Кембридж, Массачусетс: Издательство Гарвардского университета. Bibcode : 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.). "Галактическое скопление, NGC 2244" . Астрофизический журнал . 136 : 1135. Bibcode : 1962ApJ ... 136.1135J . DOI : 10.1086 / 147466 .
  5. ^ Neata, Эмиль. «Открытые звездные скопления: информация и наблюдения» . Информация о ночном небе . Проверено 2 января 2009 .
  6. ^ "VISTA находит 96 звездных скоплений, спрятанных за пылью" . Научный выпуск ESO . Проверено 3 августа 2011 года .
  7. ^ Мур, Патрик; Рис, Робин (2011), Книга данных по астрономии 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 . Практическое пособие по астрономии (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. С. 6–7. ISBN 0-521-37079-5.
  9. ^ a b c Калер, Джеймс Б. (2006). Кембриджская энциклопедия звезд . Издательство Кембриджского университета. п. 167. ISBN. 0-521-81803-6.
  10. ^ "Звездное скопление вслед за Кариной" . Пресс-релиз ESO . Проверено 27 мая 2014 .
  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. "Вступление". В Мауро Д'Онофрио; Карло Буригана (ред.). Вопросы современной космологии: наследие Галилея . Springer, 2009. стр. 1. ISBN 3-642-00791-0.
  13. ^ Fodera-Serio, G .; Indorato, L .; Настаси, П. (февраль 1985 г.), "Наблюдения туманностей Иодирной и его космология", Журнал истории астрономии , 16 (1): 1, Bibcode : 1985JHA .... 16 .... 1F , doi : 10.1177 / 002182868501600101
  14. Перейти ↑ Jones, KG (август 1986). «Некоторые заметки о туманностях Годиерны». Журнал истории астрономии . 17 (50): 187–188. Bibcode : 1986JHA .... 17..187J . DOI : 10.1177 / 002182868601700303 .
  15. Chapman, A. (декабрь 1989 г.), «Уильям Гершель и измерение пространства», Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества , 30 (4): 399–418, Bibcode : 1989QJRAS..30..399C
  16. ^ Мичелл, Дж. (1767). «Исследование вероятного параллакса и величины неподвижных звезд, исходя из количества света, которое они нам дают, и конкретных обстоятельств их положения» . Философские труды . 57 : 234–264. Bibcode : 1767RSPT ... 57..234M . DOI : 10,1098 / rstl.1767.0028 .
  17. ^ Хоскин, М. (1979). «Гершель, ранние исследования туманностей Уильяма - переоценка» . Журнал истории астрономии . 10 : 165–176. Bibcode : 1979JHA .... 10..165H . DOI : 10.1177 / 002182867901000302 .
  18. ^ Hoskin, M. (февраль 1987). «Космология Гершеля». Журнал истории астрономии . 18 (1): 1-34, 20. Bibcode : 1987JHA .... 18 .... 1H . DOI : 10.1177 / 002182868701800101 .
  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. ^ Бас, Байдинаф (2003). Введение в астрофизику . PHI Learning Pvt. ООО п. 218. ISBN 81-203-1121-3.
  22. Перейти ↑ Trumpler, RJ (декабрь 1925 г.). «Спектральные типы в открытых скоплениях» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 37 (220): 307. Bibcode : 1925PASP ... 37..307T . DOI : 10.1086 / 123509 .
  23. ^ Барнард, EE (1931), "Микрометрические измерения звездных скоплений", Публикации обсерватории Йеркса , 6 : 1–106, Bibcode : 1931PYerO ... 6 .... 1B
  24. van Maanen, Adriaan (1919), «No. 167. Исследования собственного движения. Фёрстская статья: Движение 85 звезд в окрестностях Атласа и Плейоны», Вклад обсерватории Маунт Вильсон , Вашингтонский институт Карнеги, 167 : 1–15, Bibcode : 1919CMWCI.167 .... 1V
  25. ^ ван Маанен, Адриан (июль 1945 г.), «Исследования правильного движения. XXIV. Дальнейшие измерения в скоплении Плеяд», Astrophysical Journal , 102 : 26–31, Bibcode : 1945ApJ ... 102 ... 26V , doi : 10.1086 / 144736
  26. ^ Strand, K. Aa. (Декабрь 1977 г.), «Вклад Герцшпрунга в диаграмму HR», Филип, А.Г. Дэвис; ДеВоркин, Дэвид Х. (ред.), HR Diagram, Памяти Генри Норриса Рассела, Симпозиум МАС № 80, проведенный 2 ноября 1977 г. , 80 , Национальная академия наук, Вашингтон, округ Колумбия, стр. 55–59, Bibcode : 1977IAUS ... 80S..55S
  27. ^ a b c d Лада, CJ (январь 2010 г.), «Физика и способы формирования 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
  28. ^ а б Шу, Фрэнк Х .; Адамс, Фред С .; Лизано, Сусана (1987), «Звездообразование в молекулярных облаках - наблюдение и теория», Annual Review of Astronomy and Astrophysics , 25 : 23–81, Bibcode : 1987ARA & A..25 ... 23S , doi : 10.1146 / annurev.aa .25.090187.000323
  29. ^ Battinelli, P .; Капуццо-Дольчетта, Р. (1991). «Формирование и эволюционные свойства системы рассеянных скоплений Галактики» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 249 : 76–83. Bibcode : 1991MNRAS.249 ... 76В . DOI : 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
  31. ^ Kroupa, P. (4-7 октября 2004). «Фундаментальные строительные блоки галактик». В C. Turon; К.С. О'Флаэрти; MAC Perryman (ред.). Труды симпозиума Gaia «Трехмерная Вселенной с Gaia (ESA SP-576) Обсерватория Париж-Медон (опубликован в 2005 году) р 629.... Arxiv : астро-фот / 0412069 . Bibcode : 2005ESASP.576..629K .
  32. ^ Elmegreen, Брюс G .; Ефремов, Юрий Н. (1997). «Универсальный механизм образования открытых и шаровых скоплений в турбулентном газе» . Астрофизический журнал . 480 (1): 235–245. Bibcode : 1997ApJ ... 480..235E . DOI : 10.1086 / 303966 .
  33. Перейти ↑ Eggen, OJ (1960). «Звездные группы, VII. Строение группы Гиад» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 120 (6): 540–562. Bibcode : 1960MNRAS.120..540E . DOI : 10.1093 / MNRAS / 120.6.540 .
  34. ^ Subramaniam, A .; Gorti, U .; Sagar, R .; 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 года .
  36. ^ Нилакши, SR; Панди, АК; Мохан, В. (2002). «Исследование пространственной структуры галактических рассеянных звездных скоплений» . Астрономия и астрофизика . 383 (1): 153–162. Бибкод : 2002A & A ... 383..153N . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20011719 .
  37. Перейти ↑ Trumpler, RJ (1930). «Предварительные результаты по расстояниям, размерам и пространственному распределению рассеянных звездных скоплений» . Бюллетень обсерватории Лик . Беркли: Калифорнийский университет Press. 14 (420): 154–188. Bibcode : 1930LicOB..14..154T . DOI : 10.5479 / ADS / нагрудник / 1930LicOB.14.154T .
  38. ^ Диас, WS; Алесси, BS; Moitinho, A .; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020668 .
  39. ^ Джейнс, КА; Фелпс, Р.Л. (1980). «Галактическая система старых звездных скоплений: развитие галактического диска». Астрономический журнал . 108 : 1773–1785. Bibcode : 1994AJ .... 108.1773J . DOI : 10.1086 / 117192 .
  40. ^ Хантер, Д. (1997). «Звездообразование в неправильных галактиках: обзор нескольких ключевых вопросов» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 109 : 937–950. Bibcode : 1997PASP..109..937H . DOI : 10.1086 / 133965 .
  41. ^ Binney, J .; Меррифилд, М. (1998). Галактическая астрономия . Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-02565-0. OCLC  39108765 .
  42. Перейти ↑ Friel, Eileen D. (1995). "Старые открытые скопления Млечного Пути". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 : 381–414. Bibcode : 1995ARA & A..33..381F . DOI : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.002121 .
  43. ^ van den Bergh, S .; МакКлюр, Р. Д. (1980). «Галактическое распределение старейших рассеянных скоплений». Астрономия и астрофизика . 88 : 360. Bibcode : 1980A&A .... 88..360V .
  44. ^ Андронов, Н .; Pinsonneault, M .; Терндруп, Д. (2003). «Формирование синих отставших в открытых скоплениях». Бюллетень Американского астрономического общества . 35 : 1343. Bibcode : 2003AAS ... 203.8504A .
  45. ^ Fellhauer, M .; Линь, DNC; Bolte, M .; Aarseth, SJ; Уильямс К.А. (2003). «Дефицит белых карликов в открытых скоплениях: динамические процессы». Астрофизический журнал . 595 (1): L53 – L56. arXiv : astro-ph / 0308261 . Bibcode : 2003ApJ ... 595L..53F . DOI : 10.1086 / 379005 .
  46. ^ Тиз, Инго; Крупа, Павел; Гудвин, Саймон П .; Стамателлос, Димитриос; Витворт, Энтони П. (июль 2010 г.), «Приливно-индуцированные коричневые карлики и формирование 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
  47. Перейти ↑ Hills, JG (1 февраля 1980 г.). «Влияние потери массы на динамическую эволюцию звездной системы - Аналитические приближения». Астрофизический журнал . 235 (1): 986–991. Bibcode : 1980ApJ ... 235..986H . DOI : 10.1086 / 157703 .
  48. ^ а б де Ла Фуэнте, MR (1998). «Динамическая эволюция открытых звездных скоплений» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 110 (751): 1117. Bibcode : 1998PASP..110.1117D . DOI : 10.1086 / 316220 .
  49. ^ Содерблом, Дэвид Р .; Мэр, Мишель (1993). «Звездные кинематические группы. I - Группа Большой Медведицы» . Астрономический журнал . 105 (1): 226–249. Bibcode : 1993AJ .... 105..226S . DOI : 10.1086 / 116422 . ISSN 0004-6256 . 
  50. ^ Маевский, SR; Хоули, SL; Манн, Дж. А. (1996). «Движущиеся группы, звездные потоки и субструктура фазового пространства в галактическом гало». Серия конференций ASP . 92 : 119. Bibcode : 1996ASPC ... 92..119M .
  51. ^ Больной, Джонатан; де Йонг, RS (2006). «Новый метод обнаружения звездных потоков в гало галактик». Бюллетень Американского астрономического общества . 38 : 1191. Bibcode : 2006AAS ... 20921105S .
  52. ^ a b «Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare» (на итальянском языке). ORSA - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia . Проверено 6 января 2009 .
  53. ^ a b VandenBerg, DA; Стетсон, ПБ (2004). «О старых открытых скоплениях M67 и NGC 188: конвективный перескок ядра, отношения цвет-температура, расстояния и возраст» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 116 (825): 997–1011. Bibcode : 2004PASP..116..997V . DOI : 10.1086 / 426340 .
  54. ^ Кил, Билл. «Шкала внегалактических расстояний» . Кафедра физики и астрономии Университета Алабамы . Проверено 9 января 2009 .
  55. ^ Браун, AGA (2001). «Открытые кластеры и ассоциации OB: обзор». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 11 : 89–96. Bibcode : 2001RMxAC..11 ... 89B .
  56. ^ Персиваль, SM; Salaris, M .; Килкенни, Д. (2003). «Шкала расстояний открытого скопления - новый эмпирический подход». Астрономия и астрофизика . 400 (2): 541–552. arXiv : astro-ph / 0301219 . Бибкод : 2003A & A ... 400..541P . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030092 .
  57. Перейти ↑ Hanson, RB (1975). «Исследование движения, членства и расстояния скопления Гиад». Астрономический журнал . 80 : 379–401. Bibcode : 1975AJ ..... 80..379H . DOI : 10.1086 / 111753 .
  58. ^ Bragaglia, A .; Held, EV; Този 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20041049 .
  59. ^ Роуэн-Робинсон, Майкл (март 1988). «Шкала внегалактических расстояний». Обзоры космической науки . 48 (1–2): 1–71. Bibcode : 1988SSRv ... 48 .... 1R . DOI : 10.1007 / BF00183129 . ISSN 0038-6308 . 
  60. ^ Сандаж, Аллан (1958). Цефеиды в скоплениях галактик. I. CF Cass в NGC 7790. , AJ, 128
  61. ^ Majaess, D .; Carraro, G .; Moni Bidin, C .; Bonatto, C .; Бердников, Л .; Балам, Д .; Мояно, М .; Gallo, L .; Тернер, Д .; Пер., Д .; Gieren, W .; Борисова, J .; Ковтюх, В .; Белецкий Ю. (2013). Якоря для шкалы космических расстояний: цефеиды U Sagittarii, CF Cassiopeiae и CEab Cassiopeiae , A&A, 260

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Кауфманн, WJ (1994). Вселенная . WH Freeman. ISBN 0-7167-2379-4.
  • Смит, исполнительный вице-президент; Джейкобс, KC; Зейлик, М .; Грегори, С.А. (1997). Вводная астрономия и астрофизика . Thomson Learning. ISBN 0-03-006228-4.

Внешние ссылки [ править ]

Послушайте эту статью ( 27 минут )
Разговорный значок Википедии
Этот аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 16 июля 2006 г. и не отражает последующих правок. ( 2006-07-16 )
  • Шкатулка с драгоценностями (также известная как NGC 4755 или Kappa Crucis Cluster) - открытое скопление в созвездии Crux @ SKY-MAP.ORG
  • Открытые звездные скопления на страницах SEDS Мессье
  • Общий обзор открытых кластеров
  • Метод движущегося кластера
  • Открытые кластеры - информация и любительские наблюдения