Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Мессье 92 , шаровое скопление в созвездии Геркулеса

Звездные скопления - это большие группы звезд . Можно выделить два типа звездных скоплений: шаровые скопления - это плотные группы, состоящие из сотен и миллионов старых звезд, которые гравитационно связаны, а рассеянные скопления - это более слабые группы звезд, обычно содержащие менее нескольких сотен членов, и часто очень молодой. Открытые скопления со временем разрушаются гравитационным влиянием гигантских молекулярных облаков, когда они движутся через галактику , но члены скопления будут продолжать двигаться в общем в том же направлении через пространство, даже если они больше не связаны гравитацией; тогда они известны как звездная ассоциация, иногда также называемая движущейся группой .

Звездные скопления, видимые невооруженным глазом, включают Плеяды , Гиады и 47 Тукан .

Шаровое скопление [ править ]

Основная статья: Шаровое скопление
Шаровое скопление Мессье 15, сфотографированное HST

Шаровые скопления представляют собой примерно сферические группы от 10 000 до нескольких миллионов звезд, расположенных в областях 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 желто-красные, с массой меньше двух масс Солнца . [1] Такие звезды преобладают в скоплениях, потому что более горячие и массивные звезды взорвались как сверхновые или эволюционировали в фазах планетарных туманностей и превратились в белые карлики . И все же несколько редких голубых звезд существуют в шаровиках, которые, как считается, образовались в результате слияния звезд в их плотных внутренних областях; эти звезды известны каксиние отставшие .

В нашей Галактике шаровые скопления распределены примерно сферически в галактическом гало вокруг Галактического центра , вращаясь вокруг центра по высокоэллиптическим орбитам . В 1917 году астроном Харлоу Шепли сделал первую надежную оценку расстояния Солнца от центра Галактики на основе распределения шаровых скоплений.

До середины 1990-х годов шаровые скопления были причиной большой загадки в астрономии, поскольку теории звездной эволюции давали возраст самых старых членов шаровых скоплений, превышающий предполагаемый возраст Вселенной. Однако значительно улучшенные измерения расстояний до шаровых скоплений с помощью спутника Hipparcos и все 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 [1], некоторые из которых могли быть захвачены из небольших галактик, разрушенных Млечным путем, как, по-видимому, имеет место в случае шарового скопления M79 . Некоторые галактики намного богаче шаровиками: гигантская эллиптическая галактика M87 содержит более тысячи.

Некоторые из самых ярких шаровых скоплений видны невооруженным глазом , а самое яркое, Омега Центавра , было известно с древних времен и внесено в каталог как звезды еще до телескопической эры. Самое яркое шаровое скопление в северном полушарии - Мессье 13 в созвездии Геркулеса .

Открытый кластер [ править ]

Основная статья: Открытый кластер
Плеяды , открытая группа доминирует горячими голубыми звездами в окружении отражения облачности

Открытые 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 некоторыми редкими исключениями, возраст которых составляет несколько миллиардов лет, например, такие как Мессье 67 (самое близкое и наиболее наблюдаемое старое рассеянное скопление). [2] Они образуют области H II, такие как туманность Ориона .

В рассеянных скоплениях обычно бывает до нескольких сотен членов в пределах области размером до 30 световых лет в поперечнике. Поскольку они гораздо менее густонаселенны, чем шаровые скопления, они гораздо менее сильно связаны гравитацией и со временем разрушаются гравитацией гигантских молекулярных облаков и других скоплений. Близкие контакты 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 в час + Chi Персея также может быть видным под темным небом. В рассеянных скоплениях часто преобладают горячие молодые голубые звезды, потому что, хотя такие звезды недолговечны в звездном отношении, длятся всего несколько десятков миллионов лет, рассеянные скопления, как правило, рассеиваются до того, как эти звезды умирают.

Установление точных расстояний до рассеянных скоплений позволяет провести калибровку зависимости периода от светимости, показанной переменными звездами цефеид , которые затем используются в качестве стандартных свечей . Цефеиды светятся и могут использоваться для определения расстояний до удаленных галактик и скорости расширения Вселенной ( постоянной Хаббла ). Действительно, в открытом кластере NGC 7790 находятся три классические цефеиды, которые имеют решающее значение для таких усилий. [3] [4]

Встроенный кластер [ править ]

Основная статья: Встроенный кластер
Встроенный кластер Trapezium можно увидеть в рентгеновском свете, проникающем через облако.
Звездное скопление NGC 3572 и его окрестности

Вложенные скопления - это группы очень молодых звезд, которые частично или полностью заключены в межзвездную пыль или газ, которые часто недоступны для оптических наблюдений. Встроенные кластеры образуются в молекулярных облаках , когда облака начинают схлопываться 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 кластера является скопление Трапеция в туманности Ориона . В области ядра облака ρ Ophiuchi (L1688) находится встроенный кластер. [5]

