Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Deschideți clusterul

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Pleiadele , cele mai cunoscute clustere deschise.

Un grup deschis este un grup de stele născute împreună de un nor molecular uriaș și încă unite prin atracția gravitațională reciprocă. [1] [2] Ele sunt, de asemenea, numite grupuri galactice, deoarece se găsesc numai în interiorul discului galactic . Ele diferă de grupurile globulare pentru cel mai mic număr de stele, o atracție gravitațională mai puțin puternică și 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 un tip de obiect ușor de observat chiar și cu unelte mici. Norul molecular „părinte” este uneori încă asociat stocare, care luminează unele părți care devin vizibile ca una sau mai multe nebuloase . [4]

Toate stelele unui 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 vocea evoluției stelare pentru mai multe detalii). Cele mai multe clustere deschise sunt dominate de stelele lor masive din clasa O și B , care au o viață foarte strălucitoare, dar scurtă. [6] Analizând lumina dintr-un cluster deschis, puteți estima vârsta acesteia măsurând raportul dintre abundențele stelelor albastre, roșii și galbene. O abundență mare de stele albastre indică faptul că grupul deschis este foarte tânăr. Uniformitatea stelelor unui cluster îl face un test bun pentru modelele de evoluție stelară , deoarece în comparații între două stele, majoritatea parametrilor variabili sunt fixați acum. De fapt, modelul este mai simplu în acest fel. [2]

Stelele care alcătuiesc un cluster 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 mai mult ca una dintre stelele actuale , care nu sunt suficient de apropiate pentru a fi considerate un cluster, deși toate sunt legate între ele și posedă aceeași mișcare adecvată . [7]

Observare

Clusterul Nașterii Domnului , unul dintre cele mai izbitoare clustere deschise din emisfera nordică, cunoscut din cele mai vechi timpuri.

Ciorchinele deschise sunt observate mai ales în acele zone ale cerului în care acesta se desfășoară pe urma luminoasă a Căii Lactee și, în special, în acele secțiuni în care acest lucru nu pare ascuns de praf interstelar ; câteva sute de clustere sunt direct observabile cu ochiul liber sau cu ajutorul instrumentelor, în timp ce unele pot fi văzute doar prin telescoape în infraroșu , datorită extincției ridicate din mâinile prafului 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 apare deja rezolvat cu ochiul liber este cel care formează constelația Coma Berenices , cunoscută și sub abrevierea Mel 111 . Emisfera sudică a lui Dall poate fi rezolvată cu ochiul liber, grupuri mai strălucitoare, deși este mai puțin cunoscut cazul Pleiadelor de Sud sau IC 2391 . Alte clustere, cum ar fi Nașterea Domnului , nebuloasele apar ca pete luminoase și aparent lipsite de stele și, atunci când sunt privite cu binoclu, își dezvăluie natura stelară.

O pereche simplă de binocluri 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, cum ar fi M37 în Auriga sau NGC 3532 din Hull . [8]

În mod curios, cele mai luminoase clustere nu sunt observate în direcția centrului galactic , deoarece ar putea părea logic, ci în direcția opusă, și în special între constelațiile dell'Auriga de Taur, Orion , Stern , pânze și corp ; acest lucru se datorează în principal prezenței în această zonă a cerului Brațul Orion , și anume la a cărei periferie interioară este situată sistemul nostru solar , prin urmare, grupurile din această zonă a cerului sunt mult mai apropiate decât cele din interiorul brațului mai lung al nostru, cel al Săgetător , vizibil între Centaur și constelația omonimă . [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 Pleiade de Sud , unul dintre cele mai strălucitoare de pe cer, vizibil aproape exclusiv Pământul din emisfera sudică.

Clusterele deschise mai strălucitoare, cum ar fi Pleiadele, sunt cunoscute din cele mai vechi timpuri; alte ciorchini mai slabi (cum ar fi Nașterea Domnului ) erau cunoscuți ca pete de lumină slabe și neregulate și nu a fost până la inventarea telescopului sau a telescopului pentru a fi rezolvate 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 precum Pleiadele să fie rezultatul unei alinieri întâmplătoare a stelelor cu 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 descoperit că stelele de 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 detectarea în nebuloase tinere clustere deschise; deasupra ei este reluată dezordinea Keystone .

Majoritatea stelelor sunt formate inițial ca sisteme multiple , [14] deoarece doar un nor de gaz mai multe mase solare pot deveni suficient de dense 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 mai multor factori, printre care undele de șoc rezultate din explozia unei supernove din apropiere. Odată ce norul începe să se prăbușească, formarea stelelor se desfășoară prin diferite 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 nu se prăbușește; după câteva milioane de ani, noul cluster experimentează prima explozie de supernovă, [16] care contribuie 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 destramă înainte de a se forma complet. 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 formeze în același nor molecular: în Marele Nor Magellanic , o galaxie satelit a exemplului nostru, ambele Hodge 301 care R136 s-au format din gazul Nebuloasei Tarantula , în timp ce în Galaxia noastră , revenind în timp la mișcările din spațiul Hiadelor și al Nașterii Domnului , două grupuri mari deschise relativ aproape de noi, se dovedește 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 , format din h Persei și χ Persei , dar sunt cunoscuți o duzină de grupuri duble. [20] Multe sunt bine cunoscute în micul Magellanic Cloud și în același LMC, deși este adesea mai ușor să le recunoaștem așa cum sunt într-adevăr în galaxiile externe, având în vedere că perspectiva poate face să arate ca două clustere ale vecinilor noștri de galaxie atunci când de fapt nu sunt.

Morfologie și clasificare

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

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. Extinderea nucleului este de obicei de 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 comparativ cu câmpul stelar înconjurător (pentru a fi mai concentrat în mai puțin concentrat); al doilea, exprimat 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, indică dacă clusterul este sărac, mediu sau bogat în stele. A n urmează acești trei parametri, în cazul în care între componentele de stocare există negativitate . [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, în schimb, pot fi compuse din foarte puține stele care, datorită apropierii lor față de noi sau dispersiei lor, nu sunt chiar observații evidente, iar membrii săi apar împrăștiați pe un câmp stelar foarte mare, ca în cazul din Cr 173 , care are zeci de stele împrăștiate pe un câmp stelar deja foarte bogat, sau ca în cazul limitei Platais 8 , care are doar 8 componente împrăștiate în jurul 16 al cerului. [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 satelitul Hipparcos , pornind de la cercetările efectuate anterior, ca catalog WEBDA [25] și lucrările „ Observatorului sudic european ; Rezultatul este un catalog astronomic care, în versiunea sa originală, avea 1537 de clustere deschise, completate cu parametri precum coordonate, diametru, număr de membri, vârstă, distanță și multe alte date. Acest catalog este actualizat continuu cu noi descoperiri și este asociat cu o listă de obiecte aruncate deoarece au fost recunoscute ca asterism 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 ale noastre, grupurile deschise se găsesc aproape exclusiv în brațele spirale, unde densitatea norilor de gaz este mult mai mare, ajutând de fapt 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 poate desprinde (în galaxia noastră) până la maxim 180 de ani lumină, puțin comparativ cu diametrul galaxiei noastre, care este egal cu 100.000 de ani lumină. [29]

În galaxiile neregulate pot fi observate grupuri deschise în toate regiunile, deși există o concentrație mai mare în corespondență cu zonele mari de nebuloase. [30] În galaxiile eliptice, în schimb, nu sunt observate grupuri deschise, deoarece formarea stelelor a încetat cu multe milioane de ani în urmă, astfel încât stelele care inițial erau gravitaționale au avut timp să se disperseze. [31]

În Calea Lactee, distribuția grupurilor depinde de vârstă: cei mai în vârstă sunt, de fapt, la distanțe mai mari 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 că cantitatea mare de nori gigantici persistenți moleculari constituie un element extrem de perturbator. 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 partea dreaptă jos), luminează gazul nebuloasei Tarantulei din 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 de culoare albastră sunt observate, de asemenea, în grupuri globulare, despre care se crede că sunt rezultatul coliziunilor dintre două stele, astfel încât acestea formează o masivă și mai fierbinte. 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 vor proveni atunci când interacțiunile dinamice cu alte stele le fac să se lege pentru a forma un sistem stelar , care apoi se prăbușește într-o singură stea. [6]

Odată epuizată rezerva de hidrogen prin fuziunea nucleară , stelele de 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 expulză straturile exterioare pentru a forma o nebuloasă planetară, o ușoară asimetrie în pierderea de material ar putea da stelei o împingere de câțiva kilometri pe secundă , suficientă pentru a o scoate din stocare. [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 clustere deschise din galaxia Căii Lactee sunt NGC 6791 în constelația Lyra și Berkeley 17 , în „ Auriga , con’un’età estimată la aproximativ 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 ale acelorași care încă se află pe secvența principală . De fapt, stelele masive își consumă rezervele mai repede decât hidrogenul și, prin urmare, tind să evolueze foarte repede; 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 pare dominată de stele roșii este un semn al vârstei înaintate. [35]

Vârsta grupurilor poate fi, de asemenea, determinată prin studiul vitezei radiale și a masei totale a componentelor stelelor. Clustere foarte vechi, deși foarte rare, tind să se disperseze, deci nu există un număr mare de ele. Printre grupurile mai tinere ușor de observat cunoscute vreodată în galaxia noastră se numără NGC 2362 din 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 din galaxia Triangulum , 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 este mai mică decât media vitezei stelelor care îl 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 o dezintegrare rapidă a acestuia. [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 inițială stelară: cele mai dense clustere 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; dezordinea va fi transformată într-o asociație stelară . Multe dintre cele mai strălucitoare stele ale Carului Mare fac parte dintr-un vechi grup deschis care s-a împrăștiat acum, luând aspectul și caracteristicile asociației stelare, cunoscută acum sub numele de Ursa Major Moving Group . [37] În cele din urmă, ușoara diferență între viteza relativă a stelelor îi 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

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: evoluția stelară .
Diagrama HR comparată între cele două clustere NGC 188 , mai vechi și M67 .

Când creați o diagramă Hertzsprung-Russell pe stelele unui cluster deschis, se pare că majoritatea componentelor aflate pe secvența principală . [40] Cele mai masive stele 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 printr-o simplă comparație între stelele sale sunt rafinați mulți parametri variabili.

Studiul abundenței de litiu și beriliu în stelele grupurilor de galaxii poate oferi indicații importante despre evoluția stelelor și a structurii lor interne. În timp ce în nucleu l ' hidrogenul nu se poate topi în heliu până când nu atinge o temperatură de aproximativ 10 milioane de kelvin , litiu și beriliu sunt distruse la temperaturi de 2,5 milioane K și respectiv 3,5 milioane K. Aceasta înseamnă că abundența lor depinde în mare măsură de nivelul de amestecare suferit de plasma din stea. 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 acestui deficit nu este bine înțeles, există posibilitatea ca mișcările convective din interiorul stelelor să se extindă în regiuni în care transferul radiativ este în mod normal modul de transport dominant al energiei. [41]

Clustere deschise și scara distanțelor astronomice

M11 este un cluster deschis 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. Scara de calibrare a distanțelor cosmice se bazează pe o succesiune de măsuri indirecte și uneori incerte legate de 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

  1. ^ a b c P. Battinelli, R. Capuzzo Dolcetta , Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 249, 1991, pp. 76–83.
  2. ^ a b c Open Clusters , su peripatus.gen.nz . URL consultato il 2 gennaio 2009 (archiviato dall' url originale il 18 febbraio 2005) .
  3. ^ Payne-Gaposchkin, C., Stars and clusters , Cambridge, Mass., Harvard University Press, 1979.
  4. ^ Un esempio eloquente è quello di NGC 2244 , nella Nebulosa Rosetta . Vedi anche Johnson, Harold L., The Galactic Cluster, NGC 2244 , in Astrophysical Journal , vol. 136, novembre 1962, p. 1135, DOI : 10.1086/147466 . URL consultato il 10 gennaio 2009 .
  5. ^ a b c d e Open Star Clusters , su seds.org . URL consultato il 2 gennaio 2009 (archiviato dall' url originale il 22 dicembre 2008) .
  6. ^ a b Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D., Formation of Blue Stragglers in Open Clusters , in American Astronomical Society Meeting , 2003, p. 203.
  7. ^ a b c de La Fuente MR, Dynamical Evolution of Open Star Clusters , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 110, 1998, pp. 1117–1117.
  8. ^ Open Satr Clusters: Information and Observations , su nightskyinfo.com . URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  9. ^ L'ammasso delle Pleiadi , delle Pleiadi del Sud , IC 2391 , le Iadi e l' Ammasso del Presepe (gli ammassi più luminosi del cielo) si osservano tutti entro 90° dall' anticentro galattico ; in direzione del centro galattico, gli ammassi appaiono più deboli, con l'eccezione di M7 nello Scorpione .
  10. ^ La vicinanza all' equatore consente di poter osservare quasi tutta la volta celeste nel corso dell'anno: un osservatore posto all'equatore ad esempio può osservare i poli celesti sempre rasenti l'orizzonte, mentre tutto il cielo appare "ruotare" esattamente da est ad ovest; un osservatore che si trova a 10°N vede il polo nord celeste a 10° sopra l'orizzonte e una fascia di 10° di raggio attorno ad esso circumpolare , mentre i 10° attorno al polo sud celeste sono sempre invisibili. Dall'emisfero sud il discorso è il medesimo, ma coi poli invertiti. Maggiore è la distanza dall'equatore, maggiore è l'area di cielo che resta sempre invisibile.
  11. ^ le Pleiadi erano note col nome di "Sette sorelle", poiché circa 7 delle sue componenti più brillanti sono osservabili senza difficoltà senza strumenti; Arato di Soli nel 260 aC , nel suo poema "Phenomena", descrive invece l'ammasso del Presepe come una "Piccola nube", in quanto le sue stelle non sono osservabili ad occhio nudo.
  12. ^ 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.
  13. ^ Bruce G. Elmegreen, Yuri N. Efremov, A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas [ collegamento interrotto ] , in The Astrophysical Journal , vol. 480, 1997, pp. 235–245, DOI : 10.1086/303966 . URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  14. ^ Mathieu, RD, Pre-Main-Sequence Binary Stars , in Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics , vol. 32, 1994, pp. 465–530, DOI : 10.1146/annurev.aa.32.090194.002341 .
  15. ^ Boss AP, The Jeans Mass Constraint and the Fragmentation of Molecular Cloud Cores , in Astrophysical Journal Letters , vol. 501, 1998, pp. L77.
  16. ^ Le stelle più massicce sono anche quelle che hanno la vita più breve, dato che esauriscono la scorta di idrogeno molto più rapidamente delle stelle di massa inferiore; così queste sono le prime ad evolvere verso lo stadio di supergigante rossa ed esplodere come supernovae.
  17. ^ 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.
  18. ^ Kroupa P., The Fundamental Building Blocks of Galaxies , su in Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia" (ESA SP-576) , Held at the Observatoire de Paris-Meudon, 4-7 ottobre 2004. C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman, 2005, 629.
  19. ^ Eggen OJ, Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 120, 1960, p. 540. URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  20. ^ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC, Probable binary open star clusters in the Galaxy , in Astronomy and Astrophysics , vol. 302, 1995, p. 86. URL consultato il 2 gennaio 2009 (archiviato dall' url originale il 26 aprile 2015) .
  21. ^ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V., A study of spatial structure of galactic open star clusters , in Astronomy and Astrophysics , vol. 383, 2002, pp. 153–162.
  22. ^ 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. URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  23. ^ a b Baumgardt, H., The nature of some doubtful open clusters as revealed by HIPPARCOS , in Astronomy and Astrophysics , vol. 340, dicembre 1998, pp. 402-414. URL consultato il 18 febbraio 2009 .
  24. ^ Wilton S. Dias (UNIFEI); Jacques Lépine (IAG-USP); Bruno S. Alessi and André Moitinho (UL), Open Clusters and Galactic Structures , su Clusters.txt , 2002. URL consultato il 18 febbraio 2009 .
  25. ^ http://www.univie.ac.at/webda/
  26. ^ 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 . URL consultato il 18 febbraio 2009 .
  27. ^ La grande quantità di nebulose oscure ci impedisce di osservare un elevato numero di aree della nostra Galassia; inoltre, la zona di evitamento fa da schermo alla parte opposta della Via Lattea.
  28. ^ 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. URL consultato il 13 novembre 2008 .
  29. ^ Janes KA, Phelps RL, The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk , in The Astronomical Journal , vol. 108, 1980, pp. 1773–1785. URL consultato il 13 novembre 2008 .
  30. ^ Hunter, D., Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 109, 1997, pp. 937-950, DOI : 10.1086/133965 . URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  31. ^ J. Binney, Merrifield, M., Galactic Astronomy , Princeton, Princeton University Press, 1998, ISBN 978-0-691-02565-0 , OCLC 39108765 .
  32. ^ van den Bergh S., McClure RD, Galactic distribution of the oldest open clusters , in Astronomy & Astrophysics , vol. 88, 1980, p. 360. URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  33. ^ Ammassi giovani come le Pleiadi , le Pleiadi del Sud , IC 2391 e la Cintura di Orione sono dominate dalle stelle blu e azzurre, molto più luminose e dominanti rispetto alle ben più numerose stelle gialle di massa inferiore; come le stelle blu finiscono il loro ciclo vitale, più breve di quello delle stelle più piccole (vedi la voce Evoluzione stellare ) le restanti componenti dell'ammasso saranno le stelle di massa inferiore, fenomeno osservabile negli ammassi stellari più vecchi, come M67 e NGC 188 .
  34. ^ 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 . URL consultato il 13 novembre 2008 .
  35. ^ a b c Mark Allison, Star Clusters and How to Observe Them , Springer, 2005, pp. 15-16, ISBN 1-84628-190-3 .
  36. ^ 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 . URL consultato il 6 gennaio 2009 .
  37. ^ Soderblom, David R.; Mayor, Michel, Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group , in Astronomical Journal , vol. 105, n. 1, 1993, pp. 226-249, DOI : 10.1086/116422 , ISSN 0004-6256. URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  38. ^ Majewski, SR; Hawley, SL; Munn, JA, Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo , in ASP Conference Series , vol. 92, 1996, p. 119. URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  39. ^ Sick, Jonathan; de Jong, RS, A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 38, 2006, p. 1191. URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  40. ^ a b Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare , su orsapa.it , ORSA - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. URL consultato il 6 gennaio 2009 .
  41. ^ a b 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 . URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  42. ^ The Extragalactic Distance Scale , su astr.ua.edu , Department of Physics and Astronomy - University of Alabama. URL consultato il 9 gennaio 2009 .
  43. ^ Brown AGA, Open clusters and OB associations: a review , in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , vol. 11, 2001, pp. 89–96.
  44. ^ 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 . URL consultato il 3 gennaio 2009 .
  45. ^ Hanson RB, A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster , in Astronomical Journal , vol. 80, 1975, pp. 379–401, DOI : 10.1086/111753 . URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  46. ^ Bragaglia A., Held EV, Tosi M., Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 429, 2005, pp. 881–886. URL consultato il 2 gennaio 2009 .
  47. ^ Michael Rowan-Robinson, The extragalactic distance scale , in Space Science Reviews , vol. 48, n. 1-2, marzo 1988, pp. 1-71, DOI : 10.1007/BF00183129 , ISSN 0038-6308. URL consultato il 21 novembre 2020 (archiviato dall' url originale l'11 aprile 2013) .

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

Carte celesti

Voci correlate

Voci generali

Voci specifiche

Altri progetti

Collegamenti esterni

Wikimedaglia
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

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 17851 · LCCN ( EN ) sh85127441 · GND ( DE ) 4244900-5 · BNF ( FR ) cb12435405s (data)