Открытый кластер - Open cluster

«Галактический кластер» перенаправляется сюда. Не следует путать с скопление галактик.
В Плеяды одно из самых известных рассеянных скоплений.

An открытый кластер это группа до нескольких тысяч звезды которые были сформированы из того же гигантское молекулярное облако и примерно одного возраста. Обнаружено более 1100 рассеянных скоплений в пределах Млечный путь, и многие другие считаются существующими.[1] Они слабо связаны взаимным гравитационное притяжение и будут нарушены близкими столкновениями с другими скоплениями и облаками газа, когда они вращаются вокруг галактический центр. Это может привести к миграции в основную часть галактики и потере членов скопления из-за внутренних близких столкновений.[2] Открытые скопления обычно существуют несколько сотен миллионов лет, а самые массивные - несколько миллиардов лет. Напротив, более массивные шаровые скопления Звезды оказывают более сильное гравитационное притяжение на свои элементы и могут существовать дольше. Открытые скопления обнаружены только в спираль и неправильные галактики, в котором активен звездообразование происходит.[3]

Молодые рассеянные кластеры могут содержаться в молекулярном облаке, из которого они образовались, освещая его, создавая H II область.[4] Через некоторое время, радиационное давление из кластера разойдется молекулярное облако. Как правило, около 10% массы газового облака сливаются в звезды до того, как давление излучения отгонит остальную часть газа.

Открытые кластеры - ключевые объекты в изучении звездная эволюция. Потому что участники кластера примерно одного возраста и химический состав, их свойства (например, расстояние, возраст, металличность, вымирание, и скорость) легче определить, чем для изолированных звезд.[1] Ряд рассеянных скоплений, таких как Плеяды, Гиады или Скопление Альфа Персея видны невооруженным глазом. Некоторые другие, такие как Двойной кластер, практически незаметны без инструментов, в то время как многие другие можно увидеть с помощью бинокль или же телескопы. В Группа дикой утки, M11, является примером.[5]

Исторические наблюдения

Мозаика из 30 рассеянных скоплений, обнаруженных из ВИСТА данные. Рассеянные скопления были скрыты пылью Млечного Пути.[6] Кредит ESO.

Видный открытый кластер Плеяды был признан группой звезд с древних времен, а Гиады являются частью Телец, одно из старейших созвездий. Другие рассеянные скопления были отмечены ранними астрономами как неразрешенные нечеткие пятна света. В его Альмагест, римский астроном Птолемей упоминает Praesepe кластер, Двойной кластер в Персей, то Звездное скопление Кома, а Кластер Птолемея, а персидский астроном Ас-Суфи написал о Омикрон Велорум кластер.[7] Однако для этого потребуется изобретение телескоп чтобы разделить эти «туманности» на составляющие их звезды.[8] Действительно, в 1603 г. Иоганн Байер дал три из этих кластеров обозначения как будто они были одиночными звездами.[9]

Красочное звездное скопление NGC 3590.[10]

Первым, кто использовал телескоп для наблюдения за ночным небом и записи своих наблюдений, был итальянский ученый. Галилео Галилей в 1609 году. Когда он направил телескоп на несколько туманных пятен, записанных Птолемеем, он обнаружил, что это не одна звезда, а группы из множества звезд. Для Praesepe он нашел более 40 звезд. В то время как ранее наблюдатели отмечали только 6–7 звезд в Плеядах, он нашел почти 50.[11] В своем трактате 1610 г. Сидерей Нунций Галилео Галилей писал: «Галактика - это не что иное, как масса бесчисленных звезд, собранных вместе в скопления».[12] Под влиянием работ Галилея сицилийский астроном Джованни Годиерна стал, возможно, первым астрономом, который использовал телескоп для обнаружения ранее неоткрытых рассеянных скоплений.[13] В 1654 году он определил объекты, которые сейчас обозначаются Мессье 41, Мессье 47, NGC 2362 и NGC 2451.[14]

Еще в 1767 году стало понятно, что звезды в скоплении связаны физически,[15] когда английский натуралист преподобный Джон Мичелл подсчитали, что вероятность того, что даже одна группа звезд, таких как Плеяды, является результатом случайного выравнивания, наблюдаемого с Земли, составляет всего 1 к 496000.[16] Между 1774–1781 гг., Французский астроном. Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, имеющих туманный вид, похожий на кометы. В этот каталог вошли 26 рассеянных скоплений.[9] В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершель начал обширное изучение туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих деталей можно разделить на группы отдельных звезд. Гершель выдвинул идею о том, что звезды изначально были разбросаны по космосу, но позже собрались вместе в звездные системы из-за гравитационного притяжения.[17] Он разделил туманности на восемь классов, причем классы с VI по VIII использовались для классификации звездных скоплений.[18]

NGC 265, открытый звездное скопление в Малое Магелланово Облако

Число известных скоплений продолжало расти благодаря усилиям астрономов. Сотни рассеянных скоплений попали в список Новый общий каталог, впервые опубликованный в 1888 г. датско-ирландским астрономом Дж. Л. Э. Драйер, и два дополнительных Каталоги указателей, опубликовано в 1896 и 1905 годах.[9] Телескопические наблюдения выявили два различных типа скоплений, одно из которых содержало тысячи звезд с правильным сферическим распределением и было обнаружено по всему небу, но предпочтительно к центру скопления. Млечный Путь.[19] Другой тип состоял из более редкой популяции звезд более неправильной формы. Обычно их находили в галактический самолет Млечного Пути.[20][21] Астрономы окрестили первое шаровые скопления, а последние - рассеянные скопления. Из-за своего местоположения рассеянные скопления иногда называют галактические скопления, термин, введенный в 1925 году швейцарско-американским астрономом Роберт Джулиус Трамплер.[22]

Микрометрические измерения положения звезд в скоплениях были выполнены еще в 1877 году немецким астрономом. Э. Шёнфельд и продолжил американский астроном Э. Э. Барнард до его смерти в 1923 г. Этими усилиями не было обнаружено никаких признаков звездного движения.[23] Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен смог измерить собственное движение звезд в части Плеяды кластер путем сравнения фотопластинок, сделанных в разное время.[24] В качестве астрометрия стали более точными, было обнаружено, что звезды скопления имеют общий собственное движение через пространство. Сравнивая фотографические пластинки скопления Плеяды, сделанные в 1918 году, с изображениями, сделанными в 1943 году, ван Маанен смог идентифицировать те звезды, которые имели собственное движение похожи на среднее движение кластера, и поэтому с большей вероятностью были членами.[25] Спектроскопический измерения выявили общие лучевые скорости, таким образом показывая, что скопления состоят из звезд, связанных вместе в группу.[1]

Первый диаграммы цвет-величина рассеянных скоплений опубликованы Эйнар Герцшпрунг в 1911 г., дав сюжет для Плеяды и Гиады звездные скопления. Он продолжил эту работу над рассеянными кластерами в течение следующих двадцати лет. По спектроскопическим данным он смог определить верхний предел внутреннего движения рассеянных скоплений и смог оценить, что полная масса этих объектов не превышала массы Солнца в несколько сотен раз. Он продемонстрировал взаимосвязь между цветами звезд и их величиной, и в 1929 году заметил, что Гиады и Praesepe скопления имели звездное население, отличное от Плеяд. Впоследствии это можно интерпретировать как разницу в возрасте трех кластеров.[26]

Формирование

Инфракрасный свет показывает плотное рассеянное скопление, образующееся в центре Туманность Ориона.

Формирование рассеянного кластера начинается с коллапса части гигантское молекулярное облако, холодное плотное облако газа и пыли, содержащее во много тысяч раз больше масса Солнца. Эти облака имеют плотность от 10 до 102 до 106 молекулы нейтральный водород на см3, причем звездообразование происходит в областях с плотностями выше 104 молекул на см3. Обычно только 1–10% облака по объему превышает последнюю плотность.[27] До коллапса эти облака поддерживают свое механическое равновесие за счет магнитных полей, турбулентности и вращения.[28]

Многие факторы могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, вызывая коллапс и инициируя вспышку звездообразования, которая может привести к открытому скоплению. К ним относятся ударные волны от ближайшего сверхновая звезда, столкновения с другими облаками или гравитационные взаимодействия. Даже без внешних триггеров области облака могут достичь условий, когда они станут нестабильными против коллапса.[28] Область схлопывающегося облака подвергнется иерархической фрагментации на все более мелкие сгустки, включая особенно плотную форму, известную как инфракрасные темные облака, что в итоге привело к образованию до нескольких тысяч звезд. Это звездообразование начинается окутанным коллапсирующим облаком, закрывая протозвезды из поля зрения, но позволяя наблюдать в инфракрасном диапазоне.[27] В галактике Млечный Путь скорость образования рассеянных скоплений оценивается в одно скопление в несколько тысяч лет.[29]

Так называемой "Столпы творения ", регион Туманность Орла где молекулярное облако испаряется молодыми массивными звездами

Самая горячая и самая массивная из недавно образованных звезд (известная как OB звезды ) будет излучать интенсивный ультрафиолетовая радиация, который постоянно ионизирует окружающий газ гигантского молекулярного облака, образуя H II область. Звездные ветры и радиационное давление от массивных звезд начинает отгонять горячий ионизированный газ со скоростью, соответствующей скорости звука в газе. Через несколько миллионов лет кластер испытает свой первый сверхновые с коллапсом ядра, который также вытеснит газ из окрестностей. В большинстве случаев эти процессы удаляют скопление газа в течение десяти миллионов лет, и дальнейшее звездообразование не происходит. Тем не менее, примерно половина образовавшихся протозвездных объектов останется в окружении околозвездные диски, многие из которых образуют аккреционные диски.[27]

Поскольку только от 30 до 40% газа в ядре облака образуют звезды, процесс выброса остаточного газа наносит большой ущерб процессу звездообразования. Таким образом, во всех кластерах наблюдается значительная потеря веса младенца, в то время как большая часть подвергается детской смертности. На этом этапе формирование рассеянного скопления будет зависеть от того, связаны ли новообразованные звезды друг с другом гравитацией; в противном случае несвязанный звездная ассоциация приведет к. Даже когда такое скопление, как Плеяды, действительно формируется, оно может удерживать только треть первоначальных звезд, а остальные становятся несвязанными после того, как газ будет вытеснен.[30] Молодые звезды, освобожденные таким образом из своего натального скопления, становятся частью населения Галактического поля.

Поскольку большинство, если не все звезды формируются в скопления, звездные скопления должны рассматриваться как фундаментальные строительные блоки галактик. Сильные выбросы газов, которые формируют и разрушают многие звездные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток в морфологических и кинематических структурах галактик.[31] Большинство рассеянных скоплений образуются как минимум из 100 звезд и массой 50 или более. солнечные массы. Самые большие кластеры могут иметь более 104 массы Солнца, с массивным скоплением Вестерлунд 1 оценивается в 5 × 104 солнечные массы и R136 при почти 5 x 105, типичный для шаровых скоплений.[27] Хотя рассеянные скопления и шаровые скопления образуют две довольно разные группы, между очень редкими шаровыми скоплениями, такими как Паломар 12 и очень богатый открытый кластер. Некоторые астрономы полагают, что два типа звездных скоплений образуются с помощью одного и того же основного механизма, с той разницей, что условия, которые позволили сформировать очень богатые шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд, больше не преобладают в Млечном Пути.[32]

Два или более отдельных рассеянных кластера часто образуются из одного и того же молекулярного облака. в Большое Магелланово Облако, обе Ходж 301 и R136 образовались из газов Туманность Тарантул, находясь в нашей галактике, отслеживая движение в пространстве Гиады и Praesepe, два видных близлежащих рассеянных скопления, предполагает, что они сформировались в одном облаке около 600 миллионов лет назад.[33] Иногда два кластера, рожденные одновременно, образуют бинарный кластер. Самый известный пример Млечного Пути - это Двойной кластер NGC 869 и NGC 884 (иногда ошибочно называют h и χ Персея; h относится к соседней звезде, а χ - к обе кластеры), но известно, что существует еще как минимум 10 двойных кластеров.[34] Многие другие известны в Маленький и Большие Магеллановы облака - их легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей галактике, потому что эффекты проекции может привести к тому, что несвязанные скопления в Млечном Пути окажутся близко друг к другу.

Морфология и классификация

NGC 2367 это молодая звездная группа, которая находится в центре огромной и древней структуры на окраинах Млечный Путь.[35]

Открытые кластеры варьируются от очень редких кластеров с несколькими членами до крупных. агломерации содержащий тысячи звезд. Обычно они состоят из довольно отчетливого плотного ядра, окруженного более диффузной «короной» членов скопления. Ядро обычно составляет около 3–4световых лет поперек, а корона простирается примерно на 20 световых лет от центра скопления. Типичная плотность звезд в центре скопления составляет около 1,5 звезд на кубический световой год; звездная плотность около Солнца составляет около 0,003 звезды на кубический световой год.[36]

Открытые кластеры часто классифицируются по схеме, разработанной Роберт Трамплер в 1930 году. Схема Трамплера дает кластеру обозначение из трех частей, с Римская цифра от I-IV, что указывает на его концентрацию и отрыв от окружающего звездного поля (от сильно до слабоконцентрированного), Арабская цифра от 1 до 3, обозначающих диапазон яркости элементов (от малого до большого диапазона), и п, м или же р чтобы указать, является ли скопление бедным, средним или богатым звездами. "N" добавляется, если кластер находится внутри туманность.[37]

По схеме Трамплера Плеяды классифицируются как I3rn (сильно сконцентрированные и густо населенные с наличием туманностей), в то время как близлежащие Гиады классифицируются как II3m (более рассредоточенные и с меньшим количеством членов).[нужна цитата ]

Числа и распределение

NGC 346, открытый кластер в Малое Магелланово Облако

В нашей галактике более 1000 известных рассеянных скоплений, но истинное их количество может быть в десять раз больше.[38] В спиральные галактики, рассеянные скопления в основном находятся в спиральных рукавах, где плотность газа наиболее высока и поэтому происходит большая часть звездообразования, а скопления обычно рассеиваются до того, как успевают выйти за пределы своего спирального рукава. Рассеянные скопления сильно сконцентрированы вблизи плоскости Галактики, причем высота шкалы в нашей галактике около 180 световых лет по сравнению с галактическим радиусом около 50 000 световых лет.[39]

В неправильные галактики, рассеянные скопления можно найти по всей галактике, хотя их концентрация наиболее высока там, где наибольшая плотность газа.[40] Открытые скопления не видны в эллиптические галактики: звездообразование в эллиптических формах прекратилось много миллионов лет назад, и поэтому рассеянные скопления, которые изначально присутствовали, давно разошлись.[41]

В нашей галактике распределение скоплений зависит от возраста, причем более старые скопления предпочтительно находятся на больших расстояниях от Земли. галактический центр, как правило, на значительном расстоянии выше или ниже галактический самолет.[42] Приливные силы сильнее ближе к центру галактики, увеличивая скорость разрушения скоплений, а также гигантские молекулярные облака, которые вызывают разрушение скоплений, концентрируются во внутренних областях галактики, поэтому скопления во внутренних областях галактики имеют тенденцию к расселяются в более молодом возрасте, чем их сверстники из отдаленных регионов.[43]

Звездный состав

Скопление звезд возрастом несколько миллионов лет в правом нижнем углу освещает Туманность Тарантул в Большое Магелланово Облако.

Поскольку рассеянные скопления обычно рассеиваются до того, как большинство их звезд достигают конца своей жизни, в их свете, как правило, доминируют молодые горячие голубые звезды. Эти звезды являются самыми массивными и имеют самую короткую жизнь - несколько десятков миллионов лет. В более старых рассеянных скоплениях больше желтых звезд.[нужна цитата ]

Некоторые рассеянные скопления содержат горячие голубые звезды, которые кажутся намного моложе остальной части скопления. Эти синие отставшие также наблюдаются в шаровых скоплениях, и считается, что в очень плотных ядрах шаровых звезд они возникают, когда звезды сталкиваются, образуя гораздо более горячую и массивную звезду. Однако звездная плотность в рассеянных скоплениях намного ниже, чем в шаровых скоплениях, и звездные столкновения не могут объяснить количество наблюдаемых синих отставших. Вместо этого считается, что большинство из них, вероятно, возникают, когда динамическое взаимодействие с другими звездами заставляет двойную систему объединяться в одну звезду.[44]

Как только они исчерпали свой запас водород через термоядерная реакция звезды средней и малой массы сбрасывают свои внешние слои, образуя планетарная туманность и превратиться в белые карлики. Хотя большинство скоплений рассредоточиваются до того, как большая часть их членов достигла стадии белых карликов, количество белых карликов в рассеянных скоплениях по-прежнему намного меньше, чем можно было бы ожидать, учитывая возраст скопления и ожидаемое начальное распределение масс. звезды. Одно из возможных объяснений отсутствия белых карликов состоит в том, что когда красный гигант выталкивает свои внешние слои, превращаясь в планетарную туманность, небольшая асимметрия в потере материала может дать звезде "толчок" в несколько раз километров в секунду, достаточно, чтобы выбросить его из кластера.[45]

Из-за их высокой плотности близкие встречи между звездами в рассеянном скоплении обычны.[нужна цитата ] Для типичного скопления из 1000 звезд с радиусом полумассы 0,5 парсек, в среднем звезда будет встречаться с другим членом каждые 10 миллионов лет. В более плотных скоплениях скорость еще выше. Эти встречи могут оказать значительное влияние на протяженные околозвездные диски материала, окружающие многие молодые звезды. Приливные возмущения больших дисков могут привести к образованию массивных планет и коричневые карлики, производя компаньонов на дистанции 100Австралия или больше от ведущей звезды.[46]

Конечная судьба

NGC 604 в Галактика Треугольник представляет собой очень массивное рассеянное скопление, окруженное H II область.

Многие рассеянные скопления по своей природе нестабильны, их масса достаточно мала, чтобы скорость убегания системы ниже среднего скорость составляющих звезд. Эти скопления быстро разойдутся в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого скопление образовано радиационным давлением горячих молодых звезд, уменьшает массу скопления в достаточной степени, чтобы обеспечить быстрое рассеяние.[47]

Кластеры, обладающие достаточной массой для гравитационного связывания, после того как окружающая туманность испарилась, могут оставаться разными в течение многих десятков миллионов лет, но со временем внутренние и внешние процессы также стремятся их рассеять. Внутренне близкие столкновения между звездами могут увеличить скорость члена, превышающую скорость убегания скопления. Это приводит к постепенному «испарению» членов кластера.[48]

Внешне примерно каждые полмиллиарда лет или около того рассеянный кластер имеет тенденцию нарушаться внешними факторами, такими как прохождение близко к молекулярному облаку или сквозь него. Гравитационный приливные силы порожденные такой встречей, как правило, разрушают кластер. В конце концов, скопление превращается в поток звезд, недостаточно близких, чтобы быть скоплением, но связанных и движущихся в одинаковых направлениях с одинаковой скоростью. Масштаб времени, в течение которого скопление разрушается, зависит от его начальной звездной плотности, при этом более плотно упакованные скопления сохраняются дольше. Расчетный кластер полужизни, после чего половина первоначальных членов скопления будет потеряна, диапазон от 150 до 800 миллионов лет, в зависимости от исходной плотности.[48]

После того, как скопление стало гравитационно несвязанным, многие из составляющих его звезд будут по-прежнему перемещаться в космосе по схожим траекториям, что известно как звездная ассоциация, движущийся кластер или движущаяся группа. Несколько самых ярких звезд в 'Плуг ' из Большая Медведица являются бывшими членами открытого кластера, которые теперь образуют такую ​​ассоциацию, в данном случае Передвижная группа Большой Медведицы.[49] В конце концов, их немного отличающиеся относительные скорости заставят их рассеяться по всей галактике. Более крупное скопление называется потоком, если мы обнаружим сходные скорости и возраст хорошо разделенных звезд.[50][51]

Изучение звездной эволюции

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела для двух рассеянных скоплений. NGC 188 старше и показывает меньшее отключение от главная последовательность чем то, что видели в M67.