Фаза погруженного скопления может длиться несколько миллионов лет, после чего газ в облаке истощается в результате звездообразования или рассеивается из-за радиационного давления , звездных ветров и истоков или взрывов сверхновых . Как правило, менее 30% массы облака превращается в звезды до того, как облако рассеивается, но эта доля может быть выше в особенно плотных частях облака. С потерей массы в облаке энергия системы изменяется, что часто приводит к разрушению звездного скопления. Большинство молодых встроенных скоплений рассеиваются вскоре после окончания звездообразования. [6]

Обнаруженные в Галактике рассеянные скопления - это бывшие встроенные скопления, которые смогли пережить раннюю эволюцию скоплений. Тем не менее, почти все свободно плавающие звезды, включая Солнце , [7] первоначально были рождены в внедренные кластеры , которые распались. [6]

Звездное скопление супер [ править ]

Основная статья: Супер звездное скопление

Сверхзвездные скопления представляют собой очень большие области недавнего звездообразования и считаются предшественниками шаровых скоплений. Примеры включают Вестерлунд 1 в Млечном Пути. [8]

Промежуточные формы [ править ]

В Мессье 68 составляющие его звезды охватывают объем пространства диаметром более ста световых лет.

В 2005 году астрономы обнаружили новый тип звездного скопления в Галактике Андромеды, которое во многих отношениях очень похоже на шаровые скопления, хотя и менее плотно. В Млечном Пути нет таких скоплений (которые также называют протяженными шаровыми скоплениями ). В Галактике Андромеды обнаружены три объекта : M31WFS C1 [9], M31WFS C2 и M31WFS C3 .

Эти недавно обнаруженные звездные скопления содержат сотни тысяч звезд, такое же количество, что и шаровые скопления. Скопления также имеют общие характеристики с шаровыми скоплениями, например, звездное население и металличность. От шаровых скоплений их отличает то, что они намного больше - несколько сотен световых лет в поперечнике - и в сотни раз менее плотны. Таким образом, расстояния между звездами намного больше. Скопления обладают промежуточными свойствами между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками . [10]

Как образуются эти скопления, пока неизвестно, но их образование вполне может быть связано с образованием шаровых скоплений. Почему у M31 есть такие скопления, а у Млечного Пути нет, пока не известно. Также неизвестно, содержит ли какая-либо другая галактика подобные скопления, но маловероятно, что M31 является единственной галактикой с протяженными скоплениями. [10]

Другой тип скоплений - это слабые нечеткие частицы, которые до сих пор были обнаружены только в линзовидных галактиках, таких как NGC 1023 и NGC 3384 . Они характеризуются большим размером по сравнению с шаровыми скоплениями и кольцевым распределением вокруг центров родительских галактик. В последнем случае они кажутся старыми объектами. [11]

Астрономическое значение [ править ]

Представление художника об экзопланете, вращающейся вокруг звезды в скоплении Мессье 67 [12]

Звездные скопления важны во многих областях астрономии. Поскольку все звезды родились примерно в одно время, различные свойства всех звезд в скоплении зависят только от массы, и поэтому теории звездной эволюции основываются на наблюдениях открытых и шаровых скоплений.

Скопления также являются решающим шагом в определении масштаба расстояний до Вселенной . Некоторые из ближайших скоплений находятся достаточно близко, чтобы их расстояния можно было измерить с помощью параллакса . Для этих скоплений можно построить диаграмму Герцшпрунга-Рассела, абсолютные значения которой на оси светимости известны . 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. При использовании этого метода необходимо учитывать покраснение и звездное население .

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 могло повлиять раннее скопление среды. Похоже, это относится к нашей собственной Солнечной системе , в которой химическое содержание указывает на эффекты сверхновой от ближайшей звезды в начале истории нашей Солнечной системы.

Звездное облако [ править ]

Звездное Облако Щита с кластером Мессье 11 слева внизу

Технически это не звездные скопления, звездные облака представляют собой большие группы из множества звезд в галактике , разбросанные на очень многих световых годах в космосе. Часто они содержат внутри себя звездные скопления. Звезды кажутся плотно упакованными, но обычно не являются частью какой-либо структуры. [13] В пределах Млечного Пути звездные облака видны сквозь промежутки между пылевыми облаками Великой Трещины , позволяя более глубокие виды вдоль нашего конкретного луча зрения. [14] Звездные облака также были обнаружены в других близлежащих галактиках. [15] Примеры звездных облаков включают Большой Стрелец Звезда Облако , Малый Стрелец Звезды Облако , скутум Star Cloud ,Cygnus Star Cloud , Norma Star Cloud и NGC 206 в Андромеде .

