Åben stjernehob

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 8. december 2021; checks kræver 2 redigeringer .

En  åben stjernehob er en gruppe stjerner (op til flere tusinde i antal) dannet af en gigantisk molekylær sky og har omtrent samme alder. Mere end 1100 åbne hobe er blevet opdaget i vores galakse , men det antages, at der er mange flere [1] . Stjernerne i sådanne hobe er forbundet med hinanden af ​​relativt svage gravitationskræfter , derfor kan hobe, når de kredser om det galaktiske centrum , blive ødelagt på grund af tæt passage i nærheden af ​​andre hobe eller gasskyer, i hvilket tilfælde de stjerner, der danner dem, bliver en del af galaksens normale befolkning ; individuelle stjerner kan også slynges ud som et resultat af komplekse gravitationsinteraktioner i hoben [2] . Den typiske alder for klynger er flere hundrede millioner år [note 1] . Åbne stjernehobe findes kun i spiralformede og uregelmæssige galakser , hvor aktive stjernedannelsesprocesser finder sted [3] .

Unge åbne klynger kan være inde i den molekylære sky, hvorfra de blev dannet, og "fremhæve" den, hvilket resulterer i et område med ioniseret brint [note 2] . Over tid spreder strålingstrykket fra klyngen skyen. Som regel er det kun omkring 10 % af massen af ​​en gassky, der når at danne stjerner, før resten af ​​gassen spredes af lystrykket.

Åbne stjernehobe er nøgleobjekter til at studere stjernernes udvikling . På grund af det faktum, at hobemedlemmer har samme alder og kemiske sammensætning , er virkningerne af andre karakteristika lettere at bestemme for hobe end for individuelle stjerner [1] . Nogle åbne klynger, såsom Plejaderne , Hyaderne eller Alpha Perseus-klyngen , er synlige med det blotte øje . Nogle andre, såsom Perseus Double Cluster , er knapt synlige uden instrumenter, og mange flere kan kun ses med en kikkert eller et teleskop , såsom Vildand Cluster (M 11) [5] .

Historiske observationer

Den lyse åbne stjernehob Pleiades har været kendt siden antikken, og Hyaderne er en del af stjernebilledet Tyren , et af de ældste stjernebilleder. Andre klynger blev beskrevet af tidlige astronomer som uadskillelige fuzzy pletter af lys. Den græske astronom Claudius Ptolemæus nævnte i sine noter Krybben , Dobbeltklyngen ved Perseus og Ptolemæus-klyngen ; og den persiske astronom As-Sufi beskrev Omicron Parus -hoben . [7] Imidlertid var det kun opfindelsen af ​​teleskopet , der gjorde det muligt at skelne individuelle stjerner i disse tågeformede objekter. [8] Desuden tildelte Johann Bayer i 1603 disse formationer sådanne betegnelser, som om de var individuelle stjerner. [9]

Den første person, der brugte et teleskop i 1609 til at observere stjernehimlen og registrere resultaterne af disse observationer, var den italienske astronom Galileo Galilei . Da han studerede nogle af de tågede objekter beskrevet af Ptolemæus, opdagede Galileo, at de ikke var individuelle stjerner, men grupper af et stort antal stjerner. Så i krybben udmærkede han mere end 40 stjerner. Mens hans forgængere skelnede mellem 6-7 stjerner i Plejaderne, opdagede Galileo næsten 50. [10] I sin afhandling " Sidereus Nuncius " fra 1610 skriver han: "...Galaxia er intet andet end en samling af talrige stjerner placeret i grupper" . [11] Inspireret af Galileos arbejde var den sicilianske astronom Giovanni Hodierna måske den første astronom, der fandt hidtil ukendte åbne klynger med et teleskop. [12] I 1654 opdagede han objekterne nu kaldet Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 og NGC 2451 . [13]

I 1767 beregnede den engelske naturforsker pastor John Michell , at selv for en enkelt gruppe, såsom Plejaderne, var sandsynligheden for, at dens konstituerende stjerner var tilfældigt opstillet for en jordisk observatør, 1 ud af 496.000; blev det klart, at stjernerne i hobe er fysisk forbundet. [14] [15] I 1774-1781 udgav den franske astronom Charles Messier et katalog over himmellegemer, der havde et kometlignende diset udseende. Dette katalog indeholder 26 åbne klynger. [9] I 1790'erne begyndte den engelske astronom William Herschel en omfattende undersøgelse af tågede himmellegemer . Han fandt ud af, at mange af disse formationer kan nedbrydes (astronomer siger "opløse") til stjerner. Herschel foreslog, at stjernerne oprindeligt var spredt i rummet, og derefter, som et resultat af gravitationskræfter, dannede stjernesystemer. [16] Han inddelte tåger i 8 kategorier og tildelte klasserne VI til VIII for at klassificere stjernehobe. [17]

Gennem astronomernes indsats begyndte antallet af kendte klynger at stige. Hundredvis af klynger blev opført i New General Catalogue (NGC), første gang udgivet i 1888 af den dansk-irske astronom J. L. E. Dreyer , og i yderligere to indekskataloger udgivet i 1896 og 1905 . [9] Teleskopiske observationer afslørede to forskellige typer klynger. Førstnævnte er kendetegnet ved en regelmæssig afrundet form og består af mange tusinde stjerner. De er fordelt over hele himlen, men tættest mod midten af ​​Mælkevejen . [18] Stjernepopulationen af ​​sidstnævnte er mere sparsom, formen er ofte ret uregelmæssig, og stjernepopulationen er i tiere, sjældnere i hundredvis. Sådanne klynger trækker mod det galaktiske plan . [19] [20] Astronomer kalder førstnævnte kuglehobe og sidstnævnte åbne hobe . På grund af deres placering omtales åbne hobe nogle gange som galaksehobe , et udtryk foreslået i 1925 af den schweizisk-amerikanske astronom Robert Julius Trumpler . [21]

Mikrometriske målinger af stjernernes positioner i hobe blev først foretaget i 1877 af den tyske astronom E. Schoenfeld og derefter af den amerikanske astronom E. E. Barnard i 1898-1921 . Disse forsøg har ikke afsløret nogen tegn på stjernebevægelser. [22] Men i 1918 var den hollandsk-amerikanske astronom Adrian van Maanen , ved at sammenligne fotografiske plader taget på forskellige tidspunkter, i stand til at måle den rigtige bevægelse af stjerner for en del af Pleiades-hoben. [23] Efterhånden som astrometri blev mere og mere præcis, blev det klart, at klynger af stjerner deler den samme egenbevægelse i rummet. Ved at sammenligne fotografiske plader af Plejaderne opnået i 1918 med dem fra 1943 , var van Maanen i stand til at isolere stjerner, hvis rette bevægelse svarede til gennemsnittet for hoben, og dermed identificere sandsynlige medlemmer af hoben. [24] Spektroskopiske observationer afslørede almindelige radiale hastigheder , der viser, at hobene er sammensat af stjerner, der er fysisk forbundet med hinanden. [en]

De første farve-lysstyrkediagrammer for åbne klynger blev udgivet af Einar Hertzsprung i 1911 sammen med diagrammer af Plejaderne og Hyaderne. I de næste 20 år fortsatte han sit arbejde med undersøgelsen af ​​åbne klynger. Ud fra spektroskopiske data var han i stand til at bestemme en øvre grænse for indre bevægelse for åbne klynger og estimere, at den samlede masse af disse objekter ikke oversteg flere hundrede solmasser . Han demonstrerede forholdet mellem stjernernes farver og deres lysstyrke, og i 1929 bemærkede han, at stjernepopulationen i Hyaderne og Mangerne adskilte sig fra Plejadernes. Efterfølgende blev dette forklaret med forskellen i alderen på disse tre klynger. [25] Disse undersøgelser af åbne hobe er blevet grundlæggende i forståelsen af ​​stjerners udvikling og afhængigheden af ​​stjernernes udvikling af deres begyndelsesmasse.

Uddannelse

Dannelsen af ​​en åben klynge begynder med kollapset af en del af en gigantisk molekylær sky , en kold, tæt sky af gas og støv mange tusinde gange Solens masse. Sådanne skyer har en tæthed på 10 2 til 10 6 neutrale brintmolekyler pr . cm 3 , mens stjernedannelse begynder i dele med en tæthed større end 10 4 molekyler/cm 3 . Som regel overstiger kun 1-10 % af skyvolumenet denne tæthed. [26] Før kollaps kan sådanne skyer opretholde mekanisk ligevægt på grund af magnetiske felter , turbulenser og rotation . [27]

Der er mange faktorer, der kan forstyrre balancen i en gigantisk molekylær sky, hvilket vil føre til kollaps og begyndelsen på processen med aktiv stjernedannelse, hvilket kan resultere i en åben hob. Disse omfatter: chokbølger fra nærliggende supernovaer , kollisioner med andre skyer, gravitationsinteraktioner. Men selv i mangel af eksterne faktorer kan nogle dele af skyen nå betingelser, hvor de bliver ustabile og tilbøjelige til at kollapse. [27] Det kollapsende område af skyen oplever hierarkisk fragmentering i mindre områder (herunder relativt tætte områder kendt som infrarøde mørke skyer ), hvilket i sidste ende fører til fødslen af ​​et stort antal (op til flere tusinde) stjerner. Denne proces med stjernedannelse begynder i en skal af en kollapsende sky, der skjuler protostjerner fra synet, selvom det tillader infrarøde observationer . [26] I Mælkevejsgalaksen menes der at blive dannet en ny åben hob hvert par tusinde år. [28]

