Otevřená hvězdokupa

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 8. prosince 2021; kontroly vyžadují 2 úpravy .

Otevřená  hvězdokupa je skupina hvězd ( až několik tisíc v počtu) vytvořená z jednoho obřího molekulárního mračna a přibližně stejného stáří. V naší Galaxii bylo objeveno více než 1100 otevřených hvězdokup , ale předpokládá se, že jich je mnohem více [1] . Hvězdy v takových kupách jsou navzájem spojeny relativně slabými gravitačními silami , proto, jak se točí kolem galaktického středu , hvězdokupy mohou být zničeny v důsledku těsného průchodu v blízkosti jiných kup nebo oblaků plynu , v takovém případě se hvězdy, které je tvoří, stanou část normální populace galaxie ; jednotlivé hvězdy mohou být také vyvrženy v důsledku komplexních gravitačních interakcí uvnitř kupy [2] . Typické stáří kup je několik set milionů let [poznámka 1] . Otevřené hvězdokupy se nacházejí pouze ve spirálních a nepravidelných galaxiích , kde probíhají aktivní procesy tvorby hvězd [3] .

Mladé otevřené hvězdokupy mohou být uvnitř molekulárního mračna, ze kterého byly vytvořeny, a „zvýraznit“ jej, což má za následek oblast ionizovaného vodíku [poznámka 2] . Postupem času tlak záření z kupy oblak rozptyluje. Zpravidla jen asi 10 % hmoty oblaku plynu stihne vytvořit hvězdy, než se zbytek plynu rozptýlí tlakem světla.

Otevřené hvězdokupy jsou klíčovými objekty pro studium vývoje hvězd . Vzhledem k tomu, že členové hvězdokupy mají stejné stáří a chemické složení , je pro hvězdokupy snazší určit vliv jiných charakteristik než pro jednotlivé hvězdy [1] . Některé otevřené hvězdokupy, jako jsou Plejády , Hyády nebo Kupa Alfa Persea , jsou viditelné pouhým okem . Některé další, jako je dvojkupa Perseus , jsou stěží viditelné bez přístrojů a mnohé další lze vidět pouze pomocí dalekohledu nebo dalekohledu , jako je kupa Divoké kachny (M 11) [5] .

Historická pozorování

Jasná otevřená hvězdokupa Plejády je známá již od starověku a Hyády jsou součástí souhvězdí Býka , jednoho z nejstarších souhvězdí. Jiné hvězdokupy byly popsány ranými astronomy jako neoddělitelné fuzzy skvrny světla. Řecký astronom Claudius Ptolemaios se ve svých poznámkách zmínil o jeslích , dvojité kupě u Persea a o kupě Ptolemaiových ; a perský astronom As-Sufi popsal kupu Omicron Parus . [7] Teprve vynález dalekohledu však umožnil rozlišit jednotlivé hvězdy v těchto mlhavých objektech. [8] Johann Bayer navíc v roce 1603 přidělil těmto útvarům taková označení, jako by šlo o jednotlivé hvězdy. [9]

Prvním člověkem, který v roce 1609 použil dalekohled k pozorování hvězdné oblohy a zaznamenávání výsledků těchto pozorování, byl italský astronom Galileo Galilei . Při studiu některých mlhových objektů popsaných Ptolemaiem Galileo zjistil, že se nejedná o jednotlivé hvězdy, ale o skupiny velkého počtu hvězd. Takže v Jesličkách rozlišil více než 40 hvězd. Zatímco jeho předchůdci rozlišovali v Plejádách 6-7 hvězd, Galileo jich objevil téměř 50. [10] Ve svém pojednání z roku 1610 „ Sidereus Nuncius “ píše: „...Galaxie není nic jiného než sbírka četných hvězd umístěných ve skupinách“ . [11] Sicilský astronom Giovanni Hodierna , inspirovaný dílem Galilea, byl možná prvním astronomem, který našel dalekohledem dosud neznámé otevřené hvězdokupy. [12] V roce 1654 objevil objekty nyní nazývané Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 a NGC 2451 . [13]

V roce 1767 anglický přírodovědec reverend John Michell vypočítal, že i pro jedinou skupinu, jako jsou Plejády, byla pravděpodobnost, že její hvězdy byly náhodně seřazeny pro pozemského pozorovatele, 1 ku 496 000; ukázalo se, že hvězdy v kupách jsou fyzicky propojeny. [14] [15] V letech 1774-1781 publikoval francouzský astronom Charles Messier katalog nebeských objektů , které měly mlhavý vzhled podobný kometě . Tento katalog obsahuje 26 otevřených clusterů. [9] V 90. letech 18. století anglický astronom William Herschel zahájil komplexní studium mlhovinových nebeských objektů . Zjistil, že mnohé z těchto útvarů lze rozložit (astronomové říkají „rozložit“) na hvězdy. Herschel navrhl, že zpočátku byly hvězdy rozptýleny ve vesmíru a poté, v důsledku gravitačních sil, vytvořily hvězdné systémy. [16] Rozdělil mlhoviny do 8 kategorií a pro klasifikaci hvězdokup přidělil třídy VI až VIII. [17]

Díky úsilí astronomů se počet známých hvězdokup začal zvyšovat. Stovky hvězdokup byly uvedeny v Novém všeobecném katalogu (NGC), který poprvé publikoval v roce 1888 dánsko-irský astronom J. L. E. Dreyer , a ve dvou dalších indexových katalozích publikovaných v letech 1896 a 1905 . [9] Teleskopická pozorování odhalila dva různé typy shluků. První jmenované se vyznačují pravidelným zaobleným tvarem a skládají se z mnoha tisíc hvězd. Jsou rozmístěny po celé obloze, ale nejhustěji směrem ke středu Mléčné dráhy . [18] Hvězdná populace posledně jmenovaných je řidší, tvar je často značně nepravidelný a hvězdná populace se pohybuje v desítkách, méně často ve stovkách. Takové shluky gravitují ke galaktické rovině . [19] [20] Astronomové nazývají první kulové hvězdokupy a druhé otevřené hvězdokupy . Kvůli jejich umístění jsou otevřené hvězdokupy někdy označovány jako kupy galaxií , což je termín navržený v roce 1925 švýcarsko-americkým astronomem Robertem Juliem Trumplerem . [21]

Mikrometrická měření pozic hvězd v kupách provedl nejprve v roce 1877 německý astronom E. Schoenfeld a poté v letech 1898-1921 americký astronom E. E. Barnard . Tyto pokusy neodhalily žádné známky pohybu hvězd. [22] V roce 1918 však holandsko-americký astronom Adrian van Maanen dokázal srovnáním fotografických desek pořízených v různých časových okamžicích změřit správný pohyb hvězd pro část hvězdokupy Plejády. [23] Jak se astrometrie stávala stále přesnější, bylo jasné, že shluky hvězd sdílejí stejný správný pohyb ve vesmíru. Porovnáním fotografických desek Plejád získaných v roce 1918 s deskami z roku 1943 byl van Maanen schopen izolovat hvězdy, jejichž správný pohyb byl podobný průměru hvězdokupy, a identifikovat tak pravděpodobné členy kupy. [24] Spektroskopická pozorování odhalila běžné radiální rychlosti , což ukazuje, že hvězdokupy se skládají z hvězd, které jsou navzájem fyzicky propojeny. [jeden]

První barevné diagramy svítivosti pro otevřené hvězdokupy publikoval Einar Hertzsprung v roce 1911 spolu s diagramy Plejád a Hyád. V následujících 20 letech pokračoval ve své práci na studiu otevřených klastrů. Ze spektroskopických dat byl schopen určit horní hranici vnitřního pohybu otevřených hvězdokup a odhadnout, že celková hmotnost těchto objektů nepřesahuje několik stovek hmotností Slunce . Demonstroval vztah mezi barvami hvězd a jejich svítivostí a v roce 1929 poznamenal, že hvězdná populace Hyád a Jesliček se liší od populace Plejád. Následně to bylo vysvětleno rozdílem ve stáří těchto tří shluků. [25] Tyto studie otevřených hvězdokup se staly zásadními pro pochopení vývoje hvězd a závislosti vývoje hvězd na jejich počáteční hmotnosti.

Vzdělávání

Vznik otevřené hvězdokupy začíná kolapsem části obřího molekulárního mračna , studeného hustého mračna plynu a prachu , které jsou mnohotisíckrát větší než Slunce. Taková oblaka mají hustotu 10 2 až 10 6 neutrálních molekul vodíku na cm 3 , zatímco tvorba hvězd začíná po částech s hustotou větší než 10 4 molekul/cm 3 . Tuto hustotu překračuje zpravidla pouze 1-10 % objemu oblačnosti. [26] Před kolapsem mohou taková oblaka udržovat mechanickou rovnováhu v důsledku magnetických polí , turbulencí a rotace . [27]

Existuje mnoho faktorů, které mohou narušit rovnováhu obřího molekulárního mračna, což povede ke kolapsu a začátku procesu aktivní tvorby hvězd, který může vyústit v otevřenou hvězdokupu. Patří mezi ně: rázové vlny z blízkých supernov , srážky s jinými mraky, gravitační interakce. Ale i při absenci vnějších faktorů mohou některé části mraku dosáhnout podmínek, kdy se stanou nestabilními a náchylnými ke kolapsu. [27] Hroutící se oblast oblaku zažívá hierarchickou fragmentaci do menších oblastí (včetně relativně hustých oblastí známých jako infračervená temná oblaka ), což nakonec vede ke zrodu velkého počtu (až několika tisíc) hvězd. Tento proces formování hvězd začíná ve slupce hroutícího se mračna, která zakrývá protohvězdy před zrakem, i když umožňuje provádět infračervená pozorování . [26] Předpokládá se, že v galaxii Mléčná dráha se každých několik tisíc let vytvoří jedna nová otevřená hvězdokupa . [28]

Nejžhavější a nejhmotnější z nově vzniklých hvězd (známých jako OB hvězdy ) intenzivně vyzařují ultrafialové záření , které neustále ionizuje okolní plyn molekulárního mračna a tvoří oblast H II . Hvězdný vítr a radiační tlak hmotných hvězd začnou urychlovat horký ionizovaný plyn rychlostí srovnatelnou s rychlostí zvuku v plynu. O několik milionů let později zažívá kupa první supernovy ( supernovy s kolapsem jádra ), které rovněž vytlačují plyn ze svého okolí .  Ve většině případů tyto procesy urychlí veškerý plyn během 10 milionů let a tvorba hvězd se zastaví. Ale asi polovina vytvořených protohvězd bude obklopena cirkumstelárními disky , z nichž mnohé budou akrečními disky . [26]

Protože pouze 30 až 40 % plynu ze středu oblaku tvoří hvězdy, rozptyl plynu značně brání procesu vzniku hvězd. V důsledku toho všechny shluky zažívají v počáteční fázi silnou ztrátu hmoty a poměrně velká část se v této fázi zcela rozpadne. Z tohoto pohledu závisí vznik otevřené hvězdokupy na tom, zda jsou gravitačně zrozené hvězdy vázány; pokud tomu tak není, pak místo shluku vznikne nesouvisející hvězdná asociace . Pokud by se kupa jako Plejády skutečně vytvořila, byla by schopna pojmout pouze 1/3 původního počtu hvězd a zbytek by byl uvolněn, jakmile by se plyn rozptýlil. [29] Mladé hvězdy, které již nepatří do domovské hvězdokupy, se stanou součástí obecné populace Mléčné dráhy.

Vzhledem k tomu, že téměř všechny hvězdy jsou tvořeny v kupách, jsou tyto hvězdy považovány za hlavní stavební kameny galaxií . Intenzivní procesy rozptylu plynu, které při zrození tvoří i ničí mnoho hvězdokup, zanechávají své stopy v morfologických a kinematických strukturách galaxií. [30] Většina nově vzniklých otevřených hvězdokup má populaci 100 nebo více hvězd a hmotnost 50 hmotností Slunce. Největší hvězdokupy mohou mít hmotnosti až 10 4 hmotností Slunce (hmotnost kupy Westerlund 1 se odhaduje na 5 × 10 4 hmotností Slunce), což je velmi blízké hmotnostem kulových hvězdokup . [26] Zatímco otevřené a kulové hvězdokupy jsou velmi odlišné útvary, vzhled nejvzácnějších kulových hvězdokup a nejbohatších otevřených hvězdokup se nemusí tak lišit. Někteří astronomové se domnívají, že vznik těchto dvou typů hvězdokup je založen na stejném mechanismu s tím rozdílem, že v naší Galaxii již neexistují podmínky nutné pro vznik velmi bohatých kulových hvězdokup – čítajících statisíce hvězd. [31]

Typickým jevem je vytvoření více než jedné otevřené hvězdokupy z jednoho molekulárního oblaku. Takže ve Velkém Magellanově mračnu se kupy Hodge 301 a R136 vytvořily z plynu mlhoviny Tarantule ; sledování trajektorií Hyád a Jesliček , dvou prominentních a blízkých kup v Mléčné dráze, naznačuje, že se také vytvořily ze stejného mraku asi před 600 miliony let. [32] Někdy shluky zrozené ve stejnou dobu tvoří dvojitý shluk. Ukázkovým příkladem toho v naší Galaxii je Dvojkupa Perseus , která se skládá z NGC 869 a NGC 884 (někdy mylně nazývané „χ a h Persei“ ( „chi a popel Persei“ ), ačkoli h odkazuje na sousední hvězdu a χ  do obou shluků), avšak kromě ní je známo alespoň 10 takových shluků. [33] Ještě více z nich bylo objeveno v Malém a Velkém Magellanově mračnu : tyto objekty je snazší detekovat ve vnějších systémech než v naší galaxii, protože díky efektu projekce mohou kupy daleko od sebe vypadat jako propojené. .

Morfologie a klasifikace

Otevřené hvězdokupy mohou představovat jak řídké skupiny několika hvězd, tak velké aglomerace, včetně tisíců členů. Mají tendenci sestávat z dobře definovaného, ​​hustého jádra obklopeného difúznější „korunou“ hvězd. Průměr jádra je obvykle 3-4 St. g. a koruna - 40 sv. l. Standardní hustota hvězd ve středu hvězdokupy je 1,5 hvězdy/světlo. g. 3 (pro srovnání: v blízkosti Slunce je toto číslo ~0,003 sv./St. g. 3 ). [34]

Otevřené hvězdokupy jsou často klasifikovány podle schématu vyvinutého Robertem Trumplerem v roce 1930 . Název třídy podle tohoto schématu se skládá ze 3 částí. První část je označena římskou číslicí I-IV a znamená koncentraci hvězdokupy a její odlišitelnost od okolního hvězdného pole (od silné po slabou). Druhá část je arabská číslice od 1 do 3, což znamená rozptyl v jasu členů (od malého k velkému rozptylu). Třetí částí je písmeno p , m nebo r , které označuje nízký, střední nebo vysoký počet hvězd v hvězdokupě. Pokud je kupa uvnitř mlhoviny, pak se na konec přidá písmeno n . [35]

Například podle Trumplerova schématu jsou Plejády klasifikovány jako I3rn (vysoce koncentrované, bohaté na hvězdy, je zde mlhovina) a bližší Hyády - jako II3m (více fragmentované a s menším výskytem).

Počet a distribuce

V naší Galaxii bylo objeveno více než 1000 otevřených hvězdokup , ale jejich celkový počet může být až 10krát vyšší. [36] Ve spirálních galaxiích se otevřené hvězdokupy nacházejí hlavně podél spirálních ramen , kde je hustota plynu nejvyšší a v důsledku toho jsou procesy tvorby hvězd nejaktivnější; takové shluky se obvykle rozptýlí dříve, než stihnou opustit paži. Otevřené hvězdokupy mají silnou tendenci být blízko galaktické roviny. [poznámka 3] [37]

V nepravidelných galaxiích mohou být otevřené hvězdokupy kdekoli, ačkoli jejich koncentrace je vyšší tam, kde je větší hustota plynu. [38] Otevřené hvězdokupy nejsou v eliptických galaxiích pozorovány , protože procesy tvorby hvězd v eliptických galaxiích ustaly před mnoha miliony let a poslední z vytvořených hvězdokup se již dávno rozptýlily. [19]

Rozmístění otevřených hvězdokup v naší Galaxii závisí na stáří: starší hvězdokupy se nacházejí především ve větších vzdálenostech od galaktického středu a ve značné vzdálenosti od galaktické roviny. [39] Je to proto, že slapové síly , které rozbíjejí kupy, jsou vyšší poblíž středu galaxie; na druhé straně obří molekulární mračna, která jsou také příčinou destrukce, jsou soustředěna ve vnitřních oblastech disku galaxie; proto jsou shluky z vnitřních oblastí zničeny v dřívějším věku než jejich „kolegové“ z vnějších oblastí. [40]

All-Star Cast

Vzhledem k tomu, že otevřené hvězdokupy se obvykle rozpadají dříve, než většina jejich hvězd dokončí svůj životní cyklus , většina záření z hvězdokup je světlo z mladých horkých modrých hvězd . Takové hvězdy mají největší hmotnost a nejkratší životnost, řádově několik desítek milionů let. Starší hvězdokupy obsahují více žlutých hvězd.

Některé hvězdokupy obsahují horké modré hvězdy, které vypadají mnohem mladší než zbytek kupy. Tyto modré rozptýlené hvězdy jsou také pozorovány v kulových hvězdokupách; předpokládá se, že v nejhustších jádrech kulových hvězdokup vznikají při srážce hvězd a vzniku žhavějších a hmotnějších hvězd. Hustota hvězd v otevřených hvězdokupách je však mnohem nižší než v kulových hvězdokupách a počet pozorovaných mladých hvězd nelze takovými srážkami vysvětlit. Předpokládá se, že většina z nich vzniká, když se binární hvězdný systém spojí do jedné hvězdy v důsledku dynamických interakcí s ostatními členy. [41]

Jakmile hvězdy s nízkou a střední hmotností vyčerpají své zásoby vodíku v procesu jaderné fúze , odhodí své vnější vrstvy a vytvoří planetární mlhovinu s vytvořením bílého trpaslíka . I když se většina otevřených hvězdokup rozpadne dříve, než většina jejich členů dosáhne stádia bílého trpaslíka, počet bílých trpaslíků v kupách je obvykle stále mnohem menší, než by se dalo očekávat na základě stáří kupy a odhadovaného počátečního rozložení hvězdné hmoty. Jedním z možných vysvětlení nedostatku bílých trpaslíků je, že když červený obr odhodí svou skořápku a vytvoří planetární mlhovinu, určitá mírná asymetrie v hmotě vyvrženého materiálu může hvězdě udělit rychlost několik kilometrů za sekundu – dost na to, aby opustila planetární mlhovinu. shluk. [42]

Vzhledem k vysoké hustotě hvězd nejsou těsné průchody hvězd v otevřených hvězdokupách neobvyklé. Pro typickou hvězdokupu 1000 hvězd a poloměr poloviční hmotnosti [poznámka 4] 0,5 pc se v průměru každá hvězda přiblíží k další každých 10 milionů let. V hustších shlucích je tato doba ještě kratší. Takové průchody mohou značně ovlivnit rozšířené cirkumstelární disky hmoty kolem mnoha mladých hvězd. Slapové poruchy u velkých disků mohou způsobit vznik masivních planet a hnědých trpaslíků , kteří se budou nacházet ve vzdálenostech 100 AU. nebo více od hlavní hvězdy. [43]

Osud

Mnoho otevřených hvězdokup je ze své podstaty nestabilních: kvůli jejich malé hmotnosti je úniková rychlost ze systému menší než průměrná rychlost jeho součástí. Takové shluky se rozpadají velmi rychle během několika milionů let. V mnoha případech vytlačení plynu, ze kterého celý systém vznikl, zářením mladých hvězd snižuje hmotnost hvězdokupy natolik, že se velmi rychle rozpadá. [44]

Shluky, které po rozptýlení okolní mlhoviny mají dostatek hmoty na to, aby mohly být gravitačně vázány, si mohou zachovat svůj tvar po mnoho desítek milionů let, ale postupem času vedou k jejich rozpadu i vnitřní a vnější procesy. Těsný průchod jedné hvězdy vedle druhé může zvýšit rychlost jedné z hvězd natolik, že překročí rychlost úniku z hvězdokupy. Takové procesy vedou k postupnému „vypařování“ členů klastru. [45]

V průměru každých půl miliardy let jsou hvězdokupy ovlivněny vnějšími faktory, například průchodem vedle nebo skrz molekulární mračno . Gravitační slapové síly z takové blízkosti mají tendenci ničit hvězdokupy. V důsledku toho se stává hvězdným proudem : kvůli velkým vzdálenostem mezi hvězdami nelze takovou skupinu nazvat hvězdokupou, ačkoli její hvězdy, které tvoří hvězdy, jsou vzájemně propojeny a pohybují se stejným směrem stejnou rychlostí. Doba, po které se shluk rozpadne, závisí na počáteční hustotě hvězd: bližší žijí déle. Odhadovaný poločas rozpadu kupy (po kterém bude polovina původních hvězd ztracena) se pohybuje od 150 do 800 milionů let v závislosti na počáteční hustotě. [45]

Poté, co hvězdokupa přestane být vázána gravitací, mnoho z jejích základních hvězd si stále zachová svou rychlost a směr pohybu ve vesmíru; vznikne tzv. hvězdná asociace (neboli pohybující se skupina hvězd ). Několik jasných hvězd " kbelíku " Velkého vozu  je tedy bývalými členy otevřené hvězdokupy, která se proměnila v takové sdružení zvané " pohyblivá skupina hvězd Velkého vozu ". [46] Nakonec se kvůli malým rozdílům v jejich rychlosti rozptýlí po celé galaxii. Větší akumulace se stávají proudy za předpokladu, že lze stanovit stejnost jejich rychlostí a stáří; jinak budou hvězdy považovány za nespojené. [47] [48]

Studie hvězdné evoluce

V Hertzsprung-Russellově diagramu pro otevřenou hvězdokupu bude většina hvězd patřit do hlavní posloupnosti (MS). [49] V určitém bodě, nazývaném bod obratu , nejhmotnější hvězdy opouštějí MS a stávají se červenými obry ; „Vzdálenost“ takových hvězd z MS umožňuje určit stáří hvězdokupy.

Vzhledem k tomu, že hvězdy v kupě jsou téměř ve stejné vzdálenosti od Země a vznikly přibližně ve stejnou dobu ze stejného oblaku, jsou všechny rozdíly ve zdánlivé jasnosti hvězd v kupě způsobeny jejich rozdílnou hmotností. . [49] Díky tomu jsou otevřené hvězdokupy velmi užitečnými objekty pro studium vývoje hvězd , protože při srovnávání hvězd lze předpokládat, že mnoho proměnných charakteristik je pro hvězdokupu pevně stanoveno.

Například studium obsahu lithia a berylia ve hvězdách z otevřených hvězdokup může vážně pomoci při odhalování záhad vývoje hvězd a jejich vnitřní struktury. Atomy vodíku nemohou tvořit atomy helia při teplotách nižších než 10 milionů K , ale jádra lithia a berylia jsou zničena při teplotách 2,5 milionu a 3,5 milionu K. To znamená, že jejich množství přímo závisí na tom, jak silně je hmota promíchána v nitru hvězdy. Při studiu jejich hojnosti v hvězdokupách jsou proměnné, jako je věk a chemické složení, pevně dané. [padesáti]

Studie ukázaly, že hojnost těchto světelných prvků je mnohem nižší, než předpovídají modely hvězdné evoluce. Důvody pro to nejsou zcela jasné; jedno z vysvětlení je, že v nitru hvězdy dochází k výronům hmoty z konvektivní zóny do stabilní zóny přenosu záření [50] .

Astronomická škála vzdáleností

Určení vzdáleností k astronomickým objektům je klíčové pro jejich pochopení, ale naprostá většina takových objektů je příliš daleko na to, aby je bylo možné přímo změřit. Odstupňování astronomické škály vzdáleností závisí na řadě nepřímých a někdy neurčitých měření ve vztahu nejprve k nejbližším objektům, ke kterým lze vzdálenosti měřit přímo, a poté ke stále vzdálenějším. [51] Otevřené hvězdokupy jsou nejdůležitější příčkou na tomto žebříčku.

Vzdálenosti k nám nejbližším shlukům lze přímo měřit jedním ze dvou způsobů. Za prvé, u hvězd blízkých hvězdokup lze určit paralaxu (nepatrný posun zdánlivé polohy objektu během roku v důsledku pohybu Země po oběžné dráze Slunce), jak se to obvykle dělá u jednotlivých hvězd. Plejády , Hyády a některé další shluky v okolí 500 St. roky jsou dostatečně blízko, aby pro ně taková metoda poskytla spolehlivé výsledky, a data z družice Hipparchus umožnila stanovit přesné vzdálenosti pro řadu shluků. [52] [53]

Další přímou metodou je tzv. metoda pohyblivého shluku . Vychází ze skutečnosti, že hvězdy v kupě sdílejí stejné parametry pohybu v prostoru. Měření správných pohybů členů kupy a zakreslení jejich zdánlivého pohybu po obloze na mapě umožní zjistit, že se sbíhají v jednom bodě. Radiální rychlosti hvězd v kupě lze určit z měření Dopplerových posunů v jejich spektrech ; když jsou známy všechny tři parametry – radiální rychlost , správný pohyb a úhlová vzdálenost od kupy k jejímu úběžnému bodu, jednoduché trigonometrické výpočty umožní vypočítat vzdálenost ke kupě. Nejznámější případ použití této metody se týkal Hyád a umožnil určit vzdálenost k nim na 46,3 parseků. [54]

Jakmile byly stanoveny vzdálenosti k blízkým shlukům, mohou jiné metody rozšířit měřítko vzdálenosti pro vzdálenější shluky. Porovnáním hvězd hlavní posloupnosti v Hertzsprung-Russellově diagramu pro hvězdokupu, jejíž vzdálenost je známa, s odpovídajícími hvězdami ve vzdálenější hvězdokupě, lze určit vzdálenost k té druhé. Nejbližší známá hvězdokupa je Hyády: ačkoli je skupina hvězd Ursa Major asi dvakrát tak blízko, stále se jedná o hvězdnou asociaci, nikoli o kupu, protože hvězdy v ní nejsou gravitačně vázány k sobě navzájem. Nejvzdálenější známá otevřená hvězdokupa v naší galaxii je Berkeley 29 s asi 15 000 parseky. [55] Kromě toho lze v mnoha galaxiích v Místní skupině snadno detekovat otevřené hvězdokupy .

Přesná znalost vzdáleností k otevřeným hvězdokupám je životně důležitá pro kalibraci závislosti „perioda-svítivost“ , která existuje pro proměnné hvězdy , jako jsou cefeidy a hvězdy RR Lyrae , což umožní jejich použití jako „ standardní svíčky “. Tyto silné hvězdy lze vidět na velké vzdálenosti a lze je použít k dalšímu rozšíření měřítka - k nejbližším galaxiím Místní skupiny. [56]

Poznámky

Komentáře
  1. ↑ Naproti tomu masivnější kulové hvězdokupy mají silnější gravitační přitažlivost mezi hvězdami a takové hvězdokupy mohou existovat po mnoho miliard let.
  2. ↑ Vzorovým příkladem toho by byla NGC 2244 v Růžové mlhovině [4]
  3. ↑ Pro srovnání: výška roviny naší Galaxie je ~180 sv. let a poloměr je asi 100 000 sv. let.
  4. ↑ Poloměr koule, ve které jsou hvězdy, jejichž celková hmotnost je ½ hmotnosti hvězdokupy
Prameny
  1. ↑ 1 2 3 Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Otevřete hvězdokupy . SEDS . University of Arizona, Lunární a planetární laboratoř (27. srpna 2007). Datum přístupu: 7. ledna 2013. Archivováno z originálu 14. ledna 2013.
  2. ↑ Karttunen Hannu a kol. Základní astronomie. - 4. vydání .. - Springer, 2003. - S. 321. - (Online knihovna fyziky a astronomie). - ISBN 3-540-00179-4 .
  3. ↑ Payne-Gaposchkin C. Hvězdy a hvězdokupy . - 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. - Sv. 136 . — S. 1135 . - doi : 10.1086/147466 . - .
  5. ↑ Neata E. Otevřené hvězdokupy: Informace a pozorování . Informace o noční obloze . Datum přístupu: 8. ledna 2013. Archivováno z originálu 14. ledna 2013.
  6. ↑ VISTA najde 96 hvězdokup skrytých za prachem . Vědecká zpráva ESO (3. srpna 2011). Datum přístupu: 7. ledna 2013. Archivováno z originálu 14. ledna 2013.
  7. ↑ Moore Patrick, Rees Robin. Patrick Moore's Data Book of Astronomy . — 2. vyd. - Cambridge University Press, 2011. - S. 339. - ISBN 0-521-89935-4 .
  8. ↑ Jones Kenneth Glyn. Messierovy mlhoviny a hvězdokupy. — 2. vyd. - Cambridge University Press, 1991. - V. 2. - S. 6-7. — (Praktická příručka astronomie). - ISBN 0-521-37079-5 .
  9. ↑ 1 2 3 Kaler James B. Cambridge Encyklopedie hvězd. - Cambridge University Press, 2006. - S. 167. - ISBN 0-521-81803-6 .
  10. ↑ Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Nový vesmír Galilea: revoluce v našem chápání vesmíru . - BenBella Books, 2009. - S. 128. - ISBN 1-933771-59-3 .
  11. ↑ Galileo G. Star messenger // Vybraná díla ve dvou svazcích / Per. a cca. I. N. Veselovský. - 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 , č. 1 . - S. 1 . — .
  13. ↑ Jones KG Několik poznámek k Hodiernovým mlhovinám // Journal of the History of Astronomy. - 1986. - T. 17 , č. 50 . - S. 187-188 . - .
  14. ↑ Chapman A. William Herschel and the Measurement of Space // Royal Astronomical Society Quarterly Journal. - 1989. - T. 30 , č. 4 . - S. 399-418 . — .
  15. ↑ Michell J. Dotaz na pravděpodobnou paralaxu a velikost stálých hvězd z množství světla, které nám poskytují, a konkrétních okolností jejich situace // Filosofické transakce. - 1767. - T. 57 . - S. 234-264 . - doi : 10.1098/rstl.1767.0028 . - .
  16. ↑ Hoskin M. Herschel, William's Early Investigations of Nebulae – a Reassessment // Journal for the History of Astronomy. - 1979. - T. 10 . - S. 165-176 . - .
  17. ↑ Hoskin M. Herschel's Cosmology // Journal of the History of Astronomy. - 1987. - T. 18 , č. 1 . - S. 20 . — .
  18. ↑ Bok Bart J., Bok Priscilla F. Mléčná dráha . — 5. vyd. - Harvard University Press, 1981. - S.  136 . — (Harvardské knihy o astronomii). — ISBN 0-674-57503-2 .
  19. ↑ 1 2 Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press, 1998. - S. 377. - (Princetonská řada v astrofyzice). - ISBN 978-0-691-02565-0 .
  20. ↑ Basu Baidyanath. Úvod do astrofyziky. — 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. - Sv. 37 , č. 220 . — S. 307 . - doi : 10.1086/123509 . - .
  22. ↑ Barnard EE Mikrometrické míry hvězdokup // Publikace Yerkes Observatory. - 1931. - T. 6 . - S. 1-106 . — .
  23. ↑ Van Maanen A. No. 167. Vyšetřování správného pohybu. Furst paper: Pohyby 85 hvězd v sousedství Atlasu a Pleione // Příspěvky z observatoře Mount Wilson. - Carnegie Institution of Washington, 1919. - V. 167 . - S. 1-15 . - .
  24. ↑ Van Maanen A. Vyšetřování správného pohybu. XXIV. Další opatření v seskupení Plejád  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1945. - Sv. 102 . - str. 26-31 . - doi : 10.1086/144736 . - .
  25. ↑ Strand K. Aa. Hertzsprung's Contributions to the HR Diagram // The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, konané 2. listopadu 1977 / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (editoři). - Národní akademie věd, Washington, DC, 1977. - S. 55-59.
  26. ↑ 1 2 3 4 Lada CJ Fyzika a způsoby tvorby hvězdokup: pozorování // Filosofické transakce Královské společnosti A: Matematické, fyzikální a inženýrské vědy. - 2010. - T. 368 , č. 1913 . - S. 713-731 . doi : 10.1098 / rsta.2009.0264 . - . - arXiv : 0911.0779 .
  27. ↑ 1 2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana. Vznik hvězd v molekulárních oblacích - Pozorování a teorie  // Každoroční přehled astronomie a astrofyziky. - 1987. - T. 25 . - S. 23-81 . - doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 . — .
  28. ↑ Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Vznik a evoluční vlastnosti systému galaktické otevřené hvězdokupy  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1991. - Sv. 249 . - str. 76-83 . - . {{{titul}}}.
  29. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. Vznik vázané hvězdokupy: od hvězdokupy v Orionu po Plejády  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2001. - Vol. 321 , č.p. 4 . - str. 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. října 2004 / C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (redakce). - Observatoire de Paris-Meudon, 2005. - S. 629 . — arXiv : astro-ph/0412069 .
