Astronomii care folosesc instrumentul MUSE la Very Large Telescope din Chile au descoperit o stea în clusterul NGC 3201 care se comportă foarte ciudat. Avem senzația că se învârte în jurul unei găuri negre invizibile, a cărei masă este de aproximativ patru ori mai mare decât masa Soarelui. Dacă este adevărat că oamenii de știință au descoperit prima gaură neagră cu masă stelară inactivă, și într-un grup de stele globulare. În plus, va fi primul care va fi descoperit direct din gravitația sa. Aceasta este o descoperire foarte importantă care va avea cu siguranță un impact asupra înțelegerii noastre cu privire la formarea unor astfel de grupuri de stele, găuri negre și originea evenimentelor de eliberare a undelor gravitaționale.

Grupurile de stele globulare sunt numite astfel deoarece sunt sfere uriașe care conțin câteva zeci de mii de stele. Ele sunt localizate în majoritatea galaxiilor, sunt printre cele mai vechi asociații stelare cunoscute din univers, iar aspectul lor este atribuit momentului începerii creșterii galaxiei gazdă și evoluției acesteia. Până în prezent, sunt cunoscute peste 150 de grupuri de stele care aparțin Căii Lactee.

Unul dintre aceste grupuri se numește NGC 3201, este situat în constelația Sail din cerul sudic al Pământului. În acest studiu, a fost studiat folosind instrumentul MUSE de ultimă generație instalat la Very Large Telescope (VLT) al Observatorului European de Sud din Chile. O echipă internațională de astronomi a descoperit că una dintre stelele din cluster se comportă foarte ciudat - oscilând înainte și înapoi cu viteze de câteva sute de mii de kilometri pe oră cu o anumită periodicitate de 167 de zile. Steaua descoperită este o stea din secvența principală aflată la sfârșitul fazei sale principale de viață. Aceasta înseamnă că și-a epuizat combustibilul de hidrogen și acum devine o gigantă roșie.

Redarea de către artist a găurii negre inactive din NGC 3201. Sursa: ESO/L. Calçada/spaceengine.org

MUSE studiază în prezent 25 de clustere globulare din Calea Lactee. Această lucrare va permite astronomilor să obțină spectre de la 600 la 27.000 de stele în fiecare cluster. Studiul include o analiză a vitezelor radiale ale stelelor individuale - viteza cu care se deplasează de pe Pământ sau către acesta, adică de-a lungul liniei de vedere a observatorului. Datorită analizei vitezelor radiale, este posibil să se măsoare orbitele stelelor, precum și proprietățile oricărui obiect mare în jurul căruia se pot roti.

„Această stea orbitează ceva care este complet invizibil. Are o masă de patru ori mai mare decât cea a Soarelui și poate fi doar o gaură neagră. Se dovedește că pentru prima dată am găsit un astfel de obiect într-un grup de stele, în plus, observând direct influența gravitațională a acestuia ”, admiră autorul principal al lucrării Benjamin Giesers de la Universitatea Georg-August din Göttingen.

Relația dintre găurile negre și clusterele stelare pare foarte importantă pentru oamenii de știință, dar misterioasă. Datorită maselor și vârstelor lor mari, se crede că aceste clustere au produs un număr mare de găuri negre de masă stelară, obiecte formate prin explozia de stele mari și care se prăbușesc sub forța întregului cluster.

În absența formării continue de noi stele, ceea ce se întâmplă exact în grupurile de stele globulare, găurile negre cu masă stelară devin în curând cele mai mari obiecte existente. De obicei, astfel de găuri din clusterele globulare sunt de aproximativ patru ori mai mari decât stelele din jur. Teoriile dezvoltate recent au condus la concluzia că găurile negre formează un nucleu dens într-un grup, care devine, parcă, o parte separată a clusterului. Mișcarea în centrul grupului ar fi trebuit să expulzeze majoritatea găurilor negre. Aceasta înseamnă că numai unele astfel de obiecte ar putea supraviețui după un miliard de ani.

Clusterul de stele globulare NGC 3201. Cercul albastru arată locația propusă a găurii negre inactive. Sursa: ESA/NASA

Găurile negre de masă stelară, sau pur și simplu colapsari, se formează atunci când stelele mari mor, prăbușindu-se sub propria gravitație și explodează ca hipernove puternice. Gaura neagră rămasă conține cea mai mare parte a masei fostei stele, care este de câteva ori masa Soarelui, iar dimensiunea lor este de câteva zeci de ori mai mare decât steaua noastră.

Instrumentul MUSE oferă astronomilor capacitatea unică de a măsura simultan mișcarea a până la o mie de stele îndepărtate. Cu această nouă descoperire, echipa a reușit pentru prima dată să detecteze o gaură neagră inactivă în centrul unui cluster globular. Este unic prin faptul că în prezent nu absoarbe materie și nu este înconjurat de un disc fierbinte de gaz și praf. Și masa găurii a fost estimată datorită influenței gravitaționale uriașe asupra stelei în sine.

Deoarece nicio radiație nu poate scăpa dintr-o gaură neagră, principala metodă de detectare a acestora este observarea emisiilor radio sau de raze X din materialul fierbinte din jurul lor. Dar atunci când o gaură neagră nu interacționează cu materia fierbinte și nu acumulează masă și nu emite radiații, în acest caz este considerată inactivă sau invizibilă. Prin urmare, este necesar să se utilizeze alte metode pentru detectarea lor.

Astronomii au reușit să determine următorii parametri ai stelei: masa sa este de aproximativ 0,8 mase solare, iar masa misteriosului său omolog se află în 4,36 de mase solare, aproape exact o gaură neagră. Deoarece obiectul estompat al acestui sistem binar nu poate fi observat direct, există o metodă alternativă, deși mai puțin convingătoare, a ceea ce ar putea fi. Este posibil ca oamenii de știință să observe un sistem triplu de stele, compus din două stele neutronice dens conectate, în jurul căruia se învârte steaua pe care o observăm. Acest scenariu necesită ca fiecare stea dens conectată să fie de cel puțin două ori mai masivă decât Soarele, iar un astfel de sistem binar nu a fost niciodată observat până acum.

Detectări recente de surse radio și de raze X în clustere de stele globulare, precum și descoperirea din 2016 a semnalelor de unde gravitaționale create de fuziunea a două găuri negre cu masă stelară sugerează că aceste găuri negre relativ mici pot fi distribuite mai pe scară largă în grupuri. decât se credea anterior.

„Până de curând, am presupus că aproape toate găurile negre ar trebui să dispară din grupurile de stele globulare după o perioadă scurtă de timp și că sisteme ca acesta nici măcar nu ar trebui să existe! Dar în realitate nu este cazul. Descoperirea noastră este prima observație directă a efectelor gravitaționale ale unei găuri negre cu masă stelară într-un cluster globular. Această descoperire ne va ajuta să înțelegem formarea unor astfel de grupuri, dezvoltarea găurilor negre și a sistemelor binare stelare – vitale în contextul înțelegerii surselor undelor gravitaționale.

Din cele mai vechi timpuri, omul și-a îndreptat privirea spre ceruri, unde străluceau nenumărate grupuri de stele, inaccesibile, dar ademenitoare prin frumusețea lor unică.

Desenele stelelor pe care le-au văzut vechii locuitori ai Pământului s-au format în diferite imagini bizare, cărora li s-au atribuit nume epice sonore. Nebuloasa Andromeda, constelația Cassiopeia, Ursa Major și Hydra sunt doar o mică parte din nume care fac posibil să se judece ce asocieri au evocat luminițele uimitoare îndepărtate care sclipeau pe pânza întunecată a cerului. Se credea că soarta oamenilor este indisolubil legată de poziția relativă a stelelor, care sunt capabile să aducă bogăție, fericire și noroc celor născuți sub ei, precum și amărăciune, nenorocire și dezamăgire.

Semnificația clusterelor de stele pentru astronomie

Cluster de stele Messier 7, imagine ESO

Odată cu dezvoltarea civilizației, ideile mistice și poetice despre structura bolții cerești s-au schimbat și sistematizat semnificativ, dobândind contururi mult mai raționale, dar denumirile sonore istorice s-au păstrat. S-a dovedit că stelele aparent apropiate pot fi de fapt departe unele de altele și invers. Prin urmare, a devenit necesară crearea unei ierarhii stelare corespunzătoare ideilor moderne despre univers. Așadar, în clasificarea astronomică a apărut termenul „clustere de stele”, unind un grup de stele care se mișcă în galaxia lor ca una singură.

Aceste formațiuni sunt extrem de interesante prin faptul că luminarii incluse în ele s-au format aproximativ simultan și sunt situate după standardele spațiale la aceeași distanță de observatorul pământesc, ceea ce oferă oportunități suplimentare, făcând posibilă compararea radiațiilor din diferite surse ale aceluiași cluster fără corecții corespunzătoare. Semnalele care vin de la ele sunt distorsionate în același mod, ceea ce facilitează foarte mult munca astrofizicienilor care studiază structura și evoluția sistemelor stelare și a Universului în ansamblu, principiile formării galaxiilor, procesele de formare a stelelor și a acestora. distrugere și multe altele.

Tipuri de clustere stelare

Hubble pe grupuri de stele

Grupurile de stele sunt de obicei împărțite în două grupuri mari: globulare și deschise. Dar din când în când încearcă să completeze această clasificare, deoarece nu toate formațiunile spațiale detectate se încadrează strict într-o categorie sau alta.

clustere globulare

Ciorchinii globulari, si sunt peste zece mii dintre ele in unele galaxii, sunt formatiuni vechi chiar si dupa standarde universale, avand o vechime de peste 10 miliarde de ani. Fiind, cel mai probabil, de aceeași vârstă cu Universul, ele pot spune multe oamenilor de știință care au reușit să citească informațiile pe care le emit.

Galeria clusterelor globulare

Aceste grupuri au o formă apropiată de o sferă sau un elipsoid și sunt formate din zeci de mii de stele de diferite dimensiuni - de la vechi pitici roșii la tineri giganți albaștri, care se nasc în cluster însuși în timpul ciocnirilor stelelor care îl locuiesc.

clustere deschise

Ciorchinii deschisi sunt mult mai tineri decât clusterele globulare - vârsta unor astfel de conglomerate stelare este de obicei estimată la sute de milioane de ani. Ele pot fi găsite doar în galaxiile spirale sau neregulate, care tind să continue procesele de formare a stelelor, spre deosebire, de exemplu, de cele eliptice.

Galeria clusterelor deschise

Grupurile deschise sunt mult mai sărace în stele decât cele globulare, dar atunci când sunt observate, fiecare stea poate fi văzută separat, deoarece sunt situate la o distanță considerabilă unul de celălalt și nu se contopesc pe cerul general.

asociații de stele

Prin analogie cu sferele politice și economice ale vieții, corpurile cerești sunt, de asemenea, capabile să creeze asociații temporare, care au primit denumirea de „asocieri stelare” în astronomie.

Aceste formațiuni sunt considerate cele mai tinere din Univers și au o vârstă de nu mai mult de zeci de milioane de ani. Legăturile gravitaționale din ele sunt foarte slabe și insuficiente pentru a menține stabilitatea sistemului pentru o perioadă lungă de timp și, prin urmare, ele trebuie să se dezintegreze în mod inevitabil într-un timp destul de scurt.

Se crede că asocierile nu ar fi putut apărea prin captarea gravitațională a stelelor trecătoare, ceea ce înseamnă că acestea din urmă s-au născut cu ea și au aproximativ aceeași vârstă. În comparație cu clustere, numărul „membrilor asociați” nu este mare și se măsoară în zeci, iar distanța dintre ei este de până la câteva sute de ani lumină. Din punct de vedere științific, descoperirea unor astfel de neoplasme confirmă teoria continuării proceselor de naștere a noilor stele în Univers, și nu una câte una, ci în grupuri întregi.

Noi descoperiri

Până de curând, se credea că clusterele globulare sunt cele mai vechi formațiuni stelare, care, din cauza vârstei, ar fi trebuit să piardă din dinamica mișcărilor interne de rotație și pot fi considerate sisteme simple. Cu toate acestea, în 2014, cercetătorii de la Institutul Max Planck pentru Fizică Extraterestră, condus de Maximilian Fabricius, ca urmare a observațiilor pe termen lung a 11 clustere globulare din Calea Lactee, au descoperit că partea centrală a acestora continuă să se rotească.

Majoritatea teoriilor moderne nu sunt capabile să explice acest fapt, ceea ce înseamnă că dacă informația este confirmată, atunci sunt posibile schimbări atât în ​​aspectele teoretice ale cunoașterii, cât și în modelele matematice aplicate care descriu mișcarea asociațiilor sferice.

Cum se nasc clusterele stelare? Cum diferă ele, cum sunt localizate în spațiul galaxiei noastre și cum este determinată vârsta lor? Alexei Rastorguev, doctor în științe fizice și matematice, vorbește despre asta.

Aparent, aproape toate vedetele se nasc în grupuri, nu individual. Prin urmare, nu este nimic surprinzător în faptul că grupurile de stele sunt un lucru foarte comun. Astronomilor le place să studieze grupurile de stele, deoarece știu că toate stelele dintr-un grup s-au format aproximativ în același timp și la aproximativ aceeași distanță de noi. Orice diferență notabilă de luminozitate între astfel de stele sunt diferențe adevărate. Orice schimbări colosale au suferit aceste stele de-a lungul timpului, toate au început în același timp. Este deosebit de util să studiem grupurile de stele din punctul de vedere al dependenței proprietăților lor de masă - la urma urmei, vârsta acestor stele și distanța lor de Pământ sunt aproximativ aceleași, astfel încât ele diferă unele de altele numai în masa lor.

Grupurile de stele sunt interesante nu numai pentru studii științifice - sunt excepțional de frumoase ca obiecte pentru fotografiere și pentru observare de către astronomii amatori. Există două tipuri de clustere stelare: deschise și globulare. Aceste nume sunt asociate cu aspectul lor. Într-un grup deschis, fiecare stea este vizibilă separat, sunt distribuite mai mult sau mai puțin uniform pe o parte a cerului. Și clusterele globulare, dimpotrivă, sunt ca o sferă atât de dens plină de stele, încât în ​​centrul ei stelele individuale nu se pot distinge.

clustere stelare deschise

Poate cel mai faimos grup de stele deschis este Pleiadele, sau șapte surori, din constelația Taurului. În ciuda numelui său, majoritatea oamenilor pot vedea doar șase stele fără telescop. Numărul total de stele din acest cluster este undeva între 300 și 500 și toate se află într-o zonă cu o lungime de 30 de ani lumină și la 400 de ani lumină distanță de noi.

Acest cluster are doar 50 de milioane de ani, ceea ce este foarte scurt după standardele astronomice și conține stele luminoase foarte masive care nu au avut încă timp să se transforme în giganți. Pleiadele sunt un grup stelar deschis tipic; De obicei, un astfel de cluster include de la câteva sute la câteva mii de stele.

Printre grupurile de stele deschise, există mult mai mulți tineri decât bătrâni, iar cei mai bătrâni au cu greu mai mult de 100 de milioane de ani. Se crede că rata cu care se formează nu se modifică în timp.

Cert este că în grupurile mai vechi stelele se îndepărtează treptat unele de altele până se amestecă cu setul principal de stele - aceleași, dintre care mii apar în fața noastră pe cerul nopții. Deși gravitația ține grupurile deschise împreună într-o oarecare măsură, acestea sunt încă destul de fragile, iar gravitația unui alt obiect, cum ar fi un nor interstelar mare, le poate rupe.

Unele grupuri stelare sunt atât de slab ținute împreună încât nu sunt numite grupuri, ci asociații stelare. Ele nu durează foarte mult și de obicei sunt formate din stele foarte tinere din apropierea norilor interstelari din care au provenit. O asociație stelară include de la 10 până la 100 de stele împrăștiate într-o regiune de câteva sute de ani lumină.

Norii în care se formează stelele sunt concentrați în discul galaxiei noastre și acolo se găsesc grupuri de stele deschise. Având în vedere câți nori sunt în Calea Lactee și cât de mult praf este în spațiul interstelar, devine evident că cele 1200 de grupuri de stele deschise despre care știm ar trebui să fie doar o mică parte din numărul lor total din Galaxie. Poate că numărul lor total ajunge la 100.000.

clustere de stele globulare

Spre deosebire de cele deschise, clusterele globulare sunt sfere pline dens cu stele, dintre care există sute de mii și chiar milioane. Stelele din aceste grupuri sunt atât de dens împachetate încât, dacă Soarele nostru ar aparține oricărui cluster globular, am putea vedea peste un milion de stele individuale pe cerul nopții cu ochiul liber. Dimensiunea unui cluster globular tipic este de la 20 la 400 de ani lumină.

În centrele dens împachetate ale acestor grupuri, stelele sunt atât de apropiate unele de altele încât gravitația reciprocă le leagă unele de altele, formând stele binare compacte.

Uneori există chiar o fuziune completă a stelelor; în apropiere, straturile exterioare ale stelei se pot prăbuși, expunând miezul central la vizionare directă. În clusterele globulare, stelele duble sunt de 100 de ori mai frecvente decât oriunde altundeva. Unii dintre acești gemeni sunt surse de raze X.

În jurul galaxiei noastre, știm aproximativ 200 de grupuri de stele globulare, care sunt distribuite în uriașul halou sferic care înconjoară Galaxia. Toate aceste clustere sunt foarte vechi și au apărut mai mult sau mai puțin în același timp cu Galaxy însăși: de la 10 la 15 miliarde de ani în urmă. Ciorchinii par să se fi format atunci când părți ale norului din care a fost creată galaxia s-au împărțit în fragmente mai mici. Ciorchinii globulari nu diverg, deoarece stelele din ele stau foarte strâns, iar puternicele lor forțe gravitaționale reciproce leagă clusterul într-un întreg unic dens.

Grupurile de stele globulare sunt observate nu numai în jurul Galaxiei noastre, ci și în jurul altor galaxii de orice fel.Cel mai strălucitor cluster globular, ușor vizibil cu ochiul liber, este Omega Xntaurus din constelația sudică Centaur. Este situat la o distanță de 16.500 de ani lumină de Soare și este cel mai extins dintre toate clusterele cunoscute:

diametrul său este de 620 de ani lumină. Cel mai strălucitor cluster globular din emisfera nordică este M13 în Hercules, abia vizibil cu ochiul liber.

În 1596, un observator amator olandez pe nume David Fabricius (1564-1617) a descoperit o stea destul de strălucitoare în constelația Cetus; această stea a început să se estompeze treptat, iar după câteva săptămâni a dispărut cu totul din vedere. Fabricius a fost primul care a descris observarea unei stele variabile.

Această stea a fost numită Mira - miraculos~. Pe o perioadă de 332 de zile, Mira își schimbă luminozitatea de la aproximativ a 2-a magnitudine (la nivelul Stelei Nordului) la a 10-a magnitudine, când devine mult mai slabă decât este necesar pentru observarea cu ochiul liber. Astăzi, sunt cunoscute multe mii de stele variabile, deși majoritatea nu își schimbă luminozitatea la fel de dramatic ca Mira.

Există diverse motive pentru care stelele își schimbă luminozitatea. Mai mult, luminozitatea se modifică uneori cu multe mărimi ale luminii, iar uneori atât de nesemnificativ încât această schimbare poate fi detectată doar cu ajutorul unor instrumente foarte sensibile. Unele stele se schimbă în mod regulat.

Alții - ies brusc sau izbucnesc brusc. Modificările pot apărea ciclic, cu o perioadă de câțiva ani, sau se pot produce în câteva secunde. Pentru a înțelege de ce o anumită stea este variabilă, este mai întâi necesar să urmăriți exact cum se schimbă. Un grafic al mărimii unei stele variabile se numește curbă de lumină.Pentru a desena o curbă de lumină, măsurătorile luminii trebuie efectuate în mod regulat. Pentru a măsura cu precizie magnitudiniile stelare, astronomii profesioniști folosesc un instrument numit fotometru, dar numeroase observații ale stelelor variabile sunt făcute de astronomi amatori. Cu ajutorul unei hărți special pregătite și după puțină practică, nu este atât de dificil să judeci magnitudinea unei stele în schimbare direct cu ochii, în comparație cu stelele permanente situate în apropiere.

Graficele luminozității stelelor variabile arată că unele dintre stele se schimbă într-un mod regulat (corect) - o secțiune a graficului lor pe o perioadă de timp de o anumită lungime (perioadă) se repetă din nou și cuvinte. Alte stele se schimbă complet imprevizibil. Stelele variabile obișnuite includ stelele pulsatoare și stelele binare. Cantitatea de lumină se modifică deoarece stelele pulsează sau aruncă nori de materie. Dar există un alt grup de stele variabile care sunt duble (binare).

Când vedem o schimbare a luminozității bitsarilor, aceasta înseamnă că a avut loc unul dintre mai multe fenomene posibile. Ambele stele pot fi în raza noastră de vedere, deoarece, mișcându-se pe orbitele lor, opiumul poate trece direct unul în fața celuilalt. Sisteme similare sunt scanate de stele binare care eclipsează.

Cel mai faimos exemplu de acest gen este steaua Algol din constelația Perseus. Într-o pereche apropiată, materialul se poate repezi de la o stea la alta, adesea cu consecințe dramatice.

Familiarizându-ne cu tot mai multe obiecte de observat într-o serie de articole despre noi, întâlnim adesea obiecte spațiale numite. În aparență, clusterele sunt împărțite în 2 tipuri: risipite(sau deschis) și minge. Să aflăm puțin mai multe despre ei.

clustere deschise

Acest tip de cluster conține de la 20 la câteva mii de stele. Sunt ușor de observat și de găsit pe cerul înstelat cu ochiul liber și deja într-un telescop simplu de amator puteți lua în considerare secțiuni individuale. Stelele sunt legate între ele prin atracție gravitațională și sunt predominant tinere și fierbinți.

Astfel de grupuri sunt situate în apropierea benzii Căii Lactee. Sunt cunoscute aproximativ 1000 de clustere deschise, dar, după cum sugerează astronomii, numărul lor poate depăși câteva zeci de mii. Arata ca un grup de stele situate aproape una de alta. Cel mai strălucitor cluster observat de pe Pământ este Pleiadele(sau M45), cu magnitudinea sa egală cu 1,6 m.

Fotografia de mai sus arată praful cosmic între stele - de fapt, este, care reflectă lumina albastră a stelelor foarte fierbinți și tinere.

Un alt exemplu bun de clustere deschise este clusterul Rata salbatica(sau M11) în constelație.

Cele mai tinere grupuri de stele deschise înconjurate de nebuloase de gaz și praf sunt numite asociații de stele. Astfel de asocieri sunt foarte greu de distins pe fundalul altor stele, dar folosind metode spectrale pot fi împărțite în grupuri: O-asociație- contine stele fierbinti O si B; Asociația T- este format din stele tinere care formează clasele F, G, K, M.

clustere globulare

Grupurile globulare includ de la 10.000 la un milion de stele. Cu un binoclu sau un telescop de amator, va fi posibil să luați în considerare doar forma și unele contururi în ansamblu. Pentru un studiu mai detaliat, aveți nevoie de un instrument puternic.

Astfel de grupuri sunt situate în imediata apropiere a galaxiei noastre Calea Lactee. Ele se rotesc pe orbite eliptice alungite în jurul centrului galaxiei.

Toate clusterele globulare au aspectul unei mingi, foarte strălucitoare în centru, și slăbind spre margini, unde concentrația de stele scade. Datorită luminozității ridicate și luminozității puternice, pot fi observate aproape toate clusterele de acest tip. Numărul lor total este puțin peste 100.

Clusterul de stele globulare M 12

Cluster M12 este în constelație și în prima lună de vară poți să-l vânezi. Un alt reprezentant proeminent al clusterului globular, care se află și el în această constelație, este M14:

Cluster globular strălucitor M 14

Grupurile globulare sunt interesante pentru vânătoare chiar și cu binoclu. În ciuda faptului că nu va fi posibil să luați în considerare detaliile, căutarea în sine este foarte interesantă. Am scris odată postări pe blog. Citit.

În general, acesta este tot ce trebuie să știți tipuri de clustere stelare pentru a le putea distinge pe cerul înstelat și a înțelege unde se află.

Pleiade, grup deschis

Conform morfologiei lor, clusterele de stele sunt împărțite istoric în două tipuri - globulare și deschise. În iunie 2011, a devenit cunoscut despre descoperirea unei noi clase de clustere, care combină caracteristicile atât ale clusterelor globulare, cât și ale celor deschise.

Grupurile de stele nelegate gravitațional sau stele tinere slab legate, unite printr-o origine comună, sunt numite asociații stelare.

11 iulie 2007 Richard Ellis (Institutul de Tehnologie din California) cu telescopul Keck II de 10 metri a descoperit 6 grupuri de stele care s-au format acum 13,2 miliarde de ani. Astfel, au apărut când erau doar 500 de milioane de ani.

cluster stelar globular

Clusterul globular Messier 80 din constelația Scorpius este situat la 28.000 de ani lumină de Soare și conține sute de mii de stele.

cluster stelar globular ( cluster global) este un grup de stele care conține un număr mare de stele, strâns legate de gravitație și care se rotește în jurul centrului galactic ca un satelit. Spre deosebire de clusterele de stele deschise, care sunt situate în discul galactic, clusterele globulare sunt localizate în halou; sunt mult mai vechi, conțin mult mai multe stele, au o formă sferică simetrică și se caracterizează printr-o creștere a concentrației de stele spre centrul clusterului. Concentrațiile spațiale de stele din regiunile centrale ale clusterelor globulare sunt de 100-1000 de stele pe parsec cub, distanțele medii dintre stelele vecine sunt de 3-4,6 trilioane km; pentru comparație, în vecinătate, concentrația spațială a stelelor este ≈0,13 pc −3, adică densitatea noastră stelară este de 700-7000 de ori mai mică. Numărul de stele din clustere globulare este ≈10 4 -10 6 . Diametrele clusterelor globulare sunt 20-60 pc, masele sunt 10 4 -10 6 solare.

Grupurile globulare sunt obiecte destul de comune: la începutul anului 2011, în ele au fost descoperite 157, iar aproximativ 10-20 mai sunt candidate pentru clustere globulare. În cele mai mari, pot fi mai multe: de exemplu, în Nebuloasa Andromeda, numărul lor poate ajunge la 500. În unele gigantice, în special cele situate în centru, precum M 87, pot exista până la 13.000 de clustere globulare. Astfel de clustere circulă în apropierea galaxiei pe orbite mari cu o rază de ordinul a 40 kpc (aproximativ 131.000 de ani lumină) sau mai mult.

Fiecare galaxie de masă suficientă din vecinătatea Căii Lactee este asociată cu un grup de clustere globulare; de asemenea, s-a dovedit că se află în aproape fiecare galaxie mare studiată. în Săgetător și galaxia pitică din Canis Major sunt aparent în proces de „transferare” a clusterelor lor globulare (de ex. Palomar 12) către Calea Lactee. Multe clustere globulare din trecut ar fi putut fi dobândite de galaxia noastră în acest fel.

Grupurile globulare conțin unele dintre cele mai vechi stele care au apărut în galaxie, dar originea și rolul acestor obiecte în evoluția galactică nu sunt încă clare. Este aproape sigur că clusterele globulare sunt semnificativ diferite de galaxiile eliptice pitice, adică sunt unul dintre produsele de formare a stelelor ale galaxiei „native” și nu s-au format din alte galaxii aderente. Cu toate acestea, oamenii de știință au sugerat recent că clusterele globulare și galaxiile sferoidale pitice ar putea să nu fie destul de clar delimitate și obiecte diferite.

Istoricul observațiilor

Clusterul globular M 13 din constelația Hercule. Conține câteva mii de stele.

Primul cluster stelar globular M 22 a fost descoperit de astronomul amator german Johann Abraham Ihle ( Johann Abraham Ihle) în 1665, însă, din cauza deschiderii mici a primelor telescoape, a fost imposibil să se distingă stelele individuale într-un cluster globular. Charles Messier a fost cel care a distins pentru prima dată stele dintr-un cluster globular în timpul observării lui M 4. Mai târziu, abatele Nicolas Lacaille a adăugat la catalogul său din 1751-1752 clusterele cunoscute mai târziu ca NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 și NGC. 6397 (litera M din fața numărului se referă la catalogul lui Charles Messier și NGC la Noul catalog general al lui John Dreyer).

M 75 este un cluster globular dens de clasa I.

Un program de cercetare folosind telescoape mari a început în 1782 de către William Herschel, ceea ce a făcut posibilă distingerea stelelor din toate cele 33 de clustere globulare cunoscute până la acea vreme. În plus, a descoperit încă 37 de clustere. În catalogul lui Herschel din 1789 al obiectelor din cerul adânc, el a folosit pentru prima dată numele de „cluster globular” ( cluster global) pentru a descrie obiecte de acest tip. Numărul de clustere globulare găsite a continuat să crească, ajungând la 83 până în 1915, 93 până în 1930 și 97 până în 1947. Până în 2011, în Calea Lactee au fost descoperite 157 de clustere, încă 18 sunt candidate, iar numărul total este estimat la 180 ± 20. Se crede că aceste clustere globulare nedetectate sunt ascunse în spatele norilor galactici de gaz și praf.

Începând cu 1914, o serie de studii asupra clusterelor globulare a fost efectuată de astronomul american Harlow Shapley; rezultatele lor au fost publicate în 40 de lucrări științifice. El a studiat în grupuri (pe care a presupus că sunt cefeide) și a folosit o relație perioadă-luminozitate pentru a estima distanța. S-a descoperit ulterior că luminozitatea variabilelor RR Lyrae a fost mai mică decât cea a Cefeidelor, iar Shapley a supraestimat de fapt distanța până la clustere.

Marea majoritate a clusterelor globulare din Calea Lactee sunt situate în regiunea cerului care înconjoară nucleul galactic; mai mult, o cantitate semnificativă este situată în imediata vecinătate a nucleului. În 1918, Shapley a profitat de această mare distribuție deformată a clusterelor pentru a determina dimensiunea galaxiei noastre. Presupunând că distribuția clusterelor globulare în jurul centrului galaxiei este aproximativ sferică, el a folosit coordonatele lor pentru a estima poziția Soarelui în raport cu centrul galaxiei. În ciuda faptului că estimarea sa a distanței a avut o eroare semnificativă, aceasta a arătat că dimensiunile Galaxiei erau mult mai mari decât se credea anterior. Eroarea s-a datorat prezenței prafului în Calea Lactee, care a absorbit parțial lumina din clusterul globular, făcându-l mai slab și astfel mai departe. Cu toate acestea, estimarea lui Shapley cu privire la dimensiunea Galaxiei a fost de aceeași ordine cu cea acceptată acum.

Măsurătorile lui Shapley au arătat, de asemenea, că Soarele era destul de departe de centrul galaxiei, spre deosebire de ceea ce se credea atunci pe baza observațiilor privind distribuția stelelor obișnuite. De fapt, stelele se află în discul Galaxiei și, prin urmare, sunt adesea ascunse în spatele gazului și prafului, în timp ce clusterele globulare sunt în afara discului și pot fi văzute de la o distanță mult mai mare.

Mai târziu, Henrietta Swope și Helen Sawyer (mai târziu Hogg) au asistat la studiul clusterelor Shapley. În 1927-1929. Shapley și Sawyer au început să clasifice clusterele în funcție de gradul de concentrare a stelelor. Acumulările cu cea mai mare concentrație au fost atribuite clasei I și clasate în continuare pe măsură ce concentrația a scăzut la clasa a XII-a (uneori clasele sunt notate cu cifre arabe: 1-12). Această clasificare se numește clase de concentrare Shapley-Sawyer.

Formare

NGC 2808 este alcătuit din trei generații distincte de stele.

Până în prezent, formarea clusterelor globulare nu a fost pe deplin înțeleasă și nu este încă clar dacă un cluster globular este format din stele din aceeași generație sau dacă este format din stele care au trecut prin mai multe cicluri de-a lungul a câteva sute de milioane de ani. În multe clustere globulare, majoritatea stelelor se află aproximativ în același stadiu al evoluției stelare, ceea ce sugerează că s-au format aproximativ în același timp. Cu toate acestea, istoria formării stelelor variază de la un cluster la altul și, în unele cazuri, un cluster conține diferite populații de stele. Un exemplu în acest sens ar fi clusterele globulare din Marele Nor Magellanic, care arată o populație bimodală. La o vârstă fragedă, aceste clustere s-ar fi putut ciocni cu un nor molecular gigant care a declanșat un nou val de formare a stelelor, dar această perioadă de formare a stelelor este relativ scurtă în comparație cu vârsta clusterelor globulare.

Observațiile clusterelor globulare arată că acestea apar mai ales în regiunile cu formare stelară efectivă, adică acolo unde mediul interstelar are o densitate mai mare în comparație cu regiunile obișnuite de formare stelară. Formarea clusterelor globulare domină în regiunile cu explozii de formare a stelelor și în galaxiile care interacționează. Studiile arată, de asemenea, existența unei corelații între masa centrală și dimensiunea clusterelor globulare în eliptice și . Masa în astfel de galaxii este adesea apropiată de masa totală a clusterelor globulare ale galaxiei.

În prezent, nu se cunosc clustere globulare care formează în mod activ stelele, iar acest lucru este în concordanță cu opinia că acestea tind să fie cele mai vechi obiecte din galaxie și constau din stele foarte vechi. Precursorii clusterelor globulare pot fi regiuni foarte mari de formare a stelelor cunoscute sub numele de clustere de stele gigantice (de exemplu, Westerlund-1 în Calea Lactee).

Compus

Stelele din clusterul Djorgovski 1 conțin doar hidrogen și heliu și sunt numite „metal scăzut”.

Grupurile globulare constau în mod obișnuit din sute de mii de stele vechi, cu metalicitate scăzută. Tipul de stele găsite în clustere globulare este similar cu cele din umflătură. Le lipsesc gazul și praful și se presupune că s-au transformat de mult în stele. Grupurile globulare au o concentrație mare de stele - o medie de aproximativ 0,4 stele pe parsec cub, iar în centrul clusterului sunt 100 sau chiar 1000 de stele pe parsec cub (pentru comparație, în vecinătatea Soarelui, concentrația este 0,12 stele per parsec cub). Nu se consideră că clusterele globulare sunt un loc favorabil pentru existența sistemelor planetare, deoarece orbitele din nucleele clusterelor dense sunt instabile din punct de vedere dinamic din cauza perturbărilor cauzate de trecerea stelelor învecinate. O planetă care orbitează la o distanță de 1 UA. e. dintr-o stea din miezul unui cluster dens (de exemplu, 47 Tucanae), teoretic ar putea exista doar 100 de milioane de ani.evenimentul care a dus la formarea pulsarului.

Unele clustere globulare, cum ar fi Omega Centauri din Calea Lactee și Mayall II din Galaxia Andromeda, sunt extrem de masive (câteva milioane de mase solare) și conțin stele din mai multe generații stelare. Ambele grupuri pot fi considerate dovezi că clusterele globulare supermasive sunt nucleul galaxiilor pitice care au fost înghițite de galaxiile gigantice. Aproximativ un sfert din clusterele globulare din Calea Lactee ar fi putut face parte din galaxii pitice.

Unele clustere globulare (de exemplu, M15) au nuclee foarte masive care pot conține găuri negre, deși modelarea arată că observațiile disponibile sunt la fel de bine explicate prin prezența unor găuri negre mai puțin masive, precum și prin concentrație (sau masive).

Clusterul M 53 i-a surprins pe astronomi cu un număr de stele numite rătăcite albastre.

Grupurile globulare sunt de obicei compuse din stele din populația II care au o abundență scăzută de elemente grele. Astronomii numesc elementele grele metale, iar concentrația relativă a acestor elemente într-o stea, metalitate. Aceste elemente sunt create în procesul de nucleosinteză stelară și apoi devin parte a unei noi generații de stele. Astfel, proporția de metale poate indica vârsta unei stele, iar stelele mai vechi au de obicei metalități mai mici.

Astronomul olandez Peter Oosterhof a observat că probabil există două populații de clustere globulare cunoscute sub numele de „grupurile Oosterhof”. Ambele grupuri au linii spectrale slabe ale elementelor metalice, dar liniile din stelele de tip I (OoI) nu sunt la fel de slabe ca în tipul II (OoII), iar al doilea grup are o perioadă puțin mai lungă în variabilele RR Lyrae. Astfel, stelele de tip I. sunt numite „bogate în metale”, iar stelele de tip II – „metal scăzut”. Aceste două populații sunt observate în multe galaxii, în special în elipticele masive. Ambele grupe de vârstă sunt aproape la fel cu Universul însuși, dar diferă unul de celălalt prin metalitate. Au fost înaintate diverse ipoteze pentru a explica această diferență, inclusiv fuziuni cu galaxii bogate în gaze, absorbția galaxiilor pitice și mai multe faze de formare a stelelor într-o singură galaxie. În Calea Lactee, clusterele cu conținut scăzut de metal sunt asociate cu haloul, în timp ce clusterele bogate în metale sunt asociate cu umflătura.

În Calea Lactee, majoritatea clusterelor de metale joase sunt aliniate de-a lungul unui plan în partea exterioară a halou a galaxiei. Acest lucru sugerează că clusterele de tip II au fost capturate dintr-o galaxie satelit și nu sunt cei mai vechi membri ai sistemului de clustere globulare al Căii Lactee, așa cum se credea anterior. Diferența dintre cele două tipuri de clustere în acest caz se explică prin întârzierea dintre momentul în care cele două galaxii și-au format sistemele de clustere.

Componente exotice

În clusterele globulare, densitatea stelelor este foarte mare și, prin urmare, apar adesea pasaje apropiate și ciocniri. O consecință a acestui fapt este abundența mai mare a anumitor clase exotice de stele în clustere globulare (de exemplu, rătăcitori albaștri, pulsari de milisecunde și binare cu raze X de masă mică). Războiurile albastre se formează atunci când două stele se ciocnesc, posibil ca urmare a unei coliziuni cu un sistem binar. O astfel de stea este mai fierbinte decât restul stelelor din cluster, care au aceeași luminozitate și, prin urmare, diferă de stelele din secvența principală care s-au format la nașterea clusterului.

Din anii 1970 astronomii caută găuri negre în clustere globulare, dar această sarcină necesită o rezoluție mare a telescopului, așa că abia odată cu apariția a fost făcută prima descoperire confirmată. Pe baza observațiilor, s-a făcut o presupunere despre prezența unei găuri negre de masă intermediară (4.000 de mase solare) în clusterul globular M 15 și a unei găuri negre (~ 2 10 4 M ⊙) în clusterul Mayall II din galaxia Andromeda. . Emisia de raze X și radio de la Mayall II corespunde unei găuri negre de masă intermediară. Ele prezintă un interes deosebit deoarece sunt primele găuri negre cu o masă intermediară între găurile negre obișnuite de masă stelară și găurile negre supermasive din nucleele galaxiilor. Masa găurii negre intermediare este proporțională cu masa clusterului, ceea ce completează relația descoperită anterior dintre masele găurilor negre supermasive și galaxiile din jur.

Afirmațiile privind găurile negre de masă intermediară au fost întâmpinate cu oarecare scepticism de către comunitatea științifică. Faptul este că cele mai dense obiecte din clusterele globulare ar trebui să își încetinească treptat mișcarea și să ajungă în centrul clusterului ca urmare a unui proces numit „segregare în masă”. În clusterele globulare, acestea sunt pitice albe și stele neutronice. Cercetările efectuate de Holger Baumgardt și colegii au remarcat că raportul masă-lumină în M15 și Mayall II ar trebui să crească brusc spre centrul clusterului chiar și fără prezența unei găuri negre.

Diagrama Hertzsprung-Russell

O diagramă culoare-magnitudine a clusterului M3. În jurul magnitudinii 19 este un „genunchi” caracteristic unde stelele încep să intre în stadiul de gigant.

Diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) este un grafic care arată relația dintre magnitudinea absolută și indicele de culoare. Indicele de culoare B-V este diferența dintre luminozitatea luminii albastre a stelei, sau B, și valorile indicelui de culoare a luminii vizibile (galben-verde) sau V. Valorile mari ale indicelui de culoare B-V indică o stea roșie rece. , în timp ce valorile negative corespund unei stele albastre cu o suprafață fierbinte. Când stelele apropiate de Soare sunt reprezentate pe o diagramă H-R, aceasta arată distribuția stelelor de diferite mase, vârste și compoziții. Multe stele din diagramă sunt relativ aproape de curba înclinată din stânga sus (luminozități mari, tipuri spectrale timpurii) spre dreapta jos (luminozități scăzute, tipuri spectrale târzii). Aceste stele sunt numite stele din secvența principală. Cu toate acestea, diagrama include și stele care se află în stadii ulterioare ale evoluției stelare și au coborât din secvența principală.

Deoarece toate stelele dintr-un cluster globular sunt aproximativ la aceeași distanță de noi, magnitudinea lor absolută diferă de magnitudinea lor aparentă cu aproximativ aceeași cantitate. Stelele din secvența principală dintr-un cluster globular sunt comparabile cu stelele similare din vecinătatea Soarelui și se vor alinia de-a lungul liniei secvenței principale. Acuratețea acestei ipoteze este confirmată de rezultate comparabile obținute prin compararea magnitudinii stelelor variabile de scurtă perioadă din apropiere (cum ar fi RR Lyrae) și cefeidelor cu aceleași tipuri de stele din cluster.

Comparând curbele de pe diagrama H-R, se poate determina magnitudinea absolută a stelelor secvenței principale din cluster. Acest lucru, la rândul său, face posibilă estimarea distanței până la cluster pe baza valorii mărimii stelare aparente. Diferența dintre valorile relative și absolute, modulul distanței, oferă o estimare a distanței.

Când stelele unui cluster globular sunt reprezentate pe o diagramă G-R, în multe cazuri aproape toate stelele cad pe o curbă destul de definită, care diferă de diagrama G-R a stelelor din apropierea Soarelui, care combină stele de diferite vârste și origini într-o singură. întreg. Forma curbei pentru clusterele globulare este o caracteristică a grupurilor de stele care s-au format aproximativ în același timp din aceleași materiale și diferă doar prin masa lor inițială. Deoarece poziția fiecărei stele în diagrama H-R depinde de vârstă, forma curbei pentru un cluster globular poate fi folosită pentru a estima vârsta totală a populației stelare.

Cele mai masive stele din secvența principală vor avea cea mai mare magnitudine absolută, iar aceste stele vor fi primele care vor intra în stadiul gigant. Pe măsură ce un cluster îmbătrânește, stelele cu masă mai mică vor începe să treacă la stadiul de gigant, astfel încât vârsta unui cluster cu un tip de populație stelară poate fi măsurată prin căutarea stelelor care abia încep să treacă la stadiul de gigant. Ele formează un „genunchi” în diagrama H-R cu o rotație în colțul din dreapta sus față de linia secvenței principale. Mărimea absolută în regiunea punctului de cotitură depinde de vârsta clusterului globular, astfel încât scala de vârstă poate fi reprezentată pe o axă paralelă cu mărimea.

În plus, vârsta unui cluster globular poate fi determinată din temperatura celor mai reci pitice albe. În urma calculelor, s-a constatat că vârsta tipică a clusterelor globulare poate ajunge până la 12,7 miliarde de ani. Prin aceasta, ele diferă semnificativ de grupurile de stele deschise, care au doar câteva zeci de milioane de ani.

Vârsta clusterelor globulare impune o limită asupra limitei de vârstă a întregului Univers. Această limită inferioară a fost un obstacol semnificativ în cosmologie. La începutul anilor 1990, astronomii s-au confruntat cu estimări ale vârstei clusterelor globulare care erau mai vechi decât sugerau modelele cosmologice. Cu toate acestea, măsurători detaliate ale parametrilor cosmologici prin sondaje ale cerului adânc și prezența sateliților precum COBE au rezolvat această problemă.

Studiile privind evoluția clusterelor globulare pot fi folosite și pentru a determina schimbările datorate combinației de gaz și praf care formează clusterul. Datele obținute din studiul clusterelor globulare sunt apoi folosite pentru a studia evoluția întregii Căi Lactee.

În clusterele globulare, există unele stele cunoscute sub denumirea de stăpâni albastre care par să continue să se deplaseze în jos în secvența principală către stele albastre mai strălucitoare. Originea acestor stele este încă neclară, dar majoritatea modelelor sugerează că formarea acestor stele este rezultatul unui transfer de masă între stele în sisteme binare și triple.

Grupuri de stele globulare din galaxia Calea Lactee

Grupurile globulare sunt membri colectivi ai galaxiei noastre și fac parte din subsistemul său sferic: se învârt în jurul centrului de masă al galaxiei pe orbite foarte alungite, cu viteze de ≈200 km/s și o perioadă orbitală de 108 -109 ani. Epoca clusterelor globulare din galaxia noastră se apropie de vârsta sa, ceea ce este confirmat de diagramele lor Hertzsprung-Russell, care conțin o pauză caracteristică în secvența principală pe partea albastră, indicând transformarea stelelor masive - membrii clusterului în.

Spre deosebire de clusterele deschise și asociațiile stelare, mediul interstelar al clusterelor globulare conține puțin gaz: acest fapt se explică, pe de o parte, printr-o viteză parabolică scăzută de ≈10-30 km/s și, pe de altă parte, prin marea lor viteză. vârstă; Un factor suplimentar, aparent, este trecerea periodică în cursul revoluției în jurul centrului galaxiei noastre prin planul său, în care sunt concentrați norii de gaz, ceea ce contribuie la „măturarea” propriului gaz în timpul unor astfel de treceri.

Grupuri de stele globulare din alte galaxii

Un cluster din regiunea centrală a Nebuloasei Tarantulei, un grup de stele tinere și fierbinți

În alte galaxii (de exemplu, în Norii Magellanic), se observă și clustere globulare relativ tinere.

Majoritatea clusterelor globulare din LMC și MMO aparțin unor stele tinere, spre deosebire de clusterele globulare ale galaxiei noastre, și sunt în mare parte scufundate în gaz și praf interstelar. De exemplu, Nebuloasa Tarantula este înconjurată de grupuri globulare tinere de stele alb-albastru. În centrul nebuloasei se află un grup tânăr, strălucitor.

Grupuri de stele globulare din galaxia Andromeda (M31):

Pentru a observa majoritatea clusterelor globulare M31, aveți nevoie de un telescop cu un diametru de 10 inchi, cel mai strălucitor putând fi văzut într-un telescop de 5 inci. Mărirea medie este de 150-180 de ori, schema optică a telescopului nu contează.

Clusterul G1 (Mayall II) este cel mai luminos cluster din Grupul Local, la o distanță de 170.000 ly. ani.

cluster stelar deschis

NGC 265, un grup de stele deschis din Micul Nor Magellanic.

cluster stelar deschis ( cluster deschis) este un grup de stele (până la câteva mii la număr) format dintr-un nor molecular gigant și având aproximativ aceeași vârstă. Peste 1100 de clustere deschise au fost descoperite în Galaxia noastră, dar se presupune că sunt mult mai multe. Stelele din astfel de clustere sunt conectate între ele prin forțe gravitaționale relativ slabe, prin urmare, pe măsură ce se învârt în jurul centrului galactic, clusterele pot fi distruse din cauza trecerii apropiate în apropierea altor clustere sau nori de gaz, caz în care stelele care le formează. devin parte din populația normală a galaxiei; Stele individuale pot fi, de asemenea, ejectate ca rezultat al interacțiunilor gravitaționale complexe din cadrul clusterului. Vârsta tipică a clusterelor este de câteva sute de milioane de ani. Grupurile de stele deschise se găsesc numai în galaxiile spirale și neregulate, unde au loc procese active de formare a stelelor.

Grupurile tinere deschise pot fi în interiorul norului molecular din care s-au format și să-l „ilumineze”, rezultând o regiune de hidrogen ionizat. În timp, presiunea radiației din cluster dispersează norul. De regulă, doar aproximativ 10% din masa unui nor de gaz are timp să formeze stele înainte ca restul gazului să fie dispersat de presiunea luminii.

Grupurile de stele deschise sunt obiecte cheie pentru studierea evoluției stelare. Datorită faptului că membrii clusterului sunt de aceeași vârstă și compoziție chimică, efectele altor caracteristici sunt mai ușor de determinat pentru clustere decât pentru stele individuale. Unele grupuri deschise, cum ar fi Pleiadele, Hiadele sau Clusterul Alpha Perseus, sunt vizibile cu ochiul liber. Unele altele, precum Perseus Double Cluster, sunt abia vizibile fără instrumente, iar multe altele pot fi văzute doar cu un binoclu sau un telescop, cum ar fi Wild Duck Cluster (M 11).

Observații istorice

Mozaic de 30 de imagini cu clustere deschise descoperite de telescopul VISTA. Din observarea directă, aceste aglomerări sunt ascunse de praful Căii Lactee.

Grupul de stele deschise strălucitoare Pleiadele este cunoscut încă din antichitate, iar Hiadele fac parte din constelația Taur, una dintre cele mai vechi constelații. Alte clustere au fost descrise de primii astronomi ca pete inseparabile de lumină. Astronomul grec Claudius Ptolemeu a menționat în notele sale Mangerul, Dublu Cluster de la Perseus și Clusterul lui Ptolemeu; iar astronomul persan As-Sufi a descris clusterul Omicron Sails. Cu toate acestea, numai invenția telescopului a făcut posibilă distingerea stelelor individuale în aceste obiecte nebuloase. Mai mult, în 1603, Johann Bayer a atribuit acestor formațiuni astfel de denumiri ca și cum ar fi stele separate.

Prima persoană care a folosit un telescop în 1609 pentru a observa cerul înstelat și a înregistra rezultatele acestor observații a fost astronomul italian Galileo Galilei. Studiind unele dintre obiectele nebuloase descrise de Ptolemeu, Galileo a descoperit că nu erau stele individuale, ci grupuri de un număr mare de stele. Deci, în Manger, a distins peste 40 de stele. În timp ce predecesorii săi au distins 6-7 stele în Pleiade, Galileo a descoperit aproape 50. În tratatul său din 1610, Sidereus Nuncius, el scrie: „... Galaxia nu este altceva decât o colecție de numeroase vedete situate în grupuri”. Inspirat de munca lui Galileo, astronomul sicilian Giovanni Hodierna a fost probabil primul astronom care a găsit cu un telescop clustere deschise necunoscute anterior. În 1654, el a descoperit obiectele numite acum Messier 41, Messier 47, NGC 2362 și NGC 2451.

În 1767, naturalistul englez reverendul John Michell a calculat că chiar și pentru un singur grup precum Pleiadele, probabilitatea ca stelele sale constitutive să fie aliniate aleatoriu pentru un observator pământesc a fost de 1 la 496.000; a devenit clar că stelele din clustere sunt conectate fizic. În 1774-1781, astronomul francez Charles Messier a publicat un catalog de obiecte cerești care aveau un aspect neclar ca de cometă. Acest catalog include 26 de grupuri deschise. În anii 1790, astronomul englez William Herschel a început un studiu cuprinzător al obiectelor cerești nebuloase. El a descoperit că multe dintre aceste formațiuni ar putea fi împărțite în grupuri de stele individuale. Herschel a sugerat că inițial stelele au fost împrăștiate în spațiu, iar apoi, ca rezultat al forțelor gravitaționale, au format sisteme stelare. El a împărțit nebuloasele în 8 categorii și a atribuit clasele VI la VIII pentru a clasifica grupurile de stele.

Prin eforturile astronomilor, numărul clusterelor cunoscute a început să crească. Sute de clustere deschise au fost enumerate în Noul Catalog General (NGC), publicat pentru prima dată în 1888 de astronomul danez-irlandez J. L. E. Dreyer, precum și în două cataloage de index suplimentare publicate în 1896 și 1905. identifică două tipuri diferite de clustere. Prima consta din mii de stele dispuse după o distribuție sferică regulată; s-au întâlnit pe tot cerul, dar cel mai dens - în direcția centrului Căii Lactee. Populația stelară a acestuia din urmă era mai rarefiată, iar forma era mai neregulată. Astfel de grupuri erau de obicei localizate în interiorul sau în apropierea planului galactic. Astronomii l-au numit pe primul clustere de stele globulare, iar al doilea - clustere stelare deschise. Din cauza locației lor, clusterele deschise sunt uneori denumite clustere de galaxii, termenul a fost propus în 1925 de astronomul elvețian-american Robert Julius Trumpler.

Măsurătorile micrometrice ale pozițiilor stelelor în clustere au fost făcute mai întâi în 1877 de astronomul german E. Schoenfeld, iar apoi de astronomul american E. E. Barnard în 1898-1921. Aceste încercări nu au dezvăluit niciun semn de mișcare a stelelor. Cu toate acestea, în 1918, astronomul olandez-american Adrian van Maanen, comparând plăci fotografice luate în diferite momente în timp, a reușit să măsoare mișcarea adecvată a stelelor pentru o parte din clusterul Pleiadelor. Pe măsură ce astrometria devenea din ce în ce mai precisă, a devenit clar că grupurile de stele au aceeași mișcare adecvată în spațiu. Comparând plăcile fotografice ale Pleiadelor obținute în 1918 cu cele din 1943, van Maanen a reușit să izoleze stelele a căror mișcare adecvată a fost similară cu media pentru cluster și, astfel, să identifice membrii probabili ai clusterului. Observațiile spectroscopice au relevat viteze radiale comune, arătând astfel că clusterele sunt compuse din stele legate între ele într-un grup.

Primele diagrame culoare-luminozitate pentru clustere deschise au fost publicate de Einar Hertzsprung în 1911, împreună cu diagramele Pleiadelor și Hiadelor. În următorii 20 de ani, el și-a continuat munca privind studiul clusterelor deschise. Din datele spectroscopice, el a putut determina limita superioară a mișcării interne pentru clusterele deschise și a estima că masa totală a acestor obiecte nu depășește câteva sute de mase solare. El a demonstrat relația dintre culorile stelelor și luminozitatea lor, iar în 1929 a remarcat că populația stelară a Hiadelor și Mangerilor era diferită de cea a Pleiadelor. Ulterior, acest lucru a fost explicat prin diferența de vârstă a acestor trei clustere.

Educaţie

Infraroșul arată un grup dens care se naște în inima Nebuloasei Orion.

Formarea unui cluster deschis începe cu prăbușirea unei părți dintr-un nor molecular gigant, un nor dens și rece de gaz și praf cu o masă de multe mii de ori mai mare decât masa Soarelui. Astfel de nori au o densitate de 10 2 până la 10 6 molecule de hidrogen neutre per cm 3 , în timp ce formarea stelelor începe în părți cu o densitate mai mare de 10 4 molecule/cm 3 . De regulă, doar 1-10% din volumul norului depășește această densitate. Înainte de prăbușire, astfel de nori pot menține echilibrul mecanic datorită câmpurilor magnetice, turbulențelor și rotației.

Există mulți factori care pot deranja echilibrul unui nor molecular gigant, ceea ce va duce la colaps și la începutul procesului de formare a stelelor active, ceea ce poate duce la un cluster deschis. Acestea includ: unde de șoc de la cei apropiați, ciocniri cu alți nori, interacțiuni gravitaționale. Dar chiar și în absența factorilor externi, unele părți ale norului pot ajunge la condiții în care devin instabile și predispuse la colaps. Regiunea de colaps a norului experimentează fragmentarea ierarhică în regiuni mai mici (inclusiv regiuni relativ dense cunoscute sub numele de nori întunecați în infraroșu), ceea ce duce în cele din urmă la nașterea unui număr mare (până la câteva mii) de stele. Acest proces de formare a stelelor începe într-un înveliș al unui nor care se prăbușește, care se ascunde vederii, deși permite observații în infraroșu. Se crede că în galaxia Calea Lactee se formează un nou cluster deschis o dată la câteva mii de ani.

„Stâlpii creației” - o regiune a Nebuloasei Vulturului, unde un nor molecular este îndepărtat de un vânt stelar din stele tinere masive.

Cele mai fierbinți și mai masive dintre stele nou formate (cunoscute sub numele de stele OB) radiază intens în ultraviolete, care ionizează constant gazul din norul molecular din jur și formează regiunea H II. Vântul stelar și presiunea radiației de la stelele masive încep să accelereze gazul ionizat fierbinte la viteze comparabile cu viteza sunetului în gaz. Câteva milioane de ani mai târziu, prima explozie de supernovă are loc în cluster ( supernove cu colaps de miez), care, de asemenea, împinge gazul din vecinătatea sa. În cele mai multe cazuri, aceste procese accelerează tot gazul în decurs de 10 milioane de ani, iar formarea stelelor se oprește. Dar aproximativ jumătate din protostelele formate vor fi înconjurate de discuri circumstelare, dintre care multe vor fi discuri de acreție.

Deoarece doar 30 până la 40% din gazul din centrul norului formează stele, dispersia gazului împiedică foarte mult procesul de formare a stelelor. În consecință, toate clusterele experimentează o pierdere puternică de masă în stadiul inițial și o parte destul de mare în acest stadiu se descompune complet. Din acest punct de vedere, formarea unui cluster deschis depinde dacă stelele născute gravitațional sunt legate; dacă nu este cazul, atunci va apărea o asociere stelară fără legătură în locul unui cluster. Totuși, dacă se formează un cluster precum Pleiadele, acesta poate conține doar 1/3 din numărul său original de stele, iar restul nu va mai fi legat odată ce gazul se disipă. Stele tinere care nu mai aparțin clusterului de origine vor deveni parte din populația generală a Căii Lactee.

Datorită faptului că aproape toate stelele se formează în clustere, acestea din urmă sunt considerate blocurile de bază ale galaxiilor. Procesele intense de împrăștiere a gazelor, care formează și distrug multe grupuri de stele la naștere, își lasă amprenta asupra structurilor morfologice și cinematice ale galaxiilor. Majoritatea clusterelor deschise nou formate au o populație de 100 sau mai multe stele și o masă solară de 50 sau mai mult. Cele mai mari clustere pot avea mase de până la 10 4 mase solare (masa clusterului Westerlund 1 este estimată la 5×10 4 mase solare), care este foarte apropiată de masele clusterelor globulare. În timp ce clusterele deschise și globulare sunt formațiuni complet diferite, aspectul celor mai rare clustere globulare și al celor mai bogate clustere deschise poate să nu fie atât de diferit. Unii astronomi cred că formarea acestor două tipuri de clustere se bazează pe același mecanism, cu diferența că condițiile necesare formării unor clustere globulare foarte bogate - sute de mii de stele - nu mai există în Galaxia noastră.

Formarea a mai mult de un cluster deschis dintr-un nor molecular este un fenomen tipic. Astfel, în Marele Nor Magellanic, clusterele Hodge 301 și R136 s-au format din gazul Nebuloasei Tarantulei; Urmărirea traiectoriilor Hyadelor și Mangerului, două grupuri proeminente și apropiate ale Căii Lactee, duce la concluzia că s-au format și din același nor cu aproximativ 600 de milioane de ani în urmă. Uneori, grupurile născute în același timp formează un grup dublu. Un prim exemplu în acest sens în galaxia noastră este clusterul dublu Perseus, format din NGC 869 și NGC 884 (uneori numit în mod eronat „χ și h Persei” ( „Bună și cenușă, Perseus”), cu toate că h se referă la steaua vecină și χ - la ambele clustere), cu toate acestea, pe lângă aceasta, se cunosc cel puțin 10 clustere similare.Și mai multe dintre ele sunt descoperite în Norii Magellanic Mici și Mari: aceste obiecte sunt mai ușor de detectat în sistemele externe decât în ​​Galaxia noastră, deoarece datorită Efectul de proiecție, grupurile de prieteni îndepărtați pot arăta legate între ele.

Morfologie și clasificare

Clusterele deschise pot reprezenta atât grupuri rare de mai multe stele, cât și aglomerări mari, inclusiv mii de membri. Ele tind să fie formate dintr-un nucleu dens bine definit, înconjurat de o „coroană” mai difuză de stele. Diametrul miezului este de obicei de 3-4 St. g., iar coroana - 40 St. l. Densitatea stelară standard în centrul clusterului este de 1,5 stele/lumină. g. 3 (pentru comparație: în vecinătatea Soarelui, acest număr este de ~0,003 sv./St. g. 3).

Grupurile de stele deschise sunt adesea clasificate conform schemei dezvoltate de Robert Trumpler în 1930. Numele clasei conform acestei scheme este format din 3 părți. Prima parte este desemnată cu cifrele romane I-IV și înseamnă concentrația clusterului și caracterul distinctiv al acestuia de câmpul stelar din jur (de la puternic la slab). A doua parte este o cifră arabă de la 1 la 3, adică răspândirea luminozității membrelor (de la mic la mare). A treia parte este o scrisoare p, m sau r, care desemnează, respectiv, un număr mic, mediu sau mare de stele dintr-un cluster. Dacă clusterul se află în interiorul unei nebuloase, atunci se adaugă o literă la sfârșit n.

De exemplu, conform schemei lui Trumpler, Pleiadele sunt clasificate ca I3rn (foarte concentrate, bogate în stele, există o nebuloasă), iar Hiadele mai apropiate - ca II3m (mai fragmentate și cu un număr mai mic).

Număr și distribuție

NGC 346, un cluster deschis în Micul Nor Magellanic.

Peste 1000 de clustere deschise au fost descoperite în Galaxia noastră, dar numărul lor total poate fi de până la 10 ori mai mare. În galaxiile spirale, clusterele deschise sunt localizate în principal de-a lungul brațelor spiralate, unde densitatea gazelor este cea mai mare și, ca urmare, procesele de formare a stelelor sunt cele mai active; astfel de grupuri se dispersează de obicei înainte de a avea timp să părăsească brațul. Ciorchinii