Deschideți clusterul

Pleiadele , unul dintre cele mai faimoase clustere deschise.

Un cluster deschis este un grup de stele născute împreună dintr-un nor molecular uriaș și încă alăturate prin atracție gravitațională reciprocă. ^{[1] [2]} Se mai numesc și grupuri galactice , deoarece se găsesc doar în interiorul discului galactic . Acestea se disting de grupurile globulare prin numărul mai mic de stele, o atracție gravitațională mai puțin puternică și prin faptul că acestea din urmă se află în afara planului galactic . ^[3]

Clusterele deschise sunt obiecte tinere (astronomic vorbind) și, prin urmare, conțin multe stele fierbinți și strălucitoare. Acest lucru face ca clusterele deschise să fie vizibile de la distanțe mari, precum și o tipologie de obiecte ușor de observat chiar și cu instrumente mici. Norul molecular „părinte” este uneori încă asociat cu clusterul, care luminează unele părți care devin vizibile ca una sau mai multe nebuloase . ^[4]

Toate stelele dintr-un grup deschis au aproximativ aceeași vârstă și aceeași compoziție chimică , astfel încât orice diferență dintre ele se datorează exclusiv masei lor ^[5] (a se vedea intrarea despre evoluția stelară pentru mai multe detalii). Majoritatea grupurilor deschise sunt dominate de stelele lor masive din clasa O și B , care sunt foarte strălucitoare, dar de scurtă durată. ^[6] Analizând lumina care provine dintr-un grup deschis, este posibilă estimarea vârstei sale prin măsurarea relației dintre abundența stelelor albastre, galbene și roșii. O abundență mare de stele albastre indică faptul că grupul deschis este foarte tânăr. Uniformitatea stelelor dintr-un cluster îl face un pat de test bun pentru modelele de evoluție stelară , deoarece în comparații între două stele, majoritatea parametrilor variabili sunt acum fixați. De fapt, modelul este mai simplu în acest fel. ^[2]

Stelele care alcătuiesc un grup deschis sunt inițial foarte aproape și se mișcă cu aceeași viteză în jurul centrului galaxiei . După un timp de ordinul a jumătate de miliard de ani, un grup deschis normal tinde să fie deranjat de factori externi; stelele sale încep să se miște cu viteze ușor diferite și grupul începe să se destrame. Clusterul devine astfel mai mult ca un flux de stele , care nu sunt suficient de apropiate pentru a fi considerate un cluster, deși toate sunt legate între ele și au aceeași mișcare adecvată . ^[7]

Observare

Clusterul Presepe , unul dintre cele mai vizibile clustere deschise din emisfera nordică, cunoscut din cele mai vechi timpuri.

Ciorchinele deschise sunt observate în cea mai mare parte în acele zone ale cerului în care se desfășoară urmele luminoase ale Căii Lactee , în special în acele întinderi în care nu pare ascunse de praf interstelar ; câteva sute de clustere pot fi observate direct, cu ochiul liber sau cu ajutorul instrumentelor, în timp ce o parte poate fi observată doar prin telescoape cu infraroșu , datorită extincției puternice cauzate de praful dens interstelar . ^[5]

Pe bolta cerească, grupurile deschise care pot fi observate și rezolvate în stele cu ochiul liber sunt relativ puține: cel mai cunoscut și mai luminos este clusterul Pleiadelor , care este vizibil și din zonele urbane și apare ca o aglomerare de stele albastre. , foarte apropiate; în emisfera nordică domină nopțile de toamnă și iarnă. Un al doilea grup care pare să fi fost deja rezolvat cu ochiul liber este cel care formează constelația Coma Berenice , cunoscută și sub numele de Mel 111 . Din emisfera sudică , alte clustere luminoase, chiar dacă mai puțin cunoscute, pot fi rezolvate cu ochiul liber: acesta este cazul Pleiadelor de Sud sau IC 2391 . Alte clustere, cum ar fi cea a scenei Nașterii Domnului , apar ca pete clare și nebuloase, aparent lipsite de stele, în timp ce, dacă sunt observate cu binoclu, își dezvăluie natura stelară.

Un binoclu simplu permite multiplicarea numărului de clustere deschise observabile, precum și rezolvarea celor deja vizibile cu ochiul liber; un telescop amator poate oferi vederi excepționale ale celor mai concentrate clustere, precum M37 în Auriga sau NGC 3532 în Carena . ^[8]

În mod curios, cele mai strălucitoare clustere nu sunt observate în direcția centrului galactic , deoarece ar putea părea logic, ci în direcția opusă, și în special între constelațiile Auriga, Toro, Orione , Poppa , Vele și Carena ; acest lucru se datorează în principal prezenței în această zonă a cerului brațului Orion , care este cel pe periferia interioară a cărui sistem solar este situat, prin urmare, grupurile din această zonă a cerului sunt mult mai apropiate decât cele ale celui mai apropiat braț din interiorul nostru, cel al Săgetătorului , vizibil între Centaur și constelația cu același nume . ^[9] Locațiile ideale pentru observarea celor mai strălucitoare clustere deschise cad în emisfera sudică, în special în centura tropicală , pentru a observa cea mai mare parte a bolții cerești, ^[10] deoarece majoritatea grupurilor deschise sunt situate în ramura sudică a Căii Lactee.

Istoria observațiilor

Clusterul cunoscut sub numele de Pleiadele de Sud , unul dintre cele mai strălucitoare de pe cer, vizibil aproape exclusiv din emisfera sudică a pământului.

Clusterele deschise mai strălucitoare, cum ar fi Pleiadele, sunt cunoscute din cele mai vechi timpuri; alte clustere mai slabe (cum ar fi Presepe ) erau cunoscute ca pete de lumină slabă și neregulată și era necesar să așteptăm ca invenția telescopului sau a telescopului să fie rezolvată în grupuri de stele. ^{[5] [11]} Observațiile telescopice au dezvăluit două tipuri distincte de grupuri de stele: una care conține mii de stele cu o distribuție sferică, mai concentrată în centru și observabilă în principal în direcția centrului galactic și alta constând în populații de împrăștiate și stele de formă neregulată, observabile în toată bolta cerească. Primele au fost numite clustere globulare și ultimele clustere deschise .

S-a presupus imediat că stelele grupurilor deschise erau legate fizic; Reverendul John Michell a calculat în 1767 că probabilitatea ca un grup de stele, cum ar fi Pleiadele, să fie rezultatul unei alinieri aleatorii a stelelor cu o luminozitate similară a fost 1 din 496.000. ^[12] Pe măsură ce astrometria a devenit o știință din ce în ce mai precisă, s-a constatat că stelele cluster au o mișcare similară chiar prin spațiu, în timp ce măsurătorile spectroscopice au dezvăluit și o viteză radială comună, arătând fără îndoială cum au provenit în aceeași perioadă de timp și au fost legate împreună într-un grup. ^[5]

În timp ce grupurile deschise și globulare formează două grupuri distincte, există grupuri de stele care pot părea undeva între un cluster globular foarte slab concentrat și un cluster deschis foarte bogat. Unii astronomi cred că cele două tipuri de clustere se formează prin același proces de bază, cu diferența că condițiile care permit formarea de clustere globulare deosebit de bogate cu sute de mii de stele nu mai prevalează în galaxia noastră. ^[13]

Formare

Investigațiile în infraroșu permit identificarea tinerilor grupuri deschise în nebuloase; deasupra masei Trapezului este preluată.

Majoritatea stelelor se formează inițial ca sisteme multiple , ^[14] deoarece doar un nor de gaz de diferite mase solare poate deveni suficient de dens pentru a se prăbuși sub propria gravitație ; cu toate acestea, o astfel de nebuloasă nu se poate prăbuși într-o singură stea. ^[15]

Formarea unui grup deschis începe cu prăbușirea unei părți a unui nor molecular gigant , un nor rece și dens de gaz care conține de câteva mii de ori masa Soarelui ; un nor se poate prăbuși și astfel poate forma un cluster deschis datorită diverșilor factori, inclusiv unde de șoc rezultate din explozia unei supernove din apropiere. Odată ce norul începe să se prăbușească, formarea stelelor se desfășoară prin mai multe fragmentări ale norului în sine în mulți coconi mici, proces care poate dura câteva mii de ani. În galaxia noastră, rata de formare a clusterelor deschise este estimată la aproximativ una la câteva mii de ani. ^[1]

Odată ce procesul de formare a început, cele mai fierbinți și mai masive stele (stele din clasa spectrală O și B) vor emite o cantitate mare de radiații ultraviolete , care ionizează rapid gazul din jur al norului molecular gigant, care devine o regiune HII . Vântul stelar al stelelor masive și presiunea radiației începe să împingă gazul neprăbușit; după câteva milioane de ani, noul cluster experimentează prima explozie de supernovă, ^[16] care ajută la expulzarea gazului rezidual din sistem. De obicei, mai puțin de 10% din gazul original din nor se prăbușește pentru a forma stelele din cluster înainte de a fi expulzat. ^[1]

Un alt mod de a privi formarea grupurilor deschise are în vedere formarea rapidă a acestora ca urmare a contracției norului molecular, care este urmată de o fază de cel mult trei milioane de ani, în care cele mai fierbinți stele aruncă norii de gaz cu viteză mare. ionizat. Deoarece doar 30-40% din gazul din nor se prăbușește pentru a forma stele, procesul de expulzare a gazului rezidual determină clusterul să piardă multe sau toate componentele sale stelare potențiale. ^[17] Toate grupurile pierd o cantitate semnificativă de masă în primii ani de tinerețe și multe se dezintegrează înainte de a fi chiar complet formate. Tinerele stele eliberate din grupul lor natal devin astfel parte a populației galactice răspândite, adică stele fără legături gravitaționale, care se îmbină cu celelalte stele din galaxie. Deoarece majoritatea, dacă nu toate, stelele fac parte dintr-un cluster atunci când se formează, clusterele în sine sunt considerate a fi blocurile de construcție ale galaxiilor; fenomenele violente de expulzare a gazelor care modelează și despart multe clustere deschise la naștere își lasă amprenta asupra morfologiei și dinamicii structurale a galaxiilor. ^[18]

De multe ori se întâmplă ca două sau mai multe clustere aparent distincte să se fi format în același nor molecular: în Marele Nor Magellanic , o galaxie satelit a noastră, de exemplu, atât Hodge 301 , cât și R136 s-au format din gazele nebulozei Tarantula , în timp ce în propria Galaxy., retrăind înapoi mișcările în spațiu ale Hiadelor și ale Nașterii Domnului , două grupuri mari deschise relativ aproape de noi, descoperim că s-au format din același nor, acum aproximativ 600 de milioane de ani. ^[19]

Uneori, două clustere deschise formate în aceeași perioadă pot forma clustere duble; cel mai cunoscut exemplu din Calea Lactee este cel al grupului dublu din Perseu , format din h Persei și de χ Persei , dar sunt cunoscute alte zece grupuri duble. ^[20] Multe sunt, de asemenea, cunoscute în micul nor magellanic și în norul însuși, deși este adesea mai ușor să le recunoaștem ca atare în galaxiile externe, deoarece perspectiva poate face ca două grupuri ale galaxiei noastre să pară apropiate atunci când nu sunt .

Morfologie și clasificare

NGC 2158 (dreapta jos) este un cluster deschis bogat și concentrat, vizibil în constelația Gemenilor .

Clustere deschise variază de la exemple de seturi de câteva stele cu concentrare scăzută la clustere mari care conțin mii de stele; ele constau de obicei dintr-un miez mai dens, înconjurat de o „coroană” difuză de stele care sunt mai puțin apropiate una de cealaltă. Nucleul măsoară de obicei 3-4 ani lumină în diametru, în timp ce coroana se poate extinde până la 20 de ani lumină de la centrul clusterului. O densitate tipică de stele în regiunile centrale este de aproximativ 1,5 pe an lumină cubică (pentru comparație, densitatea stelelor din regiunea galactică în care se află Soarele este de aproximativ 0,003 stele pe an lumină cub). ^[21]

Clusterele deschise sunt clasificate după o schemă dezvoltată de Robert Trumpler în 1930 . Această schemă se bazează pe determinarea a trei parametri: primul, exprimat în cifre romane de la I la IV, indică concentrația și contrastul față de câmpul stelar înconjurător (de la mai concentrat la mai puțin concentrat); a doua, exprimată în cifre arabe de la 1 la 3, indică excursia de luminozitate între componentele sale (de la o excursie mică la una mare); în cele din urmă, al treilea parametru este exprimat prin literele p , m și r , indicând dacă grupul este sărac, mediu sau bogat în stele. An n urmează acești trei parametri, în cazul în care există nebulozitate printre componentele clusterului . ^{[2] [22]}

De exemplu, schema lui Trumpler pentru clusterul Pleiades este I3rn (cluster puternic concentrat, cu o gamă largă de luminozitate între componentele sale, bogat populat și cu nebulozitate prezentă), în timp ce Hyades din apropiere sunt clasificate ca II3m (slab dispersate și cu mai puține componente) .

Problema distincției clusterelor deschise

O problemă care poate apărea în identificarea grupurilor deschise este existența reală a acelorași: se poate întâmpla de fapt ca unele stele, văzute de pe Pământ, să se arate condensate într-o mică zonă a cerului, parând astfel aproape apropiate unul altuia; cu toate acestea, ar putea fi și un efect de perspectivă, în care stelele care sunt de fapt foarte depărtate apar aproape numai pentru că se află în aceeași linie de vedere. ^[23] Alte clustere, pe de altă parte, pot fi compuse din foarte puține stele care, datorită apropierii de noi sau dispersiei lor, nu sunt chiar evidente observării, iar componentele sale apar împrăștiate pe un câmp stelar foarte mare, ca în cazul lui Cr 173 , care are câteva zeci de stele împrăștiate pe un câmp stelar care este deja foarte bogat în sine, sau ca în cazul limitativ al lui Platais 8 , care are doar 8 componente împrăștiate pe aproximativ 16º de bolta cerească. ^[24] Odată cu evoluția și îmbunătățirea tehnologiei pentru construcția instrumentelor de precizie, a fost posibil să se efectueze analize ale diferitelor densități ale stelelor prin studierea metalicității , a paralaxei și a mișcării corecte a stelelor componente individuale, în scopul de a determina dacă caracteristicile de mișcare și compoziție ale stelelor analizate sunt compatibile. ^[23]

În 2002 a fost finalizată o lucrare de catalogare minuțioasă, rezultatul unui studiu complex, care a vizat determinarea parametrilor tuturor grupurilor deschise cunoscute din galaxia noastră și eliminarea obiectelor considerate anterior clustere deschise și recunoscute ulterior doar ca aliniere aleatorii ale stelelor care nu au legătură între ele. . Datele utilizate sunt cele furnizate de Hipparcos satelit , pornind de la cercetările efectuate anterior, cum ar fi WEBDA catalogul ^[25] și lucrările Observatorului European de Sud ; rezultatul este un catalog astronomic care în versiunea sa originală număra până la 1537 de clustere deschise, complet cu parametri precum coordonate, diametru, număr de componente, vârstă, distanță și multe alte date. Acest catalog este actualizat constant cu noi descoperiri și este asociat cu o listă de obiecte aruncate deoarece sunt recunoscute ca asterisme sau duplicate ale altor obiecte. ^[26]

Distribuție

NGC 346 , un cluster deschis în micul Magellanic Cloud .

Aproximativ o mie de clustere deschise sunt cunoscute în galaxia noastră, dar se estimează că pot fi de fapt de până la zece ori mai multe. ^{[27] [28]} În galaxiile spirale , ca și a noastră, grupurile deschise se găsesc aproape exclusiv în brațele spirale, unde densitatea norilor gazoși este mult mai mare, favorizând formarea stelelor; grupurile se dispersează de obicei înainte de a avea timp să traverseze diferitele brațe spirale. Concentrația lor este mult mai mare în vecinătatea planului galactic , de care se pot desprinde (în galaxia noastră) până la maximum 180 de ani lumină, puțin în comparație cu diametrul galaxiei noastre, care este egal cu 100.000 de ani lumină. ^[29]

În galaxiile neregulate , grupurile deschise pot fi observate în toate regiunile, deși există o concentrație mai mare în corespondența cu zonele nebuloase mari. ^[30] Pe de altă parte, în galaxiile eliptice , nu se observă grupuri deschise, deoarece formarea de stele a încetat cu multe milioane de ani în urmă, astfel încât stelele care erau inițial legate gravitațional au avut timp să se disperseze. ^[31]

În Calea Lactee, distribuția grupurilor depinde de vârstă: cele mai vechi sunt de fapt la cele mai mari distanțe de centrul galactic ; acest lucru se întâmplă deoarece forțele mareelor sunt mai puternice spre regiunile centrale ale galaxiei, crescând astfel rata de dezintegrare a clusterelor, fără a menționa faptul că cantitatea mare de nori moleculari gigant persistenți constituie un element puternic dezintegrant. Prin urmare, grupurile deschise formate în regiunile interioare tind să se dezintegreze la o vârstă mai puțin avansată decât cele formate în zonele mai periferice. ^[32]

Compoziție stelară

Hodge 301 , un grup deschis de câteva milioane de ani (în dreapta jos), luminează gazele Nebuloasei Tarantulei , în Marele Nor Magellanic .

Deoarece grupurile deschise tind să se disperseze înainte ca majoritatea componentelor lor să-și termine ciclul de viață, lumina radiată de stelele din grupuri provine de la stele albastre fierbinți și tinere; acestea sunt cele mai masive și au un ciclu de viață de câteva zeci de milioane de ani. Clusterele mai vechi, pe de altă parte, conțin multe stele galbene. ^[33]

Unele dintre ele conțin stele albastre fierbinți care par a fi mai tinere decât restul grupului; aceste așa-numite stele rătăcitoare albastre sunt observate și în grupuri globulare, unde se crede că sunt rezultatul coliziunilor dintre două stele, formând astfel una mai masivă și mai caldă. Cu toate acestea, în grupurile deschise densitatea este extrem de mică decât în ​​cele globulare și teoria coliziunii dintre stele nu este în măsură să explice o prezență atât de mare de vagabonzi albastri. În acest caz, se crede că multe dintre acestea apar atunci când interacțiunile dinamice cu alte stele determină legarea acestora pentru a forma un sistem stelar , care ulterior se prăbușește într-o singură stea. ^[6]

Odată ce alimentarea cu hidrogen este epuizată prin fuziunea nucleară , stelele cu masă medie și mică își pierd straturile exterioare, formând nebuloase planetare și evoluând spre pitici albi . Deși multe grupuri deschise se dispersează înainte ca majoritatea stelelor membre să ajungă la stadiul pitic alb, numărul piticilor albi este de obicei mult mai mic decât s-ar putea aștepta, având în vedere vârsta grupurilor și masa inițială așteptată a stelelor. O posibilă explicație pentru aceasta este că, pe măsură ce giganții roșii își scot straturile exterioare pentru a forma o nebuloasă planetară, o ușoară asimetrie în pierderea de material ar putea da stelei un impuls de câțiva kilometri pe secundă , suficient pentru a o scoate din cluster. ^[34]

Vârstă

Vârsta majorității grupurilor deschise este cuprinsă între 1 milion și 10 milioane de ani; mulți au mai puțin de 50 de milioane de ani, în timp ce durata medie de viață a grupurilor deschise este de 350 de milioane de ani. Cele mai vechi grupuri deschise cunoscute din Calea Lactee sunt NGC 6791 , în constelația Lyra și Berkeley 17 , în Auriga , cu o vârstă estimată la 7 miliarde de ani. ^[35]

Calculul vârstei unui grup deschis este mai simplu decât cel al unei singure stele, deoarece rezultatele diferitelor stele cu aceeași vârstă pot fi comparate; acest lucru poate fi calculat observând strălucirea celor mai masive stele din cluster care sunt încă pe secvența principală . de fapt, stelele cu o mare masă își consumă mai repede rezerva de hidrogen și, prin urmare, tind să evolueze foarte rapid; un grup care conține multe stele albastre strălucitoare are o vârstă foarte mică, de ordinul a câteva milioane de ani, în timp ce una care apare dominată de stele roșii indică o vârstă avansată. ^[35]

Vârsta grupurilor poate fi determinată și prin studierea vitezei radiale și a masei totale a stelelor componente. Clustere foarte vechi, deși foarte rare, tind să se disperseze, deci nu există un număr mare de ele. Printre cele mai tinere clustere ușor de observat cunoscute în galaxia noastră se numără NGC 2362 , în constelația Canis Major : vârsta sa ar fi de 1-2 milioane de ani, iar stelele sale tocmai au intrat în faza secvenței principale. ^[35]

Evoluţie

NGC 604 , în Galaxia Triunghiului , este un cluster deschis deosebit de masiv, înconjurat de o regiune HII .

Multe clustere deschise sunt instabile, cu o masă suficient de mică pentru a determina viteza de evacuare a sistemului să fie mai mică decât viteza medie a stelelor care o formează; aceste grupuri tind să se disperseze rapid, în câteva milioane de ani. În multe cazuri, expulzarea gazului din care s-a format clusterul prin presiunea de radiație a stelelor fierbinți tinere reduce masa clusterului suficient pentru a permite dezintegrarea rapidă a clusterului. ^[36]

Clusterele care, pe de altă parte, au o masă suficientă pentru a rămâne intacte, pot rămâne așa chiar și câteva zeci de milioane de ani după ce reziduurile nebuloase au fost îndepărtate, deși, pe termen lung, vor tinde și să se disperseze din cauza ambelor și factori de destabilizare internă. Cauzele interne pot fi găsite în întâlniri strânse între stelele membre: în timpul întâlnirii strânse dintre două stele, viteza uneia dintre cele două stele poate crește dincolo de viteza de evacuare a clusterului, provocând expulzarea acestuia din sistem. Pe termen lung, acest proces va duce la dizolvarea progresivă a clusterului. ^[7]

Extern, în medie la fiecare jumătate de miliard de ani, un cluster deschis tinde să fie deranjat de factori externi, cum ar fi tranzitul în apropierea sau printr-un nor molecular gigant. Forțele gravitaționale ale mareelor ​​generate de aceste întâlniri tind să destabilizeze și să rupă clusterul; deci se poate întâmpla ca acesta să devină un curent stelar, ale cărui stele nu sunt suficient de apropiate pentru a fi considerate un cluster, deși toate sunt legate printr-o mișcare care indică în aceeași direcție și la viteze similare. Scara de timp în care un cluster se dezintegrează depinde de densitatea sa stelară inițială: clusterele mai dense persistă mai mult timp. Durata medie de viață a unui cluster, adică vârsta la care jumătate din componentele clusterului s-au îndepărtat, variază între 150 și 800 de milioane de ani, în funcție de densitatea inițială. ^[7]

După ce un grup nu mai este legat gravitațional, multe dintre componentele sale stelare se vor fi separat deja, deplasându-se într-o direcție comună; grupul se va transforma într-o asociație stelară . Multe dintre cele mai strălucitoare stele din Carul Mare sunt membri ai unui vechi grup deschis care s-a dispersat acum, luând aspectul și caracteristicile unei asociații stelare, cunoscută acum sub numele de Asociația Carul Mare . ^[37] În cele din urmă, diferența ușoară a vitezei relative a stelelor le va face să se disperseze în galaxie. Un cluster mai mare este cunoscut sub numele de „curent stelar”. ^{[38] [39]}

Clusterul din care a provenit Soarele, format acum cinci miliarde de ani, este acum complet dizolvat și stelele sale sunt dispersate în discul galaxiei, fără posibilitatea de a le putea distinge de populația galactică generală.

Studii de evoluție stelară

Același subiect în detaliu: evoluția stelară .

Diagrama HR comparată între cele două clustere NGC 188 , mai vechi și M67 .

Când se creează o diagramă Hertzsprung-Russell pe stelele unui cluster deschis, se dovedește că majoritatea componentelor se află pe secvența principală . ^[40] Stelele mai masive au început în schimb să evolueze în uriași roșii ; punctul în care ieșirea stelelor din secvența principală apare pe diagramă poate fi folosit pentru a determina vârsta clusterului.

Deoarece stelele unui cluster deschis sunt aproximativ la aceeași distanță de Pământ și s-au format toate în aceeași perioadă de timp, din aceleași elemente în aceleași cantități, diferența de magnitudine aparentă dintre componentele clusterului se datorează exclusiv diferența de masă. ^{[5] [40]} Acest lucru face ca grupurile deschise să fie foarte utile în studiul evoluției stelare, deoarece mulți parametri variabili sunt rafinați prin simpla comparare a stelelor sale.

Studiul abundenței de litiu și beriliu în stelele grupurilor poate oferi indicații importante cu privire la evoluția stelelor și a structurii lor interne. În timp ce în nucleu hidrogenul nu poate fuziona în heliu până când atinge o temperatură de aproximativ 10 milioane de kelvini , litiul și beriliul sunt distruse la temperaturi de 2,5 milioane K și respectiv 3,5 milioane K. Aceasta înseamnă că abundența lor depinde puternic de nivelul de amestecare la care este supusă plasma în interiorul stelei. Studiind abundența lor în clustere deschise, sunt rezolvate unele variabile precum vârsta și compoziția chimică. ^[41]

Studiile au arătat că abundența acestor elemente ușoare este mult mai mică decât ceea ce prezic modelele de evoluție stelară. Deși motivul acestei deficiențe nu este bine înțeles, există posibilitatea ca mișcările de convecție din stele să se extindă în regiuni în care transportul radiativ este în mod normal modul de transport dominant al energiei. ^[41]

Clustere deschise și scara distanțelor astronomice

M11 , este un cluster deschis foarte bogat situat aproape în direcția centrului galactic.

Determinarea distanței obiectelor astronomice este de o importanță fundamentală pentru înțelegerea lor, dar majoritatea sunt prea departe pentru ca distanța lor să fie determinată direct. Calibrarea scalei distanței cosmice se bazează pe o succesiune de măsurători indirecte și uneori incerte referitoare la cele mai apropiate obiecte pentru care distanțele pot fi măsurate direct și apoi aplicate obiectelor îndepărtate. ^[42] Clusterele deschise sunt un punct crucial al acestei secvențe.

Distanța până la cele mai apropiate clustere deschise poate fi măsurată direct prin două metode: prima este cea a paralaxei (mica modificare a poziției aparente pe parcursul unui an cauzată de mișcarea Pământului de pe o parte a orbitei sale în jurul Soarelui la cealaltă.), care permite măsurarea distanței stelelor clusterului ca și cum ar fi orice altă stea; clustere precum Pleiadele, Hiadele și alte câteva pe o rază de 500 de ani lumină de noi sunt suficient de apropiate pentru a permite exploatarea acestei metode. Il satellite Hipparcos ha fornito delle misure accurate per alcuni ammassi tramite la parallasse. ^{[43] [44]}

Il secondo metodo diretto è quello chiamato metodo degli ammassi in movimento ; si basa sul fatto che le stelle di un ammasso possiedono un moto proprio comune attraverso lo spazio. Le misure del moto proprio dei membri di un ammasso e la determinazione del loro moto apparente nel cielo rivela il loro punto di fuga ; la velocità radiale degli stessi può essere determinata tramite la misurazione dell' effetto Doppler del loro spettro elettromagnetico , e una volta note velocità, moto proprio e distanza angolare dall'ammasso al punto di fuga, tramite la trigonometria si può ottenere la distanza dell'ammasso. La misura della distanza delle Iadi è l'esempio più noto dell'applicazione di questo metodo, che ha fornito un valore di 46,3 parsec . ^[45]

Una volta stabilite le distanze degli ammassi più vicini, queste prime tecniche possono essere estese per calcolare la scala delle distanze di ammassi più lontani. Incrociando la sequenza principale sul diagramma HR per un ammasso ad una distanza nota con quella di un altro ammasso più lontano, si può stimare la distanza di quest'ultimo ammasso. Gli ammassi aperti più vicini sono le Iadi, mentre l'associazione stellare dell'Orsa Maggiore si trova alla metà della distanza delle prime; l'ammasso aperto più distante noto nella nostra Galassia è Berkeley 29 , posto a circa 15.000 parsec da noi. ^[46] Gli ammassi aperti sono individuabili con facilità pure in molte galassie del Gruppo Locale .

Una conoscenza accurata della distanza degli ammassi aperti è fondamentale anche per calibrare la relazione di periodo di luminosità delle stelle variabili come le Cefeidi o le variabili RR Lyrae , utilizzate come candele standard ; queste stelle luminose possono essere individuate a grandi distanze e sono utilizzate per determinare le scale di distanza delle galassie del Gruppo Locale. ^[47]

Note

Bibliografia

Libri

• ( EN ) WJ Kaufmann, Universe , WH Freeman, 1994, ISBN 0-7167-2379-4 .
• ( EN ) EVP Smith, KC Jacobs, M. Zeilik, SA Gregory, Introductory Astronomy and Astrophysics , Thomson Learning, 1997, ISBN 0-03-006228-4 .
• ( EN ) inney, James; Tremaine, Scott, Galactic Dynamics , Princeton University Press, Princeton, New Jersey., 1997.
• ( EN ) Heggie, Douglas; Hut, Piet, The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics , Cambridge University Press., 2003.
• ( EN ) Spitzer, Lyman, Dynamical Evolution of Globular Clusters , Princeton University Press, Princeton, New Jersey., 1987.
• ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy (3rd ed) , Boston, McGraw-Hill, 2000, ISBN 0-13-240085-5 .
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Pubblicazioni scientifiche

• ( EN ) Michell J., An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation , in Philosophical Transactions , vol. 57, 1767, pp. 234–264.
• ( EN ) Kroupa P., Aarseth SJ, Hurley J., The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 321, 2001, pp. 699-712.
• ( EN ) Eggen OJ, Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 120, 1960, p. 540.
• ( EN ) Trumpler RJ, Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters , in Lick Observatory bulletin no. 420, Berkeley : University of California Press , 1930, pp. 154–188.
• ( EN ) Dias, WS; Alessi, BS; Moitinho, A.; Lépine, JRD, New catalogue of optically visible open clusters and candidates , in Astronomy and Astrophysics , vol. 389, luglio 2002, pp. 871-873, DOI : 10.1051/0004-6361:20020668 .
• ( EN ) Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD, New catalogue of optically visible open clusters and candidates , in Astronomy and Astrophysics , vol. 389, 2002, pp. 871–873.
• ( EN ) van den Bergh S., McClure RD, Galactic distribution of the oldest open clusters , in Astronomy & Astrophysics , vol. 88, 1980, p. 360.
• ( EN ) Fellhauer M., Lin DNC, Bolte M., Aarseth SJ, Williams KA, The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes ^{[ collegamento interrotto ]} , in The Astrophysical Journal , vol. 595, 2003, pp. L53-L56, DOI : 10.1086/379005 .
• ( EN ) Hills, JG, The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations , in Astrophysical Journal , vol. 235, n. 1, 1º febbraio 1980, pp. 986-991, DOI : 10.1086/157703 .
• ( EN ) VandenBerg, DA, Stetson PB, On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 116, 2004, pp. 997–1011, DOI : 10.1086/426340 .
• ( EN ) SM Percival, M. Salaris, D. Kilkenny, The open cluster distance scale - A new empirical approach , in Astronomy & Astrophysics , vol. 400, 2003, pp. 541-552, DOI : 10.1051/0004-6361:20030092 .

Carte celesti

• Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I & II , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
• Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
• Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Voci generali

• Oggetto del profondo cielo
• Galassia
• Ammasso stellare
• Ammasso globulare
• Associazione stellare
• Nube molecolare gigante
• Regione H II

Voci specifiche

• Categoria:Ammassi aperti
• Catalogo di Messier
• Pleiadi (astronomia) , l'ammasso aperto più brillante del cielo.

Altri progetti

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su ammasso aperto

Collegamenti esterni

• ( EN ) Ammasso aperto , su Enciclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
• ( EN ) Ammassi aperti , in SEDS Messier pages (archiviato dall' url originale il 22 dicembre 2008) .
• ( EN ) Wilton S. Dias (UNIFEI); Jacques Lépine (IAG-USP); Bruno S. Alessi and André Moitinho (UL), Open Clusters and Galactic Structures , su astro.iag.usp.br , 2002.
• ( EN ) A general overview of open clusters , su peripatus.gen.nz . URL consultato il 12 novembre 2008 (archiviato dall' url originale il 18 febbraio 2005) .
• ( EN ) Open and globular clusters overview , su armandocaussade.com . URL consultato il 12 novembre 2008 (archiviato dall' url originale il 9 maggio 2008) .
• ( EN ) The moving cluster method , su zebu.uoregon.edu . URL consultato l'8 aprile 2005 (archiviato dall' url originale l'8 aprile 2005) .
• ( EN ) Open Clusters - Information and amateur observations , su nightskyinfo.com .
• ( EN ) Clickable table of Messier objects including open clusters , su space-and-telescope.com . URL consultato il 12 novembre 2008 (archiviato dall' url originale il 20 ottobre 2014) .
• V. Castellani, Gli ammassi stellari , in Fondamenti di Astrofisica Stellare .

V · D · M Gli ammassi aperti e globulari più brillanti del cielo
Ammassi aperti dall'aspetto tradizionale	Pleiadi · Pleiadi del Sud · IC 2391 · NGC 1980 · NGC 6231 · NGC 2451 · NGC 3532 · Presepe · M7 · NGC 2516
Ammassi estesi e associazioni concentrate	Cintura di Orione · Grande Carro · Iadi · Cr 135 · Cr 173 · Ammasso di Alfa Persei · Associazione di Antares · Attaccapanni · Ammasso aperto della Chioma · Ammasso di Lambda Orionis
Ammassi globulari	Omega Centauri · 47 Tucanae · Ammasso Globulare di Ercole · NGC 6397 · NGC 6752 · M22 · M3 · M15 · NGC 2808 · M55 · M10 · M92 · NGC 362 · M2 · M62 · M5 · M12 · M19 · NGC 3201 · NGC 4833 · M4

Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 11 febbraio 2009 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Portale Oggetti del profondo cielo

Portale Stelle