  31. ↑ Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. Univerzální formační mechanismus pro otevřené a kulové hvězdokupy v turbulentním plynu  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Sv. 480 , č.p. 1 . - str. 235-245 . - doi : 10.1086/303966 . - .
  32. ↑ Eggen OJ Hvězdné skupiny, VII. Struktura skupiny Hyades  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1960. - Sv. 120 . - str. 540-562 . - .
  33. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC Pravděpodobné binární otevřené hvězdokupy v Galaxii  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 1995. - Sv. 302 . - str. 86-89 . - .
  34. ↑ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V. Studium prostorové struktury galaktických otevřených hvězdokup  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2002. - Sv. 383 , č.p. 1 . - S. 153-162 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011719 . - .
  35. ↑ Trumpler RJ Předběžné výsledky o vzdálenostech, rozměrech a prostorovém rozložení otevřených hvězdokup // bulletin Lick Observatory. - Berkeley: University of California Press, 1930. - svazek 14 , č. 420 . - S. 154-188 . - .
  36. ↑ Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD Nový katalog opticky viditelných otevřených hvězdokup a kandidátů  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2002. - Sv. 389 . - str. 871-873 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020668 . - . — arXiv : astro-ph/0203351 .
  37. ↑ Janes KA, Phelps RL Galaktický systém starých hvězdokup: Vývoj galaktického disku  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Sv. 108 . - S. 1773-1785 . - doi : 10.1086/117192 . - .
  38. ↑ Hunter D. Star Formation v nepravidelných galaxiích: Přehled několika klíčových otázek  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - 1997. - Sv. 109 . - S. 937-950 . - doi : 10.1086/133965 . - .
  39. ↑ Friel Eileen D. The Old Open Clusters Of The Milky Way // Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics. - 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. Galaktická distribuce nejstarších otevřených hvězdokup  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 1980. - Sv. 360 , č.p. 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. - Sv. 35 . — S. 1343 . - .
  42. ↑ Fellhauer M. a kol. Deficit bílého trpaslíka v otevřených shlucích: Dynamické procesy  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Sv. 595 , č.p. 1 . - P.L53-L56 . - doi : 10.1086/379005 . - . - arXiv : astro-ph/0308261 .
  43. ↑ Thies I. a kol. Přílivově indukovaný hnědý trpaslík a formace planet v Circumstellar Disks  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Sv. 717 , č.p. 1 . - str. 577-585 . - doi : 10.1088/0004-637X/717/1/577 . - . - arXiv : 1005.3017 .
  44. ↑ Hills JG Vliv ztráty hmoty na dynamický vývoj hvězdného systému - Analytické aproximace  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Sv. 235 , č.p. 1 . - S. 986-991 . - doi : 10.1086/157703 . - .
  45. ↑ 1 2 de La Fuente, MR Dynamický vývoj otevřených hvězdokup  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - 1998. - Sv. 110 , č. 751 . - S. 1117-1117 . - doi : 10.1086/316220 . - .
  46. ↑ Soderblom David R., starosta Michel. Hvězdné kinematické grupy. I - The Ursa Major group  (anglicky)  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1993. - Sv. 105 , č. q . - str. 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 Nová metoda detekce hvězdných proudů v halo galaxií   // Bulletin Americké astronomické společnosti. - American Astronomical Society , 2006. - Sv. 38 . — S. 1191 . - .
  49. ↑ 1 2 De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare  (italsky) . L'evolution stellare . ORSA - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Datum přístupu: 8. ledna 2013. Archivováno z originálu 14. ledna 2013.
  50. ↑ 1 2 VandenBerg DA, Stetson PB O starých otevřených hvězdokupách M67 a NGC 188: Konvektivní přestřelování jádra, vztahy mezi barvou a teplotou, vzdálenosti a věky  // Publikace Pacifické astronomické společnosti  . - 2004. - Sv. 116 , č. 825 . - S. 997-1011 . - doi : 10.1086/426340 . - .
  51. ↑ Keel B. Stupnice extragalaktické vzdálenosti . Galaxie a vesmír . Ministerstvo fyziky a astronomie - univerzita Alabamy. Datum přístupu: 8. ledna 2013. Archivováno z originálu 14. ledna 2013.
  52. ↑ Hnědá AGA Otevřené klastry a OB asociace: přehled // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - 2001. - T. 11 . - S. 89-96 . - .
  53. ↑ Percival SM, Salaris M., Kilkenny D. The open cluster distance scale - New empirical approach  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Sv. 400 , č. 2 . - str. 541-552 . - doi : 10.1051/0004-6361:20030092 . - . - arXiv : astro-ph/0301219 .
  54. ↑ Hanson R.B. Studie pohybu, členství a vzdálenosti kupy Hyades  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Sv. 80 . - S. 379-401 . - doi : 10.1086/111753 . — .
  55. ↑ Bragaglia A., Held EV, Tosi M. Radiální rychlosti a členství hvězd ve staré vzdálené otevřené hvězdokupě Berkeley 29  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2005. - Sv. 429 , č.p. 3 . - S. 881-886 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041049 . - . — arXiv : astro-ph/0409046 .
  56. ↑ Rowan-Robinson M. The extragalactic distance scale // Space Science Reviews . - Springer , 1988. - T. 48 , č. 1-2 . - S. 1-71 . — ISSN 0038-6308 . - doi : 10.1007/BF00183129 . - .

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích