Остаток открытого кластера - Open cluster remnant

В астрономии , скопление остаток ( OCR ) является заключительным этапом в эволюции открытого звездного скопления .

Теория

Виктор Амбарцумян (1938) и Лайман Спитцер (1940) показали, что с теоретической точки зрения полное испарение звездного скопления невозможно ; Более того, Спитцер указал на два возможных окончательных результата эволюции звездного скопления: испарение вызывает физические столкновения между звездами или испарение продолжается до тех пор, пока не образуется стабильная двойная система или система с более высокой кратностью.

Наблюдения

Используя пластинки объективной призмы, Лоден (1987, 1988, 1993) исследовал возможную популяцию остатков рассеянных скоплений в нашей Галактике, предполагая, что звезды в этих скоплениях должны иметь одинаковую светимость и спектральный класс . Он обнаружил, что около 30% объектов в его выборке могут быть каталогизированы как возможный тип остатка скопления. Принадлежность к этим объектам ≥ 15. Типичный возраст этих систем составляет около 150 млн лет с диапазоном от 50 до 200 млн лет. Они показывают значительную плотность двойных систем и большое количество оптических двойных систем . Звезды этих OCR имеют тенденцию быть массивными и, следовательно, звездами раннего типа (AF), хотя этот метод наблюдений включает заметный эффект отбора, потому что яркие спектры ранних типов легче обнаружить, чем более тусклые и более поздние. На самом деле среди его объектов почти нет звезд со спектральным классом позже F. С другой стороны, его результаты не были полностью убедительными, потому что на небе есть известные области со многими звездами одного спектрального класса, но в которых трудно найти две звезды с одинаковыми собственными движениями или лучевой скоростью . Ярким примером этого факта является Upgren 1; первоначально было высказано предположение, что эта небольшая группа из семи F-звезд была остатком старого скопления (Upgren & Rubin 1965), но позже Gatewood et al. (1988) пришли к выводу, что Упгрен 1 - это всего лишь случайное совпадение F-звезд в результате близкого прохождения членов двух динамически различных наборов звезд. Совсем недавно Стефаник и др. (1997) показали, что один из наборов состоит из 5 звезд, включая долгопериодическую двойную и необычную тройную систему.

Симуляции

Что касается численного моделирования для систем с примерно 25–250 звездами, фон Хёрнер (1960, 1963), Орсет (1968) и ван Альбада (1968) предположили, что конечным результатом эволюции открытого скопления является одна или несколько тесно связанных двойных систем. (или даже иерархическая тройная система). Ван Альбада указал на нескольких кандидатов для наблюдений (σ Ori, ADS 12696, ρ Oph, 1 Cas, 8 Lac и 67 Oph) как на OCR, а Вилен (1975) указал еще на одного, движущуюся группу Большой Медведицы (Collinder 285).

Ссылки

  • Aarseth, SJ; 1968, Бык. Astron. Сер., 3, 3, 105
  • van Albada, TS; 1968, Бык. Astron. Inst. Нет., 19, 479
  • Амбарцумян, В.А. 1938, Ann. Лен. State Univ., # 22, 4, 19 (английский перевод в: Dynamics of Star Clusters, ред. Дж. Гудман, П. Хат, (Дордрехт: Рейдель) стр. 521)
  • Gatewood, G .; Де Йонге, JK; Castelaz, M .; и др., 1988, ApJ, 332, 917
  • von Hoerner, S .; 1960, З. Astrophys., 50, 184
  • von Hoerner, S .; 1963, Z. Astrophys., 57, 47.
  • Lodén, LO; 1987, Ир. Astron. J., 18, 95
  • Lodén, LO; 1988 г., A&SS, 142, 177
  • Lodén, LO; 1993, A&SS, 199, 165
  • Spitzer, L .; 1940, МНРАС, 100, 397
  • Стефаник, РП; Карузо, младший; Torres, G .; Jha, S .; Latham, DW; 1997, Балтийская астрономия, 6, 137
  • Upgren, AR; Рубин ВК; 1965, ПАСП, 77, 355
  • Wielen, R .; 1975, в кн .: Динамика звездных систем, под ред. А. Хайли, (Дордрехт: Рейдел) стр. 97
дальнейшее чтение
  • Bica, E .; Сантьяго, Британская Колумбия; Дутра, СМ; Dottori, H .; де Оливейра, MR; Павани Д., 2001, A&A, 366, 827-833 [1]
  • Carraro, G .; 2002, A&A, 385, 471-478 [2]
  • Carraro, G .; де ла Фуэнте Маркос, Рауль; Вилланова, С .; Moni Bidin, C .; де ла Фуэнте Маркос, Карлос; Baumgardt, H .; Solivella, G .; 2007, A&A, 466, 931-941 [3]
  • Carraro, G .; 2006, Бюллетень Астрономического общества Индии, 34, 153–162 [4]
  • де ла Фуэнте Маркос, Рауль; 1998, A&A, 333, L27-L30 [5]
  • де ла Фуэнте Маркос, Рауль; де ла Фуэнте Маркос, Карлос; Moni Bidin, C .; Carraro, G .; Costa, E .; 2013, МНРАС, 434, 194-208 [6]
  • Кувенховен, МБН; Гудвин, ИП; Паркер, Р.Дж.; Дэвис, МБ; Malmberg, D .; Kroupa, P .; 2010, MNRAS, 404, 1835-1848 [7]
  • Moni Bidin, C .; де ла Фуэнте Маркос, Рауль; де ла Фуэнте Маркос, Карлос; Carraro, G .; 2010, A&A, 510, A44 [8]
  • Павани, ДБ; Bica, E .; 2007, A&A, 468, 139–150 [9]
  • Павани, ДБ; Bica, E .; Ahumada, AV; Clariá, JJ; 2003, A&A, 399, 113-120 [10]
  • Павани, ДБ; Bica, E .; Дутра, СМ; Dottori, H .; Сантьяго, Британская Колумбия; Carranza, G .; Díaz, RJ; 2001, A&A, 374, 554-563 [11]
  • Павани, ДБ; Кербер, LO; Bica, E .; Maciel, WJ; 2011, МНРАС, 412, 1611-1626 [12]
  • Вилланова, С., Карраро, Г .; де ла Фуэнте Маркос, Рауль; Stagni, R .; 2004, A&A, 428, 67-77 [13]