चिली में वेरी लार्ज टेलीस्कोप में एमयूएसई उपकरण का उपयोग करने वाले खगोलविदों ने क्लस्टर एनजीसी 3201 में एक तारे की खोज की है जो बहुत ही अजीब व्यवहार कर रहा है। किसी को ऐसा महसूस होता है कि यह एक अदृश्य ब्लैक होल के चारों ओर घूमता है, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का लगभग चार गुना है। अगर यह सच है कि वैज्ञानिकों ने पहले निष्क्रिय तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की खोज की है, और एक गोलाकार तारा समूह में है। इसके अलावा, यह अपने गुरुत्वाकर्षण से सीधे खोजा जाने वाला पहला व्यक्ति होगा। यह एक बहुत ही महत्वपूर्ण खोज है जो निश्चित रूप से ऐसे तारा समूहों, ब्लैक होल के निर्माण और गुरुत्वाकर्षण तरंग रिलीज की घटनाओं की उत्पत्ति के बारे में हमारी समझ पर प्रभाव डालती है।

गोलाकार तारा समूहों का नाम इसलिए रखा गया है क्योंकि वे विशाल गोले हैं जिनमें कई दसियों हज़ार तारे हैं। वे अधिकांश आकाशगंगाओं में स्थित हैं, ब्रह्मांड में सबसे पुराने ज्ञात तारकीय संघों में से हैं, और उनकी उपस्थिति को मेजबान आकाशगंगा के विकास की शुरुआत और उसके विकास के समय के लिए जिम्मेदार ठहराया जाता है। आज तक, 150 से अधिक तारा समूहों को जाना जाता है जो आकाशगंगा से संबंधित हैं।

इन समूहों में से एक को NGC 3201 कहा जाता है, यह पृथ्वी के दक्षिणी आकाश के नक्षत्र सेल में स्थित है। इस अध्ययन में चिली में यूरोपीय दक्षिणी वेधशाला के वेरी लार्ज टेलीस्कोप (वीएलटी) में स्थापित अत्याधुनिक एमयूएसई उपकरण का उपयोग करके इसका अध्ययन किया गया था। खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने पाया है कि क्लस्टर में सितारों में से एक बहुत अजीब व्यवहार कर रहा है - 167 दिनों की एक निश्चित अवधि के साथ कई सौ हजार किलोमीटर प्रति घंटे की गति से आगे-पीछे हो रहा है। खोजा गया तारा अपने मुख्य जीवन चरण के अंत में एक मुख्य अनुक्रम तारा है। इसका मतलब है कि इसने अपने हाइड्रोजन ईंधन को समाप्त कर दिया है और अब यह एक लाल विशालकाय बन रहा है।

एनजीसी 3201 में निष्क्रिय ब्लैक होल का कलाकार का प्रतिपादन। स्रोत: ईएसओ/एल। Calçada/spaceengine.org

MUSE वर्तमान में आकाशगंगा में 25 गोलाकार समूहों का सर्वेक्षण कर रहा है। यह काम खगोलविदों को प्रत्येक क्लस्टर में 600 से 27,000 सितारों से स्पेक्ट्रा प्राप्त करने की अनुमति देगा। अध्ययन में अलग-अलग सितारों के रेडियल वेगों का विश्लेषण शामिल है - जिस गति से वे पृथ्वी से या उसकी ओर बढ़ते हैं, यानी पर्यवेक्षक की दृष्टि की रेखा के साथ। रेडियल वेगों के विश्लेषण के लिए धन्यवाद, सितारों की कक्षाओं के साथ-साथ किसी भी बड़ी वस्तु के गुणों को मापना संभव है जिसके चारों ओर वे घूम सकते हैं।

"यह तारा किसी ऐसी चीज़ की परिक्रमा कर रहा है जो पूरी तरह से अदृश्य है। इसका द्रव्यमान सूर्य से चार गुना अधिक है, और यह केवल एक ब्लैक होल हो सकता है। यह पता चला है कि पहली बार हमने किसी स्टार क्लस्टर में ऐसी वस्तु पाई है, इसके अलावा, इसके गुरुत्वाकर्षण प्रभाव को सीधे देखकर, "जॉर्ज-अगस्त यूनिवर्सिटी ऑफ गॉटिंगेन के काम के प्रमुख लेखक बेंजामिन गेसेर्स की प्रशंसा करते हैं।

ब्लैक होल और तारा समूहों के बीच का संबंध वैज्ञानिकों को बहुत महत्वपूर्ण, लेकिन रहस्यमयी लगता है। माना जाता है कि उनके बड़े द्रव्यमान और उम्र के कारण, इन समूहों ने बड़ी संख्या में तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल, बड़े सितारों के विस्फोट से बनने वाली वस्तुएं और पूरे क्लस्टर के बल के तहत ढहने का उत्पादन किया है।

नए सितारों के निरंतर गठन की अनुपस्थिति में, जो गोलाकार तारा समूहों में होता है, तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल जल्द ही अस्तित्व में सबसे बड़ी वस्तु बन जाते हैं। आमतौर पर, गोलाकार समूहों में ऐसे छेद आसपास के तारों से लगभग चार गुना बड़े होते हैं। हाल ही में विकसित सिद्धांतों ने निष्कर्ष निकाला है कि ब्लैक होल एक समूह में एक घने कोर बनाते हैं, जो कि क्लस्टर का एक अलग हिस्सा बन जाता है। समूह के केंद्र में आंदोलन को अधिकांश ब्लैक होल को निष्कासित कर देना चाहिए था। इसका मतलब है कि एक अरब साल बाद केवल कुछ ऐसी वस्तुएं ही जीवित रह सकती हैं।

गोलाकार तारा समूह NGC 3201। नीला वृत्त निष्क्रिय ब्लैक होल के प्रस्तावित स्थान को दर्शाता है। स्रोत: ईएसए / नासा

तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल स्वयं, या बस ढहने वाले होते हैं, जब बड़े तारे मर जाते हैं, अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण के तहत ढह जाते हैं, और शक्तिशाली हाइपरनोवा के रूप में फट जाते हैं। शेष ब्लैक होल में पूर्व तारे का अधिकांश द्रव्यमान होता है, जो सूर्य के द्रव्यमान का कई गुना होता है, और उनका आकार हमारे तारे से कई गुना बड़ा होता है।

एमयूएसई उपकरण खगोलविदों को एक साथ एक हजार दूर के सितारों की गति को मापने की अनूठी क्षमता प्रदान करता है। इस नई खोज के साथ, टीम पहली बार गोलाकार क्लस्टर के केंद्र में एक निष्क्रिय ब्लैक होल का पता लगाने में सक्षम थी। यह अद्वितीय है कि यह वर्तमान में पदार्थ को अवशोषित नहीं करता है और गैस और धूल की गर्म डिस्क से घिरा नहीं है। और छेद के द्रव्यमान का अनुमान तारे पर ही इसके विशाल गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के कारण लगाया गया था।

चूंकि कोई भी विकिरण ब्लैक होल से नहीं बच सकता है, इसलिए उनका पता लगाने का मुख्य तरीका उनके आसपास की गर्म सामग्री से रेडियो या एक्स-रे उत्सर्जन का निरीक्षण करना है। लेकिन जब कोई ब्लैक होल गर्म पदार्थ से संपर्क नहीं करता है और द्रव्यमान जमा नहीं करता है, और विकिरण उत्सर्जित नहीं करता है, तो इस मामले में इसे निष्क्रिय या अदृश्य माना जाता है। इसलिए, उनकी पहचान के लिए अन्य तरीकों का उपयोग करना आवश्यक है।

खगोलविद तारे के निम्नलिखित मापदंडों को निर्धारित करने में सक्षम थे: इसका द्रव्यमान लगभग 0.8 सौर द्रव्यमान है, और इसके रहस्यमय समकक्ष का द्रव्यमान 4.36 सौर द्रव्यमान के भीतर है, लगभग एक ब्लैक होल। चूंकि इस बाइनरी सिस्टम की मंद वस्तु को सीधे नहीं देखा जा सकता है, इसलिए एक वैकल्पिक तरीका है, हालांकि यह कम आश्वस्त है कि यह क्या हो सकता है। यह संभव है कि वैज्ञानिक एक ट्रिपल स्टार सिस्टम का अवलोकन कर रहे हों, जो दो घनी तरह से जुड़े न्यूट्रॉन सितारों से बना हो, जिसके चारों ओर हम जिस तारे को देखते हैं, वह घूमता है। इस परिदृश्य में प्रत्येक घनी रूप से जुड़े हुए तारे को सूर्य से कम से कम दो बार बड़े पैमाने पर होने की आवश्यकता होती है, और इस तरह की बाइनरी प्रणाली पहले कभी नहीं देखी गई है।

गोलाकार तारा समूहों में रेडियो और एक्स-रे स्रोतों की हालिया खोज, साथ ही 2016 में दो तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के विलय से निर्मित गुरुत्वाकर्षण तरंग संकेतों की खोज से पता चलता है कि ये अपेक्षाकृत छोटे ब्लैक होल क्लस्टर में अधिक व्यापक रूप से वितरित हो सकते हैं। पहले से सोचा था।

"हाल ही में, हमने माना था कि लगभग सभी ब्लैक होल थोड़े समय के बाद गोलाकार तारा समूहों से गायब हो जाना चाहिए, और इस तरह की प्रणाली भी मौजूद नहीं होनी चाहिए! लेकिन हकीकत में ऐसा नहीं है। हमारी खोज एक गोलाकार क्लस्टर में एक तारकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण प्रभावों का पहला प्रत्यक्ष अवलोकन है। यह खोज हमें ऐसे समूहों के गठन, ब्लैक होल के विकास और बाइनरी स्टार सिस्टम-गुरुत्वाकर्षण तरंगों के स्रोतों को समझने के संदर्भ में महत्वपूर्ण समझने में मदद करेगी।

सबसे प्राचीन काल से, मनुष्य ने अपनी निगाहें आकाश की ओर मोड़ी, जहाँ अनगिनत तारा समूह चमकते थे, दुर्गम, लेकिन अपनी अनूठी सुंदरता के साथ आकर्षक।

पृथ्वी के प्राचीन निवासियों द्वारा देखे गए सितारों के चित्र विभिन्न विचित्र चित्रों में बनते हैं, जिन्हें सोनोरस महाकाव्य नाम दिए गए थे। एंड्रोमेडा नेबुला, नक्षत्र कैसिओपिया, उर्स मेजर और हाइड्रा नामों का केवल एक छोटा सा हिस्सा है जो यह तय करना संभव बनाता है कि आकाश के अंधेरे कैनवास पर चमकने वाले दूर के अद्भुत चमकदार कौन से संबंध हैं। यह माना जाता था कि लोगों का भाग्य सितारों की सापेक्ष स्थिति के साथ अटूट रूप से जुड़ा हुआ है, जो उनके तहत पैदा हुए लोगों के लिए धन, खुशी और सौभाग्य के साथ-साथ कड़वाहट, दुर्भाग्य और निराशा लाने में सक्षम हैं।

खगोल विज्ञान के लिए तारा समूहों का महत्व

स्टार क्लस्टर मेसियर 7, ईएसओ इमेज

सभ्यता के विकास के साथ, स्वर्गीय तिजोरी की संरचना के बारे में रहस्यमय और काव्यात्मक विचार काफी बदल गए हैं और व्यवस्थित हो गए हैं, और अधिक तर्कसंगत रूपरेखा प्राप्त कर रहे हैं, लेकिन ऐतिहासिक सोनोरस नामों को संरक्षित किया गया है। यह पता चला कि प्रतीत होता है कि पास के तारे वास्तव में एक दूसरे से दूर हो सकते हैं और इसके विपरीत। इसलिए, ब्रह्मांड के बारे में आधुनिक विचारों के अनुरूप एक तारकीय पदानुक्रम बनाना आवश्यक हो गया। तो, खगोलीय वर्गीकरण में, "स्टार क्लस्टर्स" शब्द दिखाई दिया, जो अपनी आकाशगंगा में घूमने वाले सितारों के एक समूह को एक के रूप में एकजुट करता है।

ये संरचनाएं इस मायने में बेहद दिलचस्प हैं कि उनमें शामिल प्रकाशक लगभग एक साथ बने थे और अंतरिक्ष मानकों द्वारा पृथ्वी के पर्यवेक्षक से समान दूरी पर स्थित हैं, जो अतिरिक्त अवसर प्रदान करता है, जिससे एक ही क्लस्टर के विभिन्न स्रोतों से विकिरण की तुलना करना संभव हो जाता है। उचित सुधार। उनसे आने वाले संकेत उसी तरह विकृत होते हैं, जो खगोल भौतिकीविदों के काम को बहुत सुविधाजनक बनाता है जो तारकीय प्रणालियों और ब्रह्मांड की संरचना और विकास का अध्ययन करते हैं, आकाशगंगाओं के निर्माण के सिद्धांत, स्टार बनने की प्रक्रिया और उनके विनाश, और भी बहुत कुछ।

तारा समूहों के प्रकार

स्टार क्लस्टर पर हबल

स्टार क्लस्टर आमतौर पर दो बड़े समूहों में विभाजित होते हैं: गोलाकार और खुला। लेकिन समय-समय पर वे इस वर्गीकरण को पूरक करने का प्रयास करते हैं, क्योंकि सभी ज्ञात अंतरिक्ष संरचनाएं एक श्रेणी या किसी अन्य में सख्ती से फिट नहीं होती हैं।

गोलाकार समूह

गोलाकार समूह, और कुछ आकाशगंगाओं में उनमें से दस हजार से अधिक हैं, सार्वभौमिक मानकों द्वारा भी पुरानी संरचनाएं हैं, जिनकी आयु 10 अरब वर्ष से अधिक है। सबसे अधिक संभावना है, ब्रह्मांड के समान उम्र होने के कारण, वे उन वैज्ञानिकों को बहुत कुछ बता सकते हैं जो उनके द्वारा उत्सर्जित जानकारी को पढ़ने में कामयाब रहे हैं।

गोलाकार समूहों की गैलरी

इन समूहों में एक गोले या एक दीर्घवृत्त के करीब एक आकृति होती है, और इसमें विभिन्न आकारों के हजारों तारे होते हैं - प्राचीन लाल बौनों से लेकर युवा नीले दिग्गजों तक, जो क्लस्टर में ही रहने वाले सितारों के टकराव के दौरान पैदा होते हैं।

खुले समूह

खुले समूह गोलाकार समूहों की तुलना में बहुत छोटे होते हैं - ऐसे तारकीय समूहों की आयु आमतौर पर सैकड़ों लाखों वर्ष आंकी जाती है। वे केवल सर्पिल या अनियमित आकाशगंगाओं में पाए जा सकते हैं, जो स्टार गठन प्रक्रियाओं को जारी रखते हैं, उदाहरण के लिए, अण्डाकार।

खुले समूहों की गैलरी

गोलाकार समूहों की तुलना में तारों में खुले समूह बहुत खराब होते हैं, लेकिन जब उन्हें देखा जाता है, तो प्रत्येक तारे को अलग-अलग देखा जा सकता है, क्योंकि वे एक दूसरे से काफी दूरी पर स्थित होते हैं और सामान्य आकाश में विलीन नहीं होते हैं।

स्टार एसोसिएशन

जीवन के राजनीतिक और आर्थिक क्षेत्रों के अनुरूप, खगोलीय पिंड अस्थायी संघ बनाने में भी सक्षम हैं, जिन्हें खगोल विज्ञान में "तारकीय संघ" नाम मिला है।

इन संरचनाओं को ब्रह्मांड में सबसे छोटा माना जाता है और इनकी आयु दसियों लाख वर्ष से अधिक नहीं होती है। उनमें गुरुत्वाकर्षण बंधन बहुत कमजोर और लंबे समय तक प्रणाली की स्थिरता बनाए रखने के लिए अपर्याप्त हैं, और इसलिए उन्हें काफी कम समय में अनिवार्य रूप से विघटित होना चाहिए।

ऐसा माना जाता है कि गुज़रते सितारों के गुरुत्वाकर्षण पर कब्जा करने से जुड़ाव पैदा नहीं हो सकता था, जिसका अर्थ है कि बाद वाले उसके साथ पैदा हुए थे और लगभग उसी उम्र के हैं। समूहों की तुलना में, "संबद्ध सदस्यों" की संख्या बड़ी नहीं है और इसे दसियों में मापा जाता है, और उनके बीच की दूरी कई सौ प्रकाश वर्ष तक होती है। वैज्ञानिक दृष्टिकोण से, ऐसे नियोप्लाज्म की खोज ब्रह्मांड में नए सितारों के जन्म की प्रक्रियाओं की निरंतरता के सिद्धांत की पुष्टि करती है, और एक-एक करके नहीं, बल्कि पूरे समूहों में।

नई खोजें

कुछ समय पहले तक, यह माना जाता था कि गोलाकार क्लस्टर सबसे पुरानी तारकीय संरचनाएं हैं, जो उम्र के कारण, आंतरिक घूर्णी आंदोलनों की गतिशीलता को खो देना चाहिए था और इसे सरल प्रणाली माना जा सकता है। हालांकि, 2014 में, मैक्स प्लैंक इंस्टीट्यूट फॉर एक्स्ट्राटेरेस्ट्रियल फिजिक्स के शोधकर्ताओं, मैक्सिमिलियन फैब्रिकियस के नेतृत्व में, आकाशगंगा में 11 गोलाकार समूहों के दीर्घकालिक अवलोकन के परिणामस्वरूप, उन्होंने पाया कि उनका केंद्रीय भाग घूमता रहता है।

अधिकांश आधुनिक सिद्धांत इस तथ्य की व्याख्या करने में सक्षम नहीं हैं, जिसका अर्थ है कि यदि जानकारी की पुष्टि की जाती है, तो ज्ञान के सैद्धांतिक पहलुओं और गोलाकार संघों के आंदोलन का वर्णन करने वाले लागू गणितीय मॉडल दोनों में परिवर्तन संभव है।

स्टार क्लस्टर कैसे पैदा होते हैं? वे कैसे भिन्न हैं, वे हमारी आकाशगंगा के अंतरिक्ष में कैसे स्थित हैं, और उनकी आयु कैसे निर्धारित की जाती है? भौतिक और गणितीय विज्ञान के डॉक्टर अलेक्सी रस्तोगुएव इस बारे में बात करते हैं।

जाहिर है, लगभग सभी सितारे समूहों में पैदा होते हैं, व्यक्तिगत रूप से नहीं। इसलिए, इसमें कोई आश्चर्य की बात नहीं है कि स्टार क्लस्टर एक बहुत ही सामान्य चीज है। खगोलविदों को तारा समूहों का अध्ययन करना पसंद है क्योंकि वे जानते हैं कि एक समूह में सभी तारे एक ही समय पर और हमसे लगभग समान दूरी पर बनते हैं। ऐसे सितारों के बीच चमक में कोई भी ध्यान देने योग्य अंतर वास्तविक अंतर है। समय के साथ इन सितारों में जो भी बड़े बदलाव आए हैं, वे सभी एक ही समय में शुरू हुए हैं। द्रव्यमान पर उनके गुणों की निर्भरता के दृष्टिकोण से तारा समूहों का अध्ययन करना विशेष रूप से उपयोगी है - आखिरकार, इन सितारों की आयु और पृथ्वी से उनकी दूरी लगभग समान है, इसलिए वे केवल एक दूसरे से भिन्न होते हैं उनका द्रव्यमान।

स्टार क्लस्टर न केवल वैज्ञानिक अध्ययन के लिए दिलचस्प हैं - वे फोटोग्राफी के लिए वस्तुओं के रूप में और शौकिया खगोलविदों द्वारा अवलोकन के लिए असाधारण रूप से सुंदर हैं। दो प्रकार के तारा समूह हैं: खुला और गोलाकार। ये नाम उनकी उपस्थिति से जुड़े हैं। एक खुले समूह में, प्रत्येक तारा अलग-अलग दिखाई देता है, वे कमोबेश समान रूप से आकाश के किसी भाग पर वितरित होते हैं। और गोलाकार क्लस्टर, इसके विपरीत, एक गोले की तरह होते हैं, जो सितारों से इतने सघन रूप से भरे होते हैं कि इसके केंद्र में अलग-अलग तारे अप्रभेद्य होते हैं।

ओपन स्टार क्लस्टर

शायद सबसे प्रसिद्ध ओपन स्टार क्लस्टर प्लीएड्स, या सेवन सिस्टर्स, नक्षत्र वृषभ में है। इसके नाम के बावजूद, अधिकांश लोग बिना दूरबीन के केवल छह तारे देख सकते हैं। इस क्लस्टर में तारों की कुल संख्या कहीं 300 और 500 के बीच है, और वे सभी 30 प्रकाश-वर्ष के पार और हमसे 400 प्रकाश-वर्ष दूर एक पैच में हैं।

यह क्लस्टर केवल 50 मिलियन वर्ष पुराना है, जो खगोलीय मानकों से काफी छोटा है, और इसमें बहुत बड़े पैमाने पर चमकदार सितारे हैं जिन्हें अभी तक दिग्गजों में बदलने का समय नहीं मिला है। प्लीएड्स एक विशिष्ट खुला तारा समूह है; आमतौर पर, ऐसे क्लस्टर में कई सौ से लेकर कई हजार सितारे शामिल होते हैं।

खुले तारा समूहों में, वृद्धों की तुलना में कई अधिक युवा हैं, और सबसे पुराने शायद ही 100 मिलियन वर्ष से अधिक पुराने हैं। ऐसा माना जाता है कि जिस दर से वे बनते हैं वह समय के साथ नहीं बदलता है।

तथ्य यह है कि पुराने समूहों में तारे धीरे-धीरे एक दूसरे से दूर चले जाते हैं जब तक कि वे सितारों के मुख्य समूह के साथ मिल नहीं जाते - वही, जिनमें से हजारों हमारे सामने रात के आकाश में दिखाई देते हैं। हालांकि गुरुत्वाकर्षण कुछ हद तक खुले समूहों को एक साथ रखता है, फिर भी वे नाजुक होते हैं, और किसी अन्य वस्तु का गुरुत्वाकर्षण, जैसे कि एक बड़ा तारे के बीच का बादल, उन्हें अलग कर सकता है।

कुछ तारकीय समूह इतने कमजोर रूप से एक साथ जुड़े होते हैं कि उन्हें क्लस्टर नहीं, बल्कि तारकीय संघ कहा जाता है। वे बहुत लंबे समय तक नहीं टिकते हैं और आमतौर पर तारे के बीच के बादलों के पास बहुत छोटे तारे होते हैं जिनसे वे उत्पन्न हुए थे। एक तारकीय संघ में आकार में कई सौ प्रकाश वर्ष के क्षेत्र में बिखरे हुए 10 से 100 तारे शामिल होते हैं।

जिन बादलों में तारे बनते हैं, वे हमारी गैलेक्सी की डिस्क में केंद्रित होते हैं, और यह वहाँ है कि खुले तारा समूह पाए जाते हैं। आकाशगंगा में कितने बादल हैं और अंतरतारकीय अंतरिक्ष में कितनी धूल है, यह देखते हुए, यह स्पष्ट हो जाता है कि जिन 1200 खुले तारा समूहों के बारे में हम जानते हैं, वे आकाशगंगा में उनकी कुल संख्या का केवल एक छोटा अंश होना चाहिए। शायद उनकी कुल संख्या 100,000 तक पहुँच जाती है।

गोलाकार तारा समूह

खुले लोगों के विपरीत, गोलाकार क्लस्टर घने तारों से भरे हुए गोले होते हैं, जिनमें से सैकड़ों हजारों या लाखों भी होते हैं। इन समूहों में तारे इतने सघन रूप से भरे हुए हैं कि यदि हमारा सूर्य किसी गोलाकार समूह का होता, तो हम रात के आकाश में नग्न आंखों से एक लाख से अधिक व्यक्तिगत तारे देख सकते थे। एक विशिष्ट गोलाकार क्लस्टर का आकार 20 से 400 प्रकाश वर्ष तक होता है।

इन समूहों के सघन रूप से भरे हुए केंद्रों में, तारे एक-दूसरे के इतने निकट होते हैं कि परस्पर गुरुत्वाकर्षण उन्हें एक-दूसरे से बांधता है, जिससे कॉम्पैक्ट बाइनरी स्टार बनते हैं।

कभी-कभी सितारों का पूर्ण विलय भी हो जाता है; निकट दृष्टिकोण में, तारे की बाहरी परतें ढह सकती हैं, केंद्रीय कोर को सीधे देखने के लिए उजागर किया जा सकता है। गोलाकार समूहों में, दोहरे तारे कहीं और की तुलना में 100 गुना अधिक सामान्य होते हैं। इनमें से कुछ जुड़वां एक्स-रे स्रोत हैं।

हमारी आकाशगंगा के चारों ओर, हम लगभग 200 गोलाकार तारा समूहों को जानते हैं, जो आकाशगंगा को घेरने वाले विशाल गोलाकार प्रभामंडल में वितरित किए जाते हैं। ये सभी क्लस्टर बहुत पुराने हैं, और ये कमोबेश उसी समय दिखाई दिए जैसे गैलेक्सी खुद: 10 से 15 अरब साल पहले। ऐसा प्रतीत होता है कि क्लस्टर तब बनते हैं जब बादल के कुछ हिस्से जिनसे आकाशगंगा बनाई गई थी, छोटे टुकड़ों में विभाजित हो गए। गोलाकार क्लस्टर अलग नहीं होते हैं, क्योंकि उनमें तारे बहुत करीब से बैठते हैं, और उनके शक्तिशाली पारस्परिक गुरुत्वाकर्षण बल क्लस्टर को एक घने एकल पूरे में बांधते हैं।

गोलाकार तारा समूह न केवल हमारी आकाशगंगा के आसपास, बल्कि किसी भी प्रकार की अन्य आकाशगंगाओं के आसपास भी देखे जाते हैं। सबसे चमकीला गोलाकार समूह, जो आसानी से नग्न आंखों को दिखाई देता है, दक्षिणी नक्षत्र सेंटौर में ओमेगा ज़ेनटॉरस है। यह सूर्य से 16,500 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है और सभी ज्ञात समूहों में सबसे व्यापक है:

इसका व्यास 620 प्रकाश वर्ष है। उत्तरी गोलार्ध में सबसे चमकीला गोलाकार क्लस्टर हरक्यूलिस में M13 है, जो मुश्किल से नग्न आंखों को दिखाई देता है।

1596 में डेविड फैब्रिकियस (1564-1617) नाम के एक डच शौकिया स्टारगेज़र ने नक्षत्र सेतुस में एक काफी चमकीले तारे की खोज की; यह तारा धीरे-धीरे फीका पड़ने लगा और कुछ हफ्तों के बाद यह पूरी तरह से दृष्टि से ओझल हो गया। फेब्रियस ने सबसे पहले एक चर तारे के अवलोकन का वर्णन किया था।

इस तारे का नाम मीरा-चमत्कारी रखा गया। 332 दिनों की अवधि में, मीरा अपनी चमक को लगभग दूसरे परिमाण (उत्तरी तारे के स्तर पर) से 10वें परिमाण में बदल देती है, जब यह नग्न आंखों से अवलोकन के लिए आवश्यकता से अधिक फीकी हो जाती है। आज, कई हजारों चर तारे ज्ञात हैं, हालांकि उनमें से अधिकांश मीरा के रूप में अपनी चमक को नाटकीय रूप से नहीं बदलते हैं।

सितारों की चमक बदलने के कई कारण हैं। इसके अलावा, चमक कभी-कभी कई प्रकाश परिमाणों से बदलती है, और कभी-कभी इतनी महत्वहीन होती है कि इस परिवर्तन को केवल बहुत संवेदनशील उपकरणों की सहायता से ही पता लगाया जा सकता है। कुछ सितारे नियमित रूप से बदलते हैं।

अन्य - अचानक बाहर जाना या अचानक भड़क जाना। परिवर्तन कई वर्षों की अवधि के साथ चक्रीय रूप से हो सकते हैं, या वे कुछ ही सेकंड में हो सकते हैं। यह समझने के लिए कि कोई विशेष तारा परिवर्तनशील क्यों है, सबसे पहले यह पता लगाना आवश्यक है कि यह कैसे बदलता है। एक चर तारे के परिमाण के एक ग्राफ को प्रकाश वक्र कहा जाता है। प्रकाश वक्र खींचने के लिए, प्रकाश माप नियमित रूप से लिया जाना चाहिए। तारकीय परिमाण को सटीक रूप से मापने के लिए, पेशेवर खगोलविद एक फोटोमीटर नामक उपकरण का उपयोग करते हैं, लेकिन शौकिया खगोलविदों द्वारा चर सितारों के कई अवलोकन किए जाते हैं। विशेष रूप से तैयार किए गए नक्शे की मदद से और कुछ अभ्यास के बाद, पास में स्थित स्थायी सितारों की तुलना में, सीधे आंखों से बदलते सितारे के परिमाण का न्याय करना इतना मुश्किल नहीं है।

चर सितारों की चमक के रेखांकन से पता चलता है कि कुछ तारे नियमित (सही) तरीके से बदलते हैं - एक निश्चित लंबाई (अवधि) की अवधि में उनके ग्राफ का एक खंड फिर से दोहराया जाता है और शब्द। अन्य सितारे पूरी तरह से अप्रत्याशित रूप से बदलते हैं। नियमित परिवर्तनशील तारों में स्पंदित तारे और द्विआधारी तारे शामिल हैं। प्रकाश की मात्रा में परिवर्तन होता है क्योंकि तारे स्पंदित होते हैं या पदार्थ के बादलों को बाहर फेंकते हैं। लेकिन चर सितारों का एक और समूह है जो डबल (बाइनरी) है।

जब हम बिटसर की चमक में बदलाव देखते हैं, तो इसका मतलब है कि कई संभावित घटनाओं में से एक हुआ है। दोनों तारे हमारी दृष्टि में हो सकते हैं, क्योंकि अफीम अपनी कक्षाओं में चलते हुए सीधे एक दूसरे के सामने से गुजर सकते हैं। बाइनरी सितारों को ग्रहण करके इसी तरह के sysgems को ग्रो किया जाता है।

इस तरह का सबसे प्रसिद्ध उदाहरण पर्सियस तारामंडल में तारा अल्गोल है। एक निकट दूरी वाली जोड़ी में, सामग्री अक्सर नाटकीय परिणामों के साथ एक तारे से दूसरे तारे तक पहुंच सकती है।

हमारे बारे में लेखों की एक श्रृंखला में देखने के लिए अधिक से अधिक वस्तुओं से परिचित होने के बाद, हम अक्सर अंतरिक्ष वस्तुओं के नाम से आते हैं। उपस्थिति में, समूहों को 2 प्रकारों में विभाजित किया जाता है: छितरा हुआ(या खुला) और गेंद. आइए उनके बारे में थोड़ा और जानें।

खुले समूह

इस प्रकार के क्लस्टर में 20 से लेकर कई हजार तारे होते हैं। उन्हें नग्न आंखों से तारों वाले आकाश में देखना और खोजना आसान है, और पहले से ही एक साधारण शौकिया दूरबीन में आप अलग-अलग वर्गों पर विचार कर सकते हैं। तारे एक साथ गुरुत्वाकर्षण आकर्षण से बंधे होते हैं और मुख्य रूप से युवा और गर्म होते हैं।

ऐसे समूह आकाशगंगा के बैंड के पास स्थित हैं। लगभग 1000 खुले क्लस्टर ज्ञात हैं, लेकिन, जैसा कि खगोलविदों का सुझाव है, उनकी संख्या कई दसियों हज़ार से अधिक हो सकती है। वे एक दूसरे के करीब स्थित सितारों के समूह की तरह दिखते हैं। पृथ्वी से देखा गया सबसे चमकीला समूह है प्लीएडेस(या एम45), इसकी परिमाण 1.6 मीटर के बराबर है।

ऊपर की तस्वीर सितारों के बीच ब्रह्मांडीय धूल दिखाती है - वास्तव में, यह है, जो बहुत गर्म और युवा सितारों की नीली रोशनी को दर्शाती है।

खुले समूहों का एक और अच्छा उदाहरण क्लस्टर है जंगली बतख(या एम11) नक्षत्र में।

गैस और धूल नीहारिकाओं से घिरे सबसे कम उम्र के खुले तारा समूहों को कहा जाता है स्टार एसोसिएशन. इस तरह के संघों को अन्य सितारों की पृष्ठभूमि के खिलाफ भेद करना बहुत मुश्किल है, लेकिन वर्णक्रमीय विधियों का उपयोग करके उन्हें समूहों में विभाजित किया जा सकता है: ओ-एसोसिएशन- गर्म सितारे ओ और बी शामिल हैं; टी एसोसिएशन- कक्षा एफ, जी, के, एम के युवा बनाने वाले सितारों से मिलकर बनता है।

गोलाकार समूह

गोलाकार समूहों में 10,000 से एक मिलियन सितारे शामिल हैं। दूरबीन या एक शौकिया दूरबीन के साथ, केवल आकार और कुछ रूपरेखाओं पर विचार करना संभव होगा। अधिक विस्तृत अध्ययन के लिए, आपको एक शक्तिशाली उपकरण की आवश्यकता है।

ऐसे क्लस्टर हमारी आकाशगंगा आकाशगंगा के करीब स्थित हैं। वे आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर लम्बी अण्डाकार कक्षाओं में घूमते हैं।

सभी गोलाकार समूहों में एक गेंद की उपस्थिति होती है, जो केंद्र में बहुत उज्ज्वल होती है, और किनारों की ओर कमजोर होती है, जहां सितारों की एकाग्रता कम हो जाती है। उच्च चमक और मजबूत चमक के कारण, इस प्रकार के लगभग सभी समूहों को देखा जा सकता है। इनकी कुल संख्या 100 से कुछ अधिक है।

गोलाकार तारा समूह एम 12

समूह एम12नक्षत्र में है और गर्मी के पहले महीने में आप इसका शिकार कर सकते हैं। गोलाकार समूह का एक अन्य प्रमुख प्रतिनिधि, जो इस नक्षत्र में भी स्थित है, है एम14:

उज्ज्वल गोलाकार क्लस्टर एम 14

गोलाकार समूह दूरबीन से भी शिकार के लिए दिलचस्प हैं। इस तथ्य के बावजूद कि विवरणों पर विचार करना संभव नहीं होगा, खोज अपने आप में बहुत रोमांचक है। मैंने एक बार ब्लॉग पोस्ट लिखे थे। पढ़ना।

सामान्य तौर पर, आपको इसके बारे में जानने की जरूरत है स्टार क्लस्टर के प्रकारताकि वे तारों वाले आकाश में उन्हें अलग कर सकें और समझ सकें कि वे कहाँ स्थित हैं।

प्लीएड्स, ओपन क्लस्टर

उनकी आकृति विज्ञान के अनुसार, तारा समूहों को ऐतिहासिक रूप से दो प्रकारों में विभाजित किया जाता है - गोलाकार और खुला। जून 2011 में, यह समूहों के एक नए वर्ग की खोज के बारे में जाना गया, जो गोलाकार और खुले समूहों दोनों की विशेषताओं को जोड़ती है।

गुरुत्वाकर्षण की दृष्टि से अनबाउंड सितारों या कमजोर रूप से बंधे हुए युवा सितारों के समूह, जो एक सामान्य उत्पत्ति से एकजुट होते हैं, तारकीय संघ कहलाते हैं।

11 जुलाई, 2007 रिचर्ड एलिस (कैलिफोर्निया इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी) ने 10-मीटर केक II टेलीस्कोप पर 6 स्टार क्लस्टर की खोज की जो 13.2 अरब साल पहले बने थे। इस प्रकार, उनकी उत्पत्ति तब हुई जब केवल 500 मिलियन वर्ष थे।

गोलाकार तारा समूह

स्कॉर्पियस नक्षत्र में गोलाकार क्लस्टर मेसियर 80 सूर्य से 28,000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है और इसमें सैकड़ों हजारों तारे हैं।

गोलाकार तारा समूह ( वैश्विक क्लस्टर) एक तारा समूह है जिसमें बड़ी संख्या में तारे होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण से कसकर बंधे होते हैं और उपग्रह के रूप में गांगेय केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। खुले तारा समूहों के विपरीत, जो गेलेक्टिक डिस्क में स्थित होते हैं, गोलाकार क्लस्टर प्रभामंडल में स्थित होते हैं; वे बहुत पुराने हैं, उनमें कई और तारे हैं, एक सममित गोलाकार आकृति है, और क्लस्टर के केंद्र की ओर सितारों की एकाग्रता में वृद्धि की विशेषता है। गोलाकार समूहों के मध्य क्षेत्रों में तारों की स्थानिक सांद्रता 100-1000 तारे प्रति घन पारसेक हैं, पड़ोसी तारों के बीच औसत दूरी 3-4.6 ट्रिलियन किमी है; तुलना के लिए, आसपास के क्षेत्र में, सितारों की स्थानिक सांद्रता ≈0.13 pc −3 है, अर्थात हमारा तारकीय घनत्व 700-7000 गुना कम है। गोलाकार समूहों में तारों की संख्या ≈10 4 -10 6 होती है। गोलाकार समूहों के व्यास 20-60 पीसी हैं, द्रव्यमान 10 4 -10 6 सौर हैं।

गोलाकार क्लस्टर काफी सामान्य वस्तुएं हैं: 2011 की शुरुआत में, उनमें से 157 की खोज की गई थी, और लगभग 10-20 अधिक गोलाकार क्लस्टर के लिए उम्मीदवार हैं। बड़े लोगों में, और भी हो सकते हैं: उदाहरण के लिए, एंड्रोमेडा नेबुला में, उनकी संख्या 500 तक पहुंच सकती है। कुछ विशाल लोगों में, विशेष रूप से केंद्र में स्थित, जैसे कि एम 87, में 13,000 गोलाकार क्लस्टर हो सकते हैं। इस तरह के क्लस्टर 40 kpc (लगभग 131,000 प्रकाश वर्ष) या उससे अधिक की त्रिज्या के साथ बड़ी कक्षाओं में आकाशगंगा के पास घूमते हैं।

आकाशगंगा के आस-पास पर्याप्त द्रव्यमान वाली प्रत्येक आकाशगंगा गोलाकार समूहों के समूह से जुड़ी होती है; यह भी पता चला कि वे लगभग हर अध्ययन की गई बड़ी आकाशगंगा में हैं। धनु में और कैनिस मेजर में बौनी आकाशगंगा स्पष्ट रूप से अपने गोलाकार समूहों (जैसे पालोमर 12) को मिल्की वे में "स्थानांतरित" करने की प्रक्रिया में है। अतीत में कई गोलाकार क्लस्टर इस तरह से हमारी गैलेक्सी द्वारा अधिग्रहित किए जा सकते थे।

गोलाकार समूहों में कुछ शुरुआती तारे होते हैं जो आकाशगंगा में दिखाई देते हैं, लेकिन गैलेक्टिक विकास में इन वस्तुओं की उत्पत्ति और भूमिका अभी भी स्पष्ट नहीं है। यह लगभग तय है कि गोलाकार समूह बौनी अण्डाकार आकाशगंगाओं से काफी भिन्न हैं, अर्थात, वे "देशी" आकाशगंगा के तारा निर्माण उत्पादों में से एक हैं, और अन्य अभिसरण आकाशगंगाओं से नहीं बने थे। हालांकि, वैज्ञानिकों ने हाल ही में सुझाव दिया है कि गोलाकार क्लस्टर और बौनी गोलाकार आकाशगंगाएं स्पष्ट रूप से अलग-अलग वस्तुओं और अलग-अलग वस्तुओं का सीमांकन नहीं कर सकती हैं।

अवलोकन इतिहास

गोलाकार क्लस्टर एम 13 नक्षत्र हरक्यूलिस में। कई हजार सितारे शामिल हैं।

पहला गोलाकार तारा समूह M 22 की खोज जर्मन शौकिया खगोलशास्त्री जोहान अब्राहम इहले ने की थी ( जोहान अब्राहम इहले 1665 में, हालांकि, पहले दूरबीनों के छोटे छिद्र के कारण, एक गोलाकार क्लस्टर में अलग-अलग तारों को अलग करना असंभव था। यह चार्ल्स मेसियर थे जिन्होंने एम 4 के अपने अवलोकन के दौरान सबसे पहले एक गोलाकार क्लस्टर में सितारों को प्रतिष्ठित किया था। बाद में, एबॉट निकोलस लैकेल ने 1751-1752 से अपने कैटलॉग में जोड़ा, जिन्हें बाद में एनजीसी 104, एनजीसी 4833, एम 55, एम 69 और एनजीसी के रूप में जाना जाता था। 6397 (संख्या के सामने एम अक्षर चार्ल्स मेसियर की सूची और एनजीसी को जॉन ड्रेयर की न्यू जनरल कैटलॉग को संदर्भित करता है)।

एम 75 एक सघन वर्ग I गोलाकार क्लस्टर है।

1782 में विलियम हर्शल द्वारा बड़ी दूरबीनों का उपयोग करके अनुसंधान का एक कार्यक्रम शुरू किया गया, जिससे उस समय तक ज्ञात सभी 33 गोलाकार समूहों में तारों को भेद करना संभव हो गया। इसके अलावा, उन्होंने 37 और समूहों की खोज की। हर्शेल के 1789 में गहरे आकाश की वस्तुओं की सूची में, उन्होंने पहली बार "गोलाकार क्लस्टर" नाम का इस्तेमाल किया ( वैश्विक क्लस्टर) इस प्रकार की वस्तुओं का वर्णन करने के लिए। पाए गए गोलाकार समूहों की संख्या में वृद्धि जारी रही, जो 1915 तक 83, 1930 तक 93 और 1947 तक 97 तक पहुंच गई। 2011 तक, आकाशगंगा में 157 समूहों की खोज की गई है, 18 और उम्मीदवार हैं, और कुल संख्या 180 ± 20 होने का अनुमान है। माना जाता है कि ये अनिर्धारित गोलाकार समूह गैस और धूल के गांगेय बादलों के पीछे छिपे हुए हैं।

1914 से शुरू होकर, अमेरिकी खगोलशास्त्री हार्लो शैप्ले द्वारा गोलाकार समूहों के अध्ययन की एक श्रृंखला आयोजित की गई; उनके परिणाम 40 वैज्ञानिक पत्रों में प्रकाशित हुए थे। उन्होंने समूहों में अध्ययन किया (जो उन्होंने माना कि सेफिड्स थे) और दूरी का अनुमान लगाने के लिए एक अवधि-चमकदार संबंध का उपयोग किया। बाद में यह पाया गया कि RR Lyrae चरों की चमक सेफिड्स की तुलना में कम थी, और Shapley ने वास्तव में समूहों की दूरी को कम करके आंका।

आकाशगंगा में गोलाकार समूहों का विशाल बहुमत आकाशगंगा के नाभिक के आसपास के आकाश के क्षेत्र में स्थित है; इसके अलावा, एक महत्वपूर्ण राशि नाभिक के तत्काल आसपास के क्षेत्र में स्थित है। 1918 में, शेपली ने हमारी गैलेक्सी के आकार को निर्धारित करने के लिए समूहों के इस बड़े विषम वितरण का लाभ उठाया। यह मानते हुए कि आकाशगंगा के केंद्र के चारों ओर गोलाकार समूहों का वितरण लगभग गोलाकार है, उन्होंने आकाशगंगा के केंद्र के सापेक्ष सूर्य की स्थिति का अनुमान लगाने के लिए उनके निर्देशांक का उपयोग किया। इस तथ्य के बावजूद कि दूरी के उनके अनुमान में एक महत्वपूर्ण त्रुटि थी, यह दर्शाता है कि गैलेक्सी के आयाम पहले की तुलना में बहुत बड़े थे। त्रुटि आकाशगंगा में धूल की उपस्थिति के कारण थी, जिसने गोलाकार क्लस्टर से प्रकाश को आंशिक रूप से अवशोषित कर लिया, जिससे यह मंद हो गया और इस प्रकार और दूर हो गया। फिर भी, गैलेक्सी के आकार के बारे में शेपली का अनुमान उसी क्रम का था जैसा कि अब स्वीकार किया जाता है।

शापले के मापों ने यह भी दिखाया कि सूर्य आकाशगंगा के केंद्र से काफी दूर था, जो तब सामान्य तारों के वितरण के अवलोकन के आधार पर माना जाता था। वास्तव में, तारे गैलेक्सी की डिस्क में होते हैं और इसलिए अक्सर गैस और धूल के पीछे छिपे होते हैं, जबकि गोलाकार क्लस्टर डिस्क के बाहर होते हैं और बहुत अधिक दूरी से देखे जा सकते हैं।

बाद में, हेनरीटा स्वोप और हेलेन सॉयर (बाद में हॉग) ने शेपली समूहों के अध्ययन में सहायता की। 1927-1929 में। शेपली और सॉयर ने तारों की सांद्रता की डिग्री के अनुसार समूहों को वर्गीकृत करना शुरू किया। उच्चतम एकाग्रता के साथ संचय को कक्षा I को सौंपा गया था और आगे की रैंक के रूप में कक्षा XII में एकाग्रता कम हो गई थी (कभी-कभी कक्षाओं को अरबी अंकों द्वारा दर्शाया जाता है: 1-12)। इस वर्गीकरण को शेपली-सॉयर एकाग्रता वर्ग कहा जाता है।

गठन

NGC 2808 सितारों की तीन अलग-अलग पीढ़ियों से बना है।

आज तक, गोलाकार समूहों के गठन को पूरी तरह से समझा नहीं गया है और यह अभी भी स्पष्ट नहीं है कि एक गोलाकार क्लस्टर में एक ही पीढ़ी के तारे होते हैं, या इसमें ऐसे तारे होते हैं जो कई सौ मिलियन वर्षों में कई चक्रों से गुजरे हैं। कई गोलाकार समूहों में, अधिकांश तारे तारकीय विकास के लगभग एक ही चरण में होते हैं, जिससे पता चलता है कि वे एक ही समय के आसपास बने थे। हालांकि, स्टार गठन का इतिहास क्लस्टर से क्लस्टर में भिन्न होता है, और कुछ मामलों में क्लस्टर में सितारों की अलग-अलग आबादी होती है। इसका एक उदाहरण लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में गोलाकार क्लस्टर होंगे, जो एक द्विमॉडल आबादी दिखाते हैं। कम उम्र में, ये क्लस्टर एक विशाल आणविक बादल से टकरा सकते थे, जिसने स्टार गठन की एक नई लहर को ट्रिगर किया, लेकिन गोलाकार क्लस्टर की उम्र की तुलना में स्टार गठन की यह अवधि अपेक्षाकृत कम है।

गोलाकार समूहों के अवलोकन से पता चलता है कि वे मुख्य रूप से प्रभावी स्टार गठन वाले क्षेत्रों में होते हैं, यानी जहां इंटरस्टेलर माध्यम में सामान्य स्टार गठन क्षेत्रों की तुलना में उच्च घनत्व होता है। गोलाकार गुच्छों का निर्माण उन क्षेत्रों में होता है जहाँ तारे का निर्माण होता है और अंतःक्रियात्मक आकाशगंगाएँ होती हैं। अध्ययन केंद्रीय द्रव्यमान और अंडाकार और गोलाकार समूहों के आकार के बीच एक सहसंबंध के अस्तित्व को भी दिखाते हैं। ऐसी आकाशगंगाओं में द्रव्यमान अक्सर आकाशगंगा के गोलाकार समूहों के कुल द्रव्यमान के करीब होता है।

वर्तमान में कोई सक्रिय रूप से तारा बनाने वाले गोलाकार समूह ज्ञात नहीं हैं, और यह इस दृष्टिकोण के अनुरूप है कि वे आकाशगंगा में सबसे पुरानी वस्तुएं हैं और उनमें बहुत पुराने तारे हैं। गोलाकार समूहों के अग्रदूत बहुत बड़े तारा बनाने वाले क्षेत्र हो सकते हैं जिन्हें विशाल तारा समूहों के रूप में जाना जाता है (उदाहरण के लिए, मिल्की वे में वेस्टरलंड -1)।

मिश्रण

Djorgovski 1 क्लस्टर के सितारों में केवल हाइड्रोजन और हीलियम होते हैं और उन्हें "लो-मेटल" कहा जाता है।

गोलाकार समूहों में आमतौर पर सैकड़ों-हजारों पुराने, कम-धातु वाले तारे होते हैं। गोलाकार समूहों में पाए जाने वाले तारे उभार के समान होते हैं। उनके पास गैस और धूल की कमी है, और यह माना जाता है कि वे लंबे समय से सितारों में बदल गए हैं। गोलाकार समूहों में सितारों की उच्च सांद्रता होती है - औसतन लगभग 0.4 तारे प्रति घन पारसेक, और क्लस्टर के केंद्र में प्रति घन पारसेक 100 या 1000 तारे होते हैं (तुलना के लिए, सूर्य के आसपास के क्षेत्र में, एकाग्रता है 0.12 तारे प्रति घन पारसेक)। गोलाकार समूहों को ग्रह प्रणालियों के अस्तित्व के लिए एक अनुकूल स्थान नहीं माना जाता है, क्योंकि घने समूहों के कोर में कक्षाएँ पड़ोसी सितारों के पारित होने के कारण होने वाली गड़बड़ी के कारण गतिशील रूप से अस्थिर होती हैं। 1 AU की दूरी पर परिक्रमा करने वाला ग्रह। ई. घने क्लस्टर के मूल में एक तारे से (उदाहरण के लिए, 47 Tucanae), सैद्धांतिक रूप से केवल 100 मिलियन वर्ष मौजूद हो सकता है। वह घटना जिसके कारण पल्सर का निर्माण हुआ।

कुछ गोलाकार समूह, जैसे आकाशगंगा में ओमेगा सेंटॉरी और एंड्रोमेडा गैलेक्सी में मायाल II, अत्यंत विशाल (कई मिलियन सौर द्रव्यमान) हैं और इसमें कई तारकीय पीढ़ियों के तारे होते हैं। इन दोनों समूहों को इस बात का प्रमाण माना जा सकता है कि सुपरमैसिव ग्लोबुलर क्लस्टर बौनी आकाशगंगाओं के केंद्र हैं जिन्हें विशाल आकाशगंगाओं ने निगल लिया है। आकाशगंगा में लगभग एक चौथाई गोलाकार समूह बौने आकाशगंगाओं का हिस्सा हो सकते हैं।

कुछ गोलाकार समूहों (उदाहरण के लिए, M15) में बहुत विशाल कोर होते हैं जिनमें ब्लैक होल हो सकते हैं, हालांकि मॉडलिंग से पता चलता है कि उपलब्ध टिप्पणियों को कम बड़े पैमाने पर ब्लैक होल की उपस्थिति के साथ-साथ एकाग्रता (या बड़े पैमाने पर) द्वारा समान रूप से अच्छी तरह से समझाया गया है।

क्लस्टर एम 53 ने कई सितारों के साथ खगोलविदों को आश्चर्यचकित कर दिया, जिन्हें ब्लू स्ट्रैगलर कहा जाता है।

गोलाकार समूह आमतौर पर जनसंख्या II सितारों से बने होते हैं जिनमें भारी तत्वों की कम बहुतायत होती है। खगोलविद भारी तत्वों को धातु कहते हैं, और एक तारे में इन तत्वों की सापेक्षिक सांद्रता, धात्विकता। ये तत्व तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस की प्रक्रिया में बनते हैं, और फिर तारों की एक नई पीढ़ी का हिस्सा बन जाते हैं। इस प्रकार, धातुओं का अनुपात एक तारे की आयु का संकेत दे सकता है, और पुराने सितारों में आमतौर पर कम धातुएं होती हैं।

डच खगोलशास्त्री पीटर ओस्टरहोफ ने देखा कि गोलाकार समूहों की शायद दो आबादी हैं जिन्हें "ओस्टरहोफ समूह" कहा जाता है। दोनों समूहों में धात्विक तत्वों की कमजोर वर्णक्रमीय रेखाएँ होती हैं, लेकिन टाइप I (OoI) तारों की रेखाएँ टाइप II (OoII) की तरह कमजोर नहीं होती हैं और दूसरे समूह में RR Lyrae चर में थोड़ी लंबी अवधि होती है। इस प्रकार, टाइप I तारे उन्हें "धातुओं में समृद्ध" कहा जाता है, और टाइप II सितारे - "निम्न धातु"। ये दो आबादी कई आकाशगंगाओं में देखी जाती है, विशेष रूप से बड़े पैमाने पर अण्डाकार में। दोनों आयु वर्ग लगभग स्वयं ब्रह्मांड के समान ही हैं, लेकिन धात्विकता में एक दूसरे से भिन्न हैं। इस अंतर को समझाने के लिए विभिन्न परिकल्पनाओं को सामने रखा गया है, जिसमें गैस-समृद्ध आकाशगंगाओं के साथ विलय, बौनी आकाशगंगाओं का अवशोषण और एक ही आकाशगंगा में तारा निर्माण के कई चरण शामिल हैं। आकाशगंगा में, निम्न-धातु समूह प्रभामंडल से जुड़े होते हैं, जबकि धातु-समृद्ध समूह उभार से जुड़े होते हैं।

आकाशगंगा में, अधिकांश निम्न-धातु समूहों को आकाशगंगा के प्रभामंडल के बाहरी भाग में एक विमान के साथ संरेखित किया जाता है। इससे पता चलता है कि टाइप II क्लस्टर एक उपग्रह आकाशगंगा से कैप्चर किए गए थे और मिल्की वे के गोलाकार क्लस्टर सिस्टम के सबसे पुराने सदस्य नहीं हैं, जैसा कि पहले सोचा गया था। इस मामले में दो प्रकार के समूहों के बीच के अंतर को दो आकाशगंगाओं ने अपने क्लस्टर सिस्टम बनाने के बीच की देरी से समझाया है।

विदेशी घटक

गोलाकार समूहों में, तारों का घनत्व बहुत अधिक होता है, और इसलिए अक्सर निकट मार्ग और टकराव होते हैं। इसका एक परिणाम गोलाकार समूहों (उदाहरण के लिए, ब्लू स्ट्रैगलर, मिलीसेकंड पल्सर, और कम-द्रव्यमान एक्स-रे बायनेरिज़) में सितारों के कुछ विदेशी वर्गों की अधिकता है। ब्लू स्ट्रैगलर तब बनते हैं जब दो तारे टकराते हैं, संभवतः एक बाइनरी सिस्टम के साथ टकराव के परिणामस्वरूप। ऐसा तारा क्लस्टर के अन्य सितारों की तुलना में अधिक गर्म होता है, जिसमें समान चमक होती है, और इस प्रकार मुख्य अनुक्रम सितारों से भिन्न होता है जो क्लस्टर के जन्म के समय बनते थे।

1970 के दशक से खगोलविद गोलाकार समूहों में ब्लैक होल की तलाश कर रहे हैं, लेकिन इस कार्य के लिए टेलीस्कोप के उच्च रिज़ॉल्यूशन की आवश्यकता होती है, इसलिए केवल आगमन के साथ ही पहली पुष्टि की गई खोज की गई थी। अवलोकनों के आधार पर, गोलाकार क्लस्टर एम 15 में एक मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल (4,000 सौर द्रव्यमान) और एंड्रोमेडा आकाशगंगा में मायाल II क्लस्टर में एक ब्लैक होल (~ 2 10 4 एम ) की उपस्थिति के बारे में एक धारणा बनाई गई थी। . मायाल II से एक्स-रे और रेडियो उत्सर्जन एक मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल से मेल खाता है। वे विशेष रुचि के हैं क्योंकि वे पहले ब्लैक होल हैं जिनमें साधारण तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल और आकाशगंगाओं के कोर में सुपरमैसिव ब्लैक होल के बीच एक मध्यवर्ती द्रव्यमान होता है। मध्यवर्ती ब्लैक होल का द्रव्यमान क्लस्टर के द्रव्यमान के समानुपाती होता है, जो सुपरमैसिव ब्लैक होल के द्रव्यमान और उनके आसपास की आकाशगंगाओं के बीच पहले से खोजे गए संबंध को पूरा करता है।

मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के दावों को वैज्ञानिक समुदाय द्वारा कुछ संदेह के साथ पूरा किया गया है। तथ्य यह है कि गोलाकार समूहों में सबसे घनी वस्तुएं धीरे-धीरे अपने आंदोलन को धीमा कर देती हैं और "मास सेग्रीगेशन" नामक प्रक्रिया के परिणामस्वरूप क्लस्टर के केंद्र में समाप्त हो जाती हैं। गोलाकार समूहों में, ये सफेद बौने और न्यूट्रॉन तारे होते हैं। होल्गर बॉमगार्ड और उनके सहयोगियों द्वारा किए गए शोध में उल्लेख किया गया है कि M15 और मायाल II में द्रव्यमान-से-प्रकाश अनुपात ब्लैक होल की उपस्थिति के बिना भी क्लस्टर के केंद्र की ओर तेजी से बढ़ना चाहिए।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख

M3 क्लस्टर का रंग-परिमाण आरेख। परिमाण 19 के आसपास एक विशेषता "घुटने" है जहां तारे विशाल चरण में प्रवेश करना शुरू करते हैं।

हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख (H-R आरेख) एक ग्राफ़ है जो निरपेक्ष परिमाण और रंग सूचकांक के बीच संबंध को दर्शाता है। B-V रंग सूचकांक तारे की नीली-प्रकाश चमक, या B, और दृश्य-प्रकाश (पीला-हरा), या V, रंग सूचकांक मानों के बीच का अंतर है। बड़े B-V रंग सूचकांक मान एक शांत लाल तारे को इंगित करते हैं, जबकि नकारात्मक मान एक गर्म सतह वाले नीले तारे के अनुरूप होते हैं। . जब सूर्य के निकट के तारों को H-R आरेख पर आलेखित किया जाता है, तो यह विभिन्न द्रव्यमानों, आयु और रचनाओं के तारों के वितरण को दर्शाता है। आरेख में कई तारे ऊपरी बाएँ (उच्च चमक, प्रारंभिक वर्णक्रमीय प्रकार) से निचले दाएँ (कम चमक, देर से वर्णक्रमीय प्रकार) से ढलान वाले वक्र के अपेक्षाकृत करीब हैं। इन तारों को मुख्य अनुक्रम तारे कहा जाता है। हालाँकि, आरेख में ऐसे तारे भी शामिल हैं जो तारकीय विकास के बाद के चरणों में हैं और मुख्य अनुक्रम से उतरे हैं।

चूँकि एक गोलाकार समूह में सभी तारे हमसे लगभग समान दूरी पर हैं, उनका निरपेक्ष परिमाण उनके स्पष्ट परिमाण से लगभग समान मात्रा में भिन्न होता है। एक गोलाकार क्लस्टर में मुख्य अनुक्रम तारे सूर्य के आसपास के समान सितारों के समान होते हैं और मुख्य अनुक्रम रेखा के साथ पंक्तिबद्ध होंगे। इस धारणा की सटीकता की पुष्टि क्लस्टर में समान प्रकार के सितारों के साथ निकटवर्ती लघु-अवधि के चर सितारों (जैसे आरआर लाइरा) और सेफिड्स के परिमाण की तुलना करके प्राप्त तुलनीय परिणामों से होती है।

एच-आर आरेख पर वक्रों की तुलना करके, कोई भी क्लस्टर में मुख्य अनुक्रम सितारों के पूर्ण परिमाण को निर्धारित कर सकता है। यह बदले में, स्पष्ट तारकीय परिमाण के मूल्य के आधार पर क्लस्टर की दूरी का अनुमान लगाना संभव बनाता है। सापेक्ष और निरपेक्ष मानों के बीच का अंतर, दूरी मापांक, दूरी का अनुमान देता है।

जब एक गोलाकार क्लस्टर के सितारों को जी-आर आरेख पर प्लॉट किया जाता है, तो कई मामलों में लगभग सभी सितारे एक निश्चित निश्चित वक्र पर गिरते हैं, जो सूर्य के पास सितारों के जी-आर आरेख से भिन्न होता है, जो विभिन्न उम्र और उत्पत्ति के सितारों को एक में जोड़ता है। पूरा का पूरा। गोलाकार समूहों के लिए वक्र का आकार सितारों के समूहों की एक विशेषता है जो एक ही सामग्री से लगभग एक ही समय में बनते हैं और केवल उनके प्रारंभिक द्रव्यमान में भिन्न होते हैं। चूंकि एच-आर आरेख में प्रत्येक तारे की स्थिति उम्र पर निर्भर करती है, एक गोलाकार क्लस्टर के लिए वक्र के आकार का उपयोग तारकीय आबादी की कुल आयु का अनुमान लगाने के लिए किया जा सकता है।

सबसे विशाल मुख्य अनुक्रम वाले सितारों में उच्चतम निरपेक्ष परिमाण होगा, और ये तारे विशाल चरण में प्रवेश करने वाले पहले व्यक्ति होंगे। क्लस्टर की उम्र के रूप में, कम द्रव्यमान वाले सितारे विशाल चरण में संक्रमण करना शुरू कर देंगे, इसलिए एक प्रकार की तारकीय आबादी वाले क्लस्टर की आयु को उन सितारों की तलाश करके मापा जा सकता है जो अभी विशाल चरण में संक्रमण की शुरुआत कर रहे हैं। वे मुख्य अनुक्रम रेखा के संबंध में ऊपरी दाएं कोने में घूर्णन के साथ एचपी आरेख में "घुटने" बनाते हैं। मोड़ के क्षेत्र में पूर्ण परिमाण गोलाकार क्लस्टर की उम्र पर निर्भर करता है, इसलिए आयु पैमाने को परिमाण के समानांतर अक्ष पर प्लॉट किया जा सकता है।

इसके अलावा, एक गोलाकार क्लस्टर की उम्र सबसे ठंडे सफेद बौनों के तापमान से निर्धारित की जा सकती है। गणनाओं के परिणामस्वरूप, यह पाया गया कि गोलाकार समूहों की विशिष्ट आयु 12.7 बिलियन वर्ष तक पहुंच सकती है। इसमें वे खुले तारा समूहों से महत्वपूर्ण रूप से भिन्न हैं, जो केवल कुछ दसियों लाख वर्ष पुराने हैं।

गोलाकार समूहों की आयु पूरे ब्रह्मांड की आयु सीमा पर एक सीमा लगाती है। ब्रह्मांड विज्ञान में यह निचली सीमा एक महत्वपूर्ण बाधा रही है। 1990 के दशक की शुरुआत में, खगोलविदों को गोलाकार समूहों की उम्र के अनुमानों का सामना करना पड़ा जो कि ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल के सुझाव से पुराने थे। हालांकि, गहरे आकाश सर्वेक्षण के माध्यम से ब्रह्मांड संबंधी मापदंडों के विस्तृत माप और COBE जैसे उपग्रहों की उपस्थिति ने इस समस्या को हल कर दिया है।

गोलाकार समूहों के विकास के अध्ययन का उपयोग क्लस्टर बनाने वाली गैस और धूल के संयोजन के कारण होने वाले परिवर्तनों को निर्धारित करने के लिए भी किया जा सकता है। फिर गोलाकार समूहों के अध्ययन से प्राप्त आंकड़ों का उपयोग संपूर्ण आकाशगंगा के विकास का अध्ययन करने के लिए किया जाता है।

गोलाकार समूहों में, कुछ तारे होते हैं जिन्हें ब्लू स्ट्रैगलर के रूप में जाना जाता है, जो मुख्य अनुक्रम से चमकीले नीले सितारों की ओर बढ़ते हुए दिखाई देते हैं। इन सितारों की उत्पत्ति अभी भी स्पष्ट नहीं है, लेकिन अधिकांश मॉडलों का सुझाव है कि इन सितारों का निर्माण बाइनरी और ट्रिपल सिस्टम में सितारों के बीच बड़े पैमाने पर स्थानांतरण का परिणाम है।

आकाशगंगा आकाशगंगा में गोलाकार तारा समूह

गोलाकार समूह हमारी आकाशगंगा के सामूहिक सदस्य हैं और इसकी गोलाकार उपप्रणाली का हिस्सा हैं: वे आकाशगंगा के द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर 200 किमी/सेकेंड के वेग और 10 8 -10 9 वर्षों की कक्षीय अवधि के साथ अत्यधिक लंबी कक्षाओं में घूमते हैं। हमारी आकाशगंगा में गोलाकार समूहों की उम्र अपनी उम्र के करीब पहुंच रही है, जिसकी पुष्टि उनके हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेखों से होती है, जिसमें नीले रंग की तरफ मुख्य अनुक्रम में एक विशिष्ट विराम होता है, जो बड़े पैमाने पर सितारों के परिवर्तन का संकेत देता है - क्लस्टर के सदस्य।

खुले समूहों और तारकीय संघों के विपरीत, गोलाकार समूहों के अंतरतारकीय माध्यम में थोड़ी गैस होती है: इस तथ्य को एक तरफ, 10-30 किमी / सेकंड के कम परवलयिक वेग से और दूसरी ओर, उनके महान द्वारा समझाया गया है। आयु; एक अतिरिक्त कारक, जाहिरा तौर पर, हमारे गैलेक्सी के केंद्र के चारों ओर अपने विमान के माध्यम से क्रांति के दौरान आवधिक मार्ग है, जिसमें गैस के बादल केंद्रित होते हैं, जो इस तरह के मार्ग के दौरान किसी की अपनी गैस को "बाहर निकालने" में योगदान देता है।

अन्य आकाशगंगाओं में गोलाकार तारा समूह

टारेंटयुला नेबुला के मध्य क्षेत्र में एक समूह, युवा और गर्म सितारों का समूह

अन्य आकाशगंगाओं में (उदाहरण के लिए, मैगेलैनिक बादलों में), अपेक्षाकृत युवा गोलाकार समूह भी देखे जाते हैं।

LMC और MMO में अधिकांश गोलाकार क्लस्टर हमारी गैलेक्सी के गोलाकार समूहों के विपरीत, युवा सितारों से संबंधित हैं, और ज्यादातर इंटरस्टेलर गैस और धूल में डूबे हुए हैं। उदाहरण के लिए, टारेंटयुला नेबुला नीले-सफेद सितारों के युवा गोलाकार समूहों से घिरा हुआ है। निहारिका के केंद्र में एक युवा, चमकीला समूह होता है।

एंड्रोमेडा आकाशगंगा (M31) में गोलाकार तारा समूह:

अधिकांश M31 गोलाकार समूहों का निरीक्षण करने के लिए, आपको 10 इंच के व्यास के साथ एक दूरबीन की आवश्यकता होती है, जो 5 इंच के दूरबीन में सबसे चमकीला देखा जा सकता है। औसत आवर्धन 150-180 गुना है, दूरबीन की ऑप्टिकल योजना कोई मायने नहीं रखती है।

G1 (Mayall II) क्लस्टर स्थानीय समूह का सबसे चमकीला क्लस्टर है, जो 170,000 ly की दूरी पर है। वर्षों।

ओपन स्टार क्लस्टर

एनजीसी 265, स्माल मैगेलैनिक क्लाउड में एक खुला तारा समूह।

ओपन स्टार क्लस्टर ( खुला क्लस्टर) सितारों का एक समूह है (संख्या में कई हजार तक) एक विशाल आणविक बादल से बनता है और लगभग एक ही उम्र का होता है। हमारी गैलेक्सी में 1100 से अधिक खुले क्लस्टर खोजे गए हैं, लेकिन यह माना जाता है कि कई और भी हैं। ऐसे समूहों में तारे अपेक्षाकृत कमजोर गुरुत्वाकर्षण बलों द्वारा एक दूसरे से जुड़े होते हैं, इसलिए, जब वे गांगेय केंद्र के चारों ओर घूमते हैं, तो अन्य समूहों या गैस के बादलों के पास से गुजरने के कारण क्लस्टर नष्ट हो सकते हैं, इस स्थिति में उन्हें बनाने वाले तारे आकाशगंगा की सामान्य आबादी का हिस्सा बनें; क्लस्टर के भीतर जटिल गुरुत्वाकर्षण अंतःक्रियाओं के परिणामस्वरूप अलग-अलग सितारों को भी बाहर निकाला जा सकता है। समूहों की विशिष्ट आयु कई सौ मिलियन वर्ष है। खुले तारा समूह केवल सर्पिल और अनियमित आकाशगंगाओं में पाए जाते हैं, जहाँ सक्रिय तारा निर्माण प्रक्रियाएँ होती हैं।

युवा खुले समूह आणविक बादल के अंदर हो सकते हैं जिससे वे बने थे, और इसे "रोशनी" कर सकते हैं, जिसके परिणामस्वरूप आयनित हाइड्रोजन का एक क्षेत्र होता है। समय के साथ, क्लस्टर से विकिरण दबाव बादल को फैलाता है। एक नियम के रूप में, गैस बादल के द्रव्यमान के केवल 10% के पास तारे बनाने का समय होता है, इससे पहले कि शेष गैस प्रकाश के दबाव से फैल जाती है।

तारकीय विकास का अध्ययन करने के लिए ओपन स्टार क्लस्टर प्रमुख वस्तुएं हैं। इस तथ्य के कारण कि क्लस्टर सदस्यों की आयु और रासायनिक संरचना समान होती है, अन्य विशेषताओं के प्रभाव अलग-अलग सितारों की तुलना में समूहों के लिए निर्धारित करना आसान होता है। कुछ खुले क्लस्टर, जैसे कि प्लीएड्स, हाइड्स या अल्फा पर्सियस क्लस्टर, नग्न आंखों को दिखाई देते हैं। कुछ अन्य, जैसे पर्सियस डबल क्लस्टर, बिना उपकरणों के मुश्किल से दिखाई देते हैं, और कई अन्य केवल दूरबीन या दूरबीन से देखे जा सकते हैं, जैसे कि वाइल्ड डक क्लस्टर (एम 11)।

ऐतिहासिक अवलोकन

विस्टा टेलीस्कोप द्वारा खोजे गए खुले समूहों की 30 छवियों का मोज़ेक। प्रत्यक्ष अवलोकन से, ये क्लस्टर आकाशगंगा की धूल से ढके हुए हैं।

चमकीले खुले तारा समूह प्लीएड्स को प्राचीन काल से जाना जाता है, और हाइड्स नक्षत्र वृषभ का हिस्सा हैं, जो सबसे प्राचीन नक्षत्रों में से एक है। अन्य समूहों को प्रारंभिक खगोलविदों द्वारा प्रकाश के अविभाज्य फजी पैच के रूप में वर्णित किया गया था। ग्रीक खगोलशास्त्री क्लॉडियस टॉलेमी ने अपने नोट्स में मैनगर, पर्सियस में डबल क्लस्टर और टॉलेमी के क्लस्टर का उल्लेख किया है; और फारसी खगोलशास्त्री अस-सूफी ने ओमिक्रॉन सेल्स क्लस्टर का वर्णन किया। हालांकि, केवल दूरबीन के आविष्कार ने इन अस्पष्ट वस्तुओं में अलग-अलग सितारों को अलग करना संभव बना दिया। इसके अलावा, 1603 में, जोहान बेयर ने इन संरचनाओं को ऐसे पदनाम दिए जैसे कि वे अलग-अलग सितारे हों।

1609 में तारों वाले आकाश का निरीक्षण करने और इन अवलोकनों के परिणामों को रिकॉर्ड करने के लिए टेलिस्कोप का उपयोग करने वाले पहले व्यक्ति इतालवी खगोलशास्त्री गैलीलियो गैलीली थे। टॉलेमी द्वारा वर्णित कुछ अस्पष्ट वस्तुओं का अध्ययन करते समय, गैलीलियो ने पाया कि वे अलग-अलग तारे नहीं थे, बल्कि बड़ी संख्या में तारों के समूह थे। इसलिए, मंगर में, उन्होंने 40 से अधिक सितारों को प्रतिष्ठित किया। जबकि उनके पूर्ववर्तियों ने प्लीएड्स में 6-7 सितारों को प्रतिष्ठित किया, गैलीलियो ने लगभग 50 की खोज की। अपने 1610 ग्रंथ साइडरियस नुनसियस में, वे लिखते हैं: "... गैलेक्सिया समूहों में स्थित कई सितारों के संग्रह से ज्यादा कुछ नहीं है". गैलीलियो के काम से प्रेरित होकर, सिसिली के खगोलशास्त्री जियोवानी होडिएर्ना शायद पहले खगोलविद थे जिन्होंने दूरबीन के साथ पहले से अज्ञात खुले समूहों को खोजा था। 1654 में, उन्होंने अब मेसियर 41, मेसियर 47, एनजीसी 2362 और एनजीसी 2451 नामक वस्तुओं की खोज की।

1767 में, अंग्रेजी प्रकृतिवादी रेव जॉन मिशेल ने गणना की कि प्लीएड्स जैसे एकल समूह के लिए भी, इसके घटक सितारों को एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए यादृच्छिक रूप से पंक्तिबद्ध करने की संभावना 496,000 में 1 थी; यह स्पष्ट हो गया कि समूहों में तारे शारीरिक रूप से जुड़े हुए हैं। 1774-1781 में, फ्रांसीसी खगोलशास्त्री चार्ल्स मेसियर ने खगोलीय पिंडों की एक सूची प्रकाशित की, जिसमें धूमकेतु जैसी धुंधली उपस्थिति थी। इस कैटलॉग में 26 खुले क्लस्टर शामिल हैं। 1790 के दशक में, अंग्रेजी खगोलशास्त्री विलियम हर्शल ने अस्पष्ट आकाशीय पिंडों का व्यापक अध्ययन शुरू किया। उन्होंने पाया कि इनमें से कई संरचनाओं को अलग-अलग सितारों के समूहों में तोड़ा जा सकता है। हर्शल ने सुझाव दिया कि शुरू में तारे अंतरिक्ष में बिखरे हुए थे, और फिर, गुरुत्वाकर्षण बलों के परिणामस्वरूप, स्टार सिस्टम का गठन किया। उन्होंने नेबुला को 8 श्रेणियों में विभाजित किया, और कक्षा VI से VIII को तारा समूहों को वर्गीकृत करने के लिए सौंपा।

खगोलविदों के प्रयासों से ज्ञात समूहों की संख्या में वृद्धि होने लगी। सैकड़ों खुले समूहों को न्यू जनरल कैटलॉग (एनजीसी) में सूचीबद्ध किया गया था, जिसे पहली बार 1888 में डेनिश-आयरिश खगोलशास्त्री जे.एल.ई. ड्रेयर द्वारा प्रकाशित किया गया था, साथ ही 1896 और 1905 में प्रकाशित दो अतिरिक्त इंडेक्स कैटलॉग में। पहले में एक नियमित गोलाकार वितरण के अनुसार व्यवस्थित हजारों तारे शामिल थे; वे पूरे आकाश में मिले, लेकिन सबसे सघन - आकाशगंगा के केंद्र की दिशा में। उत्तरार्द्ध की तारकीय आबादी अधिक दुर्लभ थी, और आकार अधिक अनियमित था। ऐसे क्लस्टर आमतौर पर गांगेय तल के अंदर या पास स्थित होते हैं। खगोलविदों ने पहली बार डब किया गोलाकार तारा समूह, और दूसरा - ओपन स्टार क्लस्टर. उनके स्थान के कारण, खुले समूहों को कभी-कभी कहा जाता है आकाशगंगा समूहयह शब्द 1925 में स्विस-अमेरिकी खगोलशास्त्री रॉबर्ट जूलियस ट्रम्पलर द्वारा प्रस्तावित किया गया था।

गुच्छों में तारों की स्थिति का सूक्ष्म माप पहले 1877 में जर्मन खगोलशास्त्री ई. स्कोनफेल्ड द्वारा और फिर 1898-1921 में अमेरिकी खगोलशास्त्री ई. ई. बरनार्ड द्वारा किया गया था। इन प्रयासों से तारकीय गति के कोई संकेत नहीं मिले हैं। हालांकि, 1918 में, डच-अमेरिकी खगोलशास्त्री एड्रियन वैन मेनन, समय में विभिन्न बिंदुओं पर ली गई फोटोग्राफिक प्लेटों की तुलना करके, प्लीएड्स क्लस्टर के हिस्से के लिए सितारों की उचित गति को मापने में सक्षम थे। जैसे-जैसे एस्ट्रोमेट्री अधिक से अधिक सटीक होती गई, यह स्पष्ट हो गया कि तारों के समूह अंतरिक्ष में समान उचित गति साझा करते हैं। 1918 में 1918 में प्राप्त प्लीएड्स की फोटोग्राफिक प्लेटों की तुलना 1943 से की गई, वैन मानेन उन सितारों को अलग करने में सक्षम थी जिनकी उचित गति क्लस्टर के औसत के समान थी, और इस प्रकार क्लस्टर के संभावित सदस्यों की पहचान करते हैं। स्पेक्ट्रोस्कोपिक अवलोकनों ने सामान्य रेडियल वेगों को प्रकट किया है, इस प्रकार यह दर्शाता है कि क्लस्टर एक समूह में एक साथ जुड़े सितारों से बने होते हैं।

खुले समूहों के लिए पहला रंग-चमकदार आरेख 1911 में एइनर हर्ट्ज़स्प्रंग द्वारा प्रकाशित किया गया था, साथ ही प्लेइड्स और हाइड्स के आरेख भी। अगले 20 वर्षों में, उन्होंने खुले समूहों के अध्ययन पर अपना काम जारी रखा। स्पेक्ट्रोस्कोपिक डेटा से, वह खुले समूहों के लिए आंतरिक गति की ऊपरी सीमा निर्धारित करने और अनुमान लगाने में सक्षम था कि इन वस्तुओं का कुल द्रव्यमान कई सौ सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं है। उन्होंने सितारों के रंगों और उनकी चमक के बीच संबंध का प्रदर्शन किया, और 1929 में उल्लेख किया कि हाइड्स और मैंजर्स की तारकीय आबादी प्लीएड्स की आबादी से भिन्न है। इसके बाद, इन तीन समूहों की उम्र के अंतर से इसे समझाया गया।

शिक्षा

इन्फ्रारेड ओरियन नेबुला के दिल में पैदा होने वाले घने क्लस्टर को दिखाता है।

एक खुले क्लस्टर का निर्माण एक विशाल आणविक बादल के भाग के पतन के साथ शुरू होता है, गैस और धूल का एक ठंडा घना बादल, जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान से कई हजार गुना अधिक होता है। ऐसे बादलों का घनत्व 10 2 से 10 6 तटस्थ हाइड्रोजन अणु प्रति सेमी 3 होता है, जबकि तारे का निर्माण 10 4 अणुओं/सेमी 3 से अधिक घनत्व वाले भागों में शुरू होता है। एक नियम के रूप में, केवल 1-10% बादल मात्रा इस घनत्व से अधिक है। पतन से पहले, ऐसे बादल चुंबकीय क्षेत्र, अशांति और घूर्णन के कारण यांत्रिक संतुलन बनाए रख सकते हैं।

ऐसे कई कारक हैं जो एक विशाल आणविक बादल के संतुलन को बिगाड़ सकते हैं, जिससे पतन हो सकता है और सक्रिय स्टार गठन की प्रक्रिया की शुरुआत हो सकती है, जिसके परिणामस्वरूप एक खुला क्लस्टर हो सकता है। इनमें शामिल हैं: करीबी लोगों से सदमे की लहरें, अन्य बादलों के साथ टकराव, गुरुत्वाकर्षण बातचीत। लेकिन बाहरी कारकों की अनुपस्थिति में भी, बादल के कुछ हिस्से ऐसी स्थिति में पहुंच सकते हैं जहां वे अस्थिर हो जाते हैं और ढहने की संभावना होती है। बादल का ढहने वाला क्षेत्र छोटे क्षेत्रों (इन्फ्रारेड डार्क क्लाउड्स के रूप में ज्ञात अपेक्षाकृत घने क्षेत्रों सहित) में पदानुक्रमित विखंडन का अनुभव करता है, जो अंततः बड़ी संख्या में (कई हजार तक) सितारों के जन्म की ओर जाता है। तारे के निर्माण की यह प्रक्रिया एक ढहते हुए बादल के एक खोल में शुरू होती है जो देखने से छिप जाता है, हालांकि यह अवरक्त टिप्पणियों की अनुमति देता है। ऐसा माना जाता है कि मिल्की वे आकाशगंगा में, हर कई हज़ार वर्षों में एक बार एक नया खुला समूह बनता है।

"सृजन के स्तंभ" - ईगल नेबुला का एक क्षेत्र, जहां एक आणविक बादल युवा विशाल सितारों से तारकीय हवा से उड़ा दिया जाता है।

नवगठित सितारों में से सबसे गर्म और सबसे विशाल (ओबी सितारों के रूप में जाना जाता है) पराबैंगनी में तीव्रता से विकिरण करते हैं, जो लगातार आसपास के आणविक बादल गैस को आयनित करता है और एच II क्षेत्र बनाता है। बड़े सितारों से तारकीय हवा और विकिरण दबाव गैस में ध्वनि की गति के बराबर गति से गर्म आयनित गैस को तेज करना शुरू कर देता है। कुछ मिलियन वर्ष बाद, क्लस्टर में पहला सुपरनोवा विस्फोट होता है ( कोर-पतन सुपरनोवा), जो गैस को उसके आसपास के क्षेत्र से बाहर भी धकेलता है। ज्यादातर मामलों में, ये प्रक्रियाएं 10 मिलियन वर्षों के भीतर सभी गैसों को गति देती हैं, और स्टार बनना बंद हो जाता है। लेकिन गठित प्रोटोस्टार में से लगभग आधे परिस्थितिजन्य डिस्क से घिरे होंगे, जिनमें से कई अभिवृद्धि डिस्क होंगे।

चूँकि बादल के केंद्र से केवल 30 से 40% गैस ही तारे बनाती है, गैस का फैलाव तारे के निर्माण की प्रक्रिया में बहुत बाधा डालता है। नतीजतन, सभी क्लस्टर प्रारंभिक चरण में बड़े पैमाने पर नुकसान का अनुभव करते हैं, और इस स्तर पर काफी बड़ा हिस्सा पूरी तरह से टूट जाता है। इस दृष्टिकोण से, एक खुले क्लस्टर का बनना इस बात पर निर्भर करता है कि गुरुत्वाकर्षण से पैदा हुए तारे बंधे हैं या नहीं; यदि ऐसा नहीं है, तो एक क्लस्टर के बजाय एक असंबंधित तारकीय संघ उत्पन्न होगा। यदि प्लीएड्स जैसा क्लस्टर बनता है, हालांकि, यह अपने मूल तारों की संख्या का केवल 1/3 हिस्सा ही धारण कर सकता है, और गैस के नष्ट होने के बाद बाकी को बाध्य नहीं किया जाएगा। युवा सितारे जो अब होम क्लस्टर से संबंधित नहीं हैं, वे मिल्की वे की सामान्य आबादी का हिस्सा बन जाएंगे।

इस तथ्य के कारण कि लगभग सभी तारे समूहों में बनते हैं, बाद वाले को आकाशगंगाओं का मूल निर्माण खंड माना जाता है। गैस प्रकीर्णन की तीव्र प्रक्रियाएं, जो जन्म के समय कई तारा समूहों का निर्माण और विनाश करती हैं, आकाशगंगाओं की रूपात्मक और गतिज संरचनाओं पर अपनी छाप छोड़ती हैं। अधिकांश नवगठित खुले समूहों में 100 या अधिक सितारों की आबादी होती है और 50 या अधिक सौर का द्रव्यमान होता है। सबसे बड़े समूहों में 10 4 सौर द्रव्यमान तक हो सकते हैं (वेस्टरलंड 1 क्लस्टर का द्रव्यमान 5 × 10 4 सौर द्रव्यमान का अनुमान है), जो गोलाकार समूहों के द्रव्यमान के बहुत करीब है। जबकि खुले और गोलाकार क्लस्टर पूरी तरह से अलग-अलग संरचनाएं हैं, दुर्लभ गोलाकार क्लस्टर और सबसे अमीर खुले क्लस्टर की उपस्थिति इतनी भिन्न नहीं हो सकती है। कुछ खगोलविदों का मानना ​​​​है कि इन दो प्रकार के समूहों का निर्माण एक ही तंत्र पर आधारित है, इस अंतर के साथ कि बहुत समृद्ध गोलाकार समूहों के निर्माण के लिए आवश्यक शर्तें - सैकड़ों हजारों तारे - अब हमारी आकाशगंगा में मौजूद नहीं हैं।

एक आणविक बादल से एक से अधिक खुले समूहों का बनना एक विशिष्ट घटना है। इस प्रकार, लार्ज मैगेलैनिक क्लाउड में, टारेंटयुला नेबुला की गैस से बने हॉज 301 और R136 क्लस्टर; आकाशगंगा के दो प्रमुख और आस-पास के समूहों, हाइड्स और मंगर के प्रक्षेपवक्र को ट्रैक करने से यह निष्कर्ष निकलता है कि वे भी लगभग 600 मिलियन वर्ष पहले एक ही बादल से बने थे। कभी-कभी एक ही समय में पैदा हुए क्लस्टर एक डबल क्लस्टर बनाते हैं। हमारी आकाशगंगा में इसका एक प्रमुख उदाहरण पर्सियस डबल क्लस्टर है, जिसमें एनजीसी 869 और एनजीसी 884 शामिल हैं (कभी-कभी गलती से "χ और एच पर्सी" कहा जाता है) "हाय और ऐश पर्सियस"), यद्यपि एचपड़ोसी तारे को संदर्भित करता है, और χ - दोनों समूहों के लिए), हालांकि, इसके अलावा, कम से कम 10 समान समूहों को जाना जाता है। उनमें से और भी छोटे और बड़े मैगेलैनिक बादलों में खोजे जाते हैं: इन वस्तुओं को हमारी गैलेक्सी की तुलना में बाहरी प्रणालियों में पता लगाना आसान होता है, क्योंकि इसकी वजह से प्रक्षेपण प्रभाव, दूर के मित्र समूह एक दूसरे से संबंधित दिख सकते हैं।

आकृति विज्ञान और वर्गीकरण

खुले क्लस्टर कई सितारों के विरल समूहों और हजारों सदस्यों सहित बड़े समूह का प्रतिनिधित्व कर सकते हैं। वे सितारों के अधिक फैले हुए "मुकुट" से घिरे एक अच्छी तरह से परिभाषित, घने कोर से युक्त होते हैं। कोर व्यास आमतौर पर 3-4 सेंट है। जी।, और मुकुट - 40 सेंट। एल क्लस्टर के केंद्र में मानक तारकीय घनत्व 1.5 स्टार/प्रकाश है। छ. 3 (तुलना के लिए: सूर्य के आसपास के क्षेत्र में, यह संख्या ~0.003 sv./St. g. 3 है)।

1930 में रॉबर्ट ट्रम्पलर द्वारा विकसित योजना के अनुसार खुले तारा समूहों को अक्सर वर्गीकृत किया जाता है। इस योजना के अनुसार वर्ग के नाम में 3 भाग होते हैं। पहला भाग रोमन अंकों I-IV द्वारा दर्शाया गया है और इसका अर्थ है क्लस्टर की एकाग्रता और आसपास के तारा क्षेत्र (मजबूत से कमजोर) से इसकी भिन्नता। दूसरा भाग 1 से 3 तक एक अरबी अंक है, जिसका अर्थ है सदस्यों की चमक में प्रसार (छोटे से बड़े प्रसार तक)। तीसरा भाग एक पत्र है पी, एमया आर, एक क्लस्टर में क्रमशः कम, मध्यम या बड़ी संख्या में सितारों को दर्शाता है। यदि क्लस्टर एक नीहारिका के अंदर है, तो अंत में एक अक्षर जोड़ा जाता है एन.

उदाहरण के लिए, ट्रम्पलर योजना के अनुसार, प्लीएड्स को I3rn (अत्यधिक केंद्रित, सितारों में समृद्ध, एक नीहारिका है) के रूप में वर्गीकृत किया गया है, और करीब Hyades - II3m (अधिक खंडित और कम बहुतायत के साथ) के रूप में वर्गीकृत किया गया है।

संख्या और वितरण

एनजीसी 346, स्माल मैगेलैनिक क्लाउड में एक खुला क्लस्टर।

हमारी गैलेक्सी में 1000 से अधिक खुले क्लस्टर खोजे गए हैं, लेकिन उनकी कुल संख्या 10 गुना अधिक हो सकती है। सर्पिल आकाशगंगाओं में, खुले समूह मुख्य रूप से सर्पिल भुजाओं के साथ स्थित होते हैं, जहाँ गैस का घनत्व सबसे अधिक होता है और इसके परिणामस्वरूप, तारा निर्माण प्रक्रियाएँ सबसे अधिक सक्रिय होती हैं; ऐसे क्लस्टर आमतौर पर हाथ छोड़ने का समय होने से पहले फैल जाते हैं। खुले गुच्छों में गांगेय तल के निकट होने की प्रबल प्रवृत्ति होती है।

अनियमित आकाशगंगाओं में, खुले समूह कहीं भी हो सकते हैं, हालाँकि जहाँ गैस का घनत्व अधिक होता है, वहाँ उनकी सघनता अधिक होती है। अण्डाकार आकाशगंगाओं में खुले समूहों का अवलोकन नहीं किया जाता है, क्योंकि उत्तरार्द्ध में तारा निर्माण की प्रक्रिया कई लाखों साल पहले बंद हो गई थी, और गठित समूहों में से अंतिम लंबे समय से छितराया हुआ है।

हमारी आकाशगंगा में खुले समूहों का वितरण उम्र पर निर्भर करता है: पुराने समूह मुख्य रूप से गांगेय केंद्र से अधिक दूरी पर और गांगेय तल से काफी दूरी पर स्थित होते हैं। यह इस तथ्य के कारण है कि समूहों के विनाश में योगदान देने वाले ज्वारीय बल आकाशगंगा के केंद्र के पास अधिक हैं; दूसरी ओर, विशाल आणविक बादल, जो विनाश का कारण भी हैं, आकाशगंगा की डिस्क के आंतरिक क्षेत्रों में केंद्रित हैं; इसलिए, बाहरी क्षेत्रों से उनके "सहयोगियों" की तुलना में आंतरिक क्षेत्रों के समूहों को पहले की उम्र में नष्ट कर दिया जाता है।

स्टार कास्ट

सितारों का एक बहु-मिलियन-वर्ष पुराना समूह (निचला दायां कोना) बड़े मैगेलैनिक बादल में टारेंटयुला नेबुला को रोशन करता है।

इस तथ्य के कारण कि खुले तारा समूह आमतौर पर अपने अधिकांश सितारों के अपने जीवन चक्र को पूरा करने से पहले क्षय हो जाते हैं, क्लस्टर से अधिकांश विकिरण युवा गर्म नीले सितारों से प्रकाश होता है। ऐसे सितारों का सबसे बड़ा द्रव्यमान और सबसे छोटा जीवनकाल होता है - कई दसियों लाख वर्षों के क्रम में। पुराने तारा समूहों में अधिक पीले तारे होते हैं।

कुछ तारा समूहों में गर्म नीले तारे होते हैं जो बाकी समूहों की तुलना में बहुत छोटे दिखाई देते हैं। ये नीले बिखरे हुए तारे गोलाकार समूहों में भी देखे जाते हैं; यह माना जाता है कि गोलाकार गुच्छों के सबसे घने कोर में वे तारों के टकराने और गर्म और अधिक विशाल तारों के बनने के दौरान बनते हैं। हालांकि, खुले समूहों में तारकीय घनत्व गोलाकार समूहों की तुलना में बहुत कम है, और देखे गए युवा सितारों की संख्या को इस तरह के टकराव से नहीं समझाया जा सकता है। यह माना जाता है कि उनमें से ज्यादातर तब बनते हैं जब एक बाइनरी स्टार सिस्टम अन्य सदस्यों के साथ गतिशील बातचीत के कारण एक स्टार में विलीन हो जाता है।

जैसे ही निम्न और मध्यम द्रव्यमान वाले तारे परमाणु संलयन की प्रक्रिया में हाइड्रोजन की अपनी आपूर्ति का उपयोग करते हैं, वे अपनी बाहरी परतों को छोड़ देते हैं और एक सफेद बौने के गठन के साथ एक ग्रह नीहारिका बनाते हैं। हालांकि अधिकांश खुले समूह अपने अधिकांश सदस्यों के श्वेत बौने चरण तक पहुंचने से पहले ही क्षय हो जाते हैं, फिर भी समूहों में सफेद बौनों की संख्या आमतौर पर क्लस्टर की उम्र और अनुमानित प्रारंभिक तारकीय द्रव्यमान वितरण की अपेक्षा बहुत कम होती है। सफेद बौनों की कमी के लिए एक संभावित व्याख्या यह है कि जब एक लाल विशालकाय अपने खोल को छोड़ देता है और एक ग्रह नीहारिका बनाता है, तो निकाले गए पदार्थ के द्रव्यमान में थोड़ी सी विषमता तारे को कई किलोमीटर प्रति सेकंड की गति दे सकती है - इसके लिए पर्याप्त है क्लस्टर छोड़ दें।

उच्च तारकीय घनत्व के कारण, खुले समूहों में तारों का निकट मार्ग असामान्य नहीं है। 1,000 सितारों के एक विशिष्ट समूह और 0.5 पीसी के आधे द्रव्यमान वाले त्रिज्या के लिए, औसतन, प्रत्येक तारा हर 10 मिलियन वर्षों में एक और संपर्क करेगा। सघन गुच्छों में यह समय और भी कम होता है। इस तरह के मार्ग कई युवा सितारों के आसपास पदार्थ के विस्तारित परिस्थितिजन्य डिस्क को बहुत प्रभावित कर सकते हैं। बड़े डिस्क के लिए ज्वारीय गड़बड़ी बड़े पैमाने पर ग्रहों के गठन का कारण बन सकती है, जो 100 एयू की दूरी पर स्थित होगी। ई. या मुख्य तारे से अधिक।

नसीब

त्रिकोणीय आकाशगंगा में NGC 604 आयनित हाइड्रोजन के एक क्षेत्र से घिरा एक अत्यंत विशाल खुला क्लस्टर है।

कई खुले क्लस्टर स्वाभाविक रूप से अस्थिर होते हैं: उनके छोटे द्रव्यमान के कारण, सिस्टम से पलायन वेग इसके घटक सितारों के औसत वेग से कम होता है। ऐसे क्लस्टर कई मिलियन वर्षों में बहुत जल्दी टूट जाते हैं। कई मामलों में, गैस से बाहर धकेलने से युवा सितारों से विकिरण द्वारा पूरी प्रणाली का गठन किया गया था, जिससे क्लस्टर का द्रव्यमान इतना कम हो जाता है कि यह बहुत जल्दी क्षय हो जाता है।

क्लस्टर, जो आसपास के नीहारिकाओं के फैलाव के बाद, गुरुत्वाकर्षण से बंधे होने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान रखते हैं, कई दसियों लाख वर्षों तक अपना आकार बनाए रख सकते हैं, लेकिन समय के साथ, आंतरिक और बाहरी प्रक्रियाएं भी उनके क्षय का कारण बनती हैं। एक तारे के दूसरे तारे के पास से गुजरने से एक तारे की गति इतनी बढ़ सकती है कि वह क्लस्टर से भागने की गति से अधिक हो जाए। इस तरह की प्रक्रियाएं क्लस्टर सदस्यों के क्रमिक "वाष्पीकरण" की ओर ले जाती हैं।

औसतन, हर आधे मिलियन वर्षों में, तारा समूह बाहरी कारकों के प्रभाव का अनुभव करते हैं, उदाहरण के लिए, आणविक बादल के बगल में या उससे गुजरना। गुरुत्वाकर्षण ज्वारीय बल इतनी निकटता से तारा समूहों को नष्ट कर देते हैं। आखिर बन जाता है स्टार स्ट्रीम: तारों के बीच अधिक दूरी होने के कारण ऐसे समूह को क्लस्टर नहीं कहा जा सकता, हालांकि इसके घटक तारे एक दूसरे से जुड़े हुए हैं और समान गति से एक ही दिशा में चलते हैं। जिस समय के बाद क्लस्टर टूट जाता है, वह बाद वाले के प्रारंभिक तारकीय घनत्व पर निर्भर करता है: करीब वाले लंबे समय तक जीवित रहते हैं। क्लस्टर का अनुमानित आधा जीवन (जिसके बाद मूल सितारों का आधा खो जाएगा) प्रारंभिक घनत्व के आधार पर 150 से 800 मिलियन वर्ष तक भिन्न होता है।

क्लस्टर के गुरुत्वाकर्षण से बंधे नहीं रहने के बाद, इसके कई घटक तारे अभी भी अंतरिक्ष में अपनी गति और गति की दिशा बनाए रखेंगे; कहा गया स्टार एसोसिएशन(या तारों का गतिशील समूह) तो, बिग डिपर के "बाल्टी" के कई चमकीले सितारे खुले क्लस्टर के पूर्व सदस्य हैं, जो "बिग डिपर के सितारों का चलती समूह" नामक इस तरह के संघ में बदल गया है। आखिरकार, उनकी गति में छोटे अंतर के कारण, वे पूरी आकाशगंगा में फैल जाएंगे। बड़े संचय धाराएँ बन जाते हैं, बशर्ते कि उनके वेगों और युगों की समानता स्थापित की जा सके; अन्यथा, सितारों को असंबद्ध माना जाएगा।

तारकीय विकास अनुसंधान

दो खुले समूहों के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख। क्लस्टर NGC 188 पुराना है और M 67 की तुलना में मुख्य अनुक्रम से कम विचलन दिखाता है।

एक खुले क्लस्टर के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में, अधिकांश तारे मुख्य अनुक्रम (MS) से संबंधित होंगे। किसी बिंदु पर, जिसे टर्निंग पॉइंट कहा जाता है, सबसे बड़े सितारे एमएस छोड़ देते हैं और लाल दिग्गज बन जाते हैं; एमएस से ऐसे सितारों की "दूरस्थता" क्लस्टर की आयु निर्धारित करना संभव बनाती है।

इस तथ्य के कारण कि क्लस्टर में तारे लगभग समान दूरी पर हैं और एक ही बादल से लगभग एक ही समय में बने हैं, क्लस्टर में सितारों की स्पष्ट चमक में सभी अंतर उनके अलग-अलग द्रव्यमान के कारण हैं। यह खुले तारा समूहों को तारकीय विकास का अध्ययन करने के लिए बहुत उपयोगी वस्तु बनाता है, क्योंकि सितारों की तुलना करते समय, क्लस्टर के लिए कई चर विशेषताओं को तय किया जा सकता है।

उदाहरण के लिए, खुले समूहों से सितारों में लिथियम और बेरिलियम की सामग्री का अध्ययन सितारों के विकास और उनकी आंतरिक संरचना के रहस्यों को जानने में गंभीरता से मदद कर सकता है। हाइड्रोजन परमाणु 10 मिलियन K से कम तापमान पर हीलियम परमाणु नहीं बना सकते हैं, लेकिन लिथियम और बेरिलियम नाभिक क्रमशः 2.5 मिलियन और 3.5 मिलियन K के तापमान पर नष्ट हो जाते हैं। इसका मतलब यह है कि उनकी बहुतायत सीधे इस बात पर निर्भर करती है कि तारे के अंदरूनी हिस्से में पदार्थ कितनी मजबूती से मिला हुआ है। क्लस्टर सितारों में उनकी बहुतायत का अध्ययन करते समय, उम्र और रासायनिक संरचना जैसे चर निश्चित होते हैं।

अध्ययनों से पता चला है कि इन प्रकाश तत्वों की प्रचुरता तारकीय विकास की भविष्यवाणी के मॉडल की तुलना में बहुत कम है। इसके कारण पूरी तरह से स्पष्ट नहीं हैं; स्पष्टीकरणों में से एक यह है कि तारे के आंतरिक भाग में संवहन क्षेत्र से विकिरण हस्तांतरण के स्थिर क्षेत्र में पदार्थ की निकासी होती है ( संवहन ओवरशूट).

खगोलीय दूरी का पैमाना

द वाइल्ड डक (एम 11) आकाशगंगा के केंद्र की ओर स्थित एक बहुत समृद्ध समूह है।

खगोलीय पिंडों से दूरी निर्धारित करना उन्हें समझने की कुंजी है, लेकिन ऐसी अधिकांश वस्तुएं सीधे मापी जाने के लिए बहुत दूर हैं। दूरियों के खगोलीय पैमाने का स्नातक पहले निकटतम वस्तुओं के संबंध में अप्रत्यक्ष और कभी-कभी अनिश्चित मापों के उत्तराधिकार पर निर्भर करता है, जिन दूरियों को सीधे मापा जा सकता है, और फिर अधिक से अधिक दूर के लोगों के लिए। इस सीढ़ी पर खुले तारा समूह सबसे महत्वपूर्ण पायदान हैं।

हमारे निकटतम समूहों की दूरियों को सीधे दो तरीकों में से एक में मापा जा सकता है। सबसे पहले, पास के समूहों के सितारों के लिए, लंबन निर्धारित किया जा सकता है (सूर्य की कक्षा में पृथ्वी की गति के कारण वर्ष के दौरान किसी वस्तु की स्पष्ट स्थिति में मामूली बदलाव), जैसा कि आमतौर पर अलग-अलग सितारों के लिए किया जाता है। 500 सेंट के आसपास के क्षेत्र में प्लीएड्स, हाइड्स और कुछ अन्य क्लस्टर। इस तरह की पद्धति के लिए उनके लिए विश्वसनीय परिणाम देने के लिए वर्ष काफी करीब हैं, और हिप्पर्चस उपग्रह के डेटा ने कई समूहों के लिए सटीक दूरी स्थापित करना संभव बना दिया है।

एक अन्य प्रत्यक्ष विधि तथाकथित है चलती क्लस्टर विधि. यह इस तथ्य पर आधारित है कि क्लस्टर में तारे अंतरिक्ष में गति के समान मापदंडों को साझा करते हैं। क्लस्टर के सदस्यों की उचित गतियों को मापने और मानचित्र पर आकाश में उनके स्पष्ट आंदोलन की साजिश रचने से यह स्थापित करना संभव हो जाएगा कि वे एक बिंदु पर अभिसरण करते हैं। क्लस्टर सितारों के रेडियल वेग को उनके स्पेक्ट्रा में डॉपलर शिफ्ट के माप से निर्धारित किया जा सकता है; जब सभी तीन पैरामीटर - रेडियल वेग, उचित गति, और क्लस्टर से उसके लुप्त बिंदु तक कोणीय दूरी - ज्ञात हो, सरल त्रिकोणमितीय गणना क्लस्टर की दूरी की गणना करने की अनुमति देगी। इस पद्धति का उपयोग करने का सबसे प्रसिद्ध मामला हाइड्स से संबंधित है और इससे उन्हें 46.3 पारसेक पर दूरी निर्धारित करना संभव हो गया।

एक बार आस-पास के समूहों के लिए दूरी स्थापित हो जाने के बाद, अन्य तरीके अधिक दूर के समूहों के लिए दूरी के पैमाने को बढ़ा सकते हैं। एक क्लस्टर के लिए हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख में मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना करके, जिनकी दूरी अधिक दूर के क्लस्टर में संबंधित सितारों के साथ जानी जाती है, कोई बाद की दूरी निर्धारित कर सकता है। निकटतम ज्ञात क्लस्टर हाइड्स है: हालांकि सितारों का उर्स मेजर समूह करीब दो गुना करीब है, फिर भी यह एक तारकीय संघ है, क्लस्टर नहीं, क्योंकि इसमें तारे एक दूसरे से गुरुत्वाकर्षण से बंधे नहीं हैं। हमारी आकाशगंगा में सबसे दूर ज्ञात खुला क्लस्टर बर्कले 29 है, जो लगभग 15,000 पारसेक पर है। इसके अलावा, स्थानीय समूह की कई आकाशगंगाओं में खुले समूहों का आसानी से पता लगाया जा सकता है।

क्लस्टर खोलने के लिए दूरियों का सटीक ज्ञान "अवधि-चमक" निर्भरता को कैलिब्रेट करने के लिए महत्वपूर्ण है जो कि सेफिड्स और आरआर लाइरा सितारों जैसे चर सितारों के लिए मौजूद है, जो उन्हें "मानक मोमबत्तियों" के रूप में उपयोग करने की अनुमति देगा। इन शक्तिशाली तारों को बड़ी दूरी पर देखा जा सकता है और इनका उपयोग पैमाने को और आगे बढ़ाने के लिए किया जा सकता है - स्थानीय समूह की निकटतम आकाशगंगाओं तक।

स्टार एसोसिएशन

तारकीय संघ गुरुत्वाकर्षण के अनबाउंड सितारों या कमजोर रूप से बंधे हुए युवा (कई दसियों लाख वर्ष पुराने) सितारों के समूह हैं जो एक सामान्य मूल से एकजुट होते हैं।

1948 में V. A. Ambartsumyan द्वारा स्टार संघों की खोज की गई और उनके विघटन की भविष्यवाणी की। बाद में ए. ब्लाउव, डब्ल्यू. मॉर्गन, वी.ई. मार्करीयन, आई.एम. कोपिलोव और अन्य लोगों द्वारा किए गए मापों ने तारकीय संघों के विस्तार की पुष्टि की।

युवा खुले तारा समूहों के विपरीत, तारकीय संघों का आकार बड़ा होता है (खुले तारा समूहों के कोर के लिए दसियों पारसेक - कुछ पारसेक) और कम घनत्व: एक संघ में सितारों की संख्या दसियों से सैकड़ों (खुले तारे में) होती है क्लस्टर - सैकड़ों से हजारों तक)। तारकीय संघों की उत्पत्ति आणविक बादल परिसरों के स्टार गठन के क्षेत्रों के कारण होती है।

निम्नलिखित प्रकार के स्टार एसोसिएशन हैं:

• ओबी संघों में मुख्य रूप से वर्णक्रमीय प्रकार के बड़े पैमाने पर तारे होते हैं हेऔर बी
• टी-एसोसिएशन जिनमें ज्यादातर कम द्रव्यमान वाले चर होते हैं
• आर-एसोसिएशन (आर से - प्रतिबिंब), जिसमें वर्णक्रमीय प्रकार के तारे हे - ए2परावर्तक गैस और धूल नीहारिकाओं से घिरा हुआ है।