Номенклатура [ править ]

В 1979 году 17-я генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендовала, чтобы вновь обнаруженные звездные скопления, открытые или шаровидные, в Галактике имели обозначения, следующие за условным обозначением «Chhmm ± ddd», всегда начинающиеся с префикса C , где h , m и d представляют собой приблизительные координаты центра скопления в часах и минутах прямого восхождения и градусах склонения , соответственно, с ведущими нулями. Назначенное однажды обозначение не должно изменяться, даже если последующие измерения улучшат положение центра кластера. [16] Первое из таких обозначений было присвоено Госта Лынгав 1982 г. [17] [18]

См. Также [ править ]

  • Гиперкомпактная звездная система
  • Надежные ассоциации массивных барионных объектов (RAMBO)

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b Роберт Динвидди; Уилл Гэйтер; Джайлз Воробей; Кэрол Стотт (2012). Путеводитель по природе: Звезды и планеты . DK. С. 14, 134–137. ISBN 978-0-7566-9040-3.
  2. ^ Archinal, Брент А., Хайнс, Стивен Дж 2003. Star Clusters , Willmann-Белл, Richmond, VA
  3. ^ Сандаж, Аллан (1958). Цефеиды в скоплениях галактик. I. CF Cass в NGC 7790. , AJ, 128
  4. ^ 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
  5. ^ Грин, Томас П.; Мейер, Майкл R (1995). "Инфракрасный спектроскопический обзор молодого звездного скопления rho Ophiuchi: массы и возрасты по диаграмме HR". Астрофизический журнал . 450 : 233. Bibcode : 1995ApJ ... 450..233G . DOI : 10.1086 / 176134 .
  6. ^ а б Лада, Чарльз Дж .; Лада, Элизабет А. (2003). «Вложенные кластеры в молекулярные облака». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . Ежегодные обзоры. 41 (1): 57–115. arXiv : astro-ph / 0301540 . Bibcode : 2003ARA & A..41 ... 57L . DOI : 10.1146 / annurev.astro.41.011802.094844 . ISSN 0066-4146 . 
  7. ^ Gounelle, M .; Мейнет, Г. (27 августа 2012 г.). «Генеалогия Солнечной системы по вымершим короткоживущим радионуклидам в метеоритах». Астрономия и астрофизика . EDP ​​Sciences. 545 : A4. arXiv : 1208,5879 . Bibcode : 2012A & A ... 545A ... 4G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219031 . ISSN 0004-6361 . 
  8. ^ «Молодой и экзотический звездный зоопарк: телескопы ESO открывают звездное скопление в Млечном Пути» . ESO. 2005-03-22. Архивировано 01 декабря 2017 года . Проверено 27 ноября 2017 .
  9. ^ "@ 1592523" . u-strasbg.fr . Проверено 28 апреля 2018 .
  10. ^ а б А. П. Хуксор; Н.Р. Танвир; MJ Irwin; Р. Ибата (2005). «Новое население протяженных светящихся звездных скоплений в гало M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph / 0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x .
  11. ^ A. Burkert; Дж. Броди; С. Ларсен 3 (2005). «Слабые нечеткие пятна и образование линзовидных галактик». Астрофизический журнал . 628 (1): 231–235. arXiv : astro-ph / 0504064 . Bibcode : 2005ApJ ... 628..231B . DOI : 10.1086 / 430698 .
  12. ^ "Первая планета найдена вокруг солнечного двойника в звездном скоплении" . Пресс-релиз ESO . Архивировано 01 декабря 2017 года . Проверено 27 ноября 2017 .
  13. ^ Патрик Мур (2005). Год наблюдателя: 366 ночей во Вселенной . Springer. п. 199. ISBN 1-85233-884-9.
  14. ↑ Боб Кинг (13 июля 2016). «Гребля по Темной реке Млечного Пути» . skyandtelescope.org . Проверено 29 сентября 2020 .
  15. ^ Боб Кинг (2016-10-05). «Разрешение Андромеды - как увидеть звезды на расстоянии 2,5 миллиона световых лет» . skyandtelescope.org . Проверено 20 сентября 2020 .
  16. ↑ 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 .
  17. ^ Lynga, G. (октябрь 1982). «Номера IAU для некоторых недавно обнаруженных скоплений». Информационный бюллетень Центра донских звезд . 23 : 89. Bibcode : 1982BICDS..23 ... 89L .
  18. ^ "Словарь номенклатуры небесных объектов" . Симбад . Центр астрономических исследований Страсбурга. 1 декабря 2014 года. Архивировано 8 октября 2014 года . Проверено 21 декабря 2014 .

Внешние ссылки [ править ]

  • База данных открытого кластера WEBDA
  • NGC 2419 - Глобальное скопление на SKY-MAP.ORG
  • Звездные скопления , страницы Мессье SEDS
  • RG Research: встроенные кластеры
  • Звездное скопление - полная статья Encyclopædia Britannica ,
  • В нашем Млечном Пути обнаружено сверхзвездное скопление
  • Исследование рождения суперзвездных скоплений: последствия для массивного звездообразования , Келси Э. Джонсон, 2005 г.
  • Новое население протяженных светящихся звездных скоплений в гало M31 , AP Huxor et al., 2004
  • Наблюдения HST / NICMOS встроенного кластера в NGC 2024: ограничения на IMF и двоичную дробь , Уилсон М. Лю и др., 2003
  • Открытие вложенного скопления звезд большой массы около SGR 1900 + 14 , Фредерик Дж. Врба и др., 2000