Den varmeste og mest massive af de nydannede stjerner (kendt som OB-stjerner ) stråler intenst i den ultraviolette stråling , som konstant ioniserer den omgivende gas i molekylskyen og danner H II-regionen . Stjernevinden og strålingstrykket fra massive stjerner begynder at accelerere den varme ioniserede gas med hastigheder, der kan sammenlignes med lydens hastighed i gassen. Et par millioner år senere oplever klyngen sine første supernovaer ( kernekollaps-supernovaer ), som også skubber gas ud af omgivelserne .  I de fleste tilfælde accelererer disse processer al gassen inden for 10 millioner år, og stjernedannelsen stopper. Men omkring halvdelen af ​​de dannede protostjerner vil være omgivet af cirkumstellære skiver , hvoraf mange vil være tilvækstskiver . [26]

Da kun 30 til 40 % af gassen fra skyens centrum danner stjerner, hæmmer spredningen af ​​gassen i høj grad processen med stjernedannelse. Følgelig oplever alle klynger et stærkt massetab i det indledende stadie, og en ret stor del på dette stadie går helt i stykker. Fra dette synspunkt afhænger dannelsen af ​​en åben hob af, om de gravitationsfødte stjerner er bundet; hvis dette ikke er tilfældet, vil der opstå en ikke-relateret stjerneassociation i stedet for en klynge . Hvis en hob som Plejaderne blev dannet, ville den kun være i stand til at holde 1/3 af sit oprindelige antal stjerner, og resten ville være ubundet, når gassen forsvandt. [29] Unge stjerner, der ikke længere hører til hjemmehoben, vil blive en del af Mælkevejens generelle befolkning.

På grund af det faktum, at næsten alle stjerner er dannet i klynger, betragtes sidstnævnte som hovedbyggestenene i galakser . Intense processer med gasspredning, som både danner og ødelægger mange stjernehobe ved fødslen, efterlader deres aftryk på galaksernes morfologiske og kinematiske strukturer. [30] De fleste nydannede åbne hobe har en befolkning på 100 eller flere stjerner og en masse på 50 solmasser. De største hobe kan have masser op til 10 4 solmasser (massen af ​​Westerlund 1 hoben er anslået til 5 × 10 4 solmasser), hvilket er meget tæt på masserne af kuglehobe . [26] Mens åbne og kugleformede hobe er meget forskellige formationer, er udseendet af de sjældneste kuglehobe og de rigeste åbne hobe måske ikke så forskellige. Nogle astronomer mener, at dannelsen af ​​disse to typer hobe er baseret på den samme mekanisme, med den forskel, at de nødvendige betingelser for dannelsen af ​​meget rige kuglehobe - der tæller hundredtusindvis af stjerner - ikke længere eksisterer i vores galakse. [31]

Dannelsen af ​​mere end én åben klynge fra én molekylær sky er et typisk fænomen. Så i den store magellanske sky dannedes Hodge 301 og R136 klyngerne af gassen fra Taranteltågen ; sporing af hyadernes og krybbens baner , to fremtrædende og nærliggende klynger i Mælkevejen, tyder på, at de også er dannet fra den samme sky for omkring 600 millioner år siden. [32] Nogle gange danner klynger født på samme tid en dobbeltklynge. Et godt eksempel på dette i vores galakse er Perseus-dobbelthoben , som består af NGC 869 og NGC 884 (nogle gange fejlagtigt kaldet "χ og h Persei" ( "chi og aske Persei" ), selvom h refererer til nabostjernen og χ  til begge klynger), men foruden den kendes mindst 10 sådanne klynger. [33] Endnu flere af disse er blevet opdaget i de små og store magellanske skyer: disse objekter er nemmere at opdage i ydre systemer end i vores galakse, fordi klynger langt fra hinanden kan se forbundet med hinanden på grund af projektionseffekten .

Morfologi og klassifikation

Åbne klynger kan repræsentere både sparsomme grupper af flere stjerner og store byområder, inklusive tusindvis af medlemmer. De har en tendens til at bestå af en veldefineret, tæt kerne omgivet af en mere diffus "krone" af stjerner. Kernediameteren er normalt 3-4 St. g. og kronen - 40 St. l. Stjernernes standardtæthed i midten af ​​hoben er 1,5 stjerner/lys. g. 3 (til sammenligning: i nærheden af ​​Solen er dette tal ~0,003 sv./St. g. 3 ). [34]

Åbne stjernehobe klassificeres ofte efter skemaet udviklet af Robert Trumpler i 1930 . Klassenavnet ifølge dette skema består af 3 dele. Den første del er betegnet med romertallet I-IV og betyder hobens koncentration og dens skelnen fra det omgivende stjernefelt (fra stærkt til svagt). Den anden del er et arabisk tal fra 1 til 3, hvilket betyder spredningen i medlemmernes lysstyrke (fra lille til stor spredning). Den tredje del er bogstavet p , m eller r , der angiver henholdsvis et lavt, middel eller højt antal stjerner i hoben. Hvis hoben er inde i en tåge, tilføjes bogstavet n til sidst . [35]

For eksempel er Plejaderne ifølge Trumpler-skemaet klassificeret som I3rn (højt koncentreret, rig på stjerner, der er en tåge), og de nærmere Hyades - som II3m (mere fragmenteret og med mindre overflod).

Antal og fordeling

Mere end 1000 åbne klynger er blevet opdaget i vores Galaxy , men deres samlede antal kan være op til 10 gange højere. [36] I spiralgalakser er åbne hobe hovedsageligt placeret langs spiralarme , hvor gastætheden er højest, og som følge heraf er stjernedannelsesprocesser mest aktive; sådanne klynger spredes normalt, før de når at forlade armen. Åbne hobe har en stærk tendens til at være i nærheden af ​​det galaktiske plan. [note 3] [37]

I uregelmæssige galakser kan åbne hobe være hvor som helst, selvom deres koncentration er højere, hvor gasdensiteten er større. [38] Åbne hobe er ikke observeret i elliptiske galakser , da stjernedannelsesprocesserne i sidstnævnte ophørte for mange millioner år siden, og de sidste af de dannede hobe er for længst spredt. [19]

Fordelingen af ​​åbne hobe i vores galakse afhænger af alder: Ældre hobe er hovedsageligt placeret i større afstande fra det galaktiske centrum og i en betydelig afstand fra det galaktiske plan. [39] Dette skyldes, at tidevandskræfterne, der bryder klynger op, er højere nær galaksens centrum; på den anden side er de gigantiske molekylære skyer, som også er årsagen til ødelæggelsen, koncentreret i de indre områder af galaksens skive; derfor ødelægges klynger fra de indre regioner i en tidligere alder end deres "kolleger" fra de ydre regioner. [40]

All-Star Cast

På grund af det faktum, at åbne stjernehobe normalt henfalder, før de fleste af deres stjerner har afsluttet deres livscyklus , er det meste af strålingen fra hobe lys fra unge varme blå stjerner . Sådanne stjerner har den største masse og den korteste levetid, i størrelsesordenen flere titusinder af år. Ældre stjernehobe indeholder flere gule stjerner.

Nogle stjernehobe indeholder varme blå stjerner, der virker meget yngre end resten af ​​hoben. Disse blå spredte stjerner observeres også i kuglehobe; det antages, at de i de tætteste kerner af kuglehobe dannes under stjernernes kollision og dannelsen af ​​varmere og mere massive stjerner. Stjernestætheden i åbne hobe er dog meget lavere end i kuglehobe, og antallet af observerede unge stjerner kan ikke forklares med sådanne kollisioner. Det menes, at de fleste af dem dannes, når et binært stjernesystem smelter sammen til en stjerne på grund af dynamiske interaktioner med andre medlemmer. [41]

Så snart lav- og mellemmassestjerner opbruger deres forsyning af brint i kernefusionsprocessen , afgiver de deres ydre lag og danner en planetarisk tåge med dannelsen af ​​en hvid dværg . Selvom de fleste åbne hobe henfalder, før de fleste af deres medlemmer når det hvide dværgstadium, er antallet af hvide dværge i hobe normalt stadig meget mindre, end man ville forvente ud fra hobens alder og den estimerede initiale stjernemassefordeling. . En mulig forklaring på manglen på hvide dværge er, at når en rød kæmpe fælder sin skal og danner en planetarisk tåge, kan en lille asymmetri i massen af ​​det udstødte materiale give stjernen en hastighed på flere kilometer i sekundet - nok til at forlade klynge. [42]

På grund af den høje stjernetæthed er tætte passager af stjerner i åbne hobe ikke ualmindeligt. For en typisk hob på 1000 stjerner og en halvmasseradius [note 4] på 0,5 pct. vil hver stjerne i gennemsnit nærme sig en anden hvert 10. million år. Denne tid er endnu kortere i tættere klynger. Sådanne passager kan i høj grad påvirke de udvidede cirkumstellære skiver af stof omkring mange unge stjerner. Tidevandsforstyrrelser for store diske kan forårsage dannelsen af ​​massive planeter og brune dværge , som vil blive placeret i en afstand på 100 AU. eller mere fra hovedstjernen. [43]

Skæbne

Mange åbne hobe er i sagens natur ustabile: på grund af deres lille masse er flugthastigheden fra systemet mindre end gennemsnitshastigheden af ​​dets stjerner. Sådanne klynger bryder op meget hurtigt over flere millioner år. I mange tilfælde reducerer udskydelsen af ​​gassen, som hele systemet er dannet af ved stråling fra unge stjerner, massen af ​​hoben så meget, at den henfalder meget hurtigt. [44]

Klynger, der efter spredning af den omgivende tåge har nok masse til at blive bundet til gravitation, kan bevare deres form i mange titusinder af år, men med tiden fører interne og eksterne processer også til deres henfald. Den tætte passage af en stjerne ved siden af ​​en anden kan øge hastigheden af ​​en af ​​stjernerne så meget, at den overstiger flugthastigheden fra hoben. Sådanne processer fører til den gradvise "fordampning" af klyngemedlemmer. [45]

I gennemsnit er stjernehobe hver halve milliard år påvirket af eksterne faktorer, for eksempel ved at passere ved siden af ​​eller gennem en molekylær sky . Tyngdekraftens tidevandskræfter fra så tæt nærhed har en tendens til at ødelægge stjernehobe. Som et resultat bliver det en stjernestrøm : På grund af de store afstande mellem stjernerne kan en sådan gruppe ikke kaldes en hob, selvom dens bestanddele er forbundet med hinanden og bevæger sig i samme retning med samme hastigheder. Det tidsrum, hvorefter klyngen går i stykker, afhænger af sidstnævntes oprindelige stjernetæthed: tættere lever længere. Den estimerede halveringstid for hoben (hvorefter halvdelen af ​​de oprindelige stjerner vil gå tabt) varierer fra 150 til 800 millioner år, afhængigt af den oprindelige tæthed. [45]

Efter at hoben ikke længere er bundet af tyngdekraften, vil mange af dens stjerner stadig bevare deres hastighed og bevægelsesretning i rummet; en såkaldt stjerneassociation (eller en bevægende gruppe af stjerner ) vil opstå. Så flere klare stjerner i " spanden " af Big Dipper  er tidligere medlemmer af den åbne hob, som er blevet til en sådan sammenslutning kaldet "Den bevægelige gruppe af stjerner af Big Dipper ". [46] Til sidst, på grund af små forskelle i deres hastigheder, vil de spredes i hele galaksen. Større ophobninger bliver til vandløb, forudsat at ensartetheden af ​​deres hastigheder og alder kan fastslås; ellers vil stjernerne blive betragtet som ikke-forbundne. [47] [48]

Studier af stjernernes evolution

I Hertzsprung-Russell-diagrammet for en åben hob vil de fleste af stjernerne tilhøre hovedsekvensen (MS). [49] På et tidspunkt, kaldet vendepunktet , forlader de mest massive stjerner MS og bliver til røde kæmper ; "Fjernheden" af sådanne stjerner fra MS gør det muligt at bestemme alderen på hoben.

På grund af det faktum, at stjernerne i hoben er i næsten samme afstand fra Jorden og blev dannet på omtrent samme tidspunkt fra den samme sky, skyldes alle forskelle i den tilsyneladende lysstyrke af stjernerne i hoben deres forskellige masser . [49] Dette gør åbne stjernehobe meget nyttige objekter til at studere stjernenes udvikling , da mange variable karakteristika kan antages at være faste for en hob, når man sammenligner stjerner.

For eksempel kan studiet af indholdet af lithium og beryllium i stjerner fra åbne hobe for alvor hjælpe med at opklare mysterierne om stjernernes udvikling og deres indre struktur. Hydrogenatomer kan ikke danne heliumatomer ved temperaturer under 10 millioner K , men lithium- og berylliumkerner ødelægges ved temperaturer på henholdsvis 2,5 millioner og 3,5 millioner K. Det betyder, at deres overflod direkte afhænger af, hvor stærkt stoffet er blandet i stjernens indre. Når man studerer deres overflod i klyngestjerner, er variabler som alder og kemisk sammensætning faste. [halvtreds]

Undersøgelser har vist, at forekomsten af ​​disse lette elementer er meget lavere end modeller for stjerneudvikling forudsiger. Årsagerne hertil er ikke helt klare; en af ​​forklaringerne er, at der i stjernens indre er udstødninger af stof fra konvektionszonen til den stabile zone for strålingsoverførsel [50] .

Astronomisk skala for afstande

At bestemme afstandene til astronomiske objekter er nøglen til at forstå dem, men langt de fleste af sådanne objekter er for langt væk til at kunne måles direkte. Gradueringen af ​​den astronomiske afstandsskala afhænger af en række indirekte og til tider ubestemte målinger i forhold til først de nærmeste genstande, hvis afstande kan måles direkte, og derefter til flere og fjernere. [51] Åbne stjernehobe er det vigtigste trin på denne stige.

Afstande til klynger tættest på os kan måles direkte på en af ​​to måder. For det første, for stjernerne i nærliggende hobe, kan parallakse bestemmes (et lille skift i den tilsyneladende position af et objekt i løbet af året på grund af Jordens bevægelse i Solens kredsløb), som det normalt gøres for individuelle stjerner. Pleiades , Hyades og nogle andre klynger i nærheden af ​​500 St. år er tæt nok på, at en sådan metode kan give pålidelige resultater for dem, og data fra Hipparchus-satellitten gjorde det muligt at fastslå nøjagtige afstande for en række klynger. [52] [53]

En anden direkte metode er den såkaldte moving cluster-metode . Det er baseret på det faktum, at stjernerne i hoben deler de samme parametre for bevægelse i rummet. Måling af de korrekte bevægelser af medlemmerne af klyngen og plotning af deres tilsyneladende bevægelse hen over himlen på et kort vil gøre det muligt at fastslå, at de konvergerer på et tidspunkt. De radiale hastigheder af klyngestjerner kan bestemmes ud fra målinger af Doppler-forskydninger i deres spektre ; når alle tre parametre - radial hastighed , egenbevægelse og vinkelafstand fra klyngen til dens forsvindingspunkt - er kendt, vil simple trigonometriske beregninger gøre det muligt at beregne afstanden til klyngen. Det mest berømte tilfælde af at bruge denne metode vedrørte Hyaderne og gjorde det muligt at bestemme afstanden til dem ved 46,3 parsec. [54]

Når afstande til nærliggende klynger er blevet etableret, kan andre metoder udvide afstandsskalaen for fjernere klynger. Ved at sammenligne hovedsekvensstjernerne i Hertzsprung-Russell-diagrammet for en hob, hvis afstand er kendt med de tilsvarende stjerner i en mere fjern hob, kan man bestemme afstanden til sidstnævnte. Den nærmeste kendte hob er Hyaderne: Selvom Ursa Major-gruppen af ​​stjerner er omkring dobbelt så tæt på, er den stadig en stjernesammenslutning, ikke en hob, da stjernerne i den ikke er gravitationsbundet til hinanden. Den fjerneste kendte åbne hob i vores galakse er Berkeley 29 , på omkring 15.000 parsecs. [55] Derudover kan åbne hobe let opdages i mange galakser i den lokale gruppe .

Nøjagtig viden om afstandene til åbne hobe er afgørende for at kalibrere den "periode-luminositet"-afhængighed , der eksisterer for variable stjerner såsom Cepheider og RR Lyrae-stjerner , hvilket vil tillade dem at blive brugt som " standardlys ". Disse kraftige stjerner kan ses på store afstande og kan bruges til at udvide skalaen yderligere - til de nærmeste galakser i den lokale gruppe. [56]

Noter

Kommentarer
  1. ↑ I modsætning hertil har mere massive kuglehobe en stærkere tyngdekraft mellem stjerner, og sådanne hobe kan eksistere i mange milliarder år.
  2. ↑ Et godt eksempel på dette ville være NGC 2244 i Rosettågen [4]
  3. ↑ Til sammenligning: højden af ​​flyet på vores galakse er ~180 sv. år, og radius er omkring 100.000 sv. flere år.
  4. ↑ Radius af den kugle, inden for hvilken der er stjerner, hvis samlede masse er ½ af massen af ​​hoben
Kilder
  1. ↑ 1 2 3 Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Åbn stjerneklynger . SEDS . University of Arizona, Lunar and Planetary Lab (27. august 2007). Dato for adgang: 7. januar 2013. Arkiveret fra originalen 14. januar 2013.
  2. ↑ Karttunen Hannu et al. Grundlæggende astronomi. - 4. udgave .. - Springer, 2003. - S. 321. - (Physics and Astronomy Online Library). - ISBN 3-540-00179-4 .
  3. ↑ Payne-Gaposchkin C. Stjerner og klynger . - Cambridge, Mass.: Harvard University Press, 1979. - ISBN 0-674-83440-2 .
  4. ↑ Johnson Harold L. The Galactic Cluster, NGC 2244  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1962. - Vol. 136 . — S. 1135 . - doi : 10.1086/147466 . - .
  5. ↑ Neata E. Åbne stjernehobe: information og observationer . Nattehimmel info . Dato for adgang: 8. januar 2013. Arkiveret fra originalen 14. januar 2013.
  6. ↑ VISTA finder 96 stjerneklynger gemt bag støv . ESO Science Release (3. august 2011). Dato for adgang: 7. januar 2013. Arkiveret fra originalen 14. januar 2013.
  7. ↑ Moore Patrick, Rees Robin. Patrick Moore's Data Book of Astronomy . — 2. udg. - Cambridge University Press, 2011. - S. 339. - ISBN 0-521-89935-4 .
  8. ↑ Jones Kenneth Glyn. Messiers tåger og stjernehobe. — 2. udg. - Cambridge University Press, 1991. - V. 2. - S. 6-7. — (Praktisk astronomihåndbog). - ISBN 0-521-37079-5 .
  9. ↑ 1 2 3 Kaler James B. Cambridge Encyclopedia of Stars. - Cambridge University Press, 2006. - S. 167. - ISBN 0-521-81803-6 .
  10. ↑ Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Galileos nye univers: revolutionen i vores forståelse af kosmos . - BenBella Books, 2009. - S. 128. - ISBN 1-933771-59-3 .
  11. ↑ Galileo G. Star messenger // Udvalgte værker i to bind / Pr. og ca. I. N. Veselovsky. - M . : Nauka, 1964. - T. 1. - S. 37.
  12. ↑ Fodera-Serio G., Indorato L., Nastasi P. Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology // Journal for the History of Astronomy. - 1985. - T. 16 , nr. 1 . - S. 1 . — .
  13. ↑ Jones KG Nogle bemærkninger om Hodierna's Nebulae // Journal of the History of Astronomy. - 1986. - T. 17 , nr. 50 . - S. 187-188 . - .
  14. ↑ Chapman A. William Herschel and the Measurement of Space // Royal Astronomical Society Quarterly Journal. - 1989. - T. 30 , nr. 4 . - S. 399-418 . — .
  15. ↑ Michell J. En undersøgelse af de faste stjerners sandsynlige parallakse og størrelse ud fra mængden af ​​lys, som de giver os, og de særlige omstændigheder ved deres situation // Filosofiske transaktioner. - 1767. - T. 57 . - S. 234-264 . - doi : 10.1098/rstl.1767.0028 . - .
  16. ↑ Hoskin M. Herschel, William's Early Investigations of Nebulae - a Reassesment // Journal for the History of Astronomy. - 1979. - T. 10 . - S. 165-176 . - .
  17. ↑ Hoskin M. Herschels kosmologi // Journal of the History of Astronomy. - 1987. - T. 18 , nr. 1 . - S. 20 . — .
  18. ↑ Bok Bart J., Bok Priscilla F. Mælkevejen . — 5. udg. - Harvard University Press, 1981. - S.  136 . — (Harvard-bøger om astronomi). — ISBN 0-674-57503-2 .
  19. ↑ 1 2 Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press, 1998. - S. 377. - (Princeton-serien i astrofysik). - ISBN 978-0-691-02565-0 .
  20. ↑ Basu Baidyanath. En introduktion til astrofysik. — PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. - S. 218. - ISBN 81-203-1121-3 .
  21. ↑ Trumpler RJ Spectral Types in Open Clusters  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1925. - Bd. 37 , nr. 220 . — S. 307 . - doi : 10.1086/123509 . - .
  22. ↑ Barnard EE Mikrometriske mål for stjernehobe // Publications of the Yerkes Observatory. - 1931. - T. 6 . - S. 1-106 . — .
  23. ↑ Van Maanen A. No. 167. Undersøgelser om korrekt bevægelse. Furst paper: Bevægelserne af 85 stjerner i nærheden af ​​Atlas og Pleione // Bidrag fra Mount Wilson Observatory. - Carnegie Institution of Washington, 1919. - V. 167 . - S. 1-15 . - .
  24. ↑ Van Maanen A. Undersøgelser om korrekt bevægelse. XXIV. Yderligere foranstaltninger i Pleiades-klyngen  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1945. - Vol. 102 . - S. 26-31 . - doi : 10.1086/144736 . - .
  25. ↑ Strand K. Aa. Hertzsprungs bidrag til HR-diagrammet // HR-diagrammet, til minde om Henry Norris Russell, IAU-symposium nr. 80, afholdt 2. november 1977 / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (redaktører). - National Academy of Sciences, Washington, DC, 1977. - S. 55-59.
  26. ↑ 1 2 3 4 Lada CJ Fysikken og måderne for stjernehobedannelse: observationer // Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. - 2010. - T. 368 , nr. 1913 . - S. 713-731 . doi : 10.1098 / rsta.2009.0264 . - . - arXiv : 0911.0779 .
  27. ↑ 1 2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana. Stjernedannelse i molekylære skyer - Observation og teori  // Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. - 1987. - T. 25 . - S. 23-81 . - doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 . — .
  28. ↑ Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Dannelse og evolutionære egenskaber af det galaktiske åbne klyngesystem  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1991. - Vol. 249 . - S. 76-83 . - . {{{titel}}}.
  29. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. Dannelsen af ​​en bundet stjernehob: fra Orion-tågehoben til Plejaderne  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2001. - Vol. 321 , nr. 4 . - s. 699-712 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x . - . - arXiv : astro-ph/0009470 .
  30. ↑ Kroupa P. The Fundamental Building Blocks of Galaxies // Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576)", 4.-7. oktober 2004 / C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (redaktører). - Observatoire de Paris-Meudon, 2005. - S. 629 . — arXiv : astro-ph/0412069 .
  31. ↑ Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. En universel dannelsesmekanisme for åbne og kugleformede klynger i turbulent gas  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Vol. 480 , nr. 1 . - S. 235-245 . - doi : 10.1086/303966 . - .
  32. ↑ Eggen OJ Stellar groups, VII. Strukturen af ​​Hyades-gruppen  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1960. - Vol. 120 . - S. 540-562 . - .
  33. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC Sandsynlige binære åbne stjernehobe i galaksen  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1995. - Vol. 302 . - S. 86-89 . - .
  34. ↑ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V. En undersøgelse af rumlig struktur af galaktiske åbne stjernehobe  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Vol. 383 , nr. 1 . - S. 153-162 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011719 . - .
  35. ↑ Trumpler RJ Foreløbige resultater om afstande, dimensioner og rumfordeling af åbne stjernehobe // Lick Observatory bulletin. - Berkeley: University of California Press, 1930. - Vol . 14 , nr. 420 . - S. 154-188 . - .
  36. ↑ Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD Nyt katalog over optisk synlige åbne klynger og kandidater  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Vol. 389 . - s. 871-873 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020668 . - . — arXiv : astro-ph/0203351 .
  37. ↑ Janes KA, Phelps RL Det galaktiske system af gamle stjernehobe: Udviklingen af ​​den galaktiske skive  //  ​​The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 108 . - S. 1773-1785 . - doi : 10.1086/117192 . - .
  38. ↑ Hunter D. Star Formation in Irregular Galaxies: En gennemgang af flere nøglespørgsmål  // Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific  . - 1997. - Bd. 109 . - S. 937-950 . - doi : 10.1086/133965 . - .
  39. ↑ Friel Eileen D. Mælkevejens gamle åbne klynger // Årlige anmeldelser af astronomi og astrofysik. - 1995. - S. 381-414 . - ISBN 3-540-00179-4 . - doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.002121 . - .
  40. ↑ van den Bergh S., McClure R.D. Galaktisk fordeling af de ældste åbne klynger  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 360 , nr. 88 . — .
  41. ↑ Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Formation of Blue  Stragglers in Open Clusters  // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 2003. - Vol. 35 . — S. 1343 . - .
  42. ↑ Fellhauer M. et al. The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 595 , nr. 1 . - P.L53-L56 . - doi : 10.1086/379005 . - . - arXiv : astro-ph/0308261 .
  43. ↑ Thies I. et al. Tidevandsinduceret brun dværg og planetdannelse i Circumstellar Diske  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 717 , nr. 1 . - S. 577-585 . - doi : 10.1088/0004-637X/717/1/577 . - . - arXiv : 1005.3017 .
  44. ↑ Hills JG Effekten af ​​massetab på den dynamiske udvikling af et stjernesystem - Analytiske tilnærmelser  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 235 , nr. 1 . - S. 986-991 . - doi : 10.1086/157703 . - .
  45. ↑ 1 2 de La Fuente, MR Dynamisk udvikling af åbne stjerneklynger  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1998. - Bd. 110 , nr. 751 . - S. 1117-1117 . - doi : 10.1086/316220 . - .
  46. ↑ Soderblom David R., borgmester Michel. Stjernekinematiske grupper. I - Ursa Major-gruppen  (engelsk)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Vol. 105 , nr. q . - S. 226-249 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/116422 . - .
  47. ↑ Majewski SR, Hawley SL, Munn JA Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo // ASP Conference Series. - 1996. - T. 92 . - S. 119 . - .
  48. ↑ Sick Jonathan, de Jong RS En ny metode til at detektere stjernestrømme i galaksernes haloer   // Bulletin of the American Astronomical Society. - American Astronomical Society , 2006. - Vol. 38 . — S. 1191 . - .
  49. ↑ 1 2 De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare  (italiensk) . L'evolution stjerner . ORSA - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Dato for adgang: 8. januar 2013. Arkiveret fra originalen 14. januar 2013.
  50. ↑ 1 2 VandenBerg DA, Stetson PB Om de gamle åbne klynger M67 og NGC 188: Konvektiv kerneoverskridelse, farve-temperaturforhold, afstande og aldre  // Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific  . - 2004. - Bd. 116 , nr. 825 . - S. 997-1011 . - doi : 10.1086/426340 . - .
  51. ↑ Køl B. Den ekstragalaktiske afstandsskala . Galakser og universet . Institut for Fysik og Astronomi - University of Alabama. Dato for adgang: 8. januar 2013. Arkiveret fra originalen 14. januar 2013.
  52. ↑ Brown AGA Open clusters and OB associations: a review // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - 2001. - T. 11 . - S. 89-96 . - .
  53. ↑ Percival SM, Salaris M., Kilkenny D. The open cluster distance scale - A new empirical approach  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 400 , nr. 2 . - S. 541-552 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030092 . - . - arXiv : astro-ph/0301219 .
  54. ↑ Hanson R.B. En undersøgelse af Hyades-klyngens bevægelse, medlemskab og afstand  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Vol. 80 . - S. 379-401 . - doi : 10.1086/111753 . — .
  55. ↑ Bragaglia A., Held EV, Tosi M. Radiale hastigheder og medlemskab af stjerner i den gamle, fjerne åbne hob Berkeley 29  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2005. - Vol. 429 , nr. 3 . - s. 881-886 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041049 . - . — arXiv : astro-ph/0409046 .
  56. ↑ Rowan-Robinson M. Den ekstragalaktiske afstandsskala // Space Science Reviews . - Springer , 1988. - T. 48 , nr. 1-2 . - S. 1-71 . — ISSN 0038-6308 . - doi : 10.1007/BF00183129 . - .

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger