Deschideți grupul de stele

Clusterul stelar Hodge 301 , care are câteva milioane de ani, poate fi văzut în colțul din dreapta jos al imaginii . Se aprinde părți din nebuloasa Tarantula a mari Nor Magellanic .

Deoarece colecțiile de clustere deschise sunt de la aproximativ o sută la câteva mii de stele denotă faptul că de la același nor molecular gigant s-au format. Concentrația lor în centrul clusterului este relativ scăzută. Cu toate acestea, ele se evidențiază clar din fundalul stelelor. Acestea diferă de grupurile globulare dens ambalate prin dimensiune, locație, vârstă și formare, dar mai ales prin densitatea lor mai mică de stele.

Ciorchinele stelare deschise pot fi găsite numai în galaxii spirale sau neregulate în care formarea de stele are încă loc (pentru care, de exemplu, galaxiile eliptice sunt prea vechi). Clusterele sunt rareori mai vechi de câteva sute de milioane de ani, deoarece pierd membrii prin mișcarea corectă a stelelor, procesele lor interne sau prin tulburări orbitale reciproce . Uneori sunt distruși și de coliziuni cu alte grupuri de stele sau nori de gaze .

Grupurile de stele deschise tinere pot fi încă găsite în norul molecular din care au apărut. Aceasta este luminată și se creează o zonă H-II ionizată . Cu toate acestea, presiunea de radiație a stelelor tinere face ca norul molecular să se disipeze treptat. De obicei, 10% din masa norului de gaz este utilizat pentru formarea stelelor înainte ca presiunea radiației să sufle restul.

Grupurile de stele deschise sunt obiecte foarte importante pentru studierea formării stelelor. Motivul pentru aceasta este că toate stelele grupate au aproximativ aceeași vârstă și aceeași compoziție chimică . Micile diferențe de proprietăți sunt observate mult mai repede decât dacă se observă doar stele izolate. Direcția lor comună de mișcare ( paralela curentului stelelor ) poate fi, de asemenea, utilizată pentru a determina distanța.

Istoria observației

Cele mai renumite grupuri de stele deschise, cum ar fi Pleiadele, au fost considerate ca un grup de stele din cele mai vechi timpuri. Altele au fost observate ca pete de lumină, dar au putut fi identificate doar ca grupuri de stele prin invenția telescopului . După alte observații, grupurile de stele au fost împărțite în două clase. Unele au fost formate din mii de stele într-o formă sferică regulată și pot fi găsite pe tot cerul. Celălalt grup a avut mai puține stele, o formă mai neregulată, și se găsește aproape exclusiv în planul galactic al Calea Lactee . Primul grup a fost numit grupuri globulare, iar al doilea a fost numit grupuri de stele deschise sau grupuri galactice.

S-a descoperit că stelele dintr-un grup stelar deschis au proprietăți similare. În 1767 , duhovnicul John Michel a calculat probabilitatea ca un grup de stele ca Pleiadele să fie doar un aranjament aleatoriu pe cerul înstelat, la 1 din 496.000. Pe măsură ce astrometria a devenit mai precisă, s-a constatat că stelele din cluster se mișcă cu aceeași mișcare adecvată prin cerul nopții. Aceeași viteză radială a fost determinată și de observații spectroscopice . Din aceasta s-a ajuns la concluzia că stelele s-au format în același timp și sunt conectate ca grup.

Deși grupurile globulare și grupurile stelare deschise formează grupuri clar separate, diferențele dintre grupurile globulare rare și grupurile stelare deschise foarte bogate pot fi mici. Unii astronomi cred că ambele tipuri de grupuri de stele se bazează pe aceleași mecanisme, cu diferența că cauzele care duc la formarea de grupuri de stele mari globulare nu mai există în galaxia noastră.

Apariția

Toate stelele apar din mai multe sisteme stelare , deoarece doar un nor de gaz cu o masă solară multiplă este suficient de greu pentru a se prăbuși sub propria gravitație , dar un nor atât de greu nu se poate prăbuși într-o singură stea.

Formarea unui grup stelar deschis începe cu prăbușirea unei părți a unui nor molecular gigant , un nor de gaz cântărind câteva mii de mase solare. Mulți factori pot fi factorul declanșator pentru aceasta. De îndată ce norul molecular gigant începe să se prăbușească, formarea de stele începe prin formarea unor fragmente din ce în ce mai mici, care în cele din urmă se pot transforma în câteva mii de stele. În galaxia noastră, grupuri de stele deschise se formează la fiecare câteva mii de ani.

De îndată ce se formează primele stele, cele mai mari și mai fierbinți stele emit cantități enorme de radiații ultraviolete . Această radiație ionizează gazul din jurul gigantului nor molecular, creând o zonă H-II . Vânturile stelelor din stelele grele și presiunea radiației înlocuiesc gazul din jur. După câteva milioane de ani, apare prima supernova a unei stele, provocând evacuarea mai multor gaze din sistem. După câteva zeci de milioane de ani, a rămas doar atât de mult gaz încât stelele nu se mai pot forma. De cele mai multe ori, doar 10% din gazul disponibil inițial este utilizat pentru formarea stelelor. Restul va fi suflat.

Până atunci, grupurile de stele tinere sunt adesea încă vizibil încorporate în acest nor molecular sau în nebuloasa de emisie . Exemple binecunoscute în acest sens sunt rozeta și nebuloasa coconului .

De regulă, două sau mai multe grupuri de stele deschise se formează dintr-un nor molecular. În marele Nor Magellanic , atât Hodge 301 , cât și R136 au ieșit din gazele din nebuloasa tarantulei . Un exemplu din galaxia noastră ar fi Hyaden și Praesepe . Urmărind mișcarea lor, se crede că s-au format din același nor acum 600 de milioane de ani.

Uneori, două grupuri de stele care s-au format în același timp se formează și formează așa-numitele grupuri de stele duble . Cel mai cunoscut exemplu din Calea Lactee sunt grupurile de stele duble h Persei și Chi Persei , dar sunt cunoscute încă zece. Multe au fost găsite în norii mici și mari ai Magellanului . Sunt mai ușor de observat în alte galaxii, deoarece efectele de proiecție din Calea Lactee pot face ca stelele care nu aparțin să pară apropiate.

Forma și clasificarea

Numărul de stele dintr-un grup de stele deschis variază de la câteva zeci de stele la grupuri mari de câteva mii de stele. De obicei, conțin un miez mai dens, care este înconjurat de o coroană extinsă formată din alte stele. Miezul are de obicei 3 până la 4 ani lumină în diametru , în timp ce coroana se extinde la aproximativ 20 de ani lumină de centru. În miez există aproximativ 1,5 stele pe an lumină cub (densitatea stelelor din zona din jurul soarelui nostru este de aproximativ 0,0035 stele pe an lumină cub).

Grupurile de stele deschise sunt în mare parte clasificate în conformitate cu o schemă dezvoltată de Robert Trumpler din 1930. Pentru aceasta sunt necesare trei informații. Cifrele romane de la I la IV indică concentrarea și detașarea de câmpul stelar înconjurător (de la puternic la slab concentrat). Cele cifre arabe de la 1 la 3 indică cât de mult stelele individuale diferă în luminozitate lor ( de la mic la mare). Literele p, m sau r indică dacă grupul are puține stele (slabe), medii (medii) sau multe (bogate). În plus (opțional), pot fi specificate trei criterii suplimentare: n (nebulozitate - nebelig) = nori interstelari, luminoși de materie sunt încorporați în cluster; e (alungit) = Adunarea stelară apare întinsă într-o singură direcție; u (asimetric) = Stelele din cluster sunt împrăștiate în direcții diferite. Conform acestei scheme, de exemplu, Pleiadele sunt clasificate ca I3rn (foarte concentrate cu o populație bogată cu nori de materie), Hyades sunt clasificate ca II3m (mai împrăștiate și mai puține stele).

Număr și distribuție

Există peste 1.000 de grupuri de stele deschise cunoscute în galaxia noastră, dar se crede că numărul real este de până la zece ori mai mare. În galaxiile spirale , acestea se găsesc aproape exclusiv în brațele spirale. Motivul este că, din cauza densității mai mari a gazelor, majoritatea stelelor se formează aici și grupurile de stele dispar din nou înainte de a putea trece dincolo de brațele spirale. Ele sunt concentrate în galaxia noastră în planul galactic cu o extensie a înălțimii de aproximativ 180 de ani lumină (comparativ cu raza Căii Lactee de aproximativ 100.000 de ani lumină)

În galaxiile neregulate , grupurile de stele deschise pot fi găsite oriunde în galaxie. Concentrația lor este cea mai mare acolo unde și concentrația de gaz este mai mare. Cu toate acestea, acestea nu se găsesc în galaxiile eliptice , deoarece aici s-a oprit procesul de formare a stelelor cu mulți ani în urmă, astfel încât toate grupurile de stele deschise s-au dizolvat deja.

În galaxia noastră, distribuția depinde de vârstă. Ciorchinii de stele mai vechi se găsesc în cea mai mare parte la distanțe mai mari de centrul galactic . De fortele mareice sunt mai puternice în apropierea centrului galaxiei noastre, astfel încât grupurile de stele sunt mult mai ușor de distrus. Mai mult, norii moleculari gigantici, care pot distruge și grupurile de stele deschise, sunt mai concentrați în regiunile interioare ale galaxiei. Deci, majoritatea grupurilor de stele din regiunile interioare ale galaxiei trec mult mai devreme decât cele din regiunile exterioare.

Compoziția stelelor

Deoarece grupurile de stele deschise se dispersează înainte ca majoritatea stelelor lor să moară, cea mai mare parte a luminii provine de la stele tinere, albastre fierbinți. Aceste stele sunt cele mai grele și au cea mai scurtă speranță de viață de câteva zeci de milioane de ani. Pe de altă parte, grupurile deschise mai vechi au mai multe stele galbene.

Unele grupuri de stele deschise conțin stele albastre fierbinți care apar mai tinere decât restul stelelor. Acești luptători albaștri sunt, de asemenea, observați în grupuri globulare. Se crede că se formează atunci când stelele se ciocnesc și fuzionează, formând o stea mult mai fierbinte și mai grea în acest proces. În orice caz, densitatea stelelor este mult mai mică decât în ​​grupurile globulare, astfel încât coliziunile stelelor nu pot explica numărul de stânjenitori. Mai degrabă, se crede că majoritatea au originea într-un sistem stelar binar. Interacțiunile sistemului stelar binar cu alte stele conduc apoi la îmbinarea ambelor stele într-o singură stea.

De îndată ce o stea și-a epuizat alimentarea cu hidrogen și astfel fuziunea nucleară nu mai poate avea loc, își respinge straturile exterioare și formează o nebuloasă planetară cu o pitică albă în interior. Cu toate acestea, majoritatea grupurilor de stele deschise se dispersează înainte ca multe dintre stelele lor să ajungă la stadiul pitic alb. Cu toate acestea, numărul de pitici albi din grupurile de stele deschise este mult mai mic decât se aștepta. O posibilă explicație este următoarea: atunci când un gigant roșu își varsă straturile exterioare și formează o nebuloasă planetară, o mică asimetrie a materialului vărsat este suficientă pentru a da stelei rămase o împingere de câțiva kilometri pe secundă . Acesta este suficient de puternic pentru a-l lăsa să scape din grămadă.

Soarta grupurilor de stele deschise

NGC 604 din Nebuloasa Triunghiului este un grup stelar deschis foarte greu. Este înconjurat de o zonă H-II .

Durata de viață a unui grup de stele depinde în principal de masa sa inițială. Multe grupuri de stele deschise au fost instabile de la formarea lor. Masa lor totală este atât de mică încât viteza de evacuare din acest sistem este mai mică decât viteza medie a stelelor lor. Aceste grupuri de stele se dezintegrează în câteva milioane de ani. Deoarece gazul din jur este suflat de presiunea de radiație a tinerelor stele fierbinți, masa este redusă astfel încât să poată fi dispersată rapid.

Grupurile de stele cu o masă suficient de mare pentru a lega permanent stelele prin gravitație pot exista timp de zeci de milioane de ani, dar și aici, procesele interne și externe conduc la faptul că acestea sunt dispersate treptat. Dacă stelele se apropie prea mult în interior, acest lucru duce adesea la faptul că viteza unei stele este mult crescută, viteza de evacuare a grupului de stele este depășită și astfel poate scăpa de ea. Acest lucru duce la dizolvarea lentă a grupului de stele. Timpul până la pierderea a jumătate din stele variază de la 150 la 800 de milioane de ani, în funcție de densitatea inițială.

În medie, la fiecare jumătate de milion de ani, un cluster stelar deschis este distrus de un factor extern, cum ar fi o coliziune cu un nor molecular. Forțele de maree cauzate de gravitație duc apoi la distrugerea structurii grămezii. În cele din urmă, grupul de stele devine o bandă de stele care, deși nu este suficient de aproape pentru a fi numită grup, sunt toate conectate și se mișcă în aceeași direcție.

După ce gravitația a devenit atât de slabă încât nu mai este suficientă legarea stelelor, majoritatea stelelor se mișcă încă în aceeași direcție. O astfel de asociere stelară este numită apoi și un grup de mișcare sau mișcare de stele . Multe dintre cele mai strălucitoare stele din „plugul” Ursa Major erau odinioară un grup de stele deschise, care este acum o verigă liberă, grupul Ursa Major .

Studii de formare a stelelor

Dacă introduceți stelele unui cluster stelar deschis în diagrama Hertzsprung-Russell , atunci acestea sunt de obicei pe secvența principală . Cele mai grele stele sunt puțin în afara secvenței principale și devin giganți roșii . Poziția acestor stele poate fi utilizată pentru a determina vârsta grupului de stele.

Deoarece toate stelele dintr-un grup stelar deschis sunt aproximativ la aceeași distanță de Pământ și au fost formate din aceeași materie primă aproximativ în același timp, diferențele de luminozitate depind doar de diferitele mase ale stelelor. Acest lucru face ca grupurile de stele deschise să fie foarte utile atunci când studiați evoluția stelară . Pentru că, dacă doriți să comparați două stele ale unui cluster stelar, majoritatea parametrilor cad.

Investigarea depozitelor de litiu și beriliu din grupurile de stele deschise sunt indicii importante pentru evoluția stelelor și a structurilor lor interne. În timp ce nucleele de hidrogen nu se pot topi cu heliu sub o temperatură de 10 milioane K , litiu și beriliu sunt distruse la temperaturi de 2,5 milioane K și 3,5 milioane K. Aceasta înseamnă că apariția lor depinde puternic de ceea ce se întâmplă în interiorul stelei. Datele pot fi utilizate pentru a deduce vârsta și compoziția chimică.

Măsurarea distanței

Pentru a înțelege un obiect astronomic, este imperativ să îi cunoaștem distanța. Clusterele mai apropiate pot fi măsurate folosind două metode directe diferite. Pe de o parte, se poate determina paralela , adică deplasarea aparentă a obiectului în raport cu obiectele foarte îndepărtate, care rezultă de fapt din mișcarea pământului în jurul soarelui. A doua metodă este așa-numita metodă în mișcare a grupului de stele (paralela curentului stelelor, vezi paralela ). Se bazează pe faptul că stelele dintr-un grup de stele se deplasează împreună către un punct de fugă comun (vârf). Viteza radială este acum determinată din spectrele stelelor cu ajutorul măsurătorilor efectului Doppler . De îndată ce se cunoaște viteza radială, mișcarea corectă și unghiul observat de la grupul stelar până la punctul de fugă, se poate calcula distanța cu trigonometrie simplă. Cele hiade sunt cel mai bun exemplu cunoscut al acestei metode folosite. Distanța lor este de 46,3 parsecs .

De îndată ce se cunoaște distanța până la grupurile de stele din apropiere, tehnicile pot fi folosite pentru distanțe mai mari care se bazează pe datele obținute pentru grupurile de stele din apropiere. Clusterele stele din apropiere sunt cunoscute a fi în secvența principală a diagramei Hertzsprung-Russell la o distanță cunoscută , și astfel încât se poate determina cu ușurință distanța până la roiuri stelare , care sunt mult mai departe de Pământ.

Cele mai apropiate grupuri de stele deschise de Pământ sunt Hiadele. Cu toate acestea, ele sunt mai mult un cluster stelar în mișcare decât un cluster stelar deschis. Cele mai îndepărtate grupuri deschise din Calea Lactee este Berkeley 29, cu o distanță de aproximativ 15.000 Parsec . Ciorchinele stelare deschise se găsesc în multe galaxii de grup locale.

Distanța exactă față de grupurile de stele deschise este importantă pentru a calibra relația perioadă-luminozitate a anumitor dimensiuni de stele variabile (stele Cepheids și RR Lyrae ). Aceste stele sunt foarte strălucitoare și pot fi încă distinse la o distanță foarte mare. Prin urmare, acestea sunt folosite ca o lumânare standard pentru a calcula distanța până la galaxiile din apropiere din grupul local.

literatură

  • P. Battinelli, R. Capuzzo-Dolcetta: Formarea și proprietățile evolutive ale sistemului galactic de cluster deschis În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society. v. 249, 1991, pp. 76-83. cod bib : 1991MNRAS.249 ... 76B
  • S. van den Bergh, RD McClure: Distribuția galactică a celor mai vechi clustere deschise. În: Astronomie și astrofizică . v. 88, 1980, p. 360. cod bib : 1980A & A .... 88..360V
  • A. Bragaglia, EV Held, M. Tosi: Viteze radiale și apartenența la stele în vechiul cluster îndepărtat deschis Berkeley 29. În: Astronomy and Astrophysics . v. 429, 2005, pp. 881-886.
  • AGA Brown: Clustere deschise și asociații OB: o revizuire. În: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. v. 11, 2001, pp. 89-96. cod bib : 2001RMxAC..11 ... 89B
  • WS Dias, BS Alessi, A. Moitinho, JRD Lépine: Noul catalog de clustere deschise și candidați vizibili optic. În: Astronomie și astrofizică. v. 389, 2002, pp. 871-873.
  • OJ Eggen: Grupuri stelare, VII. Structura grupului Hyades. În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society. v. 120, 1960, p. 540.
  • M. Fellhauer, DNC Lin, M. Bolte, SJ Aarseth, KA Williams: Deficitul pitic alb în clustere deschise: procese dinamice. În: Jurnalul astrofizic. v. 595, 2003, pp. L53-L56
  • MR de La Fuente: Evoluția dinamică a clusterelor de stele deschise. În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . v. 110, 1998, pp. 1117-1117.
  • RB Hanson: Un studiu al mișcării, apartenenței și distanței clusterului Hyades. În: Astronomical Journal. v. 80, 1975, pp. 379-401.
  • KA Janes, RL Phelps: Sistemul galactic al vechilor clustere stelare: Dezvoltarea discului galactic. În: Jurnalul astronomic. v. 108, 1980, pp. 1773-1785.
  • P. Kroupa : Elementele fundamentale ale galaxiilor. În: C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (Eds.): Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia" (ESA SP-576). A avut loc la Observatoire de Paris-Meudon, 4-7 octombrie 2004. 2005, p. 629. arxiv : astro-ph / 0412069 , cod bib : 2005ESASP.576..629K
  • P. Kroupa, SJ Aarseth, J. Hurley: Formarea unui cluster stelar legat: de la clusterul nebuloasei Orion la Pleiade. În: Notificări lunare ale Royal Astronomical Society. v. 321, 2001, pp. 699-712. arxiv : astro-ph / 0009470 , cod bib : 2001MNRAS.321..699K
  • J. Michell: o anchetă asupra probabilității paralelei și magnitudinii stelelor fixe, din cantitatea de lumină pe care ne-o permit și din circumstanțele particulare ale situației lor. În: Tranzacții filozofice. v. 57, 1767, pp. 234-264.
  • SR Nilakshi, AK Pandey, V. Mohan: Un studiu al structurii spațiale a grupurilor de stele deschise galactice. În: Astronomie și astrofizică. v. 383, 2002, pp. 153-162.
  • A. Subramaniam, U. Gorti, R. Sagar, HC Bhatt: Probabile grupuri de stele deschise binare în Galaxy. În: Astronomie și astrofizică. v. 302, 1995, p. 86.
  • RJ Trümpler : Rezultate preliminare privind distanțele, dimensiunile și distribuția spațiului grupurilor de stele deschise. În: Buletinul Observatorului Lick. nr.420, University of California Press, Berkeley 1930, pp. 154-188.
  • DA Vandenberg, PB Stetson: Pe vechile clustere deschise M67 și NGC 188: depășire a nucleului convectiv, relații culoare-temperatură, distanțe și vârste. În: Publicații ale Societății Astronomice din Pacific . v. 116, 2004, pp. 997-1011.
  • BC Whitmore: Formarea clusterelor de stele. În: Mario Livio , Keith Noll, Massimo Stiavelli (Eds.): Un deceniu de știință a telescopului spațial Hubble. (= Seria de simpozioane Space Telescope Science Institute. Vol. 14). Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-82459-1 , pp. 153-178. arxiv : astro-ph / 0012546
  • Helmut Zimmermann, Alfred Weigert: Lexicon of Astronomy. Ediția a VIII-a. Editura Spectrum Academic, Heidelberg / Berlin 1999, ISBN 3-8274-0575-0 .

Link-uri web

Commons : Open Star Clusters  - Colecție de imagini, videoclipuri și fișiere audio