Когда Диаграмма Герцшпрунга-Рассела для рассеянного скопления, большинство звезд лежит на главная последовательность.[52] Самые массивные звезды начали отходить от главной последовательности и становятся красные гиганты; положение выхода из главной последовательности можно использовать для оценки возраста кластера.[нужна цитата ]

Поскольку все звезды в рассеянном скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от земной шар, и родились примерно в одно и то же время из одного и того же сырья, различия в видимой яркости между членами скопления обусловлены только их массой.[52] Это делает рассеянные скопления очень полезными при изучении звездной эволюции, потому что при сравнении одной звезды с другой многие из переменных параметров фиксируются.[нужна цитата ]

Изучение обилия литий и бериллий в рассеянных скоплениях звезды могут дать важные подсказки об эволюции звезд и их внутренних структур. Пока водород ядра не могут сливаться с образованием гелий пока температура не достигнет около 10 миллионовK, литий и бериллий разрушаются при температурах 2,5 миллиона К и 3,5 миллиона К соответственно. Это означает, что их количество сильно зависит от того, сколько перемешивания происходит в недрах звезды. Изучая их содержание в звездах рассеянного скопления, можно установить такие переменные, как возраст и химический состав.[53]

Исследования показали, что содержание этих легких элементов намного ниже, чем предсказывают модели звездной эволюции. Хотя причина этого дефицита еще полностью не выяснена, одна из возможностей заключается в том, что конвекция в звездных интерьерах может "пролететь" в регионы, где радиация обычно является доминирующим видом транспорта энергии.[53]

Шкала астрономических расстояний

M11, также известный как «скопление дикой утки», представляет собой очень богатый кластер, расположенный ближе к центру Млечный Путь.

Определение расстояний до астрономических объектов имеет решающее значение для их понимания, но подавляющее большинство объектов находятся слишком далеко, чтобы их расстояния можно было определить напрямую. Калибровка шкала астрономических расстояний полагается на последовательность косвенных и иногда неопределенных измерений, относящихся к ближайшим объектам, расстояние до которых может быть измерено напрямую, к все более удаленным объектам.[54] Открытые кластеры - важный шаг в этой последовательности.

Расстояние до ближайших рассеянных скоплений можно измерить напрямую одним из двух методов. Во-первых, параллакс (небольшое изменение видимого положения в течение года, вызванное перемещением Земли с одной стороны своей орбиты вокруг Солнца на другую) звезд в близких рассеянных скоплениях можно измерить, как и другие отдельные звезды. Такие скопления, как Плеяды, Гиады и некоторые другие, в пределах примерно 500 световых лет находятся достаточно близко, чтобы этот метод был жизнеспособным, и является результатом исследования. Hipparcos спутник для измерения местоположения дал точные расстояния для нескольких кластеров.[55][56]

Другой прямой метод - это так называемый метод движущегося кластера. Это основано на том факте, что звезды скопления совершают общее движение в пространстве. Измерение собственных движений членов скопления и построение их видимых движений по небу покажет, что они сходятся на точка схода. Радиальную скорость членов скопления можно определить из Доплеровский сдвиг измерения их спектры, и когда известны радиальная скорость, собственное движение и угловое расстояние от кластера до точки его исчезновения, простое тригонометрия покажет расстояние до кластера. В Гиады - наиболее известное применение этого метода, которое показывает, что расстояние между ними составляет 46,3парсек.[57]

Как только расстояния до ближайших скоплений установлены, дальнейшие методы могут расширить шкалу расстояний до более удаленных скоплений. Сопоставив главная последовательность На диаграмме Герцшпрунга-Рассела для кластера на известном расстоянии от более удаленного кластера можно оценить расстояние до более удаленного кластера. Ближайшее рассеянное скопление - это Гиады: звездная ассоциация, состоящая из большей части Плуг звезды находится примерно на половине расстояния от Гиад, но представляет собой звездную ассоциацию, а не рассеянное скопление, поскольку звезды не связаны друг с другом гравитацией. Самое дальнее из известных рассеянных скоплений в нашей галактике - это Беркли 29, на расстоянии около 15 000 парсеков.[58] Открытые кластеры, особенно суперзвездные скопления, также легко обнаруживаются во многих галактиках Местная группа и рядом: например, NGC 346 и ОЦО R136 и NGC 1569 A и B.

Точное знание расстояний до открытых скоплений жизненно важно для калибровки зависимости периода от светимости, показанной переменные звезды Такие как цефеида звезд, что позволяет использовать их в качестве стандартные свечи. Эти светящиеся звезды можно обнаружить на больших расстояниях, а затем они используются для увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик в Местной группе.[59] Действительно, в открытом кластере NGC 7790 размещены три классические цефеиды.[60][61] Переменные RR Лиры слишком стары, чтобы их можно было ассоциировать с рассеянными кластерами, и вместо этого встречаются в шаровые скопления.

Планеты

Открытый кластер NGC 6811 содержит две известные планетные системы Кеплер 66 и Кеплер 67.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина (27 августа 2007 г.). «Открытые звездные скопления». САСЫ. Университет Аризоны, лунная и планетная лаборатория. Архивировано из оригинал 22 декабря 2008 г.. Получено 2009-01-02.
  2. ^ Карттунен, Ханну; и другие. (2003). Фундаментальная астрономия. Онлайн-библиотека физики и астрономии (4-е изд.). Springer. п. 321. ISBN  3-540-00179-4.
  3. ^ Пейн-Гапошкин, К. (1979). Звезды и скопления. Кембридж, Массачусетс: Издательство Гарвардского университета. Bibcode:1979stcl.book ..... P. ISBN  0-674-83440-2.
  4. ^ Хорошим примером этого является NGC 2244, в Туманность Розетка. Смотрите также Джонсон, Гарольд Л. (ноябрь 1962 г.). "Галактическое скопление, NGC 2244". Астрофизический журнал. 136: 1135. Bibcode:1962ApJ ... 136.1135J. Дои:10.1086/147466.
  5. ^ Neata, Эмиль. «Открытые звездные скопления: информация и наблюдения». Информация о ночном небе. Получено 2009-01-02.
  6. ^ "VISTA обнаруживает 96 звездных скоплений, спрятанных за пылью". Научный выпуск ESO. Получено 3 августа 2011.
  7. ^ Мур, Патрик; Рис, Робин (2011), Книга данных по астрономии Патрика Мура (2-е изд.), Cambridge University Press, стр. 339, г. ISBN  978-0-521-89935-2
  8. ^ Джонс, Кеннет Глин (1991). Туманности Мессье и звездные скопления. Практическое пособие по астрономии (2-е изд.). Издательство Кембриджского университета. С. 6–7. ISBN  0-521-37079-5.
  9. ^ а б c Калер, Джеймс Б. (2006). Кембриджская энциклопедия звезд. Издательство Кембриджского университета. п. 167. ISBN  0-521-81803-6.
  10. ^ "Звездное скопление вслед за Кариной". Пресс-релиз ESO. Получено 27 мая 2014.
  11. ^ Маран, Стивен П .; Маршалл, Лоуренс А. (2009), Новая вселенная Галилея: революция в нашем понимании космоса, BenBella Books, стр. 128, ISBN  978-1-933771-59-5
  12. ^ Д'Онофрио, Мауро; Буригана, Карло. "Вступление". В Мауро Д'Онофрио; Карло Буригана (ред.). Вопросы современной космологии: наследие Галилея. Springer, 2009. стр. 1. ISBN  3-642-00791-0.
  13. ^ Fodera-Serio, G .; Indorato, L .; Настаси П. (февраль 1985 г.), "Наблюдения туманностей Годиерной и его космология", Журнал истории астрономии, 16 (1): 1, Bibcode:1985JHA .... 16 .... 1F, Дои:10.1177/002182868501600101
  14. ^ Джонс, К. Г. (август 1986). «Некоторые заметки о туманностях Годиерны». Журнал истории астрономии. 17 (50): 187–188. Bibcode:1986JHA .... 17..187J. Дои:10.1177/002182868601700303.
  15. ^ Чепмен, А. (декабрь 1989 г.), "Уильям Гершель и измерение пространства", Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества, 30 (4): 399–418, Bibcode:1989QJRAS..30..399C
  16. ^ Мичелл, Дж. (1767). «Исследование вероятного параллакса и величины неподвижных звезд, исходя из количества света, которое они дают нам, и конкретных обстоятельств их положения». Философские труды. 57: 234–264. Bibcode:1767РСПТ ... 57..234М. Дои:10.1098 / рстл.1767.0028.
  17. ^ Хоскин, М. (1979). «Гершель, ранние исследования туманностей Уильяма - переоценка». Журнал истории астрономии. 10: 165–176. Bibcode:1979JHA .... 10..165H. Дои:10.1177/002182867901000302.
  18. ^ Хоскин, М. (февраль 1987 г.). «Космология Гершеля». Журнал истории астрономии. 18 (1): 1–34, 20. Bibcode:1987JHA .... 18 .... 1H. Дои:10.1177/002182868701800101.
  19. ^ Bok, Bart J .; Бок, Присцилла Ф. (1981). Млечный путь. Гарвардские книги по астрономии (5-е изд.). Издательство Гарвардского университета. п.136. ISBN  0-674-57503-2.
  20. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998), Галактическая астрономия, Принстонский ряд по астрофизике, Princeton University Press, стр. 377, г. ISBN  0-691-02565-7
  21. ^ Басу, Байдьянатх (2003). Введение в астрофизику. PHI Learning Pvt. ООО п. 218. ISBN  81-203-1121-3.
  22. ^ Трамплер, Р. Дж. (Декабрь 1925 г.). «Спектральные типы в открытых скоплениях». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 37 (220): 307. Bibcode:1925PASP ... 37..307T. Дои:10.1086/123509.
  23. ^ Барнард, Э. Э. (1931), "Микрометрические измерения звездных скоплений", Публикации обсерватории Йеркса, 6: 1–106, Bibcode:1931PYerO ... 6 .... 1B
  24. ^ ван Маанен, Адриан (1919), "№ 167. Исследования собственного движения. Фёрстская статья: Движение 85 звезд в окрестностях Атласа и Плейоны", Взносы обсерватории Маунт Вильсон, Вашингтонский институт Карнеги, 167: 1–15, Bibcode:1919CMWCI.167 .... 1V
