stringtranslate.com

Звездное скопление

Мессье 47 , скопление в созвездии Рака

Звездные скопления — это большие группы звезд , удерживаемые вместе самогравитацией . Можно выделить два основных типа звездных скоплений. Шаровые скопления — это плотные группы из десятков тысяч или миллионов старых звезд, которые гравитационно связаны. Рассеянные скопления — это более слабо сгруппированные группы звезд, обычно содержащие менее нескольких сотен членов, которые часто очень молоды. По мере того, как они движутся по галактике , со временем рассеянные скопления разрушаются гравитационным влиянием гигантских молекулярных облаков . Даже если они больше не связаны гравитацией, они будут продолжать двигаться в целом в том же направлении через пространство и тогда известны как звездные ассоциации , иногда называемые движущимися группами .

К звездным скоплениям, видимым невооруженным глазом, относятся Плеяды , Гиады и 47 Тукана .

Открытый кластер

Плеяды — рассеянное скопление, в котором преобладают горячие голубые звезды, окруженные отражательной туманностью.

Рассеянные скопления сильно отличаются от шаровых скоплений. В отличие от сферически распределенных шаровых скоплений, они ограничены галактической плоскостью и почти всегда находятся внутри спиральных рукавов . Это, как правило, молодые объекты, возрастом до нескольких десятков миллионов лет, за редкими исключениями, возраст которых составляет несколько миллиардов лет, например, Мессье 67 (ближайшее и наиболее наблюдаемое старое рассеянное скопление). [1] Они образуют области H II, такие как туманность Ориона .

Рассеянные скопления обычно состоят из нескольких сотен членов и располагаются на площади до 30 световых лет в поперечнике. Будучи гораздо менее густонаселенными, чем шаровые скопления, они гораздо менее сильно гравитационно связаны и со временем разрушаются гравитацией гигантских молекулярных облаков и других скоплений. Тесные встречи 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 h + Хи Персея также может быть заметным под темным небом. В рассеянных скоплениях часто доминируют горячие молодые голубые звезды, потому что, хотя такие звезды и недолговечны по звездным меркам, всего несколько десятков миллионов лет, рассеянные скопления, как правило, рассеиваются до того, как эти звезды умирают.

Подмножество рассеянных скоплений составляет двойное или совокупное скопление. [2] Новые исследования показывают, что Мессье 25 может составлять тройное звездное скопление вместе с NGC 6716 и Collinder 394. [3]

Установление точных расстояний до открытых скоплений позволяет калибровать соотношение период-светимость, показанное переменными звездами цефеидами , которые затем используются в качестве стандартных свечей . Цефеиды светятся и могут быть использованы для установления как расстояний до удаленных галактик, так и скорости расширения Вселенной ( постоянная Хаббла ). Действительно, открытое скопление NGC 7790 содержит три классические цефеиды , которые имеют решающее значение для таких усилий. [4] [5]

Встроенный кластер

Встроенное скопление Трапеция , видимое в рентгеновских лучах , проникающих сквозь окружающие облака
Звездное скопление NGC 3572 и его окрестности

Встроенные скопления представляют собой группы очень молодых звезд, которые частично или полностью заключены в межзвездную пыль или газ , которые часто непроницаемы для оптических наблюдений. Встроенные скопления образуются в молекулярных облаках , когда облака начинают коллапсировать и формировать звезды . В этих скоплениях часто происходит непрерывное звездообразование, поэтому встроенные скопления могут быть домом для различных типов молодых звездных объектов, включая протозвезды и звезды до главной последовательности . Примером встроенного скопления является скопление Трапеция в туманности Ориона . В области ядра облака ρ Ophiuchi (L1688) есть встроенное скопление. [6]

Фаза вложенного скопления может длиться несколько миллионов лет, после чего газ в облаке истощается из-за звездообразования или рассеивается под действием давления излучения , звездных ветров и оттоков или взрывов сверхновых . В целом менее 30% массы облака преобразуется 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 вложенных скоплений рассеиваются вскоре после окончания звездообразования. [7]

Открытые скопления, обнаруженные в Галактике, являются бывшими встроенными скоплениями, которые смогли пережить раннюю эволюцию скоплений. Однако почти все свободно плавающие звезды, включая Солнце , [8] изначально родились во встроенных скоплениях, которые распались. [7]

Шаровое скопление

Шаровое скопление Мессье 15, сфотографированное HST

Шаровые скопления представляют собой приблизительно сферические группировки от 10 тысяч до нескольких миллионов звезд, упакованных в области размером от 10 до 30  световых лет . Обычно они состоят из очень старых звезд населения II — всего на несколько сотен миллионов лет моложе самой Вселенной — которые в основном желтые и красные, с массами менее двух солнечных . [9] Такие звезды преобладают в скоплениях, потому что более горячие и массивные звезды взрывались как сверхновые или эволюционировали через фазы планетарной туманности , чтобы закончить как белые карлики . Тем не менее, несколько редких голубых звезд существуют в шаровых скоплениях, которые, как полагают, образовались в результате слияния звезд в их плотных внутренних областях; эти звезды известны как голубые бродяги .

В галактике Млечный Путь шаровые скопления распределены примерно сферически в галактическом гало , вокруг Галактического центра , вращаясь вокруг центра по сильно вытянутым эллиптическим орбитам . В 1917 году астроном Харлоу Шепли сделал первую достоверную оценку расстояния Солнца от Галактического центра, основываясь на распределении шаровых скоплений.

До середины 1990-х годов шаровые скопления были причиной большой загадки в астрономии, поскольку теории звездной эволюции давали возраст старейших членов шаровых скоплений, превышающий предполагаемый возраст Вселенной. Однако значительно улучшенные измерения расстояний до шаровых скоплений с использованием спутника Hipparcos и все более точные измерения постоянной Хаббла разрешили парадокс, дав возраст Вселенной около 13 миллиардов лет и возраст старейших звезд на несколько сотен миллионов лет меньше.

В нашей Галактике около 150 шаровых скоплений, [9] некоторые из которых могли быть захваченными ядрами небольших галактик, ранее лишенных звезд на своих внешних границах приливами Млечного Пути , как, по-видимому, в случае шарового скопления M79 . Некоторые галактики гораздо богаче шаровыми скоплениями, чем Млечный Путь: гигантская эллиптическая галактика M87 содержит более тысячи.

Несколько самых ярких шаровых скоплений видны невооруженным глазом ; самое яркое, Омега Центавра , наблюдалось в древности и было каталогизировано как звезда, до телескопической эры. Самое яркое шаровое скопление в северном полушарии — M13 в созвездии Геркулеса .

Суперзвездное скопление

Суперзвездные скопления — это очень большие области недавнего звездообразования, которые считаются предшественниками шаровых скоплений. Примером может служить Westerlund 1 в Млечном Пути. [10]

Промежуточные формы

Мессье 68 — рыхлое шаровое скопление , составляющие его звезды охватывают область пространства размером более ста световых лет в поперечнике.

В 2005 году астрономы открыли новый тип звездного скопления в галактике Андромеды, которое во многих отношениях очень похоже на шаровые скопления, хотя и менее плотное. В Млечном Пути такие скопления (также известные как протяженные шаровые скопления ) не известны. Три, обнаруженные в галактике Андромеды, — это M31WFS C1 [11], M31WFS C2 и M31WFS C3.

Эти новые звездные скопления содержат сотни тысяч звезд, что сопоставимо с шаровыми скоплениями. Скопления также имеют другие характеристики, схожие с шаровыми скоплениями, например, звездное население и металличность. Что отличает их от шаровых скоплений, так это то, что они намного больше — несколько сотен световых лет в поперечнике — и в сотни раз менее плотные. Расстояния между звездами, таким образом, намного больше. Скопления обладают свойствами, промежуточными между шаровыми скоплениями и карликовыми сфероидальными галактиками . [12]

Пока неизвестно, как формируются эти скопления, но их формирование вполне может быть связано с формированием шаровых скоплений. Почему у M31 есть такие скопления, а у Млечного Пути их нет, пока неизвестно. Также неизвестно, содержит ли какая-либо другая галактика такой тип скоплений, но было бы очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с протяженными скоплениями. [12]

Другой тип скоплений — это слабые размытые объекты , 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 своих родительских галактик. Как последние, они кажутся старыми объектами. [13]

Астрономическое значение

Художественное представление экзопланеты, вращающейся вокруг звезды в скоплении Мессье 67 [14]

Звездные скопления важны во многих областях астрономии. Причина этого в том, что почти все звезды в старых скоплениях родились примерно в одно и то же время. [15] Различные свойства всех звезд в скоплении являются функцией только массы, и поэтому теории звездной эволюции опираются на наблюдения открытых и шаровых скоплений. Это в первую очередь верно для старых шаровых скоплений. В случае молодых (возраст < 1 млрд лет) и промежуточного возраста (1 < возраст < 5 млрд лет) такие факторы, как возраст, масса, химический состав, также могут играть жизненно важную роль. [16] Основываясь на своем возрасте, звездные скопления могут раскрыть много информации о своих родительских галактиках. Например, звездные скопления, находящиеся в Магеллановых Облаках, могут предоставить важную информацию о формировании карликовых галактик Магеллановых Облаков. Это, в свою очередь, может помочь нам понять многие астрофизические процессы, происходящие в нашей собственной Галактике Млечный Путь. Эти скопления, особенно молодые, могут объяснить процесс звездообразования, который мог происходить в нашей Галактике Млечный Путь.

Скопления также являются важным шагом в определении шкалы расстояний Вселенной . Несколько ближайших скоплений находятся достаточно близко, чтобы их расстояния можно было измерить с помощью параллакса . Для этих скоплений можно построить диаграмму Герцшпрунга-Рассела , которая имеет известные абсолютные значения на оси светимости . Затем, когда аналогичная диаграмма строится для скопления, расстояние до которого неизвестно, положение главной последовательности можно сравнить с положением первого скопления 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 с вложенными скоплениями, которые распались. Это означает, что свойства звезд и планетных систем могли быть затронуты ранними кластерными средами. Похоже, что это относится и к нашей собственной Солнечной системе , в которой химическое изобилие указывает на эффекты сверхновой от близлежащей звезды в начале истории нашей Солнечной системы.

Звездное облако

Звездное облако Щита с рассеянным скоплением Мессье 11 в левом нижнем углу

Технически не звездные скопления, звездные облака представляют собой большие группы из множества звезд внутри галактики , разбросанные на очень многих световых годах пространства. Часто они содержат звездные скопления внутри себя. Звезды кажутся тесно упакованными, но обычно не являются частью какой-либо структуры. [17] Внутри Млечного Пути звездные облака видны через промежутки между пылевыми облаками Великого Разлома , позволяя получить более глубокие виды вдоль нашей конкретной линии зрения. [18] Звездные облака также были обнаружены в других близлежащих галактиках. [19] Примерами звездных облаков являются Большое звездное облако Стрельца , Малое звездное облако Стрельца , Звездное облако Щита, Звездное облако Лебедя, Звездное облако Нормы и NGC 206 в галактике Андромеды .

Номенклатура

В 1979 году 17-я Генеральная ассамблея Международного астрономического союза рекомендовала, чтобы вновь открытые звездные скопления, открытые или шаровидные, в пределах Галактики имели обозначения, соответствующие соглашению "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. Обозначение, однажды присвоенное, не должно меняться, даже если последующие измерения улучшат местоположение центра скопления. [20] Первые такие обозначения были присвоены Гостой Лингой в 1982 году. [21] [22]

Смотрите также

На Викискладе есть медиафайлы по теме:
Звездное скопление (категория)

Ссылки

  1. ^ Брент А. Аринал; Стивен Дж. Хайнс (2003). Звездные скопления. Вильманн-Белл. ISBN 978-0-943396-80-4.
  2. ^ Пецка, М. и др. (май 2021 г.), «Совокупности кластеров в данных Gaia», Astronomy & Astrophysics , 649 (A54): 12, arXiv : 2106.08920 , doi : 10.1051/0004-6361/202040139 .
  3. ^ Majaess, D.; et al. (август 2024 г.), «Редкая рассеянная триада скоплений в Стрельце, содержащая цефеиды», Research Notes of the AAS , 8 (8): 205, doi : 10.3847/2515-5172/ad7139 .
  4. ^ Сэндидж, Аллан (1958). "Цефеиды в галактических скоплениях. I. CF Cass в NGC 7790". The Astrophysical Journal . 128 : 150. Bibcode : 1958ApJ...128..150S. doi : 10.1086/146532 .
  5. ^ Маджесс, Д.; Карраро, Дж.; Мони Бидин, К.; Бонатто, К.; Бердников Л.; Балам, Д.; Мояно, М.; Галло, Л.; Тернер, Д.; Лейн, Д.; Гирен, В.; Борисова Ю.; Ковтюх В.; Белецкий, Ю. (2013). «Якоря шкалы космических расстояний: цефеиды U Стрельца, CF Cassiopeiae и CEab Cassiopeiae». Астрономия и астрофизика . 560 : А22. arXiv : 1311.0865 . Бибкод : 2013A&A...560A..22M. дои : 10.1051/0004-6361/201322670. S2CID  55934597.
  6. ^ Грин, Томас П.; Мейер, Майкл Р. (1995). «Инфракрасное спектроскопическое исследование молодого звездного скопления ро Змееносца: массы и возрасты по диаграмме HR». Astrophysical Journal . 450 : 233. Bibcode : 1995ApJ...450..233G. doi : 10.1086/176134.
  7. ^ ab Lada, Charles J.; Lada, Elizabeth A. (2003). «Встроенные кластеры в молекулярных облаках». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 41 (1): 57–115. arXiv : astro-ph/0301540 . Bibcode :2003ARA&A..41...57L. doi :10.1146/annurev.astro.41.011802.094844. ISSN  0066-4146. S2CID  16752089.
  8. ^ Гунель, М.; Мейне, Г. (2012-08-27). "Генеалогия Солнечной системы, выявленная по вымершим короткоживущим радионуклидам в метеоритах". Астрономия и астрофизика . 545. EDP Sciences: A4. arXiv : 1208.5879 . Bibcode : 2012A&A...545A...4G. doi : 10.1051/0004-6361/201219031. ISSN  0004-6361. S2CID  54970631.
  9. ^ ab Динвидди, Роберт; Гейтер, Уилл; Воробей, Джайлс; Стотт, Кэрол (2012). Звезды и планеты . Путеводитель по природе. DK. С. 14, 134–137. ISBN 978-0-7566-9040-3.
  10. ^ "Молодой и экзотический звездный зоопарк: телескопы ESO обнаружили суперзвездное скопление в Млечном Пути". ESO. 2005-03-22. Архивировано из оригинала 2017-12-01 . Получено 2017-11-27 .
  11. ^ "@1592523". u-strasbg.fr . Получено 28 апреля 2018 г. .
  12. ^ ab AP Huxor; NR Tanvir; MJ Irwin; R. Ibata (2005). «Новая популяция расширенных, светящихся звездных скоплений в гало M31». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph/0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID  6215035.
  13. ^ A. Burkert; J. Brodie; S. Larsen 3 (2005). «Слабые размытые области и формирование линзовидных галактик». The Astrophysical Journal . 628 (1): 231–235. arXiv : astro-ph/0504064 . Bibcode : 2005ApJ...628..231B. doi : 10.1086/430698. S2CID  11466131.{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  14. ^ "First Planet Found Around Solar Twin in Star Cluster". Пресс-релиз ESO . Архивировано из оригинала 2017-12-01 . Получено 2017-11-27 .
  15. ^ "Пища звезд", Звезды и скопления , Издательство Гарвардского университета, 2013-10-01, стр. 34, doi :10.4159/harvard.9780674423770.c3, ISBN 978-0-674-42377-0, получено 2024-06-18
  16. ↑ Весь мир — это сцена–Галактика, Издательство Гарвардского университета, 2013-10-01, стр. 6–7, doi :10.4159/harvard.9780674423770.c1, ISBN 978-0-674-42377-0, получено 2024-06-18
  17. ^ Патрик Мур (2005). Год наблюдателя: 366 ночей во Вселенной . Springer. стр. 199. ISBN 1-85233-884-9.
  18. ↑ Боб Кинг (13 июля 2016 г.). «Плыви по темной реке Млечного Пути». skyandtelescope.org . Получено 29 сентября 2020 г.
  19. ^ Боб Кинг (2016-10-05). «Разрешение Андромеды — как увидеть звезды на расстоянии 2,5 миллионов световых лет». skyandtelescope.org . Получено 20 сентября 2020 г.
  20. ↑ XVIIth General Assembly (PDF) (14–23 августа 1979 г.). Монреаль, Канада: Международный астрономический союз . Лето 1979 г. стр. 13. Архивировано (PDF) из оригинала 18 января 2015 г. Получено 18 декабря 2014 г.
  21. ^ Lynga, G. (октябрь 1982 г.). «Числа IAU для некоторых недавно открытых скоплений». Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires . 23 : 89. Bibcode :1982BICDS..23...89L.
  22. ^ «Словарь номенклатуры небесных объектов». Симбад . Центр астрономических исследований Страсбурга. 1 декабря 2014 года. Архивировано из оригинала 8 октября 2014 года . Проверено 21 декабря 2014 г.

Внешние ссылки