Рассеянное скопление — это тип звездного скопления , состоящего из десятков или нескольких тысяч звезд , образовавшихся из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В галактике Млечный Путь обнаружено более 1100 рассеянных скоплений , и считается, что их гораздо больше. [1] Они слабо связаны взаимным гравитационным притяжением и разрушаются при близких столкновениях с другими скоплениями и облаками газа на орбите вокруг Галактического центра . Это может привести к потере членов скопления из-за внутренних тесных сближений и рассеянию в основном теле галактики. [2] Рассеянные скопления обычно живут несколько сотен миллионов лет, а самые массивные из них живут несколько миллиардов лет. Напротив, более массивные шаровые скопления звезд оказывают на своих членов более сильное гравитационное притяжение и могут существовать дольше. Рассеянные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках , в которых происходит активное звездообразование . [3]
Молодые рассеянные скопления могут содержаться внутри молекулярного облака, из которого они образовались, освещая его и создавая область H II . [4] Со временем радиационное давление скопления рассеет молекулярное облако. Обычно около 10% массы газового облака объединяется в звезды, прежде чем радиационное давление вытеснит остальную часть газа.
Рассеянные скопления являются ключевыми объектами 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 различимы без инструментов, а многие другие можно увидеть с помощью биноклей или телескопов . Примером может служить скопление диких уток, M11 . [5]
Выдающееся рассеянное скопление Плеяды в созвездии Тельца считалось группой звезд с древних времен, 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 потребовалось бы 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]
Первым человеком, который использовал телескоп для наблюдения ночного неба и записывал свои наблюдения, был итальянский учёный Галилео Галилей в 1609 году. Когда он направил телескоп на некоторые из туманных пятен, записанных Птолемеем, он обнаружил, что это были не отдельные звезды, а группировки многих звезд. Для Презепе он нашел более 40 звезд. Там, где раньше наблюдатели отмечали в Плеядах только 6–7 звезд, он обнаружил почти 50. [11] В своем трактате 1610 года «Sidereus Nuncius» Галилео Галилей писал: «Галактика представляет собой не что иное, как массу бесчисленных звезд, собранных вместе в скопления. " [12] Под влиянием работ Галилея сицилийский астроном Джованни Ходьерна стал, возможно, первым астрономом, который использовал телескоп для поиска ранее не открытых рассеянных скоплений. [13] В 1654 году он идентифицировал объекты, которые теперь обозначаются как Мессье 41 , Мессье 47 , NGC 2362 и NGC 2451 . [14]
Еще в 1767 году стало понятно, что звезды в скоплении физически связаны [15] , когда английский натуралист преподобный Джон Мичелл подсчитал, что вероятность того, что даже одна группа звезд, таких как Плеяды, является результатом случайного выравнивания, как видно с Земли был всего 1 на 496 000. [16] Между 1774–1781 годами французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, имевших туманный вид, похожий на кометы . В этот каталог вошли 26 рассеянных скоплений. [9] В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершель начал обширное исследование туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих особенностей можно разделить на группы отдельных звезд. Гершель выдвинул идею о том, что звезды первоначально были разбросаны по космосу, но позже из-за гравитационного притяжения сгруппировались в звездные системы. [17] Он разделил туманности на восемь классов, причем классы с VI по VIII использовались для классификации скоплений звезд. [18]
Число известных скоплений продолжало увеличиваться 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 них содержала тысячи звезд, имеющих правильное сферическое распределение, и располагалась по всему небу, но преимущественно ближе к центру Млечного Пути . [19] Другой тип состоял, как правило, из более редкой популяции звезд более неправильной формы. Обычно их находили в галактической плоскости Млечного Пути или вблизи нее. [20] [21] Астрономы назвали первые шаровые скопления , а вторые — рассеянными скоплениями. Из-за своего местоположения рассеянные скопления иногда называют галактическими скоплениями — термин, который был введен в 1925 году швейцарско-американским астрономом Робертом Юлиусом Трамплером . [22]
Микрометрические измерения положения звезд в скоплениях были произведены еще в 1877 г. немецким астрономом Э. Шенфельдом и продолжены американским астрономом Э. Э. Барнардом до его смерти в 1923 г. Никаких признаков движения звезд этими усилиями обнаружено не было. [23] Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен смог измерить собственное движение звезд в части скопления Плеяды, сравнив фотографические пластинки, сделанные в разное время. [24] Когда астрометрия стала более точной, было обнаружено, что звезды скопления имеют общее собственное движение в пространстве. Сравнивая фотографические пластинки скопления Плеяды, сделанные в 1918 году, с изображениями, сделанными в 1943 году, ван Маанен смог идентифицировать те звезды, собственное движение которых было похоже на среднее движение скопления, и, следовательно, с большей вероятностью были его членами. [25] Спектроскопические измерения выявили общие лучевые скорости , показав тем самым, что скопления состоят из звезд, связанных вместе в группу. [1]
Первые диаграммы цвет-величина рассеянных скоплений были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году и дали график звездных скоплений Плеяды и Гиады . Он продолжал эту работу над открытыми скоплениями в течение следующих двадцати лет. По спектроскопическим данным ему удалось определить верхний предел внутренних движений рассеянных скоплений и оценить, что общая масса этих объектов не превышает в несколько сотен раз массы Солнца. Он продемонстрировал взаимосвязь между цветом звезд и их величиной, а в 1929 году заметил, что в скоплениях Гиады и Презепе звездное население отличается от звездного населения Плеяд. Впоследствии это можно было бы интерпретировать как разницу в возрасте трех скоплений. [26]
Формирование рассеянного скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака — холодного плотного облака газа и пыли, содержащего массу, во многие тысячи раз превышающую массу Солнца . Эти облака имеют плотность от 10 2 до 10 6 молекул нейтрального водорода на см 3 , причем звездообразование происходит в областях с плотностью выше 10 4 молекул на см 3 . Обычно только 1–10% объема облака имеет плотность выше последней. [27] До коллапса эти облака сохраняют механическое равновесие посредством магнитных полей, турбулентности и вращения. [28]
Многие факторы могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, вызвав его коллапс и вспышку звездообразования, которая может привести к образованию рассеянного скопления. К ним относятся ударные волны от ближайшей сверхновой , столкновения с другими облаками или гравитационные взаимодействия. Даже без внешних триггеров области облака могут достичь состояния, при котором они станут неустойчивыми к коллапсу. [28] Область коллапсирующего 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 в коллапсирующем облаке, закрывая протозвезды от поля зрения, но позволяя наблюдать в инфракрасном диапазоне. [27] В галактике Млечный Путь скорость образования рассеянных скоплений оценивается в одно раз в несколько тысяч лет. [29]
Самые горячие и массивные из вновь образовавшихся звезд (известные как OB-звезды ) будут излучать интенсивное ультрафиолетовое излучение , которое постоянно ионизирует окружающий газ гигантского молекулярного облака, образуя область H II . Звездные ветры и радиационное давление массивных звезд начинают уносить горячий ионизированный газ со скоростью, соответствующей скорости звука в газе. Через несколько миллионов лет скопление испытает первые сверхновые с коллапсом ядра , которые также вытеснят газ из окрестностей. В большинстве случаев эти процессы лишат скопление газа в течение десяти миллионов лет, и дальнейшего звездообразования не произойдет. Тем не менее, около половины образовавшихся протозвездных объектов останутся окруженными околозвездными дисками , многие из которых образуют аккреционные диски. [27]
Поскольку только 30–40 процентов газа в ядре облака образуют звезды, процесс выброса остаточного газа очень вреден для процесса звездообразования. Таким образом, все кластеры страдают от значительной потери веса младенцев, в то время как значительная их часть страдает от младенческой смертности. В этот момент образование рассеянного скопления будет зависеть от того, связаны ли новообразованные звезды гравитацией друг с другом; в противном случае возникнет несвязанная звездная ассоциация . Даже когда такое скопление, как Плеяды, действительно формируется, оно может удерживать только треть первоначальных звезд, а остальная часть становится несвязанной после выброса газа. [30] Молодые звезды, высвободившиеся из своего натального скопления, становятся частью населения галактического поля.
