Stjerneforeninger

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 2. april 2022; verifikation kræver 1 redigering .

Stjerneassociationer  er grupper af gravitationsmæssigt ubundne eller svagt bundne stjerner. Sådanne stjerner har en fælles oprindelse og er ret unge: deres alder overstiger ikke flere titusinder af år.

Opdagelseshistorie

Før opdagelsen af ​​stjerneassociationer var to typer stjernegrupperinger kendt: åbne og kugleformede stjernehobe [1] .

Stjerneforeninger blev først opdaget af Viktor Ambartsumian i 1947 og beregnede, at sådanne objekter går i opløsning over flere millioner år. Denne opdagelse vidnede også om, at stjernedannelsen i galaksen stadig foregår [1] [2] [3] .

Ambartsumyan identificerede også to typer stjerneassociationer: O- (eller OB-associationer) og T-associationer, som vil blive diskuteret i det tilsvarende afsnit. Senere kom endnu en klasse af foreninger til: R-foreninger [1] .

Karakteristika

Stjerneassociationer adskiller sig fra åbne stjernehobe i deres store størrelse - 50-100 parsec i gennemsnit, et mindre antal, og følgelig i tætheden af ​​stjerner - i en stjernesammenslutning af stjerner, fra nogle få til flere hundrede. Tætheden af ​​stjerner i associationen er dog meget højere end gennemsnittet i galaksen [1] [4] .

Stjerneassociationer er hovedsageligt kendetegnet ved ligheden mellem hastighedsvektorerne og stjernernes samme alder. En lignende kemisk sammensætning er også et tegn på at tilhøre en forening [1] .

Som regel er stjerneforeninger placeret i den flade komponent af den galaktiske skive med en tykkelse på 100-200 parsecs. Stjernerne i foreningerne har en ret lille alder: ikke mere end et par titusinder af år. Som følge heraf er indholdet af tunge grundstoffer i dem ret højt og udgør 2-3 % [5] .

Stjerneforeninger dannes på grund af, at stjerner dannes i grupper. Og selvom de dannede stjerner som regel ikke er gravitationsbundet, er de i nogen tid tæt på rummet. Derfor består stjerneassociationer af unge stjerner [1] .

Klassifikation

Oprindeligt identificerede Ambartsumyan to typer associationer: OB-foreninger, bestående af massive klare stjerner fra tidlige spektralklasser, og T-foreninger, bestående af lavmasse T Tauri-stjerner . Derefter udpegede Cindy van den Berg en anden klasse af associationer: R, stjernerne, hvori oplyser reflektionståger [6] .

I øjeblikket tilhører alle åbne stjerneforeninger en af ​​disse tre typer. Men nogle foreninger udviser egenskaber af foreninger af forskellige typer [7] .

OB-foreninger

OB-foreninger, også kendt som O-foreninger, indeholder 10-100 massive hovedsekvensstjerner i spektralklasserne O og B. Sådanne associationer menes at dannes inden for gigantiske molekylære skyer . Når stjerner dannes, på grund af kraftig stråling, spredes den resterende gas og støv, ophører associationen med at være forbundet og forsvinder i løbet af flere millioner år [8] .

Faktisk observeres en række T Tauri-stjerner også i OB-foreninger. Selvom der dannes flere sådanne lavmassestjerner, er de svagere og derfor svære at observere. Derfor menes det, at de fleste af Mælkevejens stjerner, ikke kun de mest massive, er dannet i sådanne associationer [1] [8] .

Hipparcos-satellitten opdagede 12 sådanne associationer inden for 650 parsec fra Solen [9] . Den nærmeste OB-forening til os er Scorpio-Centaurus Association , der ligger 120 parsecs fra os [10] . Derudover kendes OB-associationer i Den Store Magellanske Sky og i Andromedagalaksen [11] .

T-foreninger

T-associationer indeholder hovedsagelig lavmasse T Tauri variable stjerner , der endnu ikke har nået hovedsekvensstadiet. Det var observationen af ​​T-foreninger, der gjorde det muligt at konkludere, at stjernerne i dem er meget unge. T-associationer består af svagere stjerner end OB-associationer, så de observeres kun på korte afstande. Ikke desto mindre foreslog Ambartsumyan, at der under hele galaksens eksistens kunne være dannet omkring en million sådanne associationer. Det nøjagtige antal stjerner i disse associationer er vanskeligt at bestemme, da de også indeholder stjerner af andre typer [1] .

Den nærmeste T-association til os er Taurus-Auriga T-association , der ligger 120 parsecs fra os [12] .

R-foreninger

R-associationer (fra R-refleksion) - associationer, hvor stjerner af spektraltypen O-A2 er omgivet af reflekterende gas- og støvtåger . Disse associationer består af hovedsekvensstjerner, der ikke er massive nok til at blæse forældretågen væk. Dette gør det muligt for astronomer at studere de omgivende mørke skyer, mens stjernerne oplyser dem [7] .

Da R-foreninger er flere end OB-foreninger, kan de bruges til at spore galaksens spiralarme [13] .

Et eksempel på en R-association er Unicorn R2 -associationen placeret 830 ± 50 parsecs væk fra os [7] .

Noter

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 V.G. Gorbatsky. Opdagelse af stjerneassociationer og bestemmelse af stjerners alder . Astronet . Astronet . Hentet 9. september 2005. Arkiveret fra originalen 22. november 2005.
  2. ↑ Ambartsumian, Viktor Amazaspovich (f. 1908) // History of Astronomy: An Encyclopedia / Lankford, John. - Routledge , 2011. - S.  10 . — ISBN 9781136508349 .
  3. ↑ Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars , The New York Times  (15. august 1996), s. 22. Arkiveret fra originalen den 13. januar 2021. Hentet 16. april 2020.
  4. ↑ Stjerneforeninger . Astronet . Astronet . Hentet 16. april 2020. Arkiveret fra originalen 19. april 2020.
  5. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikursus. — 2., rettet. - URSS, 2004. - S. 440. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  6. ↑ Herbst, W. R foreninger. I - UBV-fotometri og MK-spektroskopi af stjerner i sydlige refleksionståger  (engelsk)  // Astronomical Journal  : journal. - 1976. - Bd. 80 . - S. 212-226 . - doi : 10.1086/111734 . - .
  7. ↑ 1 2 3 Herbst, W.; Racine, R. R foreninger. V. MON R2  (engelsk)  // Astronomical Journal  : journal. - 1976. - Bd. 81 . — S. 840 . - doi : 10.1086/111963 . — .
  8. ↑ 12 OB- foreninger . GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section (6. april 2000). Hentet 8. juni 2006. Arkiveret fra originalen 4. august 2003.
  9. ↑ de Zeeuw, PT; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; Brown, AGA; Blaauw, A. A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 117 , nr. 1 . - S. 354-399 . - doi : 10.1086/300682 . - . - arXiv : astro-ph/9809227 .
  10. ↑ Maíz-Apellániz, Jesús. The Origin of the Local Bubble  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 560 , nr. 1 . -P.L83 - L86 . - doi : 10.1086/324016 . - . - arXiv : astro-ph/0108472 .
  11. ↑ Elmegreen, B.; Efremov, YN  Dannelsen af ​​stjerneklynger  // Amerikansk videnskabsmand :magasin. - 1999. - Bd. 86 , nr. 3 . — S. 264 . - doi : 10.1511/1998.3.264 . — .
  12. ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, MK Nye korrekte bevægelser af stjerner før hovedsekvensen i Taurus-Auriga  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1999. - Bd. 325 . - s. 613-622 . - . - arXiv : astro-ph/9704281 .
  13. ↑ Herbst, W. R-foreninger III. Lokal optisk spiralstruktur  (engelsk)  // Astronomical Journal  : journal. - 1975. - Bd. 80 . — S. 503 . - doi : 10.1086/111771 . - .

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier