Para astronom yang menggunakan instrumen MUSE di Very Large Telescope di Chili telah menemukan sebuah bintang di gugus NGC 3201 yang berperilaku sangat aneh. Orang mendapat perasaan bahwa ia berputar di sekitar lubang hitam tak terlihat, yang massanya kira-kira empat kali massa Matahari. Jika benar para ilmuwan telah menemukan lubang hitam massa bintang tidak aktif pertama, dan di gugus bintang globular. Selain itu, itu akan menjadi yang pertama ditemukan langsung dari gravitasinya. Ini adalah penemuan yang sangat penting yang pasti akan berdampak pada pemahaman kita tentang pembentukan gugus bintang, lubang hitam, dan asal mula peristiwa pelepasan gelombang gravitasi seperti itu.
Gugus bintang globular dinamakan demikian karena mereka adalah bola besar yang berisi beberapa puluh ribu bintang. Mereka terletak di sebagian besar galaksi, termasuk di antara asosiasi bintang tertua yang diketahui di alam semesta, dan kemunculannya dikaitkan dengan waktu awal pertumbuhan galaksi induk dan evolusinya. Hingga saat ini, lebih dari 150 gugus bintang diketahui milik Bima Sakti.
Salah satu kelompok ini disebut NGC 3201, terletak di konstelasi Sail langit selatan Bumi. Dalam studi ini, dipelajari menggunakan instrumen MUSE mutakhir yang dipasang di Very Large Telescope (VLT) dari European Southern Observatory di Chili. Sebuah tim astronom internasional telah menemukan bahwa salah satu bintang di gugus itu berperilaku sangat aneh - berosilasi bolak-balik dengan kecepatan beberapa ratus ribu kilometer per jam dengan periodisitas tertentu 167 hari. Bintang yang ditemukan adalah bintang deret utama pada akhir fase kehidupan utamanya. Ini berarti bahwa ia telah kehabisan bahan bakar hidrogennya dan sekarang menjadi raksasa merah.
Render artis dari lubang hitam tidak aktif di NGC 3201. Sumber: ESO/L. Calçada/spaceengine.org
MUSE saat ini sedang mensurvei 25 gugus bola di Bima Sakti. Pekerjaan ini akan memungkinkan para astronom untuk mendapatkan spektrum dari 600 hingga 27.000 bintang di setiap cluster. Studi ini mencakup analisis kecepatan radial masing-masing bintang - kecepatan mereka bergerak dari Bumi atau ke arahnya, yaitu, di sepanjang garis pandang pengamat. Berkat analisis kecepatan radial, dimungkinkan untuk mengukur orbit bintang, serta sifat-sifat benda besar di mana mereka dapat berotasi.
“Bintang ini mengorbit sesuatu yang sama sekali tidak terlihat. Ia memiliki massa empat kali Matahari, dan hanya bisa menjadi lubang hitam. Ternyata untuk pertama kalinya kami menemukan objek seperti itu di gugus bintang, apalagi, dengan mengamati langsung pengaruh gravitasinya, ”kagum penulis utama karya Benjamin Giesers dari Universitas Georg-Agustus Göttingen.
Hubungan antara lubang hitam dan gugus bintang terlihat sangat penting bagi para ilmuwan, tetapi misterius. Karena massa dan usianya yang besar, gugus-gugus ini diyakini telah menghasilkan sejumlah besar lubang hitam bermassa bintang, benda-benda yang dibentuk oleh ledakan bintang-bintang besar dan runtuh di bawah kekuatan seluruh gugus.
Dengan tidak adanya pembentukan bintang baru yang terus menerus, persis seperti yang terjadi di gugus bintang globular, lubang hitam bermassa bintang segera menjadi objek terbesar yang pernah ada. Biasanya, lubang seperti itu di gugus bola sekitar empat kali lebih besar dari bintang di sekitarnya. Teori yang dikembangkan baru-baru ini telah mengarah pada kesimpulan bahwa lubang hitam membentuk inti padat dalam sebuah kelompok, yang seolah-olah menjadi bagian terpisah dari gugus itu. Pergerakan di tengah kelompok seharusnya bisa mengusir sebagian besar lubang hitam. Ini berarti bahwa hanya beberapa objek seperti itu yang dapat bertahan hidup setelah satu miliar tahun.
Gugus bintang globular NGC 3201. Lingkaran biru menunjukkan lokasi yang diusulkan dari lubang hitam tidak aktif. Sumber: ESA/NASA
Lubang hitam bermassa bintang itu sendiri, atau hanya runtuh, terbentuk ketika bintang-bintang besar mati, runtuh di bawah gravitasinya sendiri, dan meledak sebagai hypernova yang kuat. Lubang hitam yang tersisa berisi sebagian besar massa bintang sebelumnya, yang beberapa kali massa Matahari, dan ukurannya beberapa puluh kali lebih besar dari bintang kita.
Instrumen MUSE memberi para astronom kemampuan unik untuk mengukur gerakan hingga seribu bintang jauh secara bersamaan. Dengan penemuan baru ini, tim untuk pertama kalinya mampu mendeteksi lubang hitam tidak aktif di pusat gugus bola. Ini unik karena saat ini tidak menyerap materi dan tidak dikelilingi oleh piringan gas dan debu yang panas. Dan massa lubang diperkirakan karena pengaruh gravitasinya yang besar pada bintang itu sendiri.
Karena tidak ada radiasi yang dapat lolos dari lubang hitam, metode utama untuk mendeteksinya adalah dengan mengamati emisi radio atau sinar-X dari bahan panas di sekitarnya. Tetapi ketika lubang hitam tidak berinteraksi dengan materi panas dan tidak mengakumulasi massa, dan tidak memancarkan radiasi, dalam hal ini dianggap tidak aktif atau tidak terlihat. Oleh karena itu, diperlukan metode lain untuk mendeteksinya.
Para astronom dapat menentukan parameter bintang berikut: massanya kira-kira 0,8 massa matahari, dan massa rekan misteriusnya terletak dalam 4,36 massa matahari, hampir persis seperti lubang hitam. Karena objek redup dari sistem biner ini tidak dapat diamati secara langsung, ada metode alternatif, meskipun kurang meyakinkan, tentang apa itu. Ada kemungkinan bahwa para ilmuwan mengamati sistem bintang tiga, terdiri dari dua bintang neutron yang terhubung rapat, di mana bintang yang kita amati berputar. Skenario ini mengharuskan setiap bintang yang terhubung secara padat setidaknya dua kali lebih besar dari Matahari, dan sistem biner seperti itu belum pernah diamati sebelumnya.
Deteksi terbaru dari sumber radio dan sinar-X di gugus bintang globular, serta temuan 2016 sinyal gelombang gravitasi yang diciptakan oleh penggabungan dua lubang hitam bermassa bintang, menunjukkan bahwa lubang hitam yang relatif kecil ini mungkin lebih tersebar luas dalam gugus. dari yang diperkirakan sebelumnya.
“Sampai baru-baru ini, kami berasumsi bahwa hampir semua lubang hitam akan menghilang dari gugus bintang globular setelah waktu yang singkat, dan sistem seperti ini seharusnya tidak ada! Namun kenyataannya tidak demikian. Penemuan kami adalah pengamatan langsung pertama dari efek gravitasi lubang hitam bermassa bintang di gugus bola. Penemuan ini akan membantu kita dalam memahami pembentukan kelompok tersebut, perkembangan lubang hitam dan sistem bintang biner - penting dalam konteks memahami sumber gelombang gravitasi.
Dari zaman paling kuno, manusia mengalihkan pandangannya ke langit, di mana gugusan bintang yang tak terhitung jumlahnya bersinar, tidak dapat diakses, tetapi memikat dengan keindahannya yang unik.
Gambar-gambar bintang-bintang yang dilihat oleh penduduk kuno Bumi dibentuk menjadi berbagai gambar aneh, yang diberi nama-nama epik yang nyaring. Nebula Andromeda, konstelasi Cassiopeia, Ursa Major, dan Hydra hanyalah sebagian kecil dari nama-nama yang memungkinkan untuk menilai asosiasi apa yang ditimbulkan oleh tokoh-tokoh luar biasa yang berkilauan di kanvas gelap langit. Diyakini bahwa nasib orang terkait erat dengan posisi relatif bintang-bintang, yang mampu membawa kekayaan, kebahagiaan, dan keberuntungan bagi mereka yang lahir di bawahnya, serta kepahitan, kemalangan, dan kekecewaan.
Signifikansi gugus bintang untuk astronomi
Gugus bintang Messier 7, gambar ESO
Dengan perkembangan peradaban, ide-ide mistik dan puitis tentang struktur kubah surgawi telah berubah dan sistematis secara signifikan, memperoleh garis besar yang jauh lebih rasional, tetapi nama-nama nyaring historis telah dipertahankan. Ternyata bintang-bintang yang tampak dekat sebenarnya bisa berjauhan satu sama lain dan sebaliknya. Oleh karena itu, menjadi perlu untuk membuat hierarki bintang yang sesuai dengan gagasan modern tentang alam semesta. Jadi, dalam klasifikasi astronomi, istilah "gugus bintang" muncul, menyatukan sekelompok bintang yang bergerak di galaksi mereka menjadi satu.
Formasi ini sangat menarik karena luminer yang termasuk di dalamnya terbentuk kira-kira secara bersamaan dan ditempatkan oleh standar ruang pada jarak yang sama dari pengamat bumi, yang memberikan peluang tambahan, memungkinkan untuk membandingkan radiasi dari sumber yang berbeda dari cluster yang sama tanpa koreksi yang sesuai. Sinyal yang datang dari mereka terdistorsi dengan cara yang sama, yang sangat memudahkan pekerjaan astrofisikawan yang mempelajari struktur dan evolusi sistem bintang dan Semesta secara keseluruhan, prinsip-prinsip pembentukan galaksi, proses pembentukan bintang dan mereka kehancuran, dan banyak lagi.
Jenis gugus bintang
Hubble di gugusan bintang
Gugus bintang biasanya dibagi menjadi dua kelompok besar: globular dan terbuka. Tetapi dari waktu ke waktu mereka mencoba untuk melengkapi klasifikasi ini, karena tidak semua formasi ruang yang terdeteksi benar-benar cocok dengan satu kategori atau lainnya.
gugus bola
Gugus bola, dan ada lebih dari sepuluh ribu di beberapa galaksi, adalah formasi tua bahkan menurut standar universal, memiliki usia lebih dari 10 miliar tahun. Karena, kemungkinan besar, seusia dengan Alam Semesta, mereka dapat memberi tahu banyak hal kepada para ilmuwan yang telah berhasil membaca informasi yang mereka pancarkan.
Galeri gugus bola
Gugus-gugus ini memiliki bentuk yang mirip dengan bola atau ellipsoid, dan terdiri dari puluhan ribu bintang dengan berbagai ukuran - dari katai merah kuno hingga raksasa biru muda, yang lahir di gugus itu sendiri selama tumbukan bintang-bintang yang menghuninya.
cluster terbuka
Cluster terbuka jauh lebih muda daripada cluster globular - usia konglomerat bintang tersebut biasanya diperkirakan ratusan juta tahun. Mereka hanya dapat ditemukan di galaksi spiral atau tidak teratur, yang cenderung melanjutkan proses pembentukan bintang, tidak seperti, misalnya, yang elips.
Galeri cluster terbuka
Gugus terbuka jauh lebih miskin di bintang daripada yang globular, tetapi ketika mereka diamati, setiap bintang dapat dilihat secara terpisah, karena mereka terletak pada jarak yang cukup jauh satu sama lain dan tidak bergabung di langit umum.
asosiasi bintang
Dengan analogi dengan bidang kehidupan politik dan ekonomi, benda-benda langit juga mampu menciptakan asosiasi sementara, yang telah menerima nama "asosiasi bintang" dalam astronomi.
Formasi ini dianggap yang termuda di alam semesta dan memiliki usia tidak lebih dari puluhan juta tahun. Ikatan gravitasi di dalamnya sangat lemah dan tidak cukup untuk menjaga stabilitas sistem untuk waktu yang lama, dan oleh karena itu mereka pasti harus hancur dalam waktu yang cukup singkat.
Diyakini bahwa asosiasi tidak mungkin muncul dengan penangkapan gravitasi bintang-bintang yang lewat, yang berarti bahwa yang terakhir lahir bersamanya dan berusia hampir sama. Dibandingkan dengan cluster, jumlah "anggota yang terkait" tidak besar dan diukur dalam puluhan, dan jarak di antara mereka hingga beberapa ratus tahun cahaya. Dari sudut pandang ilmiah, penemuan neoplasma semacam itu menegaskan teori kelanjutan proses kelahiran bintang-bintang baru di Semesta, dan bukan satu per satu, tetapi dalam seluruh kelompok.
Penemuan baru
Sampai saat ini, diyakini bahwa gugus bola adalah formasi bintang tertua, yang karena usia, seharusnya kehilangan dinamika gerakan rotasi internal dan dapat dianggap sebagai sistem sederhana. Namun, pada tahun 2014, para peneliti dari Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, yang dipimpin oleh Maximilian Fabricius, sebagai hasil pengamatan jangka panjang terhadap 11 gugus bola di Bima Sakti, menemukan bahwa bagian tengahnya terus berputar.
Sebagian besar teori modern tidak dapat menjelaskan fakta ini, yang berarti bahwa jika informasi dikonfirmasi, maka perubahan mungkin terjadi baik dalam aspek teoritis pengetahuan maupun dalam model matematika terapan yang menggambarkan pergerakan asosiasi bola.
Bagaimana gugus bintang lahir? Bagaimana mereka berbeda, bagaimana mereka berada di ruang galaksi kita, dan bagaimana usia mereka ditentukan? Alexei Rastorguev, Doktor Ilmu Fisika dan Matematika, membicarakan hal ini.
Ternyata, hampir semua bintang dilahirkan secara berkelompok, bukan secara individu. Oleh karena itu, tidak ada yang mengejutkan jika gugus bintang adalah hal yang sangat umum. Para astronom senang mempelajari gugus bintang karena mereka tahu bahwa semua bintang dalam gugus terbentuk pada waktu yang hampir bersamaan dan pada jarak yang hampir sama dari kita. Setiap perbedaan mencolok dalam kecerahan antara bintang-bintang tersebut adalah perbedaan yang sebenarnya. Perubahan kolosal apa pun yang dialami bintang-bintang ini dari waktu ke waktu, semuanya dimulai pada waktu yang sama. Sangat berguna untuk mempelajari gugus bintang dari sudut pandang ketergantungan sifat-sifatnya pada massa - lagi pula, usia bintang-bintang ini dan jaraknya dari Bumi kira-kira sama, sehingga mereka berbeda satu sama lain hanya dalam massa mereka.
Gugus bintang menarik tidak hanya untuk studi ilmiah - mereka sangat indah sebagai objek untuk fotografi dan untuk observasi oleh astronom amatir. Ada dua jenis gugus bintang: terbuka dan bulat. Nama-nama ini dikaitkan dengan penampilan mereka. Dalam cluster terbuka, setiap bintang terlihat secara terpisah, mereka didistribusikan kurang lebih merata di beberapa bagian langit. Dan gugus bola, sebaliknya, seperti bola yang sangat padat berisi bintang-bintang sehingga di pusatnya masing-masing bintang tidak dapat dibedakan.
gugus bintang terbuka
Mungkin gugus bintang terbuka yang paling terkenal adalah Pleiades, atau Seven Sisters, di konstelasi Taurus. Terlepas dari namanya, kebanyakan orang hanya dapat melihat enam bintang tanpa teleskop. Jumlah total bintang di gugus ini berkisar antara 300 dan 500, dan semuanya berada di sepetak selebar 30 tahun cahaya dan 400 tahun cahaya dari kita.
Gugus ini baru berusia 50 juta tahun, yang sedikit menurut standar astronomi, dan berisi bintang bercahaya sangat masif yang belum sempat berubah menjadi raksasa. Pleiades adalah gugus bintang terbuka yang khas; Biasanya, cluster seperti itu mencakup dari beberapa ratus hingga beberapa ribu bintang.
Di antara gugusan bintang terbuka, ada lebih banyak yang muda daripada yang tua, dan yang tertua hampir tidak lebih dari 100 juta tahun. Dipercaya bahwa laju pembentukannya tidak berubah seiring waktu.
Faktanya adalah bahwa dalam kelompok yang lebih tua, bintang-bintang secara bertahap menjauh satu sama lain sampai mereka bercampur dengan set bintang utama - yang sama, ribuan di antaranya muncul di depan kita di langit malam. Meskipun gravitasi menahan gugus terbuka bersama-sama sampai batas tertentu, mereka masih agak rapuh, dan gravitasi dari objek lain, seperti awan antarbintang yang besar, dapat memisahkan mereka.
Beberapa kelompok bintang terikat sangat lemah sehingga mereka tidak disebut gugus, tetapi asosiasi bintang. Mereka tidak bertahan lama dan biasanya terdiri dari bintang-bintang yang sangat muda di dekat awan antarbintang dari mana mereka berasal. Asosiasi bintang mencakup 10 hingga 100 bintang yang tersebar di wilayah yang berukuran beberapa ratus tahun cahaya.
Awan tempat bintang terbentuk terkonsentrasi di piringan Galaksi kita, dan di sanalah gugus bintang terbuka ditemukan. Mempertimbangkan berapa banyak awan yang ada di Bima Sakti dan berapa banyak debu di ruang antarbintang, menjadi jelas bahwa 1.200 gugus bintang terbuka yang kita ketahui seharusnya hanya sebagian kecil dari jumlah totalnya di Galaksi. Mungkin jumlah total mereka mencapai 100.000.
gugus bintang globular
Berbeda dengan yang terbuka, gugus bola adalah bola padat yang dipenuhi bintang, yang jumlahnya ratusan ribu bahkan jutaan. Bintang-bintang di gugusan ini begitu padat sehingga jika Matahari kita termasuk dalam gugus bola mana pun, kita bisa melihat lebih dari satu juta bintang individu di langit malam dengan mata telanjang. Ukuran gugus bola yang khas adalah dari 20 hingga 400 tahun cahaya.
Di pusat-pusat cluster yang padat, bintang-bintang berada dalam jarak yang sangat dekat satu sama lain sehingga gravitasi timbal balik mengikat mereka satu sama lain, membentuk bintang biner kompak.
Kadang-kadang bahkan ada penggabungan penuh bintang-bintang; dalam pendekatan dekat, lapisan luar bintang dapat runtuh, memperlihatkan inti pusat untuk melihat langsung. Dalam gugus bola, bintang ganda 100 kali lebih umum daripada di tempat lain. Beberapa dari kembar ini adalah sumber sinar-X.
Di sekitar Galaksi kita, kita mengetahui sekitar 200 gugus bintang globular, yang tersebar di seluruh lingkaran lingkaran besar yang mengelilingi Galaksi. Semua kelompok ini sangat tua, dan mereka muncul kurang lebih pada saat yang sama dengan galaksi itu sendiri: dari 10 hingga 15 miliar tahun yang lalu. Gugus-gugus tersebut tampaknya telah terbentuk ketika bagian-bagian awan dari mana galaksi itu diciptakan terpecah menjadi fragmen-fragmen yang lebih kecil. Gugus bola tidak menyimpang, karena bintang-bintang di dalamnya duduk sangat dekat, dan gaya gravitasi timbal balik yang kuat mengikat gugus menjadi satu kesatuan yang padat.
Gugus bintang globular diamati tidak hanya di sekitar Galaksi kita, tetapi juga di sekitar galaksi lain dalam bentuk apa pun. Gugus bola paling terang, mudah terlihat dengan mata telanjang, adalah Omega Xntaurus di konstelasi Centaur selatan. Itu terletak pada jarak 16.500 tahun cahaya dari Matahari dan merupakan yang paling luas dari semua cluster yang diketahui:
diameternya adalah 620 tahun cahaya. Gugus bola paling terang di belahan bumi utara adalah M13 di Hercules, nyaris tidak terlihat dengan mata telanjang.
Pada tahun 1596 seorang pengamat bintang amatir Belanda bernama David Fabricius (1564-1617) menemukan bintang yang cukup terang di konstelasi Cetus; bintang ini secara bertahap mulai memudar, dan setelah beberapa minggu menghilang sama sekali dari pandangan. Fabricius adalah orang pertama yang menggambarkan pengamatan bintang variabel.
Bintang ini bernama Mira - ajaib~. Selama periode 332 hari, Mira mengubah kecerahannya dari kira-kira magnitudo ke-2 (pada tingkat Bintang Utara) menjadi magnitudo ke-10, ketika menjadi jauh lebih redup daripada yang diperlukan untuk pengamatan dengan mata telanjang. Saat ini, ribuan bintang variabel diketahui, meskipun kebanyakan dari mereka tidak mengubah kecerahannya secara dramatis seperti Mira.
Ada berbagai alasan mengapa bintang mengubah kecerahannya. Selain itu, kecerahan terkadang berubah dengan banyak besaran cahaya, dan terkadang sangat tidak signifikan sehingga perubahan ini hanya dapat dideteksi dengan bantuan instrumen yang sangat sensitif. Beberapa bintang berubah secara teratur.
Lainnya - tiba-tiba padam atau tiba-tiba menyala. Perubahan dapat terjadi secara siklis, dengan jangka waktu beberapa tahun, atau dapat terjadi dalam hitungan detik. Untuk memahami mengapa bintang tertentu berubah-ubah, pertama-tama perlu ditelusuri dengan tepat bagaimana ia berubah. Grafik magnitudo bintang variabel disebut kurva cahaya.Untuk menggambar kurva cahaya, pengukuran cahaya harus dilakukan secara teratur. Untuk mengukur magnitudo bintang secara akurat, astronom profesional menggunakan alat yang disebut fotometer, tetapi banyak pengamatan bintang variabel dilakukan oleh astronom amatir. Dengan bantuan peta yang disiapkan secara khusus dan setelah beberapa latihan, tidak begitu sulit untuk menilai besarnya bintang yang berubah secara langsung dengan mata, jika dibandingkan dengan bintang permanen yang terletak di dekatnya.
Grafik kecerahan bintang variabel menunjukkan bahwa beberapa bintang berubah secara teratur (benar) - bagian dari grafik mereka selama periode waktu tertentu (periode) diulang lagi dan kata-kata. Bintang-bintang lain berubah sama sekali tidak terduga. Bintang variabel reguler termasuk bintang yang berdenyut dan bintang biner. Jumlah cahaya berubah karena bintang berdenyut atau mengeluarkan awan materi. Tapi ada kelompok lain dari bintang variabel yang ganda (biner).
Ketika kita melihat perubahan kecerahan bitsar, ini berarti bahwa salah satu dari beberapa kemungkinan fenomena telah terjadi. Kedua bintang mungkin berada dalam garis pandang kita, karena, bergerak dalam orbitnya, opium dapat lewat tepat di depan satu sama lain. Sistem serupa dialiri oleh gerhana bintang biner.
Contoh paling terkenal dari jenis ini adalah bintang Algol di konstelasi Perseus. Dalam pasangan yang berjarak dekat, materi dapat mengalir dari satu bintang ke bintang lainnya, seringkali dengan konsekuensi yang dramatis.
Berkenalan dengan semakin banyak objek untuk diamati dalam rangkaian artikel tentang kita, sering kita jumpai benda luar angkasa yang disebut. Secara tampilan, cluster dibagi menjadi 2 jenis: berserakan(atau terbuka) dan bola. Mari cari tahu lebih banyak tentang mereka.
cluster terbuka
Jenis cluster ini berisi dari 20 hingga beberapa ribu bintang. Mereka mudah diamati dan ditemukan di langit berbintang dengan mata telanjang, dan sudah dalam teleskop amatir sederhana Anda dapat mempertimbangkan bagian-bagian individual. Bintang-bintang terikat bersama oleh gaya tarik gravitasi dan sebagian besar masih muda dan panas.
Gugus-gugus seperti itu terletak di dekat pita Bima Sakti. Sekitar 1000 cluster terbuka diketahui, tetapi, seperti yang disarankan para astronom, jumlahnya mungkin melebihi beberapa puluh ribu. Mereka terlihat seperti sekelompok bintang yang terletak berdekatan satu sama lain. Gugus paling terang yang diamati dari Bumi adalah Pleiades(atau M45), dengan besarnya sama dengan 1,6 m.
Foto di atas menunjukkan debu kosmik di antara bintang-bintang - sebenarnya, itulah yang memantulkan cahaya biru dari bintang-bintang yang sangat panas dan muda.
Contoh bagus lainnya dari cluster terbuka adalah cluster Bebek liar(atau M11) di rasi bintang.
Gugusan bintang terbuka termuda yang dikelilingi oleh nebula gas dan debu disebut asosiasi bintang. Asosiasi semacam itu sangat sulit dibedakan dengan latar belakang bintang lain, tetapi menggunakan metode spektral mereka dapat dibagi menjadi beberapa kelompok: Asosiasi-O- berisi bintang panas O dan B; asosiasi T- Terdiri dari bintang muda pembentuk kelas F, G, K, M.
gugus bola
Gugus bola mencakup dari 10.000 hingga satu juta bintang. Dengan teropong atau teleskop amatir, akan mungkin untuk mempertimbangkan hanya bentuk dan beberapa garis besar secara keseluruhan. Untuk studi yang lebih rinci, Anda memerlukan alat yang ampuh.
Cluster tersebut terletak di dekat galaksi Bima Sakti kita. Mereka berputar dalam orbit elips memanjang di sekitar pusat galaksi.
Semua gugus bola berbentuk bola, sangat terang di tengah, dan melemah ke arah tepi, di mana konsentrasi bintang berkurang. Karena kecerahan tinggi dan luminositas yang kuat, hampir semua kelompok jenis ini dapat diamati. Jumlah total mereka sedikit di atas 100.
Gugus bintang bulat M 12
Gugus M12 ada di konstelasi dan di bulan musim panas pertama Anda bisa berburu untuk itu. Perwakilan menonjol lainnya dari gugus bola, yang juga terletak di konstelasi ini, adalah M14:
Gugus bola terang M 14
Gugus bola menarik untuk berburu bahkan dengan teropong. Terlepas dari kenyataan bahwa tidak mungkin untuk mempertimbangkan detailnya, pencarian itu sendiri sangat menarik. Saya pernah menulis posting blog. Membaca.
Secara umum, hanya ini yang perlu Anda ketahui jenis gugus bintang untuk dapat membedakan mereka di langit berbintang dan memahami di mana mereka berada.
Pleiades, buka cluster
Menurut morfologinya, gugus bintang secara historis dibagi menjadi dua jenis - globular dan terbuka. Pada bulan Juni 2011, diketahui tentang penemuan kelas baru dari cluster, yang menggabungkan fitur dari kedua cluster globular dan terbuka.
Kelompok bintang yang tidak terikat secara gravitasi atau bintang muda yang terikat lemah, disatukan oleh asal yang sama, disebut asosiasi bintang.
11 Juli 2007 Richard Ellis (Institut Teknologi California) pada teleskop 10 meter Keck II menemukan 6 gugus bintang yang terbentuk 13,2 miliar tahun yang lalu. Jadi, mereka berasal ketika hanya ada 500 juta tahun.
gugus bintang globular
Gugus bola Messier 80 di konstelasi Scorpius terletak 28.000 tahun cahaya dari Matahari dan berisi ratusan ribu bintang.
gugus bintang bulat ( klaster global) adalah gugus bintang yang berisi sejumlah besar bintang, terikat erat oleh gravitasi dan berputar di sekitar pusat galaksi sebagai satelit. Tidak seperti gugus bintang terbuka, yang terletak di piringan galaksi, gugus bola terletak di lingkaran cahaya; mereka jauh lebih tua, mengandung lebih banyak bintang, memiliki bentuk bola simetris, dan dicirikan oleh peningkatan konsentrasi bintang menuju pusat gugus. Konsentrasi spasial bintang-bintang di wilayah tengah gugus bola adalah 100-1000 bintang per kubik kubik, jarak rata-rata antara bintang-bintang tetangga adalah 3-4,6 triliun km; sebagai perbandingan, di sekitarnya, konsentrasi spasial bintang adalah 0,13 pc 3, yaitu, kepadatan bintang kita 700-7000 kali lebih kecil. Jumlah bintang dalam gugus bola adalah 10 4 -10 6 . Diameter gugus bola adalah 20-60 pc, massanya 10 4 -10 6 matahari.
Gugus bola adalah objek yang cukup umum: pada awal 2011, 157 ditemukan di dalamnya, dan sekitar 10-20 lebih merupakan kandidat untuk gugus bola. Dalam yang lebih besar, mungkin ada lebih banyak: misalnya, di Nebula Andromeda, jumlahnya bisa mencapai 500. Di beberapa yang raksasa, terutama yang terletak di tengah, seperti M 87, bisa ada hingga 13.000 gugus bola. Gugus seperti itu beredar di dekat galaksi dalam orbit besar dengan radius orde 40 kpc (sekitar 131.000 tahun cahaya) atau lebih.
Setiap galaksi dengan massa yang cukup di sekitar Bima Sakti dikaitkan dengan sekelompok gugus bola; ternyata juga ada di hampir setiap galaksi besar yang dipelajari. di Sagitarius dan galaksi kerdil di Canis Major tampaknya sedang dalam proses "memindahkan" gugus bola mereka (misalnya Palomar 12) ke Bima Sakti. Banyak gugus bola di masa lalu dapat diperoleh oleh Galaksi kita dengan cara ini.
Gugus bola berisi beberapa bintang paling awal yang muncul di galaksi, tetapi asal usul dan peran objek ini dalam evolusi galaksi masih belum jelas. Hampir pasti bahwa gugus bola berbeda secara signifikan dari galaksi elips kerdil, yaitu, mereka adalah salah satu produk pembentukan bintang dari galaksi "asli", dan tidak terbentuk dari galaksi lain yang bergabung. Namun, baru-baru ini para ilmuwan telah menyarankan bahwa gugus bola dan galaksi sferoid kerdil mungkin tidak memiliki batas yang jelas dan objek yang berbeda.
Sejarah pengamatan
Gugus bola M 13 di konstelasi Hercules. Berisi beberapa ribu bintang.
Gugus bintang globular pertama M 22 ditemukan oleh astronom amatir Jerman Johann Abraham Ihle ( Johann Abraham Ihle) pada tahun 1665, bagaimanapun, karena aperture kecil dari teleskop pertama, tidak mungkin untuk membedakan bintang individu dalam gugus bola. Adalah Charles Messier yang pertama kali membedakan bintang dalam gugus bola selama pengamatannya terhadap M 4. Kemudian, Kepala Biara Nicolas Lacaille menambahkan ke dalam katalognya dari tahun 1751-1752 gugusan yang kemudian dikenal sebagai NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 dan NGC 6397 (huruf M di depan nomor mengacu pada katalog Charles Messier dan NGC untuk Katalog Umum Baru John Dreyer).
M 75 adalah gugus bola kelas I yang padat.
Sebuah program penelitian menggunakan teleskop besar dimulai pada tahun 1782 oleh William Herschel, yang memungkinkan untuk membedakan bintang di 33 gugus bola yang dikenal pada saat itu. Selain itu, ia menemukan 37 cluster lagi. Dalam katalog Herschel tahun 1789 tentang objek langit dalam, ia pertama kali menggunakan nama "gugus bola" ( klaster global) untuk mendeskripsikan objek jenis ini. Jumlah gugus bola yang ditemukan terus bertambah, mencapai 83 pada tahun 1915, 93 pada tahun 1930, dan 97 pada tahun 1947. Pada tahun 2011, 157 cluster telah ditemukan di Bima Sakti, 18 lagi adalah kandidat, dan jumlah totalnya diperkirakan 180 ± 20. Gugus bola yang tidak terdeteksi ini diyakini tersembunyi di balik awan gas dan debu galaksi.
Mulai tahun 1914, serangkaian studi gugus bola dilakukan oleh astronom Amerika Harlow Shapley; hasil mereka dipublikasikan dalam 40 makalah ilmiah. Dia belajar dalam kelompok (yang dia asumsikan sebagai Cepheids) dan menggunakan hubungan periode-luminositas untuk memperkirakan jarak. Belakangan diketahui bahwa luminositas variabel RR Lyrae kurang dari Cepheids, dan Shapley sebenarnya melebih-lebihkan jarak ke cluster.
Sebagian besar gugus bola di Bima Sakti terletak di wilayah langit yang mengelilingi inti galaksi; apalagi, sejumlah besar terletak di sekitar inti. Pada tahun 1918, Shapley memanfaatkan distribusi kluster yang besar dan miring ini untuk menentukan ukuran Galaksi kita. Dengan asumsi bahwa distribusi gugus bola di sekitar pusat galaksi kira-kira berbentuk bola, ia menggunakan koordinat mereka untuk memperkirakan posisi Matahari relatif terhadap pusat galaksi. Terlepas dari kenyataan bahwa perkiraan jaraknya memiliki kesalahan yang signifikan, itu menunjukkan bahwa dimensi Galaxy jauh lebih besar dari yang diperkirakan sebelumnya. Kesalahan itu disebabkan oleh adanya debu di Bima Sakti, yang sebagian menyerap cahaya dari gugus bola, membuatnya lebih redup dan dengan demikian semakin menjauh. Namun demikian, perkiraan Shapley tentang ukuran Galaxy memiliki urutan yang sama seperti yang diterima sekarang.
Pengukuran Shapley juga menunjukkan bahwa Matahari cukup jauh dari pusat Galaksi, bertentangan dengan apa yang saat itu diyakini berdasarkan pengamatan distribusi bintang-bintang biasa. Faktanya, bintang-bintang berada di piringan Galaksi dan karena itu sering tersembunyi di balik gas dan debu, sementara gugus bola berada di luar piringan dan dapat dilihat dari jarak yang jauh lebih jauh.
Kemudian, Henrietta Swope dan Helen Sawyer (kemudian Hogg) membantu dalam studi gugus Shapley. Pada tahun 1927-1929. Shapley dan Sawyer mulai mengklasifikasikan gugusan menurut tingkat konsentrasi bintang. Akumulasi dengan konsentrasi tertinggi ditetapkan ke kelas I dan selanjutnya diurutkan sebagai konsentrasi menurun ke kelas XII (kadang-kadang kelas dilambangkan dengan angka Arab: 1-12). Klasifikasi ini disebut kelas konsentrasi Shapley-Sawyer.
Pembentukan
NGC 2808 terdiri dari tiga generasi bintang yang berbeda.
Sampai saat ini, pembentukan gugus bola belum sepenuhnya dipahami dan masih belum jelas apakah gugus bola terdiri dari bintang-bintang dari generasi yang sama, atau terdiri dari bintang-bintang yang telah melalui beberapa siklus selama beberapa ratus juta tahun. Di banyak gugus bola, sebagian besar bintang berada dalam tahap evolusi bintang yang kira-kira sama, menunjukkan bahwa mereka terbentuk pada waktu yang sama. Namun, sejarah pembentukan bintang bervariasi dari cluster ke cluster, dan dalam beberapa kasus cluster berisi populasi bintang yang berbeda. Contohnya adalah gugus bola di Awan Magellan Besar, yang menunjukkan populasi bimodal. Pada usia dini, gugusan bintang ini bisa saja bertabrakan dengan awan molekul raksasa yang memicu gelombang baru pembentukan bintang, tetapi periode pembentukan bintang ini relatif singkat dibandingkan dengan usia gugus bola.
Pengamatan gugus bola menunjukkan bahwa mereka terjadi terutama di daerah dengan pembentukan bintang yang efektif, yaitu di mana medium antarbintang memiliki kepadatan lebih tinggi daripada daerah pembentukan bintang normal. Pembentukan gugus bola mendominasi di daerah dengan ledakan pembentukan bintang dan galaksi yang berinteraksi. Studi juga menunjukkan adanya korelasi antara massa pusat dan ukuran gugus bola di elips dan . Massa di galaksi semacam itu sering kali mendekati massa total gugus bola galaksi.
Tidak ada gugus bola pembentuk bintang aktif yang diketahui saat ini, dan ini konsisten dengan pandangan bahwa mereka cenderung menjadi objek tertua di galaksi dan terdiri dari bintang-bintang yang sangat tua. Prekursor gugus bola mungkin merupakan daerah pembentuk bintang yang sangat besar yang dikenal sebagai gugus bintang raksasa (misalnya, Westerlund-1 di Bima Sakti).
Menggabungkan
Bintang-bintang di gugus Djorgovski 1 hanya mengandung hidrogen dan helium dan disebut "logam rendah".
Gugus bola biasanya terdiri dari ratusan ribu bintang tua dengan tingkat logam rendah. Jenis bintang yang ditemukan di gugus bola mirip dengan yang ada di tonjolan. Mereka kekurangan gas dan debu, dan diasumsikan bahwa mereka telah lama berubah menjadi bintang. Gugus bola memiliki konsentrasi bintang yang tinggi - rata-rata sekitar 0,4 bintang per detik kubik, dan di tengah gugus terdapat 100 atau bahkan 1000 bintang per detik kubik (sebagai perbandingan, di sekitar Matahari, konsentrasinya adalah 0,12 bintang per parsec kubik). Gugus bola tidak dianggap sebagai tempat yang menguntungkan bagi keberadaan sistem planet, karena orbit di inti gugus padat secara dinamis tidak stabil karena gangguan yang disebabkan oleh lewatnya bintang tetangga. Sebuah planet mengorbit pada jarak 1 AU. e.dari bintang di inti gugus padat (misalnya, 47 Tucanae), secara teoritis hanya bisa ada 100 juta tahun, peristiwa yang mengarah pada pembentukan pulsar.
Beberapa gugus bola, seperti Omega Centauri di Bima Sakti dan Mayall II di Galaksi Andromeda, sangat masif (beberapa juta massa matahari) dan mengandung bintang dari beberapa generasi bintang. Kedua kluster ini dapat dianggap sebagai bukti bahwa kluster globular supermasif adalah inti dari galaksi kerdil yang telah ditelan oleh galaksi raksasa. Sekitar seperempat gugus bola di Bima Sakti mungkin merupakan bagian dari galaksi kerdil.
Beberapa gugus bola (misalnya, M15) memiliki inti yang sangat masif yang mungkin berisi lubang hitam, meskipun pemodelan menunjukkan bahwa pengamatan yang tersedia dijelaskan dengan baik oleh keberadaan lubang hitam yang kurang masif, serta oleh konsentrasi (atau masif ).
Gugus M 53 mengejutkan para astronom dengan sejumlah bintang yang disebut blue straggler.
Gugus bola biasanya terdiri dari bintang populasi II yang memiliki kelimpahan elemen berat yang rendah. Para astronom menyebut unsur-unsur berat sebagai logam, dan konsentrasi relatif unsur-unsur ini dalam sebuah bintang, metallicity. Unsur-unsur ini tercipta dalam proses nukleosintesis bintang, dan kemudian menjadi bagian dari generasi baru bintang. Dengan demikian, proporsi logam dapat menunjukkan usia bintang, dan bintang yang lebih tua biasanya memiliki tingkat logam yang lebih rendah.
Astronom Belanda Peter Oosterhof mengamati bahwa mungkin ada dua populasi gugus bola yang dikenal sebagai "grup Oosterhof". Kedua golongan tersebut memiliki garis spektral unsur logam yang lemah, tetapi garis pada bintang tipe I (OoI) tidak selemah pada bintang tipe II (OoII) dan golongan kedua memiliki periode yang sedikit lebih lama pada variabel RR Lyrae. disebut "kaya logam", dan bintang tipe II - "logam rendah". Kedua populasi ini diamati di banyak galaksi, terutama di elips masif. Kedua kelompok usia ini hampir sama dengan Semesta itu sendiri, tetapi berbeda satu sama lain dalam hal metalik. Berbagai hipotesis telah diajukan untuk menjelaskan perbedaan ini, termasuk penggabungan dengan galaksi kaya gas, penyerapan galaksi kerdil, dan beberapa fase pembentukan bintang dalam satu galaksi. Di Bima Sakti, gugus logam rendah dikaitkan dengan halo, sedangkan gugus kaya logam dikaitkan dengan tonjolan.
Di Bima Sakti, sebagian besar gugus logam rendah sejajar di sepanjang bidang di bagian luar lingkaran cahaya galaksi. Ini menunjukkan bahwa kluster Tipe II ditangkap dari galaksi satelit dan bukan anggota tertua dari sistem kluster globular Bima Sakti, seperti yang diperkirakan sebelumnya. Perbedaan antara kedua jenis kluster dalam hal ini dijelaskan oleh penundaan antara saat kedua galaksi membentuk sistem klusternya.
Komponen Eksotis
Dalam gugus bola, kerapatan bintang sangat tinggi, dan oleh karena itu lintasan dekat dan tabrakan sering terjadi. Konsekuensi dari hal ini adalah kelimpahan yang lebih besar dari kelas bintang eksotis tertentu dalam gugus bola (misalnya, blue straggler, pulsar milidetik, dan biner sinar-X bermassa rendah). Blue straggler terbentuk ketika dua bintang bertabrakan, kemungkinan akibat tabrakan dengan sistem biner. Bintang seperti itu lebih panas daripada bintang-bintang lain dalam gugus, yang memiliki luminositas yang sama, dan dengan demikian berbeda dari bintang-bintang deret utama yang terbentuk ketika gugus itu lahir.
Sejak tahun 1970-an para astronom mencari lubang hitam di gugus bola, tetapi tugas ini membutuhkan resolusi tinggi dari teleskop, jadi hanya dengan munculnya itu, penemuan pertama yang dikonfirmasi dibuat. Berdasarkan pengamatan, asumsi dibuat tentang keberadaan lubang hitam massa menengah (4.000 massa matahari) di gugus bola M 15 dan lubang hitam (~ 2 10 4 M ) di gugus Mayall II di galaksi Andromeda . Sinar-X dan emisi radio dari Mayall II berhubungan dengan lubang hitam bermassa menengah. Mereka sangat menarik karena mereka adalah lubang hitam pertama dengan massa menengah antara lubang hitam bermassa bintang biasa dan lubang hitam supermasif di inti galaksi. Massa lubang hitam menengah sebanding dengan massa gugus, yang melengkapi hubungan yang ditemukan sebelumnya antara massa lubang hitam supermasif dan galaksi di sekitarnya.
Klaim lubang hitam massa menengah telah dipenuhi dengan beberapa skeptisisme oleh komunitas ilmiah. Faktanya adalah bahwa objek terpadat dalam gugus bola seharusnya secara bertahap memperlambat gerakannya dan berakhir di tengah gugus sebagai akibat dari proses yang disebut “pemisahan massa”. Dalam gugus bola, ini adalah katai putih dan bintang neutron. Penelitian oleh Holger Baumgardt dan rekan mencatat bahwa rasio massa-terhadap-cahaya di M15 dan Mayall II harus meningkat tajam menuju pusat cluster bahkan tanpa kehadiran lubang hitam.
Diagram Hertzsprung-Russell
Diagram warna-magnitudo dari cluster M3. Sekitar magnitudo 19 adalah karakteristik "lutut" di mana bintang-bintang mulai memasuki tahap raksasa.
Diagram Hertzsprung-Russell (diagram H-R) adalah grafik yang menunjukkan hubungan antara magnitudo mutlak dan indeks warna. Indeks warna B-V adalah perbedaan antara kecerahan cahaya biru bintang, atau B, dan nilai indeks warna cahaya tampak (kuning-hijau), atau V. Nilai indeks warna B-V yang besar menunjukkan bintang merah dingin, sedangkan nilai negatif sesuai dengan bintang biru dengan permukaan panas. . Ketika bintang-bintang yang dekat dengan Matahari diplot pada diagram H-R, ini menunjukkan distribusi bintang-bintang dengan massa, usia, dan komposisi yang berbeda. Banyak bintang dalam diagram yang relatif dekat dengan kurva miring dari kiri atas (luminositas tinggi, tipe spektral awal) ke kanan bawah (luminositas rendah, tipe spektral akhir). Bintang-bintang ini disebut bintang deret utama. Namun, diagram tersebut juga mencakup bintang-bintang yang berada pada tahap evolusi bintang selanjutnya dan telah diturunkan dari deret utama.
Karena semua bintang dalam gugus bola memiliki jarak yang hampir sama dari kita, magnitudo absolutnya berbeda dari magnitudo semu dengan jumlah yang hampir sama. Bintang deret utama dalam gugus bola sebanding dengan bintang serupa di sekitar Matahari dan akan berbaris di sepanjang garis deret utama. Keakuratan asumsi ini dikonfirmasi oleh hasil yang sebanding yang diperoleh dengan membandingkan magnitudo bintang variabel periode pendek terdekat (seperti RR Lyrae) dan Cepheid dengan jenis bintang yang sama di cluster.
Membandingkan kurva pada diagram H-R, seseorang dapat menentukan magnitudo absolut dari bintang deret utama dalam gugus. Ini, pada gilirannya, memungkinkan untuk memperkirakan jarak ke cluster berdasarkan nilai magnitudo bintang yang tampak. Perbedaan antara nilai relatif dan absolut, modulus jarak, memberikan perkiraan jarak.
Ketika bintang-bintang dari gugus bola diplot pada diagram G-R, dalam banyak kasus hampir semua bintang jatuh pada kurva yang cukup pasti, yang berbeda dari diagram G-R bintang-bintang di dekat Matahari, yang menggabungkan bintang-bintang dari berbagai usia dan asal menjadi satu. utuh. Bentuk kurva gugus bola merupakan ciri kelompok bintang yang terbentuk pada waktu yang hampir bersamaan dari bahan yang sama dan hanya berbeda massa awalnya. Karena posisi setiap bintang dalam diagram H-R bergantung pada usia, bentuk kurva untuk gugus bola dapat digunakan untuk memperkirakan usia total populasi bintang.
Bintang deret utama yang paling masif akan memiliki magnitudo absolut tertinggi, dan bintang-bintang ini akan menjadi yang pertama memasuki tahap raksasa. Seiring bertambahnya usia cluster, bintang bermassa lebih rendah akan mulai bertransisi ke tahap raksasa, sehingga usia cluster dengan satu jenis populasi bintang dapat diukur dengan mencari bintang yang baru mulai bertransisi ke tahap raksasa. Mereka membentuk "lutut" dalam diagram H-R dengan rotasi ke sudut kanan atas sehubungan dengan garis urutan utama. Magnitudo mutlak di daerah titik balik bergantung pada umur gugus bola, sehingga skala umur dapat diplot pada sumbu yang sejajar dengan magnitudo.
Selain itu, usia gugus bola dapat ditentukan dari suhu katai putih terdingin. Sebagai hasil perhitungan, ditemukan bahwa usia tipikal gugus bola dapat mencapai hingga 12,7 miliar tahun. Dalam hal ini mereka berbeda secara signifikan dari gugus bintang terbuka, yang hanya berumur beberapa puluh juta tahun.
Usia gugus bola memberikan batasan pada batas usia seluruh Alam Semesta. Batas bawah ini telah menjadi rintangan yang signifikan dalam kosmologi. Pada awal 1990-an, para astronom dihadapkan pada perkiraan usia gugus bola yang lebih tua dari yang disarankan oleh model kosmologis. Namun, pengukuran rinci parameter kosmologis melalui survei langit dalam dan keberadaan satelit seperti COBE telah memecahkan masalah ini.
Studi evolusi gugus bola juga dapat digunakan untuk menentukan perubahan akibat kombinasi gas dan debu yang membentuk gugus tersebut. Data yang diperoleh dari studi globular clusters kemudian digunakan untuk mempelajari evolusi seluruh Bima Sakti.
Dalam gugus bola, ada beberapa bintang yang dikenal sebagai blue straggler yang tampak terus bergerak menuruni deret utama menuju bintang biru yang lebih terang. Asal usul bintang-bintang ini masih belum jelas, tetapi sebagian besar model menunjukkan bahwa pembentukan bintang-bintang ini adalah hasil dari transfer massa antara bintang-bintang dalam sistem biner dan rangkap tiga.
Gugus bintang globular di galaksi Bima Sakti
Gugus bola adalah anggota kolektif galaksi kita dan merupakan bagian dari subsistem bola: mereka berputar di sekitar pusat massa galaksi dalam orbit yang sangat memanjang dengan kecepatan 200 km/s dan periode orbit 10 8 -10 9 tahun. Usia gugus bola di Galaksi kita mendekati usianya, yang dikonfirmasi oleh diagram Hertzsprung-Russell mereka, yang berisi jeda karakteristik dalam deret utama di sisi biru, yang menunjukkan transformasi bintang masif - anggota gugus menjadi.
Tidak seperti gugus terbuka dan asosiasi bintang, medium antarbintang dari gugus bola mengandung sedikit gas: fakta ini dijelaskan, di satu sisi, dengan kecepatan parabola rendah 10-30 km/s dan, di sisi lain, oleh besarnya usia; Faktor tambahan, tampaknya, adalah lintasan periodik dalam perjalanan revolusi di sekitar pusat Galaksi kita melalui bidangnya, di mana awan gas terkonsentrasi, yang berkontribusi pada "penyapuan" gas sendiri selama lintasan tersebut.
Gugus bintang globular di galaksi lain
Gugusan di wilayah tengah Nebula Tarantula, gugusan bintang muda dan panas
Di galaksi lain (misalnya, di Awan Magellan), gugus bola yang relatif muda juga diamati.
Sebagian besar gugus bola di LMC dan MMO milik bintang muda, berbeda dengan gugus bola galaksi kita, dan sebagian besar terbenam dalam gas dan debu antarbintang. Misalnya, Nebula Tarantula dikelilingi oleh gugus bola muda dari bintang biru-putih. Di tengah nebula terdapat gugusan muda yang terang.
Gugus bintang globular di galaksi Andromeda (M31):
Untuk mengamati sebagian besar gugus bola M31, Anda memerlukan teleskop dengan diameter 10 inci, yang paling terang dapat dilihat di teleskop 5 inci. Perbesaran rata-rata adalah 150-180 kali, skema optik teleskop tidak masalah.
Cluster G1 (Mayall II) adalah cluster paling terang di Grup Lokal, pada jarak 170.000 ly. bertahun-tahun.
gugus bintang terbuka
NGC 265, gugus bintang terbuka di Awan Magellan Kecil.
gugus bintang terbuka ( kluster terbuka) adalah sekelompok bintang (hingga beberapa ribu jumlahnya) yang terbentuk dari satu awan molekul raksasa dan memiliki usia yang kurang lebih sama. Lebih dari 1100 gugus terbuka telah ditemukan di Galaksi kita, tetapi diperkirakan masih banyak lagi. Bintang-bintang dalam gugusan tersebut terhubung satu sama lain oleh gaya gravitasi yang relatif lemah, oleh karena itu, ketika mereka berputar di sekitar pusat galaksi, gugusan dapat dihancurkan karena perjalanan yang dekat di dekat gugusan lain atau awan gas, dalam hal ini bintang-bintang yang membentuknya. menjadi bagian dari populasi normal galaksi; bintang individu juga dapat dikeluarkan sebagai akibat dari interaksi gravitasi yang kompleks dalam cluster. Usia khas cluster adalah beberapa ratus juta tahun. Gugus bintang terbuka hanya ditemukan di galaksi spiral dan tidak beraturan, tempat proses pembentukan bintang aktif berlangsung.
Cluster terbuka muda dapat berada di dalam awan molekuler dari mana mereka terbentuk, dan "menerangi", menghasilkan wilayah hidrogen terionisasi.Seiring waktu, tekanan radiasi dari cluster menyebarkan awan. Sebagai aturan, hanya sekitar 10% dari massa awan gas yang memiliki waktu untuk membentuk bintang sebelum sisa gasnya terdispersi oleh tekanan cahaya.
Gugus bintang terbuka adalah objek utama untuk mempelajari evolusi bintang. Karena fakta bahwa anggota gugus memiliki usia dan komposisi kimia yang sama, efek karakteristik lain lebih mudah ditentukan untuk gugus daripada bintang individu. Beberapa cluster terbuka, seperti Pleiades, Hyades, atau Alpha Perseus Cluster, terlihat dengan mata telanjang. Beberapa lainnya, seperti Gugus Ganda Perseus, hampir tidak terlihat tanpa instrumen, dan banyak lagi yang hanya dapat dilihat dengan teropong atau teleskop, seperti Gugus Bebek Liar (M 11).
Pengamatan sejarah
Mosaik dari 30 gambar kluster terbuka yang ditemukan oleh teleskop VISTA. Dari pengamatan langsung, gugusan ini tertutup oleh debu Bima Sakti.
Gugus bintang terbuka terang Pleiades telah dikenal sejak zaman kuno, dan Hyades adalah bagian dari konstelasi Taurus, salah satu konstelasi paling kuno. Cluster lain digambarkan oleh para astronom awal sebagai tambalan cahaya kabur yang tak terpisahkan. Astronom Yunani Claudius Ptolemy menyebutkan dalam catatannya Palungan, Gugus Ganda di Perseus, dan Gugus Ptolemy; dan astronom Persia As-Sufi menggambarkan gugusan Layar Omicron. Namun, hanya penemuan teleskop yang memungkinkan untuk membedakan bintang individu dalam objek samar-samar ini. Selain itu, pada tahun 1603, Johann Bayer menetapkan formasi ini dengan sebutan seolah-olah mereka adalah bintang yang terpisah.
Orang pertama yang menggunakan teleskop pada tahun 1609 untuk mengamati langit berbintang dan mencatat hasil pengamatan tersebut adalah astronom Italia Galileo Galilei. Ketika mempelajari beberapa objek samar-samar yang dijelaskan oleh Ptolemy, Galileo menemukan bahwa mereka bukan bintang individu, tetapi kumpulan bintang dalam jumlah besar. Jadi, di Palungan, ia membedakan lebih dari 40 bintang. Sementara pendahulunya membedakan 6-7 bintang di Pleiades, Galileo menemukan hampir 50. Dalam risalahnya tahun 1610 Sidereus Nuncius, dia menulis: "... Galaxia tidak lebih dari kumpulan banyak bintang yang terletak dalam kelompok". Terinspirasi oleh karya Galileo, astronom Sisilia Giovanni Hodierna mungkin adalah astronom pertama yang menemukan gugus terbuka yang sebelumnya tidak diketahui dengan teleskop. Pada 1654, ia menemukan objek yang sekarang disebut Messier 41, Messier 47, NGC 2362, dan NGC 2451.
Pada tahun 1767, naturalis Inggris Rev. John Michell menghitung bahwa bahkan untuk satu kelompok seperti Pleiades, kemungkinan bahwa bintang-bintang penyusunnya berbaris secara acak untuk pengamat bumi adalah 1 dalam 496.000; menjadi jelas bahwa bintang-bintang dalam kelompok terhubung secara fisik. Pada 1774-1781, astronom Prancis Charles Messier menerbitkan katalog benda langit yang memiliki penampilan kabur seperti komet. Katalog ini mencakup 26 cluster terbuka. Pada 1790-an, astronom Inggris William Herschel memulai studi komprehensif tentang benda-benda langit yang samar-samar. Dia menemukan bahwa banyak dari formasi ini dapat dipecah menjadi kelompok bintang individu. Herschel menyarankan bahwa awalnya bintang-bintang tersebar di ruang angkasa, dan kemudian, sebagai akibat dari gaya gravitasi, sistem bintang terbentuk. Dia membagi nebula menjadi 8 kategori, dan menugaskan kelas VI hingga VIII untuk mengklasifikasikan gugus bintang.
Melalui upaya para astronom, jumlah cluster yang diketahui mulai meningkat. Ratusan cluster terbuka terdaftar di Katalog Umum Baru (NGC), pertama kali diterbitkan pada tahun 1888 oleh astronom Denmark-Irlandia J. L. E. Dreyer, serta dalam dua katalog indeks tambahan yang diterbitkan pada tahun 1896 dan 1905. mengidentifikasi dua jenis cluster yang berbeda. Yang pertama terdiri dari ribuan bintang yang diatur menurut distribusi bola yang teratur; mereka bertemu di seluruh langit, tetapi paling padat - ke arah pusat Bima Sakti. Populasi bintang yang terakhir lebih langka, dan bentuknya lebih tidak beraturan. Gugus seperti itu biasanya terletak di dalam atau di dekat bidang galaksi. Para astronom menjuluki yang pertama gugus bintang globular, dan kedua - gugus bintang terbuka. Karena lokasinya, cluster terbuka kadang-kadang disebut sebagai gugus galaksi, istilah ini diusulkan pada tahun 1925 oleh astronom Swiss-Amerika Robert Julius Trumpler.
Pengukuran mikrometrik posisi bintang dalam gugusan dilakukan pertama kali pada tahun 1877 oleh astronom Jerman E. Schoenfeld, dan kemudian oleh astronom Amerika E. E. Barnard pada tahun 1898-1921. Upaya ini belum menunjukkan tanda-tanda gerakan bintang. Namun, pada tahun 1918, astronom Belanda-Amerika Adrian van Maanen, dengan membandingkan pelat fotografi yang diambil pada titik waktu yang berbeda, mampu mengukur gerakan bintang yang tepat untuk bagian dari gugus Pleiades. Ketika astrometri menjadi lebih dan lebih tepat, menjadi jelas bahwa gugusan bintang memiliki gerakan yang sama di ruang angkasa. Dengan membandingkan pelat fotografi Pleiades yang diperoleh pada tahun 1918 dengan pelat fotografi tahun 1943, van Maanen mampu mengisolasi bintang yang gerak wajarnya mirip dengan rata-rata gugus, dan dengan demikian mengidentifikasi kemungkinan anggota gugus. Pengamatan spektroskopi telah mengungkapkan kecepatan radial umum, sehingga menunjukkan bahwa cluster terdiri dari bintang-bintang yang dihubungkan bersama menjadi sebuah kelompok.
Diagram warna-luminositas pertama untuk cluster terbuka diterbitkan oleh Einar Hertzsprung pada tahun 1911, bersama dengan diagram Pleiades dan Hyades. Dalam 20 tahun berikutnya, ia melanjutkan karyanya pada studi klaster terbuka. Dari data spektroskopi, ia mampu menentukan batas atas gerak internal untuk cluster terbuka dan memperkirakan bahwa massa total benda-benda ini tidak melebihi beberapa ratus massa matahari. Dia mendemonstrasikan hubungan antara warna bintang dan luminositasnya, dan pada tahun 1929 mencatat bahwa populasi bintang Hyades dan Mangers berbeda dari Pleiades. Hal ini kemudian dijelaskan oleh perbedaan usia dari ketiga klaster tersebut.
Pendidikan
Inframerah menunjukkan cluster padat yang lahir di jantung Nebula Orion.
Pembentukan cluster terbuka dimulai dengan runtuhnya bagian dari awan molekul raksasa, awan padat gas dan debu yang dingin dengan massa ribuan kali lebih besar dari massa Matahari. Awan seperti itu memiliki kerapatan 10 2 hingga 10 6 molekul hidrogen netral per cm 3 , sedangkan pembentukan bintang dimulai di bagian dengan kerapatan lebih besar dari 10 4 molekul/cm 3 . Sebagai aturan, hanya 1-10% dari volume awan yang melebihi kepadatan ini. Sebelum runtuh, awan tersebut dapat mempertahankan keseimbangan mekanis karena medan magnet, turbulensi, dan rotasi.
Ada banyak faktor yang dapat mengganggu keseimbangan awan molekul raksasa, yang akan menyebabkan keruntuhan dan awal dari proses pembentukan bintang aktif, yang dapat mengakibatkan gugus terbuka. Ini termasuk: gelombang kejut dari yang dekat, tabrakan dengan awan lain, interaksi gravitasi. Tetapi bahkan tanpa adanya faktor eksternal, beberapa bagian awan dapat mencapai kondisi di mana mereka menjadi tidak stabil dan cenderung runtuh. Wilayah awan yang runtuh mengalami fragmentasi hierarkis menjadi wilayah yang lebih kecil (termasuk wilayah yang relatif padat yang dikenal sebagai awan gelap inframerah), yang akhirnya mengarah pada kelahiran sejumlah besar (hingga beberapa ribu) bintang. Proses pembentukan bintang ini dimulai di cangkang awan yang runtuh yang tersembunyi dari pandangan, meskipun memungkinkan pengamatan inframerah. Diyakini bahwa di galaksi Bima Sakti, satu gugus terbuka baru terbentuk setiap beberapa ribu tahun sekali.
"Pilar Penciptaan" - wilayah Nebula Elang, tempat awan molekuler diterbangkan oleh angin bintang dari bintang masif muda.
Bintang yang baru terbentuk paling panas dan paling masif (dikenal sebagai bintang OB) memancar intens dalam ultraviolet, yang terus-menerus mengionisasi gas awan molekuler di sekitarnya dan membentuk wilayah H II. Angin bintang dan tekanan radiasi dari bintang masif mulai mempercepat gas terionisasi panas dengan kecepatan yang sebanding dengan kecepatan suara dalam gas. Beberapa juta tahun kemudian, ledakan supernova pertama terjadi di cluster ( supernova inti-runtuh), yang juga mendorong gas keluar dari sekitarnya. Dalam kebanyakan kasus, proses ini mempercepat semua gas dalam 10 juta tahun, dan pembentukan bintang berhenti. Tetapi sekitar setengah dari protobintang yang terbentuk akan dikelilingi oleh piringan bintang, banyak di antaranya adalah piringan akresi.
Karena hanya 30 hingga 40% gas dari pusat awan yang membentuk bintang, dispersi gas sangat menghambat proses pembentukan bintang. Akibatnya, semua cluster mengalami kehilangan massa yang kuat pada tahap awal, dan bagian yang cukup besar pada tahap ini pecah sepenuhnya. Dari sudut pandang ini, pembentukan gugus terbuka tergantung pada apakah bintang-bintang yang lahir secara gravitasi terikat; jika ini tidak terjadi, maka asosiasi bintang yang tidak terkait akan muncul alih-alih sebuah cluster. Namun, jika gugus seperti Pleiades terbentuk, ia hanya dapat menampung 1/3 dari jumlah bintang aslinya, dan sisanya tidak akan lagi terikat setelah gas menghilang. Bintang-bintang muda yang tidak lagi termasuk dalam gugus asal akan menjadi bagian dari populasi umum Bima Sakti.
Karena kenyataan bahwa hampir semua bintang terbentuk dalam kelompok, yang terakhir dianggap sebagai blok bangunan dasar galaksi. Proses intens hamburan gas, yang membentuk dan menghancurkan banyak gugus bintang saat lahir, meninggalkan jejaknya pada struktur morfologi dan kinematik galaksi. Sebagian besar cluster terbuka yang baru terbentuk memiliki populasi 100 bintang atau lebih dan massa 50 atau lebih matahari. Gugus terbesar dapat memiliki massa hingga 10 4 massa matahari (massa gugus Westerlund 1 diperkirakan 5 × 10 4 massa matahari), yang sangat dekat dengan massa gugus bola. Sementara cluster terbuka dan globular adalah formasi yang sama sekali berbeda, penampilan cluster globular paling langka dan cluster terbuka terkaya mungkin tidak begitu berbeda. Beberapa astronom percaya bahwa pembentukan kedua jenis gugus ini didasarkan pada mekanisme yang sama, dengan perbedaan bahwa kondisi yang diperlukan untuk pembentukan gugus bola yang sangat kaya - ratusan ribu bintang - tidak ada lagi di Galaksi kita.
Pembentukan lebih dari satu cluster terbuka dari satu awan molekul adalah fenomena yang khas. Jadi, di Awan Magellan Besar, gugus Hodge 301 dan R136 terbentuk dari gas Nebula Tarantula; melacak lintasan Hyades dan Manger, dua gugus Bima Sakti yang menonjol dan berdekatan, mengarah pada kesimpulan bahwa mereka juga terbentuk dari awan yang sama sekitar 600 juta tahun yang lalu. Terkadang cluster yang lahir pada saat yang sama membentuk double cluster. Contoh utama dari hal ini di galaksi kita adalah Gugus Ganda Perseus, yang terdiri dari NGC 869 dan NGC 884 (kadang-kadang keliru disebut "χ dan h Persei" ( "hai dan abu Perseus"), meskipun h mengacu pada bintang tetangga, dan χ - untuk kedua cluster), namun, selain itu, setidaknya 10 cluster serupa diketahui. Bahkan lebih banyak lagi ditemukan di Awan Magellan Kecil dan Besar: objek ini lebih mudah dideteksi di sistem eksternal daripada di Galaksi kita, karena karena efek proyeksi, cluster teman jauh dapat terlihat terkait satu sama lain dari satu sama lain.
Morfologi dan klasifikasi
Cluster terbuka dapat mewakili kedua kelompok jarang dari beberapa bintang, dan aglomerasi besar, termasuk ribuan anggota. Mereka cenderung terdiri dari inti padat yang terdefinisi dengan baik yang dikelilingi oleh "mahkota" bintang yang lebih menyebar. Diameter inti biasanya 3-4 St. g., dan mahkota - 40 St. l. Kepadatan bintang standar di pusat cluster adalah 1,5 bintang/cahaya. g.3 (sebagai perbandingan: di sekitar Matahari, angka ini ~0,003 sv./St. g. 3).
Gugus bintang terbuka sering diklasifikasikan menurut skema yang dikembangkan oleh Robert Trumpler pada tahun 1930. Nama kelas menurut skema ini terdiri dari 3 bagian. Bagian pertama dilambangkan dengan angka Romawi I-IV dan berarti konsentrasi gugus dan kemampuan membedakannya dari medan bintang di sekitarnya (dari kuat ke lemah). Bagian kedua adalah angka Arab dari 1 sampai 3, yang berarti penyebaran kecerahan anggota (dari kecil ke besar menyebar). Bagian ketiga adalah surat p, m atau r, yang masing-masing menunjukkan jumlah bintang yang rendah, sedang, atau besar dalam sebuah gugus. Jika gugus itu berada di dalam nebula, maka di ujungnya ditambahkan huruf n.
Misalnya, menurut skema Trumpler, Pleiades diklasifikasikan sebagai I3rn (sangat terkonsentrasi, kaya akan bintang, ada nebula), dan Hyades yang lebih dekat - sebagai II3m (lebih terfragmentasi dan dengan jumlah yang lebih kecil).
Jumlah dan distribusi
NGC 346, kluster terbuka di Awan Magellan Kecil.
Lebih dari 1000 cluster terbuka telah ditemukan di Galaxy kita, tetapi jumlah totalnya bisa mencapai 10 kali lebih tinggi. Dalam galaksi spiral, gugus terbuka terutama terletak di sepanjang lengan spiral, di mana kerapatan gas paling tinggi dan, sebagai akibatnya, proses pembentukan bintang paling aktif; kelompok seperti itu biasanya bubar sebelum mereka sempat meninggalkan lengan. Gugus terbuka memiliki kecenderungan kuat untuk berada di dekat bidang galaksi.
Dalam galaksi yang tidak beraturan, gugus terbuka dapat berada di mana saja, meskipun konsentrasinya lebih tinggi di tempat yang kerapatan gasnya lebih besar. Gugus terbuka tidak diamati di galaksi elips, karena proses pembentukan bintang di galaksi elips berhenti jutaan tahun yang lalu, dan gugus terakhir yang terbentuk telah lama tersebar.
Distribusi gugus terbuka di Galaksi kita bergantung pada usia: gugus yang lebih tua terletak terutama pada jarak yang lebih jauh dari pusat galaksi dan pada jarak yang cukup jauh dari bidang galaksi. Hal ini disebabkan oleh fakta bahwa gaya pasang surut yang berkontribusi pada penghancuran gugus lebih tinggi di dekat pusat galaksi; di sisi lain, awan molekul raksasa, yang juga merupakan penyebab kehancuran, terkonsentrasi di wilayah bagian dalam piringan galaksi; oleh karena itu, kelompok dari wilayah dalam dihancurkan pada usia yang lebih awal daripada "rekan" mereka dari wilayah luar.
Pemeran bintang
Sekelompok bintang berusia jutaan tahun (sudut kanan bawah) menerangi Nebula Tarantula di Awan Magellan Besar.
Karena fakta bahwa gugus bintang terbuka biasanya meluruh sebelum sebagian besar bintangnya menyelesaikan siklus hidupnya, sebagian besar radiasi dari gugus bintang adalah cahaya dari bintang biru muda yang panas. Bintang-bintang seperti itu memiliki massa terbesar dan masa hidup terpendek - dalam urutan beberapa puluh juta tahun. Gugus bintang yang lebih tua mengandung lebih banyak bintang kuning.
Beberapa gugus bintang mengandung bintang biru panas yang tampak jauh lebih muda daripada gugusan lainnya. Bintang-bintang biru yang tersebar ini juga diamati dalam gugus bola; diyakini bahwa di inti terpadat gugus bola mereka terbentuk selama tabrakan bintang dan pembentukan bintang yang lebih panas dan lebih masif. Namun, kerapatan bintang di gugus terbuka jauh lebih rendah daripada di gugus bola, dan jumlah bintang muda yang diamati tidak dapat dijelaskan oleh tumbukan semacam itu. Diyakini bahwa sebagian besar dari mereka terbentuk ketika sistem bintang biner bergabung menjadi satu bintang karena interaksi dinamis dengan anggota lainnya.
Segera setelah bintang bermassa rendah dan menengah menggunakan pasokan hidrogen mereka dalam proses fusi nuklir, mereka melepaskan lapisan luarnya dan membentuk nebula planet dengan pembentukan katai putih. Meskipun sebagian besar gugus terbuka meluruh sebelum sebagian besar anggotanya mencapai tahap katai putih, jumlah katai putih dalam gugus biasanya masih jauh lebih kecil daripada yang diperkirakan dari usia gugus dan perkiraan distribusi massa bintang awal. Salah satu penjelasan yang mungkin untuk kurangnya katai putih adalah bahwa ketika raksasa merah melepaskan cangkangnya dan membentuk nebula planet, beberapa asimetri kecil dalam massa materi yang dikeluarkan dapat memberi bintang kecepatan beberapa kilometer per detik - cukup untuk itu meninggalkan klaster.
Karena kepadatan bintang yang tinggi, lintasan bintang yang dekat dalam gugus terbuka tidak jarang terjadi. Untuk cluster khas 1.000 bintang dan radius setengah massa 0,5 pc, rata-rata, setiap bintang akan mendekati bintang lain setiap 10 juta tahun. Kali ini bahkan lebih pendek dalam kelompok yang lebih padat. Lintasan semacam itu dapat sangat memengaruhi cakram materi mengelilingi bintang yang diperluas di sekitar banyak bintang muda. Gangguan pasang surut untuk piringan besar dapat menyebabkan pembentukan planet masif dan , yang akan terletak pada jarak 100 AU. e.atau lebih dari bintang utama.
Takdir
NGC 604 di Galaksi Triangulum adalah gugus terbuka yang sangat masif yang dikelilingi oleh wilayah hidrogen terionisasi.
Banyak gugus terbuka pada dasarnya tidak stabil: karena massanya yang kecil, kecepatan lepas dari sistem kurang dari kecepatan rata-rata bintang komponennya. Gugus-gugus seperti itu pecah dengan sangat cepat selama beberapa juta tahun. Dalam banyak kasus, dorongan keluar dari gas dari mana seluruh sistem terbentuk oleh radiasi dari bintang-bintang muda mengurangi massa gugusan sedemikian rupa sehingga ia meluruh dengan sangat cepat.
Gugus yang, setelah penyebaran nebula di sekitarnya, memiliki massa yang cukup untuk terikat secara gravitasi, dapat mempertahankan bentuknya selama puluhan juta tahun, tetapi seiring waktu, proses internal dan eksternal juga menyebabkan pembusukannya. Lintasan dekat satu bintang di sebelah yang lain dapat meningkatkan kecepatan salah satu bintang sedemikian rupa sehingga melebihi kecepatan melarikan diri dari gugus. Proses seperti itu mengarah pada "penguapan" bertahap dari anggota cluster.
Rata-rata, setiap setengah juta tahun, gugus bintang mengalami pengaruh faktor eksternal, misalnya, melintas di sebelah atau melalui awan molekuler. Gaya pasang surut gravitasi dari jarak sedekat itu cenderung menghancurkan gugus bintang. Akhirnya menjadi aliran bintang: karena jarak yang jauh antara bintang-bintang, kelompok seperti itu tidak dapat disebut gugus, meskipun bintang-bintang penyusunnya terhubung satu sama lain dan bergerak ke arah yang sama dengan kecepatan yang sama. Periode waktu setelah kluster pecah tergantung pada kepadatan bintang awal yang terakhir: yang lebih dekat hidup lebih lama. Perkiraan waktu paruh cluster (setelah itu setengah dari bintang asli akan hilang) bervariasi dari 150 hingga 800 juta tahun, tergantung pada kepadatan awal.
Setelah gugus itu tidak lagi terikat oleh gravitasi, banyak bintang penyusunnya masih akan mempertahankan kecepatan dan arah pergerakannya di ruang angkasa; disebut asosiasi bintang(atau kumpulan bintang bergerak). Jadi, beberapa bintang terang dari "ember" Biduk adalah mantan anggota gugus terbuka, yang telah berubah menjadi asosiasi yang disebut "kelompok bintang yang bergerak dari Biduk". Akhirnya, karena perbedaan kecil dalam kecepatan mereka, mereka akan menyebar ke seluruh galaksi. Akumulasi yang lebih besar menjadi aliran, asalkan kesamaan kecepatan dan usianya dapat ditetapkan; jika tidak, bintang-bintang akan dianggap tidak terhubung.
Penelitian Evolusi Bintang
Diagram Hertzsprung-Russell untuk dua cluster terbuka. Cluster NGC 188 lebih tua dan menunjukkan lebih sedikit penyimpangan dari deret utama daripada M 67.
Dalam diagram Hertzsprung-Russell untuk cluster terbuka, sebagian besar bintang akan menjadi anggota deret utama (MS). Pada titik tertentu, yang disebut titik balik, bintang paling masif meninggalkan MS dan menjadi raksasa merah; "Keterpencilan" bintang-bintang semacam itu dari MS memungkinkan untuk menentukan usia gugus.
Karena kenyataan bahwa bintang-bintang di gugus itu berada pada jarak yang hampir sama dari dan terbentuk pada waktu yang hampir bersamaan dari awan yang sama, semua perbedaan dalam kecerahan yang tampak dari bintang-bintang di gugus itu disebabkan oleh massanya yang berbeda. Hal ini membuat gugus bintang terbuka menjadi objek yang sangat berguna untuk mempelajari evolusi bintang, karena ketika membandingkan bintang, banyak karakteristik variabel yang dapat diasumsikan tetap untuk sebuah gugus.
Misalnya, studi tentang kandungan litium dan berilium dalam bintang dari gugus terbuka dapat secara serius membantu mengungkap misteri evolusi bintang dan struktur internalnya. Atom hidrogen tidak dapat membentuk atom helium pada suhu di bawah 10 juta K, tetapi inti litium dan berilium dihancurkan pada suhu masing-masing 2,5 juta dan 3,5 juta K. Ini berarti bahwa kelimpahan mereka secara langsung bergantung pada seberapa kuat materi tercampur di bagian dalam bintang. Saat mempelajari kelimpahan mereka di bintang cluster, variabel seperti usia dan komposisi kimia ditetapkan.
Penelitian telah menunjukkan bahwa kelimpahan elemen cahaya ini jauh lebih rendah daripada prediksi model evolusi bintang. Alasan untuk ini tidak sepenuhnya jelas; salah satu penjelasannya adalah bahwa di bagian dalam bintang terjadi ejeksi materi dari zona konvektif ke zona stabil perpindahan radiasi ( overshoot konveksi).
Skala jarak astronomi
Bebek Liar (M 11) adalah gugusan yang sangat kaya yang terletak di pusat Bima Sakti.
Menentukan jarak ke objek astronomi adalah kunci untuk memahaminya, tetapi sebagian besar objek tersebut terlalu jauh untuk diukur secara langsung. Kelulusan skala astronomis jarak bergantung pada suksesi pengukuran tidak langsung dan terkadang tak tentu dalam kaitannya pertama dengan objek terdekat, jarak yang dapat diukur secara langsung, dan kemudian ke jarak yang semakin jauh. Gugus bintang terbuka adalah anak tangga terpenting di tangga ini.
Jarak ke cluster yang paling dekat dengan kita dapat diukur secara langsung dengan salah satu dari dua cara. Pertama, untuk bintang-bintang dari gugusan terdekat, paralaks dapat ditentukan (pergeseran kecil pada posisi tampak suatu objek sepanjang tahun karena pergerakan Bumi dalam orbit Matahari), seperti yang biasanya dilakukan untuk masing-masing bintang. Pleiades, Hyades dan beberapa cluster lain di sekitar 500 St. tahun cukup dekat untuk metode semacam itu untuk memberikan hasil yang andal bagi mereka, dan data dari satelit Hipparchus memungkinkan untuk menetapkan jarak yang tepat untuk sejumlah cluster.
Metode langsung lainnya adalah yang disebut metode cluster bergerak. Hal ini didasarkan pada fakta bahwa bintang-bintang di gugus itu memiliki parameter pergerakan yang sama di ruang angkasa. Mengukur gerakan yang tepat dari anggota gugus dan memplot gerakan nyata mereka melintasi langit pada peta akan memungkinkan untuk menetapkan bahwa mereka bertemu pada satu titik. Kecepatan radial bintang cluster dapat ditentukan dari pengukuran pergeseran Doppler dalam spektrumnya; ketika ketiga parameter - kecepatan radial, gerak lurus, dan jarak sudut dari cluster ke titik hilang - diketahui, perhitungan trigonometri sederhana akan memungkinkan jarak ke cluster dihitung. Kasus yang paling terkenal dari penggunaan metode ini berkaitan dengan Hyades dan memungkinkan untuk menentukan jarak ke mereka pada 46,3 parsec.
Setelah jarak ke cluster terdekat telah ditetapkan, metode lain dapat memperluas skala jarak untuk cluster yang lebih jauh. Dengan membandingkan bintang-bintang deret utama dalam diagram Hertzsprung-Russell untuk sebuah gugus yang jaraknya diketahui dengan bintang-bintang yang bersesuaian dalam gugus yang lebih jauh, seseorang dapat menentukan jarak ke gugus yang terakhir. Gugusan terdekat yang diketahui adalah Hyades: meskipun gugusan bintang Ursa Major sekitar dua kali lebih dekat, ia masih merupakan asosiasi bintang, bukan gugus, karena bintang-bintang di dalamnya tidak terikat secara gravitasi satu sama lain. Gugus terbuka paling jauh yang diketahui di galaksi kita adalah Berkeley 29, dengan kecepatan sekitar 15.000 parsec. Selain itu, cluster terbuka dapat dengan mudah dideteksi di banyak galaksi Grup Lokal.
Pengetahuan yang akurat tentang jarak ke cluster terbuka sangat penting untuk mengkalibrasi ketergantungan "periode - luminositas" yang ada untuk bintang variabel seperti bintang Cepheid dan RR Lyrae, yang akan memungkinkan mereka digunakan sebagai "lilin standar". Bintang-bintang kuat ini dapat dilihat pada jarak yang sangat jauh dan dapat digunakan untuk memperluas skala lebih jauh - ke galaksi terdekat dari Grup Lokal.
asosiasi bintang
Asosiasi bintang adalah kelompok bintang yang tidak terikat secara gravitasi atau bintang muda yang terikat lemah (berusia hingga beberapa puluh juta tahun) yang disatukan oleh asal yang sama.
Asosiasi bintang ditemukan oleh V. A. Ambartsumyan pada tahun 1948 dan meramalkan kehancurannya. Pengukuran selanjutnya oleh A. Blaauw, W. Morgan, V. E. Markaryan, I. M. Kopylov, dan lainnya mengkonfirmasi perluasan asosiasi bintang.
Tidak seperti gugus bintang terbuka muda, asosiasi bintang memiliki ukuran yang lebih besar (puluhan parsec, untuk inti gugus bintang terbuka - beberapa parsec) dan kepadatan yang lebih rendah: jumlah bintang dalam suatu asosiasi adalah dari puluhan hingga ratusan (dalam bintang terbuka cluster - dari ratusan hingga ribuan) . Asal usul asosiasi bintang adalah karena daerah pembentukan bintang dari kompleks awan molekuler.
Ada beberapa jenis asosiasi bintang berikut:
- Asosiasi OB yang sebagian besar berisi bintang-bintang masif dari tipe spektral HAI dan B
- Asosiasi-T yang sebagian besar berisi variabel bermassa rendah
- Asosiasi-R (dari R - refleksi), di mana bintang-bintang bertipe spektral HAI - A2 dikelilingi oleh gas reflektif dan nebula debu.