Поскольку большинство, если не все, звезд формируются в скоплениях, звездные скопления следует рассматривать как фундаментальные строительные блоки галактик. Яростные выбросы газа, которые формируют и разрушают многие звездные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток в морфологических и кинематических структурах галактик. [31] Большинство рассеянных скоплений состоят как минимум из 100 звезд и имеют массу 50 и более солнечных масс. Самые крупные скопления могут иметь массу более 10 4 солнечных, при этом массивное скопление Вестерлунд 1 оценивается в 5 × 10 4 солнечных масс, 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 редким шаровым скоплением, таким как Паломар 12 , и очень богатым рассеянным скоплением не может быть большой внутренней разницы . Некоторые астрономы полагают, что два типа звездных скоплений формируются по одному и тому же основному механизму, с той разницей, что условия, которые позволили сформировать очень богатые шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд, больше не преобладают в Млечном Пути. [32]
Обычно из одного и того же молекулярного облака образуются два или более отдельных рассеянных скоплений. В Большом Магеллановом Облаке и Ходж 301, и R136 образовались из газов туманности Тарантул , в то время как в нашей собственной галактике, прослеживая движение в пространстве Гиад и Презепе , двух заметных близлежащих рассеянных скоплений, можно предположить, что они образовались в Большом Магеллановом Облаке. то же облако около 600 миллионов лет назад. [33] Иногда два кластера, рожденные одновременно, образуют бинарный кластер. Самым известным примером в Млечном Пути является двойное скопление NGC 869 и NGC 884 (также известное как h и χ Персея), но известно, что существуют еще как минимум 10 двойных скоплений. [34] Еще больше известно о Малых и Больших Магеллановых Облаках — их легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей собственной галактике, поскольку эффекты проекции могут привести к тому, что несвязанные скопления внутри Млечного Пути появятся близко друг к другу.
Рассеянные скопления варьируются от очень редких скоплений, состоящих всего из нескольких членов, до крупных скоплений, содержащих тысячи звезд. Обычно они состоят из довольно отчетливого плотного ядра, окруженного более разбросанной «короной» членов скопления. Ядро обычно имеет диаметр около 3–4 световых лет , 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 вблизи 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: римская цифра от I-IV для обозначения небольших или очень несопоставимых значений, арабская цифра от 1 до 3 для обозначения диапазон яркости членов (от малого до большого), а также p , m или r , чтобы указать, является ли скопление бедным, средним или богатым звездами. Далее добавляется буква «n», если скопление находится в пределах туманности . [37]
По схеме Трамплера Плеяды классифицируются как I3rn, близлежащие Гиады классифицируются как II3m.
В нашей галактике известно более 1100 рассеянных скоплений, но истинное их количество может быть в десять раз больше. [38] В спиральных галактиках рассеянные скопления в основном встречаются в спиральных рукавах, где плотность газа самая высокая, и поэтому происходит большая часть звездообразования, а скопления обычно рассеиваются до того, как успевают выйти за пределы своего спирального рукава. Рассеянные скопления сильно сконцентрированы вблизи галактической плоскости, их масштабная высота в нашей галактике составляет около 180 световых лет по сравнению с галактическим радиусом примерно 50 000 световых лет. [39]
В неправильных галактиках рассеянные скопления можно обнаружить по всей галактике, хотя их концентрация наибольшая там, где плотность газа наибольшая. [40] Рассеянные скопления не наблюдаются в эллиптических галактиках : звездообразование в эллиптических галактиках прекратилось много миллионов лет назад, и поэтому рассеянные скопления, которые изначально присутствовали, уже давно рассеялись. [41]
В галактике Млечный Путь распределение скоплений зависит от возраста, причем более старые скопления преимущественно находятся на больших расстояниях от Галактического центра , обычно на значительных расстояниях выше или ниже галактической плоскости . [42] Приливные силы сильнее ближе к центру галактики, что увеличивает скорость разрушения скоплений, а также гигантские молекулярные облака, которые вызывают разрушение скоплений, концентрируются по направлению к внутренним областям галактики, поэтому скопления во внутренних областях галактики, как правило, рассеиваются в более молодом возрасте, чем их собратья во внешних регионах. [43]
Поскольку рассеянные скопления имеют тенденцию рассеиваться до того, как большинство их звезд достигнет конца своей жизни, в их свете, как правило, преобладают молодые горячие голубые звезды. Эти звезды являются самыми массивными и имеют самый короткий срок жизни — несколько десятков миллионов лет. Более старые рассеянные скопления, как правило, содержат больше желтых звезд. [ нужна цитата ]
Было замечено , что частота звезд в двойных системах выше внутри рассеянных скоплений, чем за пределами рассеянных скоплений. Это рассматривается как свидетельство того, что одиночные звезды выбрасываются из рассеянных скоплений из-за динамических взаимодействий. [44]
Некоторые рассеянные скопления содержат горячие голубые звезды, которые кажутся намного моложе остальной части скопления. Эти голубые отставшие звезды также наблюдаются в шаровых скоплениях, а в очень плотных ядрах шаровых скоплений они, как полагают, возникают при столкновении звезд, 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 голубых отставших. Вместо этого считается, что большинство из них, вероятно, возникают, когда динамические взаимодействия с другими звездами приводят к слиянию двойной системы в одну звезду. [45]
Как только запасы водорода в результате ядерного синтеза исчерпаются , 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, число белых карликов в рассеянных скоплениях все еще в целом намного ниже, чем можно было бы ожидать, учитывая возраст скопления и ожидаемое начальное распределение масс по массе. звезды. Одно из возможных объяснений отсутствия белых карликов заключается в том, что, когда красный гигант выбрасывает свои внешние слои и становится планетарной туманностью, небольшая асимметрия в потере материала может дать звезде «толчок» на несколько километров в секунду , чего будет достаточно, чтобы извлеките его из кластера. [46]
Из-за их высокой плотности близкие сближения звезд в рассеянном скоплении являются обычным явлением. [ нужна цитата ] Для типичного скопления из 1000 звезд с радиусом полумассы 0,5 парсека в среднем звезда будет сталкиваться с другим членом каждые 10 миллионов лет. В более плотных кластерах этот показатель еще выше. Эти встречи могут оказать существенное влияние на протяженные околозвездные диски материала, окружающие многие молодые звезды. Приливные возмущения больших дисков могут привести к образованию массивных планет и коричневых карликов , образующих спутников на расстояниях 100 а.е. и более от родительской звезды. [47]
Многие рассеянные скопления по своей природе нестабильны и имеют достаточно небольшую массу, поэтому скорость убегания системы ниже средней скорости составляющих звезд. Эти скопления быстро рассеются в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого образовалось скопление, под действием радиационного давления горячих молодых звезд уменьшает массу скопления настолько, что его можно быстро рассеять. [48]
Скопления, которые имеют достаточную массу, чтобы быть гравитационно связанными после испарения окружающей туманности, могут оставаться отдельными в течение многих десятков миллионов лет, но со временем внутренние и внешние процессы также имеют тенденцию рассеивать их. Внутри скопления близкие сближения звезд могут увеличить скорость члена, превышающую скорость убегания скопления. Это приводит к постепенному «испарению» членов кластера. [49]
Внешне примерно каждые полмиллиарда лет или около того рассеянное скопление подвергается воздействию внешних факторов, таких как прохождение вблизи молекулярного облака или сквозь него. Гравитационные приливные силы , возникающие в результате такого столкновения, имеют тенденцию разрушать скопление. В конце концов скопление превращается в поток звезд, не достаточно близких, чтобы быть скоплением, но связанных между собой и движущихся в одинаковых направлениях с одинаковой скоростью. Время, в течение которого скопление разрушается, зависит от его начальной звездной плотности, при этом более плотно упакованные скопления сохраняются дольше. Предполагаемый период полураспада скопления , после которого половина первоначальных членов скопления будет потеряна, колеблется в пределах 150–800 миллионов лет, в зависимости от исходной плотности. [49]
После того, как скопление потеряет гравитационную связь, многие из входящих в него звезд все еще будут двигаться в космосе по схожим траекториям, образуя так называемую звездную ассоциацию , движущееся скопление или движущуюся группу . Некоторые из самых ярких звезд в « Плуге » Большой Медведицы являются бывшими членами рассеянного скопления, которое сейчас образует такое объединение, в данном случае — Движущуюся группу Большой Медведицы . [50] В конце концов, их немного отличающиеся относительные скорости приведут к тому, что они рассеются по всей галактике. Тогда более крупное скопление будет называться потоком, если мы обнаружим схожие скорости и возраст звезд, в остальном хорошо разделенных друг от друга. [51] [52]
Когда для рассеянного скопления строится диаграмма Герцшпрунга-Рассела , большинство звезд лежит на главной последовательности . [53] Самые массивные звезды начали отделяться от главной последовательности и становятся красными гигантами ; положение отклонения от главной последовательности можно использовать для оценки возраста скопления. [54]
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 материала, различия в видимой яркости между членами скопления обусловлены только их массой. [53] Это делает рассеянные скопления очень полезными при изучении звездной эволюции, поскольку при сравнении одной звезды с другой многие переменные параметры фиксируются. [54]
Изучение содержания лития и бериллия в звездах рассеянных скоплений может дать важные сведения об эволюции звезд и их внутренней структуре. В то время как ядра водорода не могут сливаться с образованием гелия , 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 численность сильно зависит от того, насколько сильно происходит перемешивание в недрах звезд. Изучая их содержание в звездах рассеянных скоплений, можно установить такие переменные, как возраст и химический состав. [55]
Исследования показали, что содержание этих легких элементов намного ниже, чем предсказывают модели звездной эволюции. Хотя причина этого дефицита еще не до конца понятна, одна из возможностей заключается в том, что конвекция в недрах звезд может «перелетать» в регионы, где излучение обычно является доминирующим способом переноса энергии. [55]
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 астрономической шкалы расстояний основана на последовательности косвенных и иногда неопределенных измерений, связывающих ближайшие объекты, для которых расстояния могут быть измерены напрямую, со все более удаленными объектами. [56] Открытые кластеры являются решающим шагом 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 тесных рассеянных скоплениях, как и у других отдельных звезд. Такие скопления, как Плеяды, Гиады и некоторые другие в радиусе около 500 световых лет, расположены достаточно близко, чтобы этот метод был жизнеспособным, а результаты измерения положения спутника Hipparcos дали точные расстояния для нескольких скоплений. [57] [58]
Другой прямой метод — это так называемый метод движущегося кластера . Это основано на том факте, что звезды скопления имеют общее движение в пространстве. Измерение собственных движений членов скопления и построение графика их видимого движения по небу покажет, что они сходятся в точке схода . Лучевая скорость членов скопления может быть определена на основе измерений доплеровского сдвига их спектров , и как только будут известны лучевая скорость, собственное движение и угловое расстояние от скопления до его точки схода, простая тригонометрия покажет расстояние до скопления. Гиады — самое известное применение этого метода: расстояние до них составляет 46,3 парсека . [59]
Как только расстояния до близлежащих кластеров будут установлены, дальнейшие методы могут расширить шкалу расстояний до более удаленных кластеров. Сопоставляя главную последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела для скопления, находящегося на известном расстоянии, с последовательностью более удаленного скопления, можно оценить расстояние до более удаленного скопления. Ближайшее рассеянное скопление - Гиады: звездная ассоциация, состоящая из большинства звезд Плауга , находится примерно на половине расстояния от Гиад, но представляет собой звездную ассоциацию, а не рассеянное скопление, поскольку звезды не связаны гравитацией друг с другом. Самое отдаленное известное рассеянное скопление в нашей галактике — Беркли 29, расположенное на расстоянии около 15 000 парсеков. [60] Рассеянные скопления, особенно суперзвездные скопления , также легко обнаруживаются во многих галактиках Местной группы и близлежащих: например, NGC 346 и SSC R136 и NGC 1569 A и B.
Точное знание расстояний рассеянных скоплений жизненно важно для калибровки соотношения периода и светимости, показываемого переменными звездами, такими как звезды- цефеиды , что позволяет использовать их в качестве стандартных свечей . Эти светящиеся звезды можно обнаружить на больших расстояниях, а затем использовать их для расширения шкалы расстояний до ближайших галактик Местной группы. [61] Действительно, в рассеянном скоплении, обозначенном NGC 7790, находятся три классические цефеиды . [62] [63] Переменные RR Лиры слишком стары, чтобы их можно было ассоциировать с рассеянными скоплениями, и вместо этого они встречаются в шаровых скоплениях .
Звезды в рассеянных скоплениях могут содержать экзопланеты, как и звезды вне рассеянных скоплений. Например, рассеянное скопление NGC 6811 содержит две известные планетные системы: Кеплер-66 и Кеплер-67 . Кроме того, известно, что в скоплении Улей существует несколько горячих Юпитеров . [64]
{{citation}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