  25. ^ ван Маанен, Адриан (июль 1945 г.), «Исследования собственного движения. XXIV. Дальнейшие измерения в скоплении Плеяд», Астрофизический журнал, 102: 26–31, Bibcode:1945ApJ ... 102 ... 26В, Дои:10.1086/144736
  26. ^ Strand, K. Aa. (Декабрь 1977 г.), «Вклад Герцшпрунга в диаграмму HR», у Филиппа, А. Г. Дэвиса; ДеВоркин, Дэвид Х. (ред.), HR Diagram, Памяти Генри Норриса Рассела, Симпозиум № 80 МАС, проведенный 2 ноября 1977 г., 80, Национальная академия наук, Вашингтон, округ Колумбия, стр. 55–59, Bibcode:1977IAUS ... 80S..55S
  27. ^ а б c d Лада, К. Дж. (Январь 2010 г.), "Физика и режимы образования звездных скоплений: наблюдения", Философские труды Королевского общества A, 368 (1913): 713–731, arXiv:0911.0779, Bibcode:2010RSPTA.368..713L, Дои:10.1098 / rsta.2009.0264
  28. ^ а б Шу, Франк Х .; Адамс, Фред С .; Лизано, Сусана (1987), "Звездообразование в молекулярных облаках - наблюдение и теория", Ежегодный обзор астрономии и астрофизики, 25: 23–81, Bibcode:1987ARA & A..25 ... 23S, Дои:10.1146 / annurev.aa.25.090187.000323
  29. ^ Battinelli, P .; Капуццо-Дольчетта, Р. (1991). «Формирование и эволюционные свойства системы рассеянных скоплений Галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 249: 76–83. Bibcode:1991МНРАС.249 ... 76Б. Дои:10.1093 / mnras / 249.1.76.
  30. ^ Крупа, Павел; Ошет, Сверре; Херли, Джаррод (март 2001 г.), "Образование связанного звездного скопления: от скопления туманности Ориона до Плеяд", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 321 (4): 699–712, arXiv:Astro-ph / 0009470, Bibcode:2001МНРАС.321..699К, Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04050.x
  31. ^ Крупа П. (4–7 октября 2004 г.). «Фундаментальные строительные блоки галактик». В C. Turon; К.С. О'Флаэрти; M.A.C. Перриман (ред.). Труды симпозиума Gaia «Трехмерная Вселенная с Гайей» (ESA SP-576). Observatoire de Paris-Meudon (опубликовано в 2005 г.). п. 629. arXiv:Astro-ph / 0412069. Bibcode:2005ESASP.576..629K.
  32. ^ Elmegreen, Брюс Дж .; Ефремов, Юрий Н. (1997). «Универсальный механизм образования открытых и шаровых скоплений в турбулентном газе». Астрофизический журнал. 480 (1): 235–245. Bibcode:1997ApJ ... 480..235E. Дои:10.1086/303966.
  33. ^ Эгген, О. Дж. (1960). «Звездные группы, VII. Строение группы Гиад». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 120 (6): 540–562. Bibcode:1960МНРАС.120..540Э. Дои:10.1093 / млн / 120.6.540.
  34. ^ Subramaniam, A .; Gorti, U .; Sagar, R .; Бхатт, Х.С. (1995). «Вероятные двойные рассеянные звездные скопления в Галактике». Астрономия и астрофизика. 302: 86–89. Bibcode:1995 A&A ... 302 ... 86S.
  35. ^ «Похоронен в сердце гиганта». Получено 1 июля 2015.
  36. ^ Nilakshi, S.R .; Панди, А.К .; Мохан В. (2002). «Исследование пространственной структуры рассеянных звездных скоплений галактик». Астрономия и астрофизика. 383 (1): 153–162. Bibcode:2002A&A ... 383..153N. Дои:10.1051/0004-6361:20011719.
  37. ^ Трамплер, Р.Дж. (1930). «Предварительные результаты по расстояниям, размерам и пространственному распределению рассеянных звездных скоплений». Бюллетень обсерватории Лик. Беркли: Калифорнийский университет Press. 14 (420): 154–188. Bibcode:1930LicOB..14..154T. Дои:10.5479 / ADS / bib / 1930LicOB.14.154T.
  38. ^ Dias, W.S .; Alessi, B.S .; Moitinho, A .; Лепин, Дж. (2002). «Новый каталог оптически видимых рассеянных скоплений и кандидатов». Астрономия и астрофизика. 389 (3): 871–873. arXiv:Astro-ph / 0203351. Bibcode:2002A & A ... 389..871D. Дои:10.1051/0004-6361:20020668.
  39. ^ Janes, K.A .; Фелпс, Р.Л. (1980). «Галактическая система старых звездных скоплений: развитие галактического диска». Астрономический журнал. 108: 1773–1785. Bibcode:1994AJ .... 108.1773J. Дои:10.1086/117192.
  40. ^ Хантер, Д. (1997). "Звездообразование в неправильных галактиках: обзор нескольких ключевых вопросов". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 109: 937–950. Bibcode:1997PASP..109..937H. Дои:10.1086/133965.
  41. ^ Binney, J .; Меррифилд, М. (1998). Галактическая астрономия. Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-02565-0. OCLC  39108765.
  42. ^ Фрил, Эйлин Д. (1995). "Старые открытые скопления Млечного Пути". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 33: 381–414. Bibcode:1995ARA & A..33..381F. Дои:10.1146 / annurev.aa.33.090195.002121.
