Звездное скопление - Star cluster

Звездные скопления - это большие группы звезд . Можно выделить два основных 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 молод. 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; затем они известны как звездная ассоциация , иногда также называемая движущейся группой .

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

Шаровое скопление

Шаровое скопление Мессье 15, сфотографированное HST

Шаровые скопления представляют собой примерно сферические группы от 10 тысяч 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 - в основном желто-красных, с массой меньше двух масс Солнца . Такие звезды преобладают в скоплениях, потому что более горячие и массивные звезды взорвались как сверхновые или эволюционировали в фазах планетарных туманностей и превратились в белых карликов . Тем не менее, несколько редких голубых звезд существуют в шаровиках, которые, как считается, образовались в результате слияния звезд в их плотных внутренних областях; эти звезды известны как голубые отставшие .

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

До середины 1990-х 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. .

Наша Галактика насчитывает около 150 шаровых скоплений, некоторые из которых, возможно, были захваченными ядрами небольших галактик, лишенных звезд ранее на их внешних границах приливами Млечного Пути , как, по-видимому, имеет место в случае шарового скопления M79 . Некоторые галактики гораздо богаче шаровиками, чем Млечный Путь: в гигантской эллиптической галактике M87 их более тысячи.

Некоторые из самых ярких шаровых скоплений видны невооруженным глазом ; самая яркая, Омега Центавра , наблюдалась в древности и занесена в каталог как звезда еще до телескопической эры. Самое яркое шаровое скопление в северном полушарии - M13 в созвездии Геркулеса .

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 (наиболее близкое и наиболее наблюдаемое старое рассеянное скопление). Они образуют области H II, такие как туманность Ориона .

В рассеянных скоплениях обычно насчитывается до нескольких сотен членов в пределах области размером до 30 световых лет в поперечнике. Поскольку они гораздо менее населенны, 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 имеют тенденцию рассеиваться 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.

Встроенный кластер

Вложенный кластер Трапеции 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.

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 . Обычно 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 изменяется энергия системы, что часто приводит к разрушению звездного скопления. Большинство молодых встроенных скоплений рассеиваются вскоре после окончания звездообразования.

Обнаруженные в Галактике рассеянные скопления - это бывшие встроенные скопления, которые смогли пережить раннюю эволюцию скоплений. Однако почти все свободно плавающие звезды, включая Солнце , изначально родились во встроенных скоплениях, которые распались.

Супер звездное скопление

Сверхзвездные скопления - это очень большие области недавнего звездообразования, которые считаются предшественниками шаровых скоплений. Примеры включают Вестерлунд 1 в Млечном Пути.

Промежуточные формы

В Мессье 68 составляющие ее 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 известны как протяженные шаровые скопления ). В Галактике Андромеды обнаружены три объекта : M31WFS C1, 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. Что отличает их от шаровых скоплений, так это 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 .

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 очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с протяженными скоплениями.

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 их родительских галактик. В последнем случае они кажутся старыми объектами.

Астрономическое значение

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

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. Различные свойства всех звезд в скоплении зависят только от массы, поэтому теории звездной эволюции основываются на наблюдениях открытых и шаровых скоплений. В первую очередь это справедливо для старых шаровых скоплений. В случае молодых (возраст <1 млрд лет) и среднего возраста (1 <возраст <5 млрд лет) такие факторы, как возраст, масса, химический состав, также могут играть жизненно важную роль. В зависимости от возраста звездные скопления могут раскрыть много информации о своих родительских галактиках. Например, звездные скопления, находящиеся в Магеллановых Облаках, могут предоставить важную информацию об образовании карликовых галактик Магеллановых Облаков. Это, в свою очередь, может помочь нам понять многие астрофизические процессы, происходящие в нашей Галактике Млечный Путь. Эти скопления, особенно молодые, могут объяснить процесс звездообразования, который мог произойти в нашей Галактике Млечный Путь.

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 окружающей среды. Похоже, что 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

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. В пределах Млечного Пути звездные облака видны сквозь промежутки между пылевыми облаками Великой Трещины , позволяя более глубокие виды вдоль нашего конкретного луча зрения. Звездные облака также были обнаружены в других близлежащих галактиках. Примеры звездных облаков включают Большой Стрелец Звезда Облако , Малый Стрелец Звезду Облако , скутум Star Cloud , Cygnus Star Cloud , Норму Star Cloud и NGC 206 в Андромеде .

Номенклатура

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. Первое из таких обозначений было присвоено Госта Лынга в 1982 году.

Смотрите также

использованная литература

внешние ссылки