Tähtitieteilijät, jotka käyttävät MUSE-instrumenttia Very Large Telescopessa Chilessä, ovat löytäneet tähtijoukosta NGC 3201, joka käyttäytyy hyvin oudosti. Tulee tunne, että se kiertää näkymätöntä mustaa aukkoa, jonka massa on noin neljä kertaa Auringon massa. Jos on totta, että tutkijat ovat löytäneet ensimmäisen inaktiivisen tähtimassan mustan aukon ja pallomaisesta tähtijoukosta. Lisäksi se on ensimmäinen, joka löydetään suoraan sen painovoimasta. Tämä on erittäin tärkeä löytö, jolla on varmasti vaikutusta ymmärryksemme tällaisten tähtijoukkojen, mustien aukkojen muodostumisesta ja gravitaatioaaltojen vapautumistapahtumien alkuperästä.

Pallomaiset tähtijoukot ovat saaneet nimensä, koska ne ovat valtavia palloja, joissa on useita kymmeniä tuhansia tähtiä. Ne sijaitsevat useimmissa galakseissa, ovat maailmankaikkeuden vanhimpia tunnettuja tähtiyhdistyksiä, ja niiden esiintyminen johtuu isäntägalaksin kasvun alkamisesta ja sen kehityksestä. Tähän mennessä tiedetään yli 150 Linnunrataan kuuluvaa tähtijoukkoa.

Yksi näistä ryhmistä on nimeltään NGC 3201, se sijaitsee Maan eteläisen taivaan tähdistössä Sail. Tässä tutkimuksessa sitä tutkittiin Chilessä sijaitsevan Euroopan eteläisen observatorion VLT-teleskoopin (Very Large Telescope) asennettuna huippuluokan MUSE-instrumentilla. Kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä on havainnut, että yksi tähtijoukon tähdistä käyttäytyy hyvin oudosti - värähtelee edestakaisin useiden satojen tuhansien kilometrien tunnissa tietyllä 167 päivän jaksolla. Löytynyt tähti on pääsarjatähti pääelämänsä lopussa. Tämä tarkoittaa, että se on käyttänyt vetypolttoaineensa loppuun ja siitä on nyt tulossa punainen jättiläinen.

Taiteilijan esitys inaktiivisesta mustasta aukosta NGC 3201:ssä. Lähde: ESO/L. Calçada/spaceengine.org

MUSE tutkii parhaillaan 25 pallomaista klusteria Linnunradalla. Tämän työn avulla tähtitieteilijät voivat saada spektrejä 600 - 27 000 tähdestä kussakin klusterissa. Tutkimus sisältää analyysin yksittäisten tähtien radiaalisista nopeuksista - nopeudesta, jolla ne liikkuvat maasta tai sitä kohti, eli tarkkailijan näkölinjaa pitkin. Säteittäisten nopeuksien analyysin ansiosta on mahdollista mitata tähtien kiertoradat sekä minkä tahansa suuren esineen ominaisuuksia, joiden ympäri ne voivat pyöriä.

"Tämä tähti kiertää jotain, mikä on täysin näkymätöntä. Sen massa on neljä kertaa Auringon massa, ja se voi olla vain musta aukko. Osoittautuu, että ensimmäistä kertaa olemme löytäneet tällaisen kohteen tähtijoukosta, lisäksi suoraan tarkkailemalla sen gravitaatiovaikutusta”, ihailee teoksen johtava kirjoittaja Benjamin Giesers Göttingenin Georg-Augustin yliopistosta.

Mustien aukkojen ja tähtijoukkojen välinen suhde näyttää tutkijoille erittäin tärkeältä, mutta salaperäiseltä. Suuren massonsa ja ikänsä vuoksi näiden klustereiden uskotaan synnyttäneen suuren määrän tähtimassaisia ​​mustia aukkoja, esineitä, jotka muodostuivat suurten tähtien räjähtämisestä ja jotka romahtivat koko joukon voimalla.

Koska uusia tähtiä ei muodostu jatkuvasti, kuten pallomaisissa tähtijoukkoissa tapahtuu, tähtimassaisista mustista aukoista tulee pian suurimmat olemassa olevat esineet. Tyypillisesti tällaiset pallomaisten klustereiden reiät ovat noin neljä kertaa suurempia kuin ympäröivät tähdet. Äskettäin kehitetyt teoriat ovat johtaneet siihen johtopäätökseen, että mustat aukot muodostavat ryhmässä tiheän ytimen, josta tulee ikään kuin erillinen osa klusteria. Liikkeen ryhmän keskellä olisi pitänyt karkottaa suurin osa mustista aukoista. Tämä tarkoittaa, että vain osa tällaisista esineistä voisi selviytyä miljardin vuoden kuluttua.

Pallomainen tähtijoukko NGC 3201. Sininen ympyrä näyttää epäaktiivisen mustan aukon ehdotetun sijainnin. Lähde: ESA/NASA

Itse tähtimassaiset mustat aukot tai yksinkertaisesti kollapsarit muodostuvat, kun suuret tähdet kuolevat, romahtavat oman painovoimansa vaikutuksesta ja räjähtävät voimakkaina hypernovaina. Jäljellä oleva musta aukko sisältää suurimman osan entisen tähden massasta, joka on useita kertoja Auringon massasta, ja niiden koko on useita kymmeniä kertoja suurempi kuin tähtemme.

MUSE-instrumentti tarjoaa tähtitieteilijöille ainutlaatuisen mahdollisuuden mitata jopa tuhannen kaukaisen tähden liikettä samanaikaisesti. Tämän uuden löydön avulla ryhmä pystyi ensimmäistä kertaa havaitsemaan passiivisen mustan aukon pallomaisen klusterin keskellä. Se on ainutlaatuinen siinä mielessä, että se ei tällä hetkellä ime ainetta eikä sitä ympäröi kuuma kaasu- ja pölylevy. Ja reiän massa arvioitiin sen valtavan gravitaatiovaikutuksen vuoksi itse tähteen.

Koska mustasta aukosta ei pääse ulos säteilyä, pääasiallinen menetelmä niiden havaitsemiseksi on tarkkailla niitä ympäröivän kuuman materiaalin radio- tai röntgensäteilyä. Mutta kun musta aukko ei ole vuorovaikutuksessa kuuman aineen kanssa eikä kerää massaa eikä lähetä säteilyä, sitä pidetään tässä tapauksessa passiivisena tai näkymättömänä. Siksi niiden havaitsemiseen on käytettävä muita menetelmiä.

Tähtitieteilijät pystyivät määrittämään seuraavat tähden parametrit: sen massa on noin 0,8 auringon massaa ja sen salaperäisen vastineen massa on 4,36 auringon massaa, melkein tarkalleen musta aukko. Koska tämän binäärijärjestelmän himmennetty objekti ei ole havaittavissa suoraan, on olemassa vaihtoehtoinen menetelmä, vaikka se ei ole yhtä vakuuttava, mikä se voisi olla. On mahdollista, että tutkijat tarkkailevat kolminkertaista tähtijärjestelmää, joka koostuu kahdesta tiiviisti toisiinsa liittyvästä neutronitähdestä, joiden ympärillä havaitsemamme tähti pyörii. Tämä skenaario edellyttää, että jokainen tiiviisti yhdistetty tähti on vähintään kaksi kertaa niin massiivinen kuin aurinko, eikä tällaista kaksoisjärjestelmää ole koskaan aiemmin havaittu.

Viimeaikaiset radio- ja röntgenlähteiden havainnot pallomaisissa tähtijoukkoissa sekä vuoden 2016 löydöt gravitaatioaaltosignaaleista, jotka syntyvät kahden tähtimassaisen mustan aukon yhdistämisestä, viittaavat siihen, että nämä suhteellisen pienet mustat aukot voivat olla laajemmin levinneitä klustereissa. kuin aiemmin uskottiin.

"Viime aikoihin asti oletimme, että melkein kaikkien mustien aukkojen pitäisi hävitä pallomaisista tähtijoukoista lyhyen ajan kuluttua ja että tällaisia ​​järjestelmiä ei pitäisi olla olemassakaan! Mutta todellisuudessa näin ei ole. Löytömme on ensimmäinen suora havainto tähtimassan mustan aukon gravitaatiovaikutuksista pallomaisessa joukossa. Tämä löytö auttaa meitä ymmärtämään tällaisten ryhmien muodostumista, mustien aukkojen ja kaksoistähtijärjestelmien kehittymistä - elintärkeää gravitaatioaaltojen lähteiden ymmärtämisen yhteydessä.

Muinaisista ajoista lähtien ihminen käänsi katseensa taivaaseen, jossa loistivat lukemattomat tähtijoukot, jotka olivat saavuttamattomissa, mutta houkuttelevat ainutlaatuisella kauneudellaan.

Maapallon muinaisten asukkaiden näkemät tähtipiirrokset muodostuivat erilaisiksi omituisiksi kuviksi, joille annettiin soinnilliset eeppiset nimet. Andromeda-sumu, Cassiopeian tähdistö, Ursa Major ja Hydra ovat vain pieni osa nimistä, joiden avulla voidaan arvioida, mitä assosiaatioita taivaan tummalla kankaalla kimaltelevat kaukaiset hämmästyttävät valot herättivät. Uskottiin, että ihmisten kohtalo liittyy erottamattomasti tähtien suhteelliseen asemaan, sillä ne voivat tuoda vaurautta, onnea ja onnea heidän alla syntyneille sekä katkeruutta, epäonnea ja pettymyksiä.

Tähtijoukkojen merkitys tähtitieteen kannalta

Tähtijoukko Messier 7, ESO-kuva

Sivilisaation kehittyessä mystiset ja runolliset ajatukset taivaanholvin rakenteesta ovat muuttuneet ja systematisoituneet merkittävästi, saaneet paljon järkevämpiä ääriviivoja, mutta historialliset soinnilliset nimet ovat säilyneet. Kävi ilmi, että näennäisesti lähellä olevat tähdet voivat itse asiassa olla kaukana toisistaan ​​ja päinvastoin. Siksi tuli tarpeelliseksi luoda tähtihierarkia, joka vastaa nykyaikaisia ​​​​ideoita maailmankaikkeudesta. Joten tähtitieteellisessä luokituksessa ilmaantui termi "tähtiklusterit", joka yhdisti galaksissaan liikkuvan tähtiryhmän yhdeksi.

Nämä muodostelmat ovat äärimmäisen mielenkiintoisia siinä mielessä, että niihin sisältyvät valaisimet muodostuivat suunnilleen samanaikaisesti ja sijaitsevat avaruusstandardien mukaan samalla etäisyydellä maallisesta tarkkailijasta, mikä tarjoaa lisämahdollisuuksia, mikä mahdollistaa saman klusterin eri lähteiden säteilyn vertailun ilman asianmukaisia ​​korjauksia. Niistä tulevat signaalit vääristyvät samalla tavalla, mikä helpottaa suuresti tähtijärjestelmien ja koko maailmankaikkeuden rakennetta ja kehitystä, galaksien muodostumisperiaatteita, tähtien muodostumisprosesseja ja niiden kulkua tutkivien astrofyysikkojen työtä. tuhoa ja paljon muuta.

Tähtijoukkojen tyypit

Hubble tähtijoukoissa

Tähtijoukot jaetaan yleensä kahteen suureen ryhmään: pallomaisiin ja avoimiin. Mutta ajoittain he yrittävät täydentää tätä luokitusta, koska kaikki havaitut avaruusmuodostelmat eivät sovi tiukasti johonkin luokkaan.

pallomaisia ​​klustereita

Pallomaiset klusterit, ja niitä on joissakin galakseissa yli kymmenen tuhatta, ovat jopa yleismaailmallisesti katsottuna vanhoja muodostumia, joiden ikä on yli 10 miljardia vuotta. Koska he ovat todennäköisesti samanikäisiä kuin universumi, he voivat kertoa paljon tutkijoille, jotka ovat onnistuneet lukemaan lähettämänsä tiedot.

Galleria pallomaisista klusteista

Nämä klusterit ovat muodoltaan lähellä palloa tai ellipsoidia, ja ne koostuvat kymmenistä tuhansista erikokoisista tähdistä - muinaisista punaisista kääpiöistä nuoriin sinisiin jättiläisiin, jotka syntyvät itse joukossa siinä asuvien tähtien törmäyksissä.

avoimia klustereita

Avoimet klusterit ovat paljon nuorempia kuin pallomaiset klusterit - tällaisten tähtiryhmittymien iäksi arvioidaan yleensä satoja miljoonia vuosia. Niitä löytyy vain spiraali- tai epäsäännöllisistä galakseista, joilla on taipumus jatkaa tähtien muodostumisprosesseja, toisin kuin esimerkiksi elliptiset galaksit.

Galleria avoimista klustereista

Avoimet klusterit ovat tähdissä paljon köyhempiä kuin pallomaiset, mutta niitä tarkasteltaessa jokainen tähti voidaan nähdä erikseen, koska ne sijaitsevat huomattavan etäisyyden päässä toisistaan ​​eivätkä sulaudu yhteen yleisellä taivaalla.

tähtiyhdistykset

Analogisesti elämän poliittisten ja taloudellisten alojen kanssa taivaankappaleet pystyvät myös luomaan tilapäisiä assosiaatioita, jotka ovat saaneet tähtitieteen nimen "tähtiyhdistykset".

Näitä muodostumia pidetään universumin nuorimpina, ja niiden ikä on enintään kymmeniä miljoonia vuosia. Niissä olevat gravitaatiosidokset ovat erittäin heikkoja ja riittämättömiä ylläpitämään järjestelmän vakautta pitkään, ja siksi niiden täytyy väistämättä hajota melko lyhyessä ajassa.

Uskotaan, että assosiaatioita ei voinut syntyä ohitsevien tähtien gravitaatiovangitsemisesta, mikä tarkoittaa, että viimeksi mainitut syntyivät hänen kanssaan ja ovat suunnilleen samanikäisiä. Klustereihin verrattuna "assosioituneiden jäsenten" määrä ei ole suuri ja mitataan kymmenissä, ja niiden välinen etäisyys on jopa useita satoja valovuosia. Tieteellisesti katsottuna tällaisten kasvainten löytäminen vahvistaa teorian uusien tähtien syntymän prosessien jatkumisesta maailmankaikkeudessa, eikä yksitellen, vaan kokonaisina ryhminä.

Uusia löytöjä

Viime aikoihin asti uskottiin, että pallomaiset klusterit ovat vanhimpia tähtimuodostelmia, joiden iän vuoksi olisi pitänyt menettää sisäisten pyörimisliikkeiden dynamiikka ja joita voidaan pitää yksinkertaisina järjestelminä. Vuonna 2014 Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics -instituutin tutkijat, joita johti Maximilian Fabricius, havaitsivat kuitenkin Linnunradan 11 pallomaisen klusterin pitkäaikaisten havaintojen tuloksena, että niiden keskiosa jatkaa pyörimistä.

Useimmat nykyaikaiset teoriat eivät pysty selittämään tätä tosiasiaa, mikä tarkoittaa, että jos tieto varmistuu, muutokset ovat mahdollisia sekä tiedon teoreettisissa puolissa että sovellettavissa matemaattisissa malleissa, jotka kuvaavat pallomaisten assosiaatioiden liikettä.

Miten tähtiklusterit syntyvät? Miten ne eroavat toisistaan, miten ne sijaitsevat galaksimme avaruudessa ja miten niiden ikä määritetään? Fysikaalisten ja matemaattisten tieteiden tohtori Aleksei Rastorguev puhuu tästä.

Ilmeisesti lähes kaikki tähdet syntyvät ryhmissä, eivät yksittäin. Siksi ei ole mitään yllättävää siinä tosiasiassa, että tähtiklusterit ovat hyvin yleinen asia. Tähtitieteilijät rakastavat tähtijoukkojen tutkimista, koska he tietävät, että kaikki joukon tähdet muodostuivat suunnilleen samaan aikaan ja suunnilleen samalla etäisyydellä meistä. Kaikki havaittavat erot tällaisten tähtien kirkkaudessa ovat todellisia eroja. Riippumatta valtavista muutoksista, joita nämä tähdet ovat kokeneet ajan myötä, ne kaikki alkoivat samaan aikaan. Erityisen hyödyllistä on tutkia tähtijoukkoja niiden ominaisuuksien massariippuvuuden näkökulmasta - onhan näiden tähtien ikä ja etäisyys Maasta suunnilleen samat, joten ne eroavat toisistaan ​​vain niiden massa.

Tähtiklusterit eivät ole mielenkiintoisia vain tieteellisen tutkimuksen kannalta - ne ovat poikkeuksellisen kauniita esineinä valokuvaukseen ja amatööritähtitieteilijöiden havainnointiin. Tähtijoukkoja on kahdenlaisia: avoimia ja pallomaisia. Nämä nimet liittyvät niiden ulkonäköön. Avoimessa tähtijoukossa jokainen tähti näkyy erikseen, ne ovat jakautuneet enemmän tai vähemmän tasaisesti johonkin taivaan osaan. Ja pallomaiset joukot päinvastoin ovat kuin pallo, joka on niin tiheästi täynnä tähtiä, että sen keskellä yksittäisiä tähtiä ei voi erottaa.

avoimet tähtijoukot

Ehkä tunnetuin avoin tähtijoukko on Plejadit eli Seitsemän sisarta Härän tähdistössä. Nimestään huolimatta useimmat ihmiset näkevät vain kuusi tähteä ilman kaukoputkea. Tähtien kokonaismäärä tässä tähtijoukossa on jossain 300 ja 500 välillä, ja ne kaikki ovat 30 valovuoden halkaisijaltaan ja 400 valovuoden päässä meistä.

Tämä tähtijoukko on vain 50 miljoonaa vuotta vanha, mikä on melko vähän tähtitieteellisellä tasolla, ja se sisältää erittäin massiivisia valoisia tähtiä, jotka eivät ole vielä ehtineet muuttua jättiläisiksi. Plejadit on tyypillinen avoin tähtijoukko; Yleensä tällainen klusteri sisältää useista sadaista useisiin tuhansiin tähtiin.

Avointen tähtijoukkojen joukossa on paljon enemmän nuoria kuin vanhoja, ja vanhimmat ovat tuskin yli 100 miljoonan vuoden ikäisiä. Uskotaan, että niiden muodostumisnopeus ei muutu ajan myötä.

Tosiasia on, että vanhemmissa klustereissa tähdet siirtyvät vähitellen pois toisistaan, kunnes ne sekoittuvat tärkeimpien tähtien kanssa - samoihin tähtiin, joista tuhansia ilmestyy eteenmme yötaivaalla. Vaikka painovoima pitää avoimet klusterit jossain määrin koossa, ne ovat silti melko hauraita, ja toisen kohteen, kuten suuren tähtienvälisen pilven, painovoima voi repiä ne erilleen.

Jotkut tähtiryhmät ovat niin heikosti koossa, että niitä ei kutsuta klustereiksi, vaan tähtiyhdistyksiksi. Ne eivät kestä kovin kauan ja koostuvat yleensä hyvin nuorista tähdistä lähellä tähtienvälisiä pilviä, joista ne ovat peräisin. Tähtiyhdistys sisältää 10-100 tähteä hajallaan useiden satojen valovuosien kokoiselle alueelle.

Pilvet, joissa tähdet muodostuvat, ovat keskittyneet galaksimme kiekkoon, ja sieltä löytyy avoimia tähtijoukkoja. Kun otetaan huomioon, kuinka monta pilviä Linnunradassa on ja kuinka paljon pölyä on tähtienvälisessä avaruudessa, tulee ilmeiseksi, että tiedossamme olevat 1 200 avointa tähtijoukkoa pitäisi olla vain pieni murto-osa niiden kokonaismäärästä galaksissa. Ehkä heidän kokonaismääränsä on 100 000.

pallomaiset tähtijoukot

Toisin kuin avoimet, pallomaiset klusterit ovat palloja, jotka ovat tiheästi täynnä tähtiä, joita on satoja tuhansia ja jopa miljoonia. Näiden klustereiden tähdet ovat niin tiiviisti pakattuina, että jos aurinkomme kuuluisi johonkin pallomaiseen joukkoon, voisimme nähdä yli miljoona yksittäistä tähteä yötaivaalla paljaalla silmällä. Tyypillisen pallomaisen klusterin koko on 20-400 valovuotta.

Näiden klustereiden tiheästi pakatuissa keskuksissa tähdet ovat niin lähellä toisiaan, että keskinäinen painovoima sitoo ne toisiinsa muodostaen kompakteja kaksoitähtiä.

Joskus on jopa täydellinen tähtien sulautuminen; Lähellä tähden ulommat kerrokset voivat romahtaa, jolloin keskiydin altistuu suoralle katselulle. Pallomaisissa klusteissa kaksoistähdet ovat 100 kertaa yleisempiä kuin missään muualla. Jotkut näistä kaksosista ovat röntgenlähteitä.

Galaksimme ympärillä tunnemme noin 200 pallomaista tähtijoukkoa, jotka ovat jakautuneet galaksia ympäröivään valtavaan pallomaiseen haloon. Kaikki nämä klusterit ovat hyvin vanhoja, ja ne ilmestyivät suurin piirtein samaan aikaan kuin itse galaksi: 10-15 miljardia vuotta sitten. Klusterit näyttävät muodostuneen, kun osa pilvestä, josta galaksi luotiin, jakautui pienemmiksi fragmenteiksi. Pallomaiset klusterit eivät eroa, koska niissä olevat tähdet istuvat hyvin lähekkäin ja niiden voimakkaat keskinäiset gravitaatiovoimat sitovat joukon tiiviiksi yhdeksi kokonaisuudeksi.

Pallomaisia ​​tähtijoukkoja ei havaita vain galaksimme ympärillä, vaan myös muiden galaksien ympäriltä. Kirkkain pallomainen tähtijoukko, joka on helposti nähtävissä paljaalla silmällä, on Omega Xntaurus eteläisessä Kentaurin tähdistössä. Se sijaitsee 16 500 valovuoden etäisyydellä Auringosta ja on laajin tunnetuista klusteista:

sen halkaisija on 620 valovuotta. Pohjoisen pallonpuoliskon kirkkain pallomainen tähtijoukko on M13 Herculesissa, joka on tuskin näkyvä paljaalla silmällä.

Vuonna 1596 hollantilainen amatööritähtitutkija nimeltä David Fabricius (1564-1617) löysi melko kirkkaan tähden Cetuksen tähdistöstä; tämä tähti alkoi vähitellen haalistua, ja muutaman viikon kuluttua se katosi kokonaan näkyvistä. Fabricius kuvasi ensimmäisenä muuttuvan tähden havainnon.

Tämän tähden nimi oli Mira - ihmeellinen~. 332 päivän aikana Mira muuttaa kirkkaustaan ​​noin 2. magnitudista (Pohjantähden tasolla) 10. magnitudiin, jolloin se muuttuu paljon himmeämmäksi kuin on tarpeen paljaalla silmällä havaitsemiseen. Nykyään tunnetaan useita tuhansia muuttuvia tähtiä, vaikka useimmat eivät muuta kirkkauttaan yhtä dramaattisesti kuin Mira.

On monia syitä, miksi tähdet muuttavat kirkkauttaan. Lisäksi kirkkaus muuttuu toisinaan useiden valosuureiden verran ja joskus niin merkityksettömästi, että tämä muutos voidaan havaita vain erittäin herkkien instrumenttien avulla. Jotkut tähdet vaihtuvat säännöllisesti.

Muut - sammuvat yhtäkkiä tai syttyvät yhtäkkiä. Muutokset voivat tapahtua syklisesti, useiden vuosien ajanjaksolla, tai ne voivat tapahtua muutamassa sekunnissa. Ymmärtääksesi miksi tietty tähti on muuttuva, on ensin seurattava tarkasti, miten se muuttuu. Muuttuvan tähden suuruuden kuvaajaa kutsutaan valokäyräksi.Valokäyrän piirtämistä varten valomittauksia on suoritettava säännöllisesti. Ammattitähtitieteilijät käyttävät mittaria, jota kutsutaan fotometriksi, mitatakseen tarkasti tähtien magnitudeja, mutta amatööritähtitieteilijät tekevät lukuisia havaintoja muuttuvista tähdistä. Erityisesti laaditun kartan avulla ja harjoittelun jälkeen ei ole niin vaikeaa arvioida muuttuvan tähden suuruutta suoraan silmällä verrattuna lähellä sijaitseviin pysyviin tähtiin.

Vaihtuvien tähtien kirkkauskaaviot osoittavat, että jotkut tähdistä muuttuvat säännöllisellä (oikealla) tavalla - niiden kaavion osa tietyn pituisen ajanjakson (jakson) aikana toistetaan uudelleen ja sanoja. Muut tähdet muuttuvat täysin arvaamattomasti. Säännöllisiä muuttuvia tähtiä ovat sykkivät tähdet ja kaksoistähdet. Valon määrä muuttuu, koska tähdet sykkivät tai heittävät ulos ainepilviä. Mutta on toinen ryhmä muuttuvia tähtiä, jotka ovat kaksinkertaisia ​​(binäärisiä).

Kun näemme muutoksen bitsarien kirkkaudessa, tämä tarkoittaa, että yksi useista mahdollisista ilmiöistä on tapahtunut. Molemmat tähdet voivat olla näköetäisyydellämme, koska kiertoradalla liikkuessaan oopiumit voivat kulkea suoraan toistensa edestä. Samanlaisia ​​sysgems on uritettu varmentamalla binääritähdet.

Tunnetuin esimerkki tällaisesta on Algol-tähti Perseuksen tähdistössä. Läheisessä parissa materiaali voi ryntää tähdestä toiseen, usein dramaattisilla seurauksilla.

Tutustuessamme yhä useampiin havainnoitaviin objekteihin meitä käsittelevässä artikkelisarjassa törmäämme usein avaruusobjekteihin, joita kutsutaan. Ulkonäöltään klusterit on jaettu kahteen tyyppiin: hajallaan(tai auki) ja pallo. Otetaanpa heistä vähän enemmän selvää.

avoimia klustereita

Tämäntyyppinen klusteri sisältää 20 - useita tuhansia tähteä. Ne on helppo havaita ja löytää tähtitaivaalta paljain silmin, ja jo yksinkertaisessa amatöörikaukoputkessa voit tarkastella yksittäisiä osia. Tähdet sitoo yhteen painovoiman vetovoima, ja ne ovat pääasiassa nuoria ja kuumia.

Tällaiset klusterit sijaitsevat lähellä Linnunradan kaistaa. Avoimia klustereita tunnetaan noin 1000, mutta kuten tähtitieteilijät ehdottavat, niiden lukumäärä voi ylittää useita kymmeniä tuhansia. Ne näyttävät ryhmältä tähtiä, jotka sijaitsevat lähellä toisiaan. Kirkkain maapallolta havaittu klusteri on Plejadit(tai M45), jonka suuruus on 1,6 m.

Yllä olevassa kuvassa näkyy tähtien välistä kosmista pölyä - itse asiassa se heijastaa hyvin kuumien ja nuorten tähtien sinistä valoa.

Toinen hyvä esimerkki avoimista klustereista on klusteri Sorsa(tai M11) tähdistössä.

Nuorimmat avoimet tähtijoukot, joita ympäröivät kaasu- ja pölysumut, kutsutaan nimellä tähtiyhdistykset. Tällaisia ​​assosiaatioita on erittäin vaikea erottaa muiden tähtien taustasta, mutta spektrimenetelmillä ne voidaan jakaa ryhmiin: O-yhdistys- sisältää kuumia tähtiä O ja B; T-yhdistys- koostuu F, G, K, M luokkien nuorista muodostuvista tähdistä.

pallomaisia ​​klustereita

Pallomaisissa klusteissa on 10 000 - miljoonaa tähteä. Kiikareilla tai amatööriteleskoopilla on mahdollista tarkastella vain muotoa ja joitakin ääriviivoja kokonaisuutena. Tarkempaa tutkimusta varten tarvitset tehokkaan työkalun.

Tällaiset klusterit sijaitsevat Linnunrata-galaksimme välittömässä läheisyydessä. Ne pyörivät pitkänomaisilla elliptisellä kiertoradalla galaksin keskustan ympärillä.

Kaikki pallomaiset klusterit ovat pallon näköisiä, keskeltä hyvin kirkkaita ja heikkenevät reunoja kohti, missä tähtien pitoisuus vähenee. Suuren kirkkauden ja voimakkaan valoisuuden ansiosta lähes kaikki tämän tyyppiset klusterit voidaan havaita. Heidän kokonaismääränsä on hieman yli 100.

Pallomainen tähtijoukko M 12

Klusteri M12 on tähdistössä ja ensimmäisenä kesäkuukautena voit metsästää sitä. Toinen näkyvä pallomaisen klusterin edustaja, joka myös sijaitsee tässä tähdistössä, on M14:

Kirkas pallomainen ryhmä M 14

Pallomaiset klusterit ovat mielenkiintoisia metsästykseen jopa kiikareilla. Huolimatta siitä, että yksityiskohtia ei voida harkita, itse haku on erittäin jännittävää. Kirjoitin joskus blogitekstejä. Lukea.

Yleisesti ottaen tämä on kaikki mitä sinun tarvitsee tietää tähtijoukkojen tyyppejä voidakseen erottaa ne tähtitaivaalta ja ymmärtää, missä ne sijaitsevat.

Plejadit, avoin klusteri

Morfologiansa mukaan tähtijoukot on historiallisesti jaettu kahteen tyyppiin - pallomaisiin ja avoimiin. Kesäkuussa 2011 tuli tunnetuksi uuden klusteriluokan löytämisestä, jossa yhdistyvät sekä pallomaisten että avoimien klustereiden piirteet.

Gravitaatioon sitoutumattomien tähtien tai heikosti sidottujen nuorten tähtien ryhmiä, joita yhdistää yhteinen alkuperä, kutsutaan tähtiassosiaatioiksi.

11. heinäkuuta 2007 Richard Ellis (California Institute of Technology) löysi 10-metrisellä Keck II -teleskoopilla kuusi tähtijoukkoa, jotka muodostuivat 13,2 miljardia vuotta sitten. Siten ne syntyivät, kun niitä oli vain 500 miljoonaa vuotta.

pallomainen tähtijoukko

Skorpionin tähdistössä oleva Messier 80 -pallojoukko sijaitsee 28 000 valovuoden päässä Auringosta ja sisältää satoja tuhansia tähtiä.

pallomainen tähtijoukko ( globaali klusteri) on tähtijoukko, joka sisältää suuren määrän tähtiä, jotka ovat tiukasti painovoiman sitomia ja kiertävät galaksin keskuksen ympärillä satelliitina. Toisin kuin avoimet tähtijoukot, jotka sijaitsevat galaktisella levyllä, pallomaiset klusterit sijaitsevat halossa; ne ovat paljon vanhempia, sisältävät paljon enemmän tähtiä, niillä on symmetrinen pallomainen muoto ja niille on ominaista tähtien pitoisuuden kasvu kohti klusterin keskustaa. Tähtien avaruudelliset pitoisuudet pallomaisten tähtien keskialueilla ovat 100-1000 tähteä kuutioparsekissa, naapuritähtien keskimääräiset etäisyydet ovat 3-4,6 biljoonaa km; vertailun vuoksi lähistöllä tähtien avaruudellinen pitoisuus on ≈0,13 pc −3, eli tähtitiheytemme on 700-7000 kertaa pienempi. Tähtien lukumäärä pallomaisissa joukoissa on ≈10 4 -10 6 . Pallomaisten klustereiden halkaisijat ovat 20-60 kpl, massat 10 4 -10 6 aurinkoa.

Pallomaiset klusterit ovat melko yleisiä esineitä: vuoden 2011 alussa niistä löydettiin 157 kappaletta ja noin 10-20 lisää on ehdokkaita pallomaisille klusteille. Suuremmissa niitä voi olla enemmänkin: esimerkiksi Andromeda-sumussa niiden määrä voi nousta 500:aan. Joissakin jättiläismäisissä, erityisesti keskellä sijaitsevissa, kuten M 87:ssä, voi olla jopa 13 000 pallomaista klusteria. Tällaiset klusterit kiertävät lähellä galaksia suurilla kiertoradoilla, joiden säde on luokkaa 40 kpc (noin 131 000 valovuotta) tai enemmän.

Jokainen Linnunradan läheisyydessä oleva riittävän massainen galaksi liittyy ryhmään pallomaisia ​​klustereita; kävi myös ilmi, että niitä on melkein jokaisessa tutkitussa suuressa galaksissa. Jousimies ja kääpiögalaksi Canis Majorissa ovat ilmeisesti "siirtämässä" pallomaisia ​​klusteitaan (esim. Palomar 12) Linnunradalle. Galaksimme olisi voinut hankkia monia pallomaisia ​​klustereita menneisyydessä tällä tavalla.

Pallomaiset klusterit sisältävät joitain varhaisimmista galaksissa esiintyneistä tähdistä, mutta näiden objektien alkuperä ja rooli galaksissa ei ole vielä selvää. On lähes varmaa, että pallomaiset klusterit eroavat merkittävästi elliptisistä kääpiögalakseista, eli ne ovat yksi "natiivin" galaksin tähtienmuodostuksen tuotteista, eivätkä ne muodostu muista liittyvistä galakseista. Tiedemiehet ovat kuitenkin hiljattain ehdottaneet, että pallomaiset klusterit ja kääpiöpallogalaksit eivät ehkä ole aivan selvästi rajattuja ja erilaisia ​​esineitä.

Havaintohistoria

Pallomainen ryhmä M 13 Herkuleen tähdistössä. Sisältää useita tuhansia tähtiä.

Ensimmäisen pallomaisen tähtijoukon M 22 löysi saksalainen amatööritähtitieteilijä Johann Abraham Ihle ( Johann Abraham Ihle) vuonna 1665 ensimmäisten kaukoputkien pienen aukon vuoksi oli kuitenkin mahdotonta erottaa yksittäisiä tähtiä pallomaisessa joukossa. Charles Messier erotti ensimmäisenä tähdet pallomaisessa joukossa havainnoidessaan M 4:ää. Myöhemmin apotti Nicolas Lacaille lisäsi luetteloonsa vuosina 1751-1752 klusterit, jotka tunnettiin myöhemmin nimillä NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 ja NGC. 6397 (numeron edessä oleva M-kirjain viittaa Charles Messierin luetteloon ja NGC John Dreyerin uuteen yleisluetteloon).

M 75 on tiheä luokan I pallomainen klusteri.

William Herschel aloitti vuonna 1782 suuria teleskooppeja käyttävän tutkimusohjelman, jonka avulla tähdet pystyttiin erottamaan kaikista siihen mennessä tunnetuista 33 pallomaisesta joukosta. Lisäksi hän löysi 37 muuta klusteria. Herschelin vuoden 1789 syvätaivaan esineiden luettelossa hän käytti ensimmäisen kerran nimeä "pallomainen klusteri" ( globaali klusteri) kuvaamaan tämän tyyppisiä objekteja. Löydettyjen pallomaisten klustereiden määrä jatkoi kasvuaan ja oli 83 vuoteen 1915 mennessä, 93 vuoteen 1930 mennessä ja 97 vuoteen 1947 mennessä. Vuoteen 2011 mennessä Linnunradalta on löydetty 157 klusteria, ehdokkaita on vielä 18, ja kokonaismääräksi arvioidaan 180 ± 20. Näiden havaitsemattomien pallomaisten klustereiden uskotaan olevan piilossa galaktisten kaasu- ja pölypilvien takana.

Vuodesta 1914 lähtien amerikkalainen tähtitieteilijä Harlow Shapley suoritti sarjan pallomaisia ​​klustereita koskevia tutkimuksia; niiden tulokset julkaistiin 40 tieteellisessä artikkelissa. Hän opiskeli ryhmissä (jotka hän oletti kefeideiksi) ja käytti jakso-luminositeettisuhdetta etäisyyden arvioimiseen. Myöhemmin havaittiin, että RR Lyrae -muuttujien luminositeetti oli pienempi kuin kefeidien, ja Shapley itse asiassa yliarvioi etäisyyden klusteriin.

Suurin osa Linnunradan pallomaisista klusteista sijaitsee galaktista ydintä ympäröivällä taivaan alueella; lisäksi merkittävä määrä sijaitsee ytimen välittömässä läheisyydessä. Vuonna 1918 Shapley käytti hyväkseen tätä suurta vinoutunutta klusterijakaumaa määrittääkseen galaksimme koon. Olettaen, että pallomaisten tähtien jakauma galaksin keskustan ympärillä on suunnilleen pallomainen, hän käytti niiden koordinaatteja arvioidakseen Auringon sijainnin galaksin keskustaan ​​nähden. Huolimatta siitä, että hänen arviossaan etäisyydestä oli merkittävä virhe, se osoitti, että galaksin mitat olivat paljon suurempia kuin aiemmin luultiin. Virhe johtui Linnunradassa olevasta pölystä, joka osittain absorboi pallomaisen klusterin valoa tehden siitä himmeämmän ja siten kauempana. Siitä huolimatta Shapleyn arvio Galaxyn koosta oli samaa luokkaa kuin nyt hyväksytään.

Shapleyn mittaukset osoittivat myös, että aurinko oli melko kaukana galaksin keskustasta, toisin kuin silloin uskottiin tavallisten tähtien jakautumista koskevien havaintojen perusteella. Itse asiassa tähdet ovat galaksin kiekossa ja ovat siksi usein piilossa kaasun ja pölyn takana, kun taas pallomaiset klusterit ovat kiekon ulkopuolella ja ne voidaan nähdä paljon kauempaa.

Myöhemmin Henrietta Swope ja Helen Sawyer (myöhemmin Hogg) auttoivat Shapley-klusterien tutkimuksessa. Vuosina 1927-1929. Shapley ja Sawyer alkoivat luokitella klustereita tähtien keskittymisasteen mukaan. Korkeimman pitoisuuden omaavat kertymät luokiteltiin luokkaan I ja luokiteltiin edelleen, kun pitoisuus laski luokkaan XII (joskus luokat on merkitty arabialaisilla numeroilla: 1-12). Tätä luokitusta kutsutaan Shapley-Sawyer-pitoisuusluokiksi.

Muodostus

NGC 2808 koostuu kolmesta eri sukupolvesta tähtiä.

Tähän mennessä pallomaisten tähtien muodostumista ei ole täysin ymmärretty, ja edelleen on epäselvää, koostuuko pallojoukko saman sukupolven tähdistä vai koostuuko se tähdistä, jotka ovat käyneet läpi useita syklejä useiden satojen miljoonien vuosien aikana. Monissa pallomaisissa klusteissa suurin osa tähdistä on suunnilleen samassa tähtien evoluution vaiheessa, mikä viittaa siihen, että ne muodostuivat suunnilleen samaan aikaan. Tähtien muodostumisen historia kuitenkin vaihtelee joukoittain, ja joissain tapauksissa tähtijoukko sisältää erilaisia ​​tähtipopulaatioita. Esimerkki tästä ovat suuren Magellanin pilven pallomaiset klusterit, jotka osoittavat bimodaalista populaatiota. Varhaisessa iässä nämä klusterit olisivat saattaneet törmätä jättimäiseen molekyylipilveen, joka laukaisi uuden tähtienmuodostuksen aallon, mutta tämä tähtien muodostumisjakso on suhteellisen lyhyt pallomaisten klustereiden ikään verrattuna.

Pallomaisten klustereiden havainnot osoittavat, että niitä esiintyy pääasiassa alueilla, joilla tähtien muodostuminen on tehokasta, eli missä tähtienvälisellä väliaineella on suurempi tiheys verrattuna tavallisiin tähtienmuodostusalueisiin. Pallomaisten klustereiden muodostuminen vallitsee alueilla, joilla on tähtienmuodostuksen purkauksia, ja vuorovaikutuksessa olevissa galakseissa. Tutkimukset osoittavat myös korrelaation olemassaolon keskimassan ja pallomaisten klustereiden koon välillä elliptisessä ja . Tällaisten galaksien massa on usein lähellä galaksien pallomaisten ryhmien kokonaismassaa.

Tällä hetkellä ei tiedetä aktiivisesti tähtiä muodostavia pallomaisia ​​tähtiä, ja tämä on yhdenmukainen sen näkemyksen kanssa, että ne ovat yleensä galaksin vanhimpia kohteita ja koostuvat hyvin vanhoista tähdistä. Pallomaisten klustereiden esiasteet voivat olla erittäin suuria tähtienmuodostusalueita, jotka tunnetaan jättiläistähtiklustereina (esimerkiksi Westerlund-1 Linnunradassa).

Yhdiste

Djorgovski 1 -klusterin tähdet sisältävät vain vetyä ja heliumia, ja niitä kutsutaan "matalametalliksi".

Pallomaiset klusterit koostuvat tyypillisesti sadoista tuhansista vanhoista, vähämetallisista tähdistä. Pallomaisissa tähtijoukoissa esiintyvien tähtien tyyppi on samanlainen kuin pullistumassa. Niistä puuttuu kaasua ja pölyä, ja oletetaan, että ne ovat jo kauan sitten muuttuneet tähdiksi. Pallomaisissa klusteissa on korkea tähtipitoisuus - keskimäärin noin 0,4 tähteä kuutioparsekissa ja klusterin keskellä on 100 tai jopa 1000 tähteä kuutioparsekissa (vertailun vuoksi, Auringon läheisyydessä pitoisuus on 0,12 tähteä per kuutioparsek). Pallomaisia ​​klustereita ei pidetä suotuisana paikkana planeettajärjestelmien olemassaololle, koska tiheiden tähtien ytimien kiertoradat ovat dynaamisesti epävakaita naapuritähtien kulkemisen aiheuttamien häiriöiden vuoksi. Planeetta, joka kiertää 1 AU:n etäisyydellä. eli tiheän joukon ytimessä olevasta tähdestä (esimerkiksi 47 Tucanae) voisi teoriassa olla olemassa vain 100 miljoonaa vuotta. Tapahtuma, joka johti pulsarin muodostumiseen.

Jotkut pallomaiset klusterit, kuten Omega Centauri Linnunradassa ja Mayall II Andromedan galaksissa, ovat erittäin massiivisia (useita miljoonia Auringon massoja) ja sisältävät tähtiä useista tähtisukupolvista. Molempia näitä klustereita voidaan pitää todisteina siitä, että supermassiiviset pallomaiset klusterit ovat jättimäisten galaksien nielaismien kääpiögalaksien ydin. Noin neljännes Linnunradan pallomaisista klusteista saattoi kuulua kääpiögalakseihin.

Joillakin pallomaisilla klustereilla (esimerkiksi M15) on erittäin massiivisia ytimiä, jotka voivat sisältää mustia aukkoja, vaikka mallinnus osoittaa, että saatavilla olevat havainnot selittyvät yhtä hyvin vähemmän massiivisten mustien aukkojen läsnäololla sekä pitoisuudella (tai massiivisella ).

M 53 -joukko yllätti tähtitieteilijät useilla tähdillä, joita kutsutaan sinisiksi huijareiksi.

Pallomaiset klusterit koostuvat yleensä II-populaatiotähdistä, joissa on vähän raskaita alkuaineita. Tähtitieteilijät kutsuvat raskaselementtejä metalleiksi ja näiden alkuaineiden suhteellista pitoisuutta tähdessä metallisuudeksi. Nämä elementit syntyvät tähtien nukleosynteesin prosessissa, ja niistä tulee sitten osa uutta tähtien sukupolvea. Näin ollen metallien osuus voi viitata tähden ikään, ja vanhemmilla tähdillä on yleensä pienempi metallisuus.

Hollantilainen tähtitieteilijä Peter Oosterhof havaitsi, että on luultavasti kaksi pallomaisten klustereiden populaatiota, jotka tunnetaan "Oosterhof-ryhminä". Molemmissa ryhmissä metallisten alkuaineiden spektriviivat ovat heikkoja, mutta tyypin I (OoI) tähtien viivat eivät ole yhtä heikkoja kuin tyypin II (OoII) ja toisella ryhmällä on hieman pidempi jakso RR Lyrae -muuttujissa. Niitä kutsutaan "metallirikkaiksi" ja tyypin II tähdiksi "matalametalliksi". Näitä kahta populaatiota havaitaan monissa galakseissa, erityisesti massiivisissa elliptisissä galakseissa. Molemmat ikäryhmät ovat lähes samat kuin itse universumi, mutta eroavat toisistaan ​​metallisuudessa. Erilaisia ​​hypoteeseja on esitetty selittämään tätä eroa, mukaan lukien fuusiot kaasurikkaiden galaksien kanssa, kääpiögalaksien absorptio ja useita tähtien muodostumisen vaiheita yhdessä galaksissa. Linnunradalla matalametalliset klusterit liittyvät haloon, kun taas metallirikkaat klusterit liittyvät pullistumaan.

Linnunradassa useimmat matalametalliset klusterit ovat linjassa galaksin halon ulkoosassa olevaa tasoa pitkin. Tämä viittaa siihen, että tyypin II klusterit on vangittu satelliittigalaksista eivätkä ole Linnunradan pallomaisen klusterijärjestelmän vanhimpia jäseniä, kuten aiemmin ajateltiin. Kahden tyyppisen klusterin välinen ero selittyy tässä tapauksessa viiveellä, jonka kaksi galaksia muodostivat klusterijärjestelmänsä.

Eksoottisia komponentteja

Pallomaisissa tähtijoukoissa tähtien tiheys on erittäin korkea, ja siksi läheisiä kulkuja ja törmäyksiä tapahtuu usein. Tämän seurauksena on tiettyjen eksoottisten tähtiluokkien suurempi runsaus pallomaisissa klusteissa (esimerkiksi siniset stragglerit, millisekunnin pulsarit ja pienimassaiset röntgenbinaarit). Siniset raikkarit muodostuvat, kun kaksi tähteä törmäävät, mahdollisesti törmäyksen seurauksena binäärijärjestelmän kanssa. Tällainen tähti on kuumempi kuin muut joukon tähdet, joilla on sama kirkkaus, ja eroaa siten pääsarjan tähdistä, jotka muodostuivat joukon syntyessä.

1970-luvulta lähtien tähtitieteilijät etsivät mustia aukkoja pallomaisista klusteista, mutta tämä tehtävä vaatii kaukoputken korkeaa resoluutiota, joten vasta tulon myötä tehtiin ensimmäinen vahvistettu löytö. Havaintojen perusteella tehtiin oletus keskimassaisen mustan aukon (4000 Auringon massaa) olemassaolosta pallomaisessa joukossa M 15 ja mustasta aukosta (~ 2 10 4 M ⊙) Andromedan galaksissa Mayall II -joukossa. . Mayall II:n röntgen- ja radiosäteily vastaavat keskimassasta mustaa aukkoa. Ne ovat erityisen kiinnostavia, koska ne ovat ensimmäisiä mustia aukkoja, joiden massa on tavallisten tähtimassaisten mustien aukkojen ja galaksien ytimissä olevien supermassiivisten mustien aukkojen välissä. Välissä olevan mustan aukon massa on verrannollinen joukon massaan, mikä täydentää aiemmin löydettyä suhdetta supermassiivisten mustien aukkojen massojen ja niitä ympäröivien galaksien välillä.

Tiedeyhteisöt ovat suhtautuneet skeptisesti väitteisiin keskimassaisista mustista aukoista. Tosiasia on, että pallomaisten klustereiden tiheimpien kohteiden oletetaan vähitellen hidastavan liikettään ja päätyvät klusterin keskelle "massasegregaatioksi" kutsutun prosessin seurauksena. Pallomaisissa klusteissa nämä ovat valkoisia kääpiöitä ja neutronitähtiä. Holger Baumgardtin ja kollegoiden tutkimuksessa todettiin, että M15:n ja Mayall II:n massa-valo-suhteen pitäisi kasvaa jyrkästi klusterin keskustaa kohti, vaikka mustaa aukkoa ei olisikaan.

Hertzsprung-Russell-kaavio

M3-klusterin väri-suuruuskaavio. Noin magnitudi 19 on tyypillinen "polvi", jossa tähdet alkavat astua jättiläisvaiheeseen.

Hertzsprung-Russell-kaavio (H-R-diagrammi) on kaavio, joka näyttää absoluuttisen suuruuden ja väriindeksin välisen suhteen. B-V-väriindeksi on ero tähden sinisen valon kirkkauden eli B- ja näkyvän valon (kelta-vihreä) tai V-väriindeksiarvojen välillä. Suuret B-V-väriindeksiarvot tarkoittavat viileää punaista tähteä, kun taas negatiiviset arvot vastaavat sinistä tähteä kuumalla pinnalla. Kun Aurinkoa lähellä olevat tähdet piirretään H-R-diagrammiin, se näyttää eri massaisten, ikäisten ja koostumukseltaan erilaisten tähtien jakautumisen. Monet kaavion tähdet ovat suhteellisen lähellä kaltevaa käyrää vasemmasta yläkulmasta (korkeat luminositeetit, varhaiset spektrityypit) oikeaan alakulmaan (pieni valoisuus, myöhäiset spektrityypit). Näitä tähtiä kutsutaan pääsarjan tähdiksi. Kaavio sisältää kuitenkin myös tähdet, jotka ovat tähtien evoluution myöhemmissä vaiheissa ja jotka ovat polveutuneet pääsarjasta.

Koska kaikki pallomaisen joukon tähdet ovat suunnilleen samalla etäisyydellä meistä, niiden absoluuttinen suuruus eroaa niiden näennäisestä magnitudista suunnilleen saman verran. Pallomaisen joukon pääsarjan tähdet ovat verrattavissa vastaaviin Auringon läheisyydessä oleviin tähtiin ja asettuvat pääsarjaviivaa pitkin. Tämän oletuksen tarkkuuden vahvistavat vertailukelpoiset tulokset, jotka on saatu vertaamalla lähellä olevien lyhytjaksoisten muuttuvien tähtien (kuten RR Lyrae) ja kefeidien magnitudeja samantyyppisiin tähtiin joukossa.

Vertailemalla H-R-kaavion käyriä voidaan määrittää joukon pääsarjan tähtien absoluuttinen suuruus. Tämä puolestaan ​​mahdollistaa etäisyyden klusteriin arvioimisen tähtien näennäisen magnitudin arvon perusteella. Suhteellisen ja absoluuttisen arvon ero, etäisyysmoduuli, antaa arvion etäisyydestä.

Kun pallomaisen joukon tähdet piirretään G-R-diagrammiin, monissa tapauksissa lähes kaikki tähdet putoavat melko selvälle käyrälle, joka eroaa Auringon lähellä olevien tähtien G-R-diagrammista, joka yhdistää eri-ikäisiä ja -alkuperäisiä tähtiä yhdeksi. koko. Pallomaisten klustereiden käyrän muoto on ominaisuus tähtiryhmille, jotka muodostuivat suunnilleen samaan aikaan samoista materiaaleista ja eroavat toisistaan ​​vain alkumassaltaan. Koska kunkin tähden sijainti H-R-kaaviossa riippuu iästä, pallomaisen joukon käyrän muotoa voidaan käyttää tähtipopulaation kokonais-iän arvioimiseen.

Massiivisimmilla pääsarjan tähdillä on korkein absoluuttinen magnitudi, ja nämä tähdet tulevat ensimmäisinä jättimäiseen vaiheeseen. Joukon ikääntyessä pienempimassaiset tähdet alkavat siirtyä jättiläisvaiheeseen, joten yhden tyyppisen tähtipopulaation omaavan joukon ikää voidaan mitata etsimällä tähtiä, jotka ovat vasta siirtymässä jättiläisvaiheeseen. Ne muodostavat "polven" H-R-kaaviossa pyörien oikeaan yläkulmaan suhteessa pääsekvenssiviivaan. Absoluuttinen suuruus käännepisteen alueella riippuu pallomaisen klusterin iästä, joten ikäasteikko voidaan piirtää magnitudin suuntaiselle akselille.

Lisäksi pallomaisen klusterin ikä voidaan määrittää kylmimpien valkoisten kääpiöiden lämpötilasta. Laskelmien tuloksena havaittiin, että pallomaisten klustereiden tyypillinen ikä voi olla jopa 12,7 miljardia vuotta. Tässä ne eroavat merkittävästi avoimista tähtijoukoista, jotka ovat vain muutamia kymmeniä miljoonia vuosia vanhoja.

Pallomaisten klustereiden ikä asettaa rajan koko maailmankaikkeuden ikärajalle. Tämä alaraja on ollut merkittävä este kosmologiassa. 1990-luvun alussa tähtitieteilijät kohtasivat arvioita pallomaisten klustereiden iästä, jotka olivat vanhempia kuin mitä kosmologiset mallit ehdottivat. Kosmologisten parametrien yksityiskohtaiset mittaukset syvän taivaan tutkimuksilla ja COBE:n kaltaisten satelliittien läsnäololla ovat kuitenkin ratkaisseet tämän ongelman.

Pallomaisten klustereiden evoluutiotutkimuksia voidaan käyttää myös klusterin muodostavan kaasun ja pölyn yhdistelmästä aiheutuvien muutosten määrittämiseen. Pallomaisten klustereiden tutkimuksesta saatuja tietoja käytetään sitten koko Linnunradan kehityksen tutkimiseen.

Pallomaisissa klusteissa on joitain tähtiä, jotka tunnetaan nimellä sininen straggler, jotka näyttävät jatkavan liikkumista alaspäin pääsarjaa kohti kirkkaampia sinisiä tähtiä. Näiden tähtien alkuperä on edelleen epäselvä, mutta useimmat mallit viittaavat siihen, että näiden tähtien muodostuminen on seurausta massasiirrosta tähtien välillä binääri- ja kolmoisjärjestelmissä.

Pallomaiset tähtijoukot Linnunradan galaksissa

Pallomaiset klusterit ovat galaksimme kollektiivisia jäseniä ja osa sen pallomaista alajärjestelmää: ne pyörivät galaksin massakeskuksen ympärillä erittäin pitkänomaisilla kiertoradoilla, joiden nopeus on ≈200 km/s ja kiertoaika 10 8 - 10 9 vuotta. Galaksemme pallomaisten tähtien ikä lähestyy ikää, minkä vahvistavat heidän Hertzsprung-Russell-kaaviot, jotka sisältävät tyypillisen katkoksen pääsekvenssissä sinisellä puolella, mikä osoittaa massiivisten tähtien - joukon jäsenten - muuttumisen.

Toisin kuin avoimet klusterit ja tähtiyhdistykset, pallomaisten klustereiden tähtienvälinen väliaine sisältää vähän kaasua: tämä tosiasia selittyy toisaalta pienellä parabolisella nopeudella ≈10-30 km/s ja toisaalta niiden suurella parabolisella nopeudella. ikä; Lisätekijänä ilmeisesti on jaksollinen kulkeminen vallankumouksen aikana galaksimme keskustan ympäri sen tason läpi, johon kaasupilvet ovat keskittyneet, mikä myötävaikuttaa oman kaasun "lakaisemiseen pois" tällaisten kulkien aikana.

Pallomaiset tähtijoukot muissa galakseissa

Joukko Tarantula-sumun keskialueella, nuoria ja kuumia tähtiä

Muissa galakseissa (esimerkiksi Magellanin pilvissä) havaitaan myös suhteellisen nuoria pallomaisia ​​ryhmiä.

Suurin osa LMC:n ja MMO:n pallomaisista klusteista kuuluu nuorille tähdille, toisin kuin galaksimme pallomaiset klusterit, ja ne ovat enimmäkseen upotettuja tähtienväliseen kaasuun ja pölyyn. Esimerkiksi Tarantula-sumua ympäröivät nuoret pallomaiset sinivalkoisten tähtien joukot. Sumun keskellä on nuori, kirkas klusteri.

Pallomaiset tähtijoukot Andromedan galaksissa (M31):

Useimpien M31 pallomaisten klustereiden tarkkailuun tarvitaan kaukoputki, jonka halkaisija on 10 tuumaa, kirkkain näkyy 5 tuuman kaukoputkessa. Keskimääräinen suurennus on 150-180 kertaa, kaukoputken optisella järjestelmällä ei ole väliä.

G1 (Mayall II) -klusteri on paikallisen ryhmän kirkkain klusteri 170 000 ly:n etäisyydellä. vuotta.

avoin tähtijoukko

NGC 265, avoin tähtijoukko Pienen Magellanin pilvessä.

avoin tähtijoukko ( avoin klusteri) on ryhmä tähtiä (jopa useita tuhansia), jotka muodostuvat yhdestä jättimäisestä molekyylipilvestä ja ovat suunnilleen saman ikäisiä. Galaksistamme on löydetty yli 1100 avointa klusteria, mutta oletetaan, että niitä on paljon enemmän. Tällaisten klustereiden tähdet ovat yhteydessä toisiinsa suhteellisen heikkojen gravitaatiovoimien avulla, joten galaksin keskuksen ympäri kiertäessään klusterit voivat tuhoutua läheisen kulkemisen vuoksi lähellä muita klustereita tai kaasupilviä, jolloin ne muodostavat tähdet. tulla osaksi galaksin normaalia väestöä; yksittäiset tähdet voivat myös sinkoutua ulos monimutkaisten painovoimavuorovaikutusten seurauksena joukon sisällä. Klusterien tyypillinen ikä on useita satoja miljoonia vuosia. Avoimia tähtijoukkoja löytyy vain spiraali- ja epäsäännöllisistä galakseista, joissa tapahtuu aktiivisia tähtienmuodostusprosesseja.

Nuoret avoimet klusterit voivat olla molekyylipilven sisällä, josta ne muodostuivat, ja "valaistaa" sitä, jolloin tuloksena on ionisoitunut vetyalue. Ajan myötä klusterin säteilypaine hajottaa pilven. Yleensä vain noin 10 % kaasupilven massasta ehtii muodostaa tähtiä ennen kuin loput kaasusta hajaantuvat valon paineen vaikutuksesta.

Avoimet tähtijoukot ovat avainobjekteja tähtien evoluution tutkimisessa. Koska klusterin jäsenillä on sama ikä ja kemiallinen koostumus, muiden ominaisuuksien vaikutukset on helpompi määrittää klusteille kuin yksittäisille tähdille. Jotkut avoimet klusterit, kuten Plejadit, Hyadit tai Alfa Perseus -klusterit, ovat nähtävissä paljaalla silmällä. Jotkut muut, kuten Perseus-kaksoisklusteri, ovat tuskin näkyvissä ilman instrumentteja, ja monet muut voidaan nähdä vain kiikareilla tai kaukoputkella, kuten Wild Duck Cluster (M 11).

Historiallisia havaintoja

Mosaiikki 30 kuvasta VISTA-teleskoopin löytämistä avoimista klusteista. Suoran havainnon perusteella Linnunradan pöly peittää nämä klusterit.

Kirkas avoin tähtijoukko Plejadit on tunnettu antiikin ajoista lähtien, ja Hyadit ovat osa Härän tähdistöä, joka on yksi vanhimmista tähdistöistä. Varhaiset tähtitieteilijät kuvasivat muita klustereita erottamattomiksi sumeiksi valopilkkuiksi. Kreikkalainen tähtitieteilijä Claudius Ptolemaios mainitsi muistiinpanoissaan Seimen, Perseuksen kaksoisjoukon ja Ptolemaioksen klusterin; ja persialainen tähtitieteilijä As-Sufi kuvaili Omicron Sails -klusterin. Kuitenkin vain kaukoputken keksintö mahdollisti yksittäisten tähtien erottamisen näistä sumuisista kohteista. Lisäksi vuonna 1603 Johann Bayer antoi näille muodostelmille sellaiset nimitykset kuin ne olisivat erilliset tähdet.

Ensimmäinen henkilö, joka käytti teleskooppia vuonna 1609 tähtitaivasta tarkkailemaan ja kirjaamaan näiden havaintojen tulokset, oli italialainen tähtitieteilijä Galileo Galilei. Tutkiessaan joitain Ptolemaioksen kuvaamia sumuisia esineitä Galileo havaitsi, että ne eivät olleet yksittäisiä tähtiä, vaan suuren määrän tähtiä koostuvia ryhmiä. Joten Seimessä hän erotti yli 40 tähteä. Vaikka hänen edeltäjänsä erottivat Plejadeilla 6-7 tähteä, Galileo löysi lähes 50. Vuonna 1610 julkaistussa tutkielmassaan Sidereus Nuncius hän kirjoittaa: "... Galaxia ei ole muuta kuin kokoelma lukuisia ryhmissä sijaitsevia tähtiä". Galileon työn inspiroima sisilialainen tähtitieteilijä Giovanni Hodierna oli ehkä ensimmäinen tähtitieteilijä, joka löysi kaukoputkella aiemmin tuntemattomia avoimia tähtijoukkoja. Vuonna 1654 hän löysi esineet, joita nykyään kutsutaan nimellä Messier 41, Messier 47, NGC 2362 ja NGC 2451.

Vuonna 1767 englantilainen luonnontieteilijä pastori John Michell laski, että jopa yhden ryhmän, kuten Plejadien, todennäköisyys, että sen muodostavat tähdet asettuivat satunnaisesti maalliseen tarkkailijaan, oli 1:496 000; kävi selväksi, että tähtijoukkojen tähdet ovat fyysisesti yhteydessä toisiinsa. Vuosina 1774-1781 ranskalainen tähtitieteilijä Charles Messier julkaisi luettelon taivaankappaleista, joilla oli komeetan kaltainen samea ulkonäkö. Tämä luettelo sisältää 26 avointa klusteria. Englantilainen tähtitieteilijä William Herschel aloitti 1790-luvulla kattavan tutkimuksen sumuisista taivaankappaleista. Hän havaitsi, että monet näistä muodostelmista voidaan jakaa yksittäisten tähtien ryhmiin. Herschel ehdotti, että alun perin tähdet olivat hajallaan avaruudessa, ja sitten ne muodostivat painovoiman seurauksena tähtijärjestelmiä. Hän jakoi sumut kahdeksaan luokkaan ja määräsi luokat VI–VIII tähtijoukkojen luokitteluun.

Tähtitieteilijöiden ponnistelujen ansiosta tunnettujen klustereiden määrä alkoi kasvaa. Satoja avoimia klustereita lueteltiin uudessa yleisluettelossa (NGC), jonka tanskalais-irlantilainen tähtitieteilijä J. L. E. Dreyer julkaisi ensimmäisen kerran vuonna 1888, sekä kahdessa muussa vuosina 1896 ja 1905 julkaistussa hakemistoluettelossa. Ne tunnistavat kaksi erilaista klusterityyppiä. Ensimmäinen koostui tuhansista tähdistä, jotka oli järjestetty säännöllisen pallomaisen jakauman mukaan; he tapasivat koko taivaan, mutta tiheimmin - Linnunradan keskustan suuntaan. Jälkimmäisen tähtipopulaatio oli harvinaisempi ja muoto epäsäännöllisempi. Tällaiset klusterit sijaitsivat yleensä galaktisen tason sisällä tai sen lähellä. Tähtitieteilijät nimittivät ensimmäisen pallomaiset tähtijoukot ja toinen - avoimet tähtijoukot. Sijaintinsa vuoksi avoimia klustereita kutsutaan joskus nimellä galaksiklusterit, termiä ehdotti vuonna 1925 sveitsiläis-amerikkalainen tähtitieteilijä Robert Julius Trumpler.

Mikrometriset mittaukset tähtien sijainnista klusteissa teki ensin vuonna 1877 saksalainen tähtitieteilijä E. Schoenfeld ja sitten amerikkalainen tähtitieteilijä E. E. Barnard vuosina 1898-1921. Nämä yritykset eivät ole paljastaneet merkkejä tähtien liikkeestä. Kuitenkin vuonna 1918 hollantilais-amerikkalainen tähtitieteilijä Adrian van Maanen pystyi vertaamalla eri aikoina otettuja valokuvalevyjä mittaamaan tähtien oikean liikkeen osassa Plejadijoukkoa. Astrometrian tarkentuessa kävi selväksi, että tähtijoukoilla on sama oikea liike avaruudessa. Vertaamalla vuonna 1918 saatuja Plejadien valokuvalevyjä vuoden 1943 valokuviin van Maanen pystyi eristämään tähdet, joiden oikea liike oli samanlainen kuin joukon keskiarvo, ja siten tunnistaa joukon todennäköisiä jäseniä. Spektroskooppiset havainnot ovat paljastaneet yhteisiä radiaalinopeuksia, mikä osoittaa, että klusterit koostuvat tähdistä, jotka on liitetty yhteen ryhmään.

Einar Hertzsprung julkaisi ensimmäiset avoimien klustereiden väri-valoisuuskaaviot vuonna 1911 yhdessä Plejadien ja Hyadien kaavioiden kanssa. Seuraavan 20 vuoden aikana hän jatkoi työtään avoimien klustereiden tutkimisessa. Spekroskooppisista tiedoista hän pystyi määrittämään avoimien klustereiden sisäisen liikkeen ylärajan ja arvioimaan, että näiden esineiden kokonaismassa ei ylitä useita satoja auringon massoja. Hän osoitti tähtien värien ja niiden kirkkauden välisen suhteen ja totesi vuonna 1929, että Hyadien ja Seimeen tähtipopulaatio erosi Plejadien tähtipopulaatiosta. Myöhemmin tämä selittyy näiden kolmen klusterin ikäerolla.

koulutus

Infrapuna näyttää tiheän klusterin syntyvän Orionin sumun sydämessä.

Avoimen klusterin muodostuminen alkaa jättimäisen molekyylipilven, kylmän tiheän kaasu- ja pölypilven osan romahtamisesta, jonka massa on useita tuhansia kertoja Auringon massaa suurempi. Tällaisten pilvien tiheys on 10 2 - 10 6 neutraalia vetymolekyyliä cm3 kohti, kun taas tähtien muodostuminen alkaa osissa, joiden tiheys on suurempi kuin 10 4 molekyyliä/cm 3 . Yleensä vain 1-10 % pilven tilavuudesta ylittää tämän tiheyden. Ennen romahtamista tällaiset pilvet voivat säilyttää mekaanisen tasapainon magneettikenttien, turbulenssien ja pyörimisen vuoksi.

On monia tekijöitä, jotka voivat horjuttaa jättimäisen molekyylipilven tasapainoa, mikä johtaa romahtamiseen ja aktiivisen tähtien muodostumisprosessin alkamiseen, mikä voi johtaa avoimeen klusteriin. Näitä ovat: läheisiltä tulevat shokkiaallot, törmäykset muihin pilviin, gravitaatiovuorovaikutus. Mutta jopa ulkoisten tekijöiden puuttuessa jotkin pilven osat voivat saavuttaa olosuhteet, joissa ne muuttuvat epävakaiksi ja alttiiksi romahtamaan. Pilven romahtava alue kokee hierarkkisen pirstoutumisen pienemmiksi alueiksi (mukaan lukien suhteellisen tiheät alueet, jotka tunnetaan infrapuna-tummina pilvinä), mikä lopulta johtaa suuren määrän (jopa useisiin tuhansiin) syntymiseen. Tämä tähtien muodostumisprosessi alkaa romahtavan pilven kuoresta, joka piiloutuu näkyvistä, vaikka se mahdollistaa infrapunahavainnot. Uskotaan, että Linnunradan galaksissa muodostuu yksi uusi avoin klusteri muutaman tuhannen vuoden välein.

"Luomisen pilarit" - Kotkasumun alue, jossa tähtituuli puhaltaa pois molekyylipilven nuorista massiivisista tähdistä.

Äskettäin muodostuneista tähdistä kuumimmat ja massiivisimmat (eli OB-tähdet) säteilevät intensiivisesti ultraviolettisäteilyssä, mikä ionisoi jatkuvasti ympäröivää molekyylipilvikaasua ja muodostaa H II -alueen. Massiivisten tähtien aiheuttama tähtituuli ja säteilypaine alkavat kiihdyttää kuumaa ionisoitua kaasua nopeuksilla, jotka ovat verrattavissa äänen nopeuteen kaasussa. Muutama miljoona vuotta myöhemmin klusterissa tapahtuu ensimmäinen supernovaräjähdys ( ydin romahtaa supernovat), joka myös työntää kaasua pois läheisyydestään. Useimmissa tapauksissa nämä prosessit kiihdyttävät kaikkea kaasua 10 miljoonassa vuodessa, ja tähtien muodostuminen pysähtyy. Mutta noin puolet muodostuneista prototähdistä ympäröivät ympyrätähdellä olevat levyt, joista monet ovat akkretiolevyjä.

Koska vain 30–40 % pilven keskustasta tulevasta kaasusta muodostaa tähtiä, kaasun hajoaminen estää suuresti tähtien muodostumisprosessia. Tämän seurauksena kaikki klusterit kokevat voimakasta massahäviötä alkuvaiheessa ja melko suuri osa tässä vaiheessa hajoaa kokonaan. Tästä näkökulmasta avoimen joukon muodostuminen riippuu siitä, ovatko gravitaatiolla syntyneet tähdet sidottu; jos näin ei ole, syntyy klusterin sijaan riippumaton tähtiassosiaatio. Jos Plejadien kaltainen tähtijoukko kuitenkin muodostuu, siihen mahtuu vain 1/3 sen alkuperäisestä määrästä, ja loput eivät enää sido kaasun haihtumisen jälkeen. Nuoret tähdet, jotka eivät enää kuulu kotijoukkoon, tulevat osaksi Linnunradan yleistä väestöä.

Koska melkein kaikki tähdet muodostuvat klusteiksi, jälkimmäisiä pidetään galaksien perusrakennuspalikeina. Voimakkaat kaasunsirontaprosessit, jotka sekä muodostavat että tuhoavat monia tähtijoukkoja syntyessään, jättävät jälkensä galaksien morfologisiin ja kinemaattisiin rakenteisiin. Useimmissa äskettäin muodostuneissa avoimissa klusteissa on vähintään 100 tähden populaatio ja 50 tai enemmän auringon massaa. Suurimpien klustereiden massat voivat olla jopa 10 4 aurinkomassaa (Westerlund 1 -klusterin massaksi arvioidaan 5 × 10 4 aurinkomassaa), mikä on hyvin lähellä pallomaisten klustereiden massoja. Vaikka avoimet ja pallomaiset klusterit ovat täysin erilaisia ​​​​muodostelmia, harvinaisimpien pallomaisten ja rikkaimpien avointen klustereiden ulkonäkö ei välttämättä ole niin erilainen. Jotkut tähtitieteilijät uskovat, että näiden kahden tyyppisten klustereiden muodostuminen perustuu samaan mekanismiin, sillä erolla, että erittäin rikkaiden pallomaisten klustereiden - satojen tuhansien tähtien - muodostumiseen tarvittavia olosuhteita ei enää ole galaksissamme.

Useamman kuin yhden avoimen klusterin muodostuminen yhdestä molekyylipilvestä on tyypillinen ilmiö. Siten Suuressa Magellanin pilvessä Hodge 301- ja R136-klusterit muodostuivat Tarantula-sumun kaasusta; Linnunradan kahden näkyvän ja lähellä olevan klusterin Hyadien ja Seimen liikeradan seuraaminen johtaa johtopäätökseen, että ne myös muodostuivat samasta pilvestä noin 600 miljoonaa vuotta sitten. Joskus samaan aikaan syntyneet klusterit muodostavat kaksoisklusterin. Eräs esimerkki tästä galaksissamme on Perseuksen kaksoisjoukko, joka koostuu NGC 869:stä ja NGC 884:stä (joskus kutsutaan virheellisesti "χ ja h Perseiksi" ( "hei ja ash Perseus"), siitä huolimatta h viittaa naapuritähteeseen ja χ - molemmille klusteille), sen lisäksi tunnetaan kuitenkin ainakin 10 samanlaista klusteria. Pienestä ja Suuresta Magellanin pilvestä niitä löytyy vielä enemmän: nämä esineet on helpompi havaita ulkoisissa järjestelmissä kuin galaksissamme, koska Projektioefekti, kaukaiset ystäväklusterit voivat näyttää sukulaisilta toisiinsa.

Morfologia ja luokitus

Avoimet klusterit voivat edustaa sekä harvoja useiden tähtien ryhmiä että suuria taajamia, joissa on tuhansia jäseniä. Ne koostuvat yleensä hyvin määritellystä, tiheästä ytimestä, jota ympäröi hajaantuneempi tähtien "kruunu". Ytimen halkaisija on yleensä 3-4 St. g. ja kruunu - 40 St. l. Standardi tähtitiheys klusterin keskellä on 1,5 tähteä/valo. g. 3 (vertailun vuoksi: Auringon läheisyydessä tämä luku on ~0,003 sv./St. g. 3).

Avoimet tähtiklusterit luokitellaan usein Robert Trumplerin vuonna 1930 kehittämän järjestelmän mukaan. Tämän kaavion mukainen luokan nimi koostuu 3 osasta. Ensimmäinen osa on merkitty roomalaisilla numeroilla I-IV ja se tarkoittaa joukon keskittymistä ja sen erottuvuutta ympäröivästä tähtikentästä (voimakkaasta heikkoon). Toinen osa on arabialainen numero 1:stä 3:een, mikä tarkoittaa osien kirkkauden leviämistä (pienestä suureen leviämiseen). Kolmas osa on kirje p, m tai r, joka tarkoittaa vastaavasti pientä, keskikokoista tai suurta määrää tähtiä joukossa. Jos klusteri on sumun sisällä, sen loppuun lisätään kirjain n.

Esimerkiksi Trumplerin kaavion mukaan Plejadit luokitellaan luokkiin I3rn (erittäin keskittynyt, runsaasti tähtiä, siellä on sumu) ja lähempänä olevat Hyadit - II3m (hajaantuneempi ja vähemmän runsaampi).

Lukumäärä ja jakautuminen

NGC 346, avoin klusteri Pienen Magellanin pilvessä.

Galaxystamme on löydetty yli 1000 avointa klusteria, mutta niiden kokonaismäärä voi olla jopa 10 kertaa suurempi. Spiraaligalakseissa avoimet klusterit sijaitsevat pääasiassa spiraalihaarojen varrella, missä kaasutiheys on suurin ja sen seurauksena tähtienmuodostusprosessit ovat aktiivisimpia; tällaiset klusterit yleensä hajaantuvat ennen kuin he ehtivät lähteä käsivarresta. Avoimilla klusteilla on voimakas taipumus olla lähellä galaktista tasoa.

Epäsäännöllisissä galakseissa avoimet klusterit voivat olla missä tahansa, vaikka niiden pitoisuus on suurempi siellä, missä kaasutiheys on suurempi. Avoimia klustereita ei havaita elliptisissä galakseissa, koska tähtien muodostumisprosessit loppuivat viimeksi mainituissa miljoonia vuosia sitten ja viimeiset muodostuneet klusterit ovat hajallaan kauan sitten.

Avointen klusterien jakautuminen galaksissamme riippuu iästä: vanhemmat klusterit sijaitsevat pääasiassa suuremmilla etäisyyksillä galaktisen keskustasta ja huomattavan etäisyyden päässä galaktisen tasosta. Tämä johtuu siitä, että vuorovesivoimat, jotka myötävaikuttavat klustereiden tuhoutumiseen, ovat korkeammat lähellä galaksin keskustaa; toisaalta jättimäiset molekyylipilvet, jotka ovat myös tuhon aiheuttajia, ovat keskittyneet galaksin kiekon sisäalueille; siksi sisäalueiden klusterit tuhoutuvat aikaisemmassa iässä kuin niiden "kollegat" ulkoalueilta.

Tähtien näyttelijät

Useita miljoonia vuotta vanha tähtijoukko (oikea alakulma) valaisee Tarantula-sumua Suuressa Magellanin pilvessä.

Koska avoimet tähtijoukot yleensä hajoavat ennen kuin useimmat niiden tähdet ovat saaneet elinkaarensa päätökseen, suurin osa tähtijoukkojen säteilystä on valoa nuorista kuumista sinisistä tähdistä. Tällaisilla tähdillä on suurin massa ja lyhin elinikä - useiden kymmenien miljoonien vuosien luokkaa. Vanhemmat tähtijoukot sisältävät enemmän keltaisia ​​tähtiä.

Jotkut tähtijoukot sisältävät kuumia sinisiä tähtiä, jotka näyttävät paljon nuoremmilta kuin muut tähtijoukot. Näitä sinisiä hajallaan olevia tähtiä havaitaan myös pallomaisissa klusteissa; uskotaan, että pallomaisten klustereiden tiheimmissä ytimissä ne muodostuvat tähtien törmäyksen ja kuumempien ja massiivisempien tähtien muodostumisen aikana. Tähtitiheys avoimissa klusteissa on kuitenkin paljon pienempi kuin pallomaisissa klustereissa, eikä havaittujen nuorten tähtien määrää voida selittää tällaisilla törmäyksillä. Uskotaan, että useimmat niistä muodostuvat, kun binääritähtijärjestelmä sulautuu yhdeksi tähdeksi dynaamisen vuorovaikutuksen vuoksi muiden jäsenten kanssa.

Heti kun pieni- ja keskimassaiset tähdet käyttävät vetyvarantonsa ydinfuusion prosessissa, ne luopuvat uloimmista kerroksistaan ​​ja muodostavat planetaarisen sumun, jossa muodostuu valkoinen kääpiö. Vaikka useimmat avoimet klusterit hajoavat ennen kuin suurin osa niiden jäsenistä saavuttaa valkoisen kääpiön vaiheen, valkoisten kääpiöiden määrä klustereissa on yleensä silti paljon pienempi kuin klusterin iän ja arvioidun alkuvaiheen tähtien massajakauman perusteella voitaisiin odottaa. Yksi mahdollinen selitys valkoisten kääpiöiden puutteelle on se, että kun punainen jättiläinen luopuu kuorinsa ja muodostaa planetaarisen sumun, sinkoutuneen materiaalin massan pieni epäsymmetria voi antaa tähdelle useiden kilometrien sekunnissa nopeuden, joka riittää sille poistu klusterista.

Suuresta tähtitiheydestä johtuen tähtien läheiset kulkureitit avoimissa tähtijoukkoissa eivät ole harvinaisia. Tyypillisessä 1000 tähden joukossa, jonka puolimassasäde on 0,5 %, jokainen tähti lähestyy toista keskimäärin 10 miljoonan vuoden välein. Tämä aika on vielä lyhyempi tiheämmissä klustereissa. Tällaiset kohdat voivat vaikuttaa suuresti monien nuorten tähtien ympärillä oleviin laajentuneisiin tähtien ympärillä oleviin ainelevyihin. Vuorovesihäiriöt suurille levyille voivat aiheuttaa massiivisten planeettojen muodostumista ja , jotka sijaitsevat 100 AU:n etäisyydellä. e. tai enemmän päätähdestä.

Kohtalo

Triangulum Galaxyn NGC 604 on äärimmäisen massiivinen avoin klusteri, jota ympäröi ionisoituneen vedyn alue.

Monet avoimet klusterit ovat luonnostaan ​​epävakaita: pienen massansa vuoksi pakonopeus järjestelmästä on pienempi kuin sen komponenttitähtien keskimääräinen nopeus. Tällaiset klusterit hajoavat hyvin nopeasti useiden miljoonien vuosien aikana. Monissa tapauksissa nuorten tähtien säteilyn aiheuttaman kaasun, josta koko järjestelmä muodostui, ulos työntäminen vähentää joukon massaa niin paljon, että se hajoaa hyvin nopeasti.

Klusterit, joilla on ympäröivän sumun leviämisen jälkeen painovoimaisesti sidottu massa, voivat säilyttää muotonsa useita kymmeniä miljoonia vuosia, mutta ajan myötä niiden hajoamiseen johtavat myös sisäiset ja ulkoiset prosessit. Yhden tähden läheinen kulkeminen vierekkäin voi lisätä yhden tähden nopeutta niin paljon, että se ylittää joukosta pakenemisnopeuden. Tällaiset prosessit johtavat klusterin jäsenten asteittaiseen "haihtumiseen".

Keskimäärin puolen miljoonan vuoden välein tähtijoukot kokevat ulkoisten tekijöiden vaikutuksen, esimerkiksi kulkeessaan molekyylipilven vieressä tai läpi. Tällaisesta läheisyydestä peräisin olevat painovoimat tuhoavat tähtijoukkoja. Lopulta siitä tulee tähtivirta: tähtien suurista etäisyyksistä johtuen tällaista ryhmää ei voida kutsua klusteriksi, vaikka sen muodostavat tähdet ovat yhteydessä toisiinsa ja liikkuvat samaan suuntaan samoilla nopeuksilla. Ajanjakso, jonka jälkeen klusteri hajoaa, riippuu viimeksi mainitun tähtitiheydestä: läheisemmät elävät pidempään. Ryhmän arvioitu puoliintumisaika (jonka jälkeen puolet alkuperäisistä tähdistä katoaa) vaihtelee 150 - 800 miljoonan vuoden välillä alkutiheydestä riippuen.

Sen jälkeen kun painovoima ei enää sido tähtiä, monet sen muodostavat tähdet säilyttävät edelleen nopeudensa ja liikesuuntansa avaruudessa; niin kutsuttu tähtiyhdistys(tai liikkuva joukko tähtiä). Joten monet Otavan "ämpärin" kirkkaat tähdet ovat avoimen klusterin entisiä jäseniä, joka on muuttunut sellaiseksi yhdistykseksi, jota kutsutaan "Otavan liikkuvaksi tähtiryhmäksi". Lopulta ne hajaantuvat koko galaksissa pienten nopeuksiensa erojen vuoksi. Suuremmista kertymistä tulee virtoja, mikäli niiden nopeuksien ja iän samankaltaisuus voidaan todeta; muuten tähdet katsotaan kytkemättömiksi.

Tähtien evoluutiotutkimus

Hertzsprung-Russell-kaaviot kahdelle avoimelle klusterille. Klusteri NGC 188 on vanhempi ja näyttää vähemmän poikkeamaa pääsekvenssistä kuin M 67.

Hertzsprung-Russell-kaaviossa avoimelle joukolle suurin osa tähdistä kuuluu pääsekvenssiin (MS). Jossain vaiheessa, jota kutsutaan käännepisteeksi, massiivimmat tähdet jättävät MS:n ja niistä tulee punaisia ​​jättiläisiä; Tällaisten tähtien "etäisyys" MS:stä mahdollistaa joukon iän määrittämisen.

Koska joukon tähdet ovat lähes samalla etäisyydellä samasta pilvestä ja muodostuivat suunnilleen samaan aikaan samasta pilvestä, kaikki tähtien näennäisen kirkkauden erot joukossa johtuvat niiden erilaisista massoista. Tämä tekee avoimista tähtiklusteista erittäin hyödyllisiä kohteita tähtien evoluution tutkimiseen, koska tähtiä vertailtaessa voidaan olettaa, että monet muuttuvat ominaisuudet ovat kiinteitä joukolle.

Esimerkiksi litiumin ja berylliumin pitoisuuksien tutkiminen avoimista klusteista peräisin olevissa tähdissä voi vakavasti auttaa ratkaisemaan tähtien evoluution ja niiden sisäisen rakenteen mysteerit. Vetyatomit eivät voi muodostaa heliumatomeja alle 10 miljoonan K lämpötiloissa, mutta litium- ja berylliumytimet tuhoutuvat 2,5 miljoonan K:n ja 3,5 miljoonan K:n lämpötiloissa. Tämä tarkoittaa, että niiden runsaus riippuu suoraan siitä, kuinka voimakkaasti aine on sekoittunut tähden sisällä. Kun tutkitaan niiden runsautta tähtijoukkoissa, muuttujat, kuten ikä ja kemiallinen koostumus, ovat kiinteät.

Tutkimukset ovat osoittaneet, että näiden valoelementtien runsaus on paljon pienempi kuin tähtien evoluution mallit ennustavat. Syyt tähän eivät ole täysin selviä; yksi selityksistä on, että tähden sisällä tapahtuu aineen ulostyöntymistä konvektiiviselta vyöhykkeeltä stabiilille säteilynsiirron vyöhykkeelle ( konvektion ylitys).

Tähtitieteellinen etäisyysasteikko

Wild Duck (M 11) on erittäin rikas rypäle, joka sijaitsee Linnunradan keskustaa kohti.

Etäisyyksien määrittäminen tähtitieteellisiin objekteihin on avainasemassa niiden ymmärtämisessä, mutta suurin osa tällaisista kohteista on liian kaukana suoraan mitattaviksi. Etäisyyksien tähtitieteellisen asteikon asteikko riippuu peräkkäisistä epäsuorista ja joskus epämääräisistä mittauksista suhteessa ensin lähimpiin esineisiin, joiden etäisyydet voidaan mitata suoraan ja sitten yhä kauempana oleviin. Avoimet tähtijoukot ovat näiden tikkaiden tärkein askelma.

Etäisyydet meitä lähimpiin klustereihin voidaan mitata suoraan kahdella tavalla. Ensinnäkin lähellä olevien klustereiden tähdille voidaan määrittää parallaksi (pieni muutos kohteen näennäisessä sijainnissa vuoden aikana johtuen Maan liikkeestä Auringon kiertoradalla), kuten yleensä tehdään yksittäisille tähdille. Plejadit, Hyadit ja jotkut muut klusterit 500 St. vuodet ovat riittävän lähellä, jotta tällainen menetelmä antaisi niistä luotettavia tuloksia, ja Hipparkhus-satelliitin tiedot mahdollistivat tarkan etäisyyden määrittämisen useille klusteille.

Toinen suora menetelmä on ns liikkuva klusterimenetelmä. Se perustuu siihen tosiasiaan, että tähtien joukossa on samat liikeparametrit avaruudessa. Mittaamalla klusterin jäsenten oikeat liikkeet ja piirtämällä niiden näennäinen liike taivaalla kartalle, voidaan todeta, että ne konvergoivat yhteen pisteeseen. Tähtien joukon säteittäiset nopeudet voidaan määrittää niiden spektrien Doppler-siirtymien mittauksista; Kun kaikki kolme parametria - säteittäinen nopeus, oikea liike ja kulmaetäisyys klusterista sen katoamispisteeseen - tunnetaan, yksinkertaiset trigonometriset laskelmat mahdollistavat etäisyyden klusteriin laskemisen. Tunnetuin tapaus tämän menetelmän käytöstä koski Hyadeja ja mahdollisti etäisyyden niihin määrittämisen 46,3 parsekilla.

Kun etäisyydet läheisiin klustereihin on määritetty, muut menetelmät voivat laajentaa etäisyysasteikkoa kauempana oleville klusteille. Vertaamalla Hertzsprung-Russell-kaavion pääsarjan tähtiä sellaiselle joukolle, jonka etäisyys on tiedossa, vastaaviin kaukaisemman joukon tähtiin, voidaan määrittää etäisyys jälkimmäiseen. Lähin tunnettu tähtijoukko on Hyadit: vaikka Ursa Major -tähtiryhmä on noin kaksi kertaa lähempänä, se on silti tähtiyhdistys, ei tähtijoukko, koska siinä olevat tähdet eivät ole gravitaatiosidonnaisesti sidottu toisiinsa. Kaukaisin tunnettu avoin tähtijoukko galaksissamme on Berkeley 29, noin 15 000 parsekissa. Lisäksi avoimet klusterit voidaan helposti havaita monissa Paikallisen ryhmän galakseissa.

Tarkka tieto etäisyyksistä avoimiin klusteriin on elintärkeää kalibroitaessa "periodin kirkkaus" -riippuvuutta, joka on olemassa muuttuville tähdille, kuten kefeideille ja RR Lyrae -tähdille, mikä mahdollistaa niiden käytön "standardikynttilöinä". Nämä voimakkaat tähdet voidaan nähdä suurilla etäisyyksillä, ja niitä voidaan käyttää laajentamaan mittakaavaa edelleen - paikallisen ryhmän lähimpiin galakseihin.

tähtiyhdistys

Tähtiyhdistykset ovat painovoimaisesti sitoutumattomien tähtien tai heikosti sidottujen nuorten (jopa useiden kymmenien miljoonien vuosien ikäisten) tähtien ryhmiä, joita yhdistää yhteinen alkuperä.

V. A. Ambartsumyan löysi tähtiyhdistykset vuonna 1948 ja ennusti niiden hajoamisen. Myöhemmät A. Blaauwin, W. Morganin, V. E. Markaryanin, I. M. Kopylovin ja muiden mittaukset vahvistivat tähtiyhdistysten laajentumisen.

Toisin kuin nuoret avoimet tähtijoukot, tähtiyhdistyksillä on suurempi koko (kymmeniä parsekkeja, avoimien tähtijoukkojen ytimillä - muutama parsek) ja pienempi tiheys: tähtien lukumäärä yhdistyksessä on kymmenistä satoihin (avoin tähti). klustereita - sadoista tuhansiin). Tähtiassosiaatioiden alkuperä johtuu molekyylipilvikompleksien tähtienmuodostuksen alueista.

On olemassa seuraavan tyyppisiä tähtiyhdistyksiä:

• OB-assosiaatiot, jotka sisältävät pääasiassa massiivisia spektrityyppisiä tähtiä O ja B
• T-assosiaatiot, jotka sisältävät enimmäkseen pienimassaisia ​​muuttujia
• R-assosiaatiot (R - heijastuksesta), joissa spektrityyppien tähdet O - A2 heijastavien kaasu- ja pölysumujen ympäröimänä.