  43. ^ van den Bergh, S .; МакКлюр, Р.Д. (1980). «Галактическое распределение старейших рассеянных скоплений». Астрономия и астрофизика. 88: 360. Bibcode:1980A&A .... 88..360В.
  44. ^ Андронов, Н .; Pinsonneault, M .; Терндруп, Д. (2003). «Формирование синих отставших в открытых скоплениях». Бюллетень Американского астрономического общества. 35: 1343. Bibcode:2003AAS ... 203.8504A.
  45. ^ Fellhauer, M .; Lin, D.N.C .; Bolte, M .; Aarseth, S.J .; Уильямс К.А. (2003). «Дефицит белых карликов в открытых скоплениях: динамические процессы». Астрофизический журнал. 595 (1): L53 – L56. arXiv:Astro-ph / 0308261. Bibcode:2003ApJ ... 595L..53F. Дои:10.1086/379005.
  46. ^ Тиз, Инго; Крупа, Павел; Гудвин, Саймон П .; Стамателлос, Димитриос; Витворт, Энтони П. (июль 2010 г.), "Приливно-индуцированное образование коричневых карликов и планет в околозвездных дисках", Астрофизический журнал, 717 (1): 577–585, arXiv:1005.3017, Bibcode:2010ApJ ... 717..577T, Дои:10.1088 / 0004-637X / 717/1/577
  47. ^ Хиллс, Дж. Г. (1 февраля 1980 г.). «Влияние потери массы на динамическую эволюцию звездной системы - Аналитические приближения». Астрофизический журнал. 235 (1): 986–991. Bibcode:1980ApJ ... 235..986H. Дои:10.1086/157703.
  48. ^ а б де Ла Фуэнте, М.Р. (1998). «Динамическая эволюция открытых звездных скоплений». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 110 (751): 1117. Bibcode:1998PASP..110.1117D. Дои:10.1086/316220.
  49. ^ Содерблом, Дэвид Р .; Мэр, Мишель (1993). «Звездные кинематические группы. I - Группа Большой Медведицы». Астрономический журнал. 105 (1): 226–249. Bibcode:1993AJ .... 105..226S. Дои:10.1086/116422. ISSN  0004-6256.
  50. ^ Majewski, S.R .; Hawley, S.L .; Манн, Дж. А. (1996). «Движущиеся группы, звездные потоки и субструктура фазового пространства в галактическом гало». Серия конференций ASP. 92: 119. Bibcode:1996ASPC ... 92..119M.
  51. ^ Больной, Джонатан; де Йонг, Р. С. (2006). «Новый метод обнаружения звездных потоков в гало галактик». Бюллетень Американского астрономического общества. 38: 1191. Bibcode:2006AAS ... 20921105S.
  52. ^ а б "Diagrammi degli ammassi ed Evoluzione Stellare" (на итальянском). O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Получено 2009-01-06.
  53. ^ а б VandenBerg, D.A .; Стетсон, П. (2004). «О старых открытых скоплениях M67 и NGC 188: конвективный выброс ядра, соотношения цвет-температура, расстояния и возраст». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 116 (825): 997–1011. Bibcode:2004PASP..116..997V. Дои:10.1086/426340.
  54. ^ Кил, Билл. «Шкала внегалактических расстояний». Кафедра физики и астрономии - Университет Алабамы. Получено 2009-01-09.
  55. ^ Браун, A.G.A. (2001). «Открытые кластеры и ассоциации OB: обзор». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 11: 89–96. Bibcode:2001RMxAC..11 ... 89Б.
  56. ^ Percival, S.M .; Salaris, M .; Килкенни, Д. (2003). «Шкала расстояний открытого скопления - новый эмпирический подход». Астрономия и астрофизика. 400 (2): 541–552. arXiv:astro-ph / 0301219. Bibcode:2003A & A ... 400..541P. Дои:10.1051/0004-6361:20030092.
  57. ^ Хэнсон, Р. Б. (1975). «Исследование движения, принадлежности и расстояния кластера Гиады». Астрономический журнал. 80: 379–401. Bibcode:1975AJ ..... 80..379H. Дои:10.1086/111753.
  58. ^ Bragaglia, A .; Held, E.V .; Този М. (2005). «Лучевые скорости и принадлежность звезд к старому, далекому рассеянному скоплению Беркли 29». Астрономия и астрофизика. 429 (3): 881–886. arXiv:Astro-ph / 0409046. Bibcode:2005A & A ... 429..881B. Дои:10.1051/0004-6361:20041049.
  59. ^ Роуэн-Робинсон, Майкл (март 1988). «Шкала внегалактических расстояний». Обзоры космической науки. 48 (1–2): 1–71. Bibcode:1988ССРв ... 48 .... 1Р. Дои:10.1007 / BF00183129. ISSN  0038-6308.
  60. ^ Sandage, Аллан (1958). Цефеиды в скоплениях галактик. I. CF Cass в NGC 7790., AJ, 128
  61. ^ Majaess, D .; Carraro, G .; Moni Bidin, C .; Bonatto, C .; Бердников, Л .; Балам, Д .; Мояно, М .; Gallo, L .; Тернер, Д .; Пер., Д .; Gieren, W .; Борисова, J .; Ковтюх, В .; Белецкий Ю. (2013). Якоря для шкалы космических расстояний: цефеиды U Sagittarii, CF Cassiopeiae и CEab Cassiopeiae, A&A, 260

дальнейшее чтение

  • Кауфманн, В. Дж. (1994). Вселенная. W H Freeman. ISBN  0-7167-2379-4.
  • Smith, E.V.P .; Jacobs, K.C .; Зейлик, М .; Грегори, С.А. (1997). Вводная астрономия и астрофизика. Томсон обучения. ISBN  0-03-006228-4.

внешняя ссылка