Рассеянное скопление — это тип звездного скопления, состоящего из десятков или нескольких тысяч звезд , которые образовались из одного и того же гигантского молекулярного облака и имеют примерно одинаковый возраст. В галактике Млечный Путь обнаружено более 1100 рассеянных скоплений , и считается, что их существует гораздо больше. [1] Каждое из них слабо связано взаимным гравитационным притяжением и разрушается при близких столкновениях с другими скоплениями и облаками газа, вращающимися вокруг Галактического центра . Это может привести к потере членов скопления из-за внутренних близких столкновений и рассеиванию в основной части галактики. [2] Рассеянные скопления обычно существуют в течение нескольких сотен миллионов лет, причем самые массивные из них живут в течение нескольких миллиардов лет. Напротив, более массивные шаровые скопления звезд оказывают более сильное гравитационное притяжение на своих членов и могут существовать дольше. Рассеянные скопления были обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках , в которых происходит активное звездообразование . [3]
Молодые открытые скопления могут содержаться внутри молекулярного облака, из которого они образовались, освещая его, чтобы создать область H II . [4] Со временем давление излучения от скопления рассеет молекулярное облако. Обычно около 10% массы газового облака объединяются в звезды, прежде чем давление излучения вытеснит остальной газ.
Рассеянные скопления являются ключевыми объектами в изучении звездной эволюции . Поскольку члены скопления имеют схожий возраст и химический состав , их свойства (такие как расстояние, возраст, металличность , поглощение и скорость) легче определить, чем для изолированных звезд. [1] Ряд рассеянных скоплений, таких как Плеяды , Гиады и скопление Альфа Персея , видны невооруженным глазом. Некоторые другие, такие как Двойное скопление , едва различимы без инструментов, в то время как многие другие можно увидеть с помощью бинокля или телескопа . Скопление Дикой Утки , M11, является примером. [5]
Знаменитое рассеянное скопление Плеяды в созвездии Тельца было признано группой звезд с древности, в то время как Гиады (которые также являются частью Тельца ) являются одним из старейших рассеянных скоплений. Другие рассеянные скопления были отмечены ранними астрономами как неразрешенные размытые пятна света. В своем Альмагесте римский астроном Птолемей упоминает скопление Ясли , Двойное скопление в Персее , Звездное скопление Волосы Вероники и Птолемеевское скопление , в то время как персидский астроном Аль-Суфи писал о скоплении Омикрон Парусов . [7] Однако потребовалось бы изобретение телескопа, чтобы разрешить 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, использовавшим телескоп для наблюдения за ночным небом и записи своих наблюдений, был итальянский ученый Галилео Галилей в 1609 году. Когда он направил телескоп на некоторые из туманных пятен, описанных Птолемеем, он обнаружил, что это была не одна звезда, а группы многих звезд. Для Ясли 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 Sidereus Nuncius Галилео Галилей писал: «Галактика — это не что иное, как масса бесчисленных звезд, посаженных вместе в скопления». [12] Под влиянием работы Галилея сицилийский астроном Джованни Годиерна стал, возможно, первым астрономом, использовавшим телескоп для поиска ранее не обнаруженных рассеянных скоплений. [13] В 1654 году он идентифицировал объекты, которые теперь обозначены как Мессье 41 , Мессье 47 , NGC 2362 и NGC 2451. [ 14]
Еще в 1767 году было осознано, что звезды в скоплении физически связаны, [15] когда английский натуралист преподобный Джон Мичелл подсчитал, что вероятность того, что даже одна группа звезд, такая как Плеяды, является результатом случайного выравнивания, если смотреть с Земли, составляет всего 1 к 496 000. [16] Между 1774 и 1781 годами французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, которые имели туманный вид, похожий на кометы . Этот каталог включал 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 разложить на группы отдельных звезд. Гершель задумал идею о том, что звезды изначально были разбросаны по космосу, но позже стали группироваться вместе в звездные системы из-за гравитационного притяжения. [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. Э. Дрейером , и двух дополнительных каталогах Index Catalogues , опубликованных в 1896 и 1905 годах. [9] Телескопические наблюдения выявили два различных типа скоплений, одно из которых содержало тысячи звезд в правильном сферическом распределении и было обнаружено по всему небу, но преимущественно по направлению к центру Млечного Пути . [19] Другой тип состоял из в целом более редкой популяции звезд более неправильной формы. Они, как правило, находились в галактической плоскости Млечного Пути или вблизи нее. [20] [21] Астрономы окрестили первые шаровыми скоплениями , 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 Юлиусом Трамплером . [22]
Микрометрические измерения положений звезд в скоплениях были сделаны еще в 1877 году немецким астрономом Э. Шенфельдом и в дальнейшем продолжены американским астрономом Э. Э. Барнардом до его смерти в 1923 году. Никаких признаков движения звезд эти усилия не обнаружили. [23] Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен смог измерить собственное движение звезд в части скопления Плеяды, сравнивая фотографические пластинки, сделанные в разное время. [24] По мере того, как астрометрия становилась все 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, которые имели собственное движение, похожее на среднее движение скопления, и, следовательно, с большей вероятностью являлись его членами. [25] Спектроскопические измерения выявили общие лучевые скорости , таким образом показывая, что скопления состоят из звезд, связанных вместе как группа. [1]
Первые диаграммы цвет-величина рассеянных скоплений были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году, дав график для звездных скоплений Плеяды и Гиады . Он продолжал эту работу над рассеянными скоплениями в течение следующих двадцати лет. Из спектроскопических данных он смог определить верхний предел внутренних движений для рассеянных скоплений и мог оценить, что общая масса этих объектов не превышает нескольких сотен масс Солнца. Он продемонстрировал связь между цветами звезд и их величинами, а в 1929 году заметил, что скопления Гиады и Ясли имели иное звездное население, чем Плеяды. Впоследствии это будет интерпретироваться как разница в возрасте трех скоплений. [26]
Формирование открытого скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака , холодного плотного облака газа и пыли, содержащего массу, во много тысяч раз превышающую массу Солнца . Плотность этих облаков варьируется от 10 2 до 10 6 молекул нейтрального водорода на см 3 , а звездообразование происходит в областях с плотностью выше 10 4 молекул на см 3 . Обычно только 1–10% облака по объему превышает эту плотность. [27] До коллапса эти облака поддерживают свое механическое равновесие посредством магнитных полей, турбулентности и вращения. [28]
Многие факторы могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, вызвав коллапс и инициировав всплеск звездообразования, который может привести к образованию рассеянного скопления. К ним относятся ударные волны от близлежащей сверхновой , столкновения с другими облаками и гравитационные взаимодействия. Даже без внешних триггеров области облака могут достичь условий, при которых они становятся нестабильными по отношению к коллапсу. [28] Коллапсирующая область облака будет подвергаться 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, окутанное коллапсирующим облаком, блокируя протозвезды от зрения, но позволяя инфракрасное наблюдение. [27] В галактике Млечный Путь скорость образования рассеянных скоплений оценивается как одно каждые несколько тысяч лет. [29]
Самые горячие и массивные из недавно образованных звезд (известные как звезды OB ) будут испускать интенсивное ультрафиолетовое излучение , которое постоянно ионизирует окружающий газ гигантского молекулярного облака, образуя область H II . Звездные ветры и давление излучения массивных звезд начинают вытеснять горячий ионизированный газ со скоростью, соответствующей скорости звука в газе. Через несколько миллионов лет скопление испытает свою первую сверхновую с коллапсом ядра , которая также вытеснит газ из окрестностей. В большинстве случаев эти процессы лишат скопление газа в течение десяти миллионов лет, и дальнейшее звездообразование происходить не будет. 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 выталкивания остаточного газа крайне вреден для процесса звездообразования. Таким образом, все скопления испытывают значительную потерю веса в младенчестве, в то время как большая часть подвергается детской смертности. На этом этапе формирование открытого скопления будет зависеть от того, связаны ли вновь образованные звезды гравитационно друг с другом; в противном случае получится несвязанная звездная ассоциация . Даже когда такое скопление, как Плеяды, действительно образуется, оно может удерживать только треть исходных звезд, а остальные становятся несвязанными после выталкивания газа. [30] Молодые звезды, таким образом освобожденные из своего натального скопления, становятся частью популяции Галактического поля.
Поскольку большинство звезд, если не все, формируются в скоплениях, звездные скопления следует рассматривать как фундаментальные строительные блоки галактик. События сильного выброса газа, которые формируют и разрушают многие звездные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток в морфологических и кинематических структурах галактик. [31] Большинство рассеянных скоплений формируются по крайней мере из 100 звезд и имеют массу в 50 или более солнечных масс. Самые большие скопления могут иметь более 10 4 солнечных масс, причем массивное скопление Westerlund 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, может не быть большой внутренней разницы между очень редким шаровым скоплением, таким как Palomar 12 , и очень богатым рассеянным скоплением. Некоторые астрономы полагают, что два типа звездных скоплений формируются посредством одного и того же основного механизма, с той разницей, что условия, которые позволили сформироваться очень богатым шаровым скоплениям, содержащим сотни тысяч звезд, больше не существуют в Млечном Пути. [32]
Обычно два или более отдельных рассеянных скопления формируются из одного и того же молекулярного облака. В Большом Магеллановом Облаке и Hodge 301, и R136 образовались из газов Туманности Тарантул , в то время как в нашей собственной галактике, отслеживая движение в пространстве Гиад и Яслей , двух выдающихся близлежащих рассеянных скоплений, можно предположить, что они образовались в одном и том же облаке около 600 миллионов лет назад. [33] Иногда два скопления, родившиеся в одно и то же время, образуют двойное скопление. Самым известным примером в Млечном Пути является двойное скопление NGC 869 и NGC 884 (также известное как h и χ Персея), но известно, что существует по крайней мере еще 10 двойных скоплений. [34] Новые исследования показывают, что M25, в которой находится цефеида, может составлять тройное звездное скопление вместе с NGC 6716 и Collinder 394. [35] В Малом и Большом Магеллановых Облаках известно гораздо больше двойных скоплений — их легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей собственной галактике, поскольку эффекты проекции могут привести к тому, что не связанные между собой скопления внутри Млечного Пути будут казаться близкими друг к другу.
Открытые скопления варьируются от очень редких скоплений с несколькими членами до крупных скоплений, содержащих тысячи звезд. Они обычно состоят из довольно отчетливого плотного ядра, окруженного более рассеянной «короной» членов скопления. Ядро обычно имеет размер 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 вблизи Солнца составляет около 0,003 звезд на кубический световой год. [37]
Рассеянные скопления часто классифицируются в соответствии со схемой, разработанной Робертом Трамплером в 1930 году. Схема Трамплера дает скоплению трехчастное обозначение, с римской цифрой от I до IV для слабо или очень разнородных, арабской цифрой от 1 до 3 для диапазона яркости членов (от малого до большого диапазона), и p , m или r для указания того, является ли скопление бедным, средним или богатым звездами. «n» добавляется, если скопление находится в туманности . [38]
По схеме Трамплера Плеяды классифицируются как I3rn, а близлежащие Гиады — как II3m.
В нашей галактике известно более 1100 рассеянных скоплений, но их истинное общее количество может быть в десять раз больше. [39] В спиральных галактиках рассеянные скопления в основном находятся в спиральных рукавах, где плотность газа самая высокая, и поэтому происходит большая часть звездообразования, и скопления обычно рассеиваются до того, как успевают выйти за пределы своего спирального рукава. Рассеянные скопления сильно сконцентрированы вблизи галактической плоскости, с масштабной высотой в нашей галактике около 180 световых лет по сравнению с радиусом галактики около 50 000 световых лет. [40]
В неправильных галактиках рассеянные скопления можно обнаружить по всей галактике, хотя их концентрация выше всего там, где плотность газа самая высокая. [41] Рассеянные скопления не наблюдаются в эллиптических галактиках : звездообразование прекратилось много миллионов лет назад в эллиптических галактиках, и поэтому рассеянные скопления, которые изначально там присутствовали, давно рассеялись. [42]
В галактике Млечный Путь распределение скоплений зависит от возраста, причем более старые скопления преимущественно находятся на больших расстояниях от Галактического центра , как правило, на значительных расстояниях выше или ниже галактической плоскости . [43] Приливные силы сильнее ближе к центру галактики, увеличивая 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 аналоги во внешних областях. [44]
Поскольку рассеянные скопления, как правило, рассеиваются до того, как большинство их звезд достигают конца своей жизни, свет от них, как правило, доминируется молодыми, горячими голубыми звездами. Эти звезды самые массивные и имеют самую короткую жизнь, несколько десятков миллионов лет. Более старые рассеянные скопления, как правило, содержат больше желтых звезд. [45]
Частота двойных звездных систем, как было замечено, выше внутри рассеянных скоплений, чем за их пределами. Это рассматривается как доказательство того, что одиночные звезды выбрасываются из рассеянных скоплений из-за динамических взаимодействий. [46]
Некоторые открытые скопления содержат горячие голубые звезды, которые кажутся намного моложе, чем остальная часть скопления. Эти голубые бродяги также наблюдаются в шаровых скоплениях, и в очень плотных ядрах шаровых скоплений они, как полагают, возникают, когда звезды сталкиваются, образуя гораздо более горячую, более массивную звезду. Однако звездная плотность в открытых скоплениях намного ниже, чем в шаровых скоплениях, и звездные столкновения не могут объяснить количество наблюдаемых голубых бродяг. Вместо этого считается, что большинство из них, вероятно, возникают, когда динамические взаимодействия с другими звездами заставляют двойную систему объединяться в одну звезду. [47]
После того, как они исчерпывают свой запас водорода посредством ядерного синтеза , звезды средней и малой массы сбрасывают свои внешние слои, образуя планетарную туманность и эволюционируя в белых карликов . В то время как большинство скоплений рассеиваются до того, как большая часть их членов достигает стадии белого карлика, количество белых карликов в открытых скоплениях все еще, как правило, намного ниже, чем можно было бы ожидать, учитывая возраст скопления и ожидаемое начальное распределение масс звезд. Одним из возможных объяснений отсутствия белых карликов является то, что когда красный гигант выбрасывает свои внешние слои, чтобы стать планетарной туманностью, небольшая асимметрия в потере материала может дать звезде «толчок» в несколько километров в секунду , достаточный, чтобы выбросить ее из скопления. [48]
Из-за их высокой плотности, близкие встречи между звездами в открытом скоплении являются обычным явлением. [ необходима цитата ] Для типичного скопления с 1000 звезд с радиусом полумассы 0,5 парсека, в среднем звезда будет иметь встречу с другим членом каждые 10 миллионов лет. Скорость еще выше в более плотных скоплениях. Эти встречи могут оказать значительное влияние на протяженные околозвездные диски материала, которые окружают многие молодые звезды. Приливные возмущения больших дисков могут привести к образованию массивных планет и коричневых карликов , производя компаньонов на расстоянии 100 а.е. или более от родительской звезды. [49]
Многие открытые скопления изначально нестабильны, с достаточно малой массой, так что скорость выхода системы ниже средней скорости составляющих ее звезд. Эти скопления быстро рассеются в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого образовалось скопление, под действием давления излучения горячих молодых звезд уменьшает массу скопления достаточно, чтобы обеспечить быстрое рассеивание. [50]
Кластеры, имеющие 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, близкие встречи между звездами могут увеличить скорость члена сверх скорости убегания скопления. Это приводит к постепенному «испарению» членов скопления. [51]
Внешне, примерно каждые полмиллиарда лет или около того, открытое скопление имеет тенденцию быть нарушенным внешними факторами, такими как прохождение близко к или через молекулярное облако. Гравитационные приливные силы, генерируемые таким столкновением, имеют тенденцию разрушать скопление. В конце концов, скопление становится потоком звезд, недостаточно близким, чтобы быть скоплением, но все связаны и движутся в схожих направлениях с схожими скоростями. Временные рамки, в течение которых скопление разрушается, зависят от его начальной звездной плотности, причем более плотно упакованные скопления сохраняются дольше. Оценочные периоды полураспада скопления , после которых половина исходных членов скопления будет потеряна, варьируются от 150 до 800 миллионов лет, в зависимости от первоначальной плотности. [51]
После того, как скопление стало гравитационно несвязанным, многие из его составляющих звезд все еще будут двигаться в пространстве по схожим траекториям, в том, что известно как звездная ассоциация , движущееся скопление или движущаяся группа . Несколько самых ярких звезд в « Плуге » Большой Медведицы являются бывшими членами открытого скопления, которое теперь образует такую ассоциацию, в данном случае Движущуюся группу Большой Медведицы . [52] В конечном итоге их немного отличающиеся относительные скорости заставят их разлететься по всей галактике. Более крупное скопление тогда известно как поток, если мы обнаруживаем схожие скорости и возрасты в остальном хорошо разделенных звезд. [53] [54]
Если построить диаграмму Герцшпрунга-Рассела для рассеянного скопления, то большинство звезд лежат на главной последовательности . [55] Самые массивные звезды начали удаляться от главной последовательности и становятся красными гигантами ; положение поворота от главной последовательности можно использовать для оценки возраста скопления. [56]
Поскольку звезды в открытом 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 среди членов скопления обусловлены только их массой. [55] Это делает открытые скопления очень полезными для изучения звездной эволюции, потому что при сравнении одной звезды с другой многие из переменных параметров являются фиксированными. [56]
Изучение распространенности лития и бериллия в звездах рассеянного скопления может дать важные подсказки об эволюции звезд и их внутренних структурах. В то время как ядра водорода не могут слиться, образуя гелий , пока температура не достигнет около 10 миллионов К , литий и бериллий разрушаются при температурах 2,5 миллиона К и 3,5 миллиона К соответственно. Это означает, что их распространенность сильно зависит от того, насколько сильно происходит смешивание в звездных недрах. Благодаря изучению их распространенности в звездах рассеянного скопления можно зафиксировать такие переменные, как возраст и химический состав. [57]
Исследования показали, что обилие этих легких элементов намного ниже, чем предсказывают модели звездной эволюции. Хотя причина этого недостатка еще не полностью понята, одна из возможностей заключается в том, что конвекция в звездных недрах может «проскочить» в области, где излучение обычно является доминирующим способом переноса энергии. [57]
Определение расстояний до астрономических объектов имеет решающее значение для их понимания, но подавляющее большинство объектов слишком далеко, чтобы их расстояния можно было определить напрямую. Калибровка шкалы астрономических расстояний основана на последовательности косвенных и иногда неточных измерений, связывающих ближайшие объекты, расстояния до которых можно измерить напрямую, со все более удаленными объектами. [58] Рассеянные скопления являются решающим шагом в этой последовательности.
Расстояние до самых близких рассеянных скоплений можно измерить напрямую одним из двух методов. Во-первых, 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 можно измерить, как и для других отдельных звезд. Такие скопления, как Плеяды, Гиады и несколько других в пределах примерно 500 световых лет, достаточно близки, чтобы этот метод был жизнеспособным, и результаты, полученные с помощью спутника измерения положения Hipparcos , дали точные расстояния для нескольких скоплений. [59] [60]
Другой прямой метод — так называемый метод движущегося скопления . Он основан на том факте, что звезды скопления имеют общее движение в пространстве. Измерение собственных движений членов скопления и построение графика их видимых движений по небу покажут, что они сходятся в точке схода . Лучевую скорость членов скопления можно определить из измерений доплеровского сдвига их спектров , и как только станут 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, которое показывает, что их расстояние составляет 46,3 парсека . [61]
После того, как расстояния до близлежащих скоплений установлены, дальнейшие методы могут расширить шкалу расстояний до более отдаленных скоплений. Сопоставляя главную последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела для скопления на известном расстоянии с таковой для более отдаленного скопления, можно оценить расстояние до более отдаленного скопления. Ближайшее рассеянное скопление - Гиады: звездная ассоциация, состоящая из большинства звезд Плау, находится примерно на половине расстояния Гиад, но является звездной ассоциацией, а не рассеянным скоплением, поскольку звезды не связаны друг с другом гравитационно. Самое отдаленное известное рассеянное скопление в нашей галактике - Беркли 29, находящееся на расстоянии около 15 000 парсеков. [62] Рассеянные скопления, особенно сверхзвездные скопления , также легко обнаруживаются во многих галактиках Местной группы и поблизости: например, NGC 346 и SSCs R136 и NGC 1569 A и B.
Точное знание расстояний до открытых скоплений жизненно важно для калибровки соотношения период-светимость, демонстрируемого переменными звездами , такими как цефеиды , что позволяет использовать их в качестве стандартных свечей . Эти яркие звезды можно обнаружить на больших расстояниях, а затем использовать для расширения шкалы расстояний до близлежащих галактик в Местной группе. [63] Действительно, открытое скопление, обозначенное как NGC 7790, содержит три классические цефеиды . [64] [65] Переменные типа RR Лиры слишком стары, чтобы их можно было связать с открытыми скоплениями, и вместо этого они находятся в шаровых скоплениях .
Звезды в рассеянных скоплениях могут содержать экзопланеты, как и звезды за пределами рассеянных скоплений. Например, рассеянное скопление NGC 6811 содержит две известные планетные системы, Kepler-66 и Kepler-67 . Кроме того, известно, что в скоплении Beehive существует несколько горячих юпитеров . [66]
{{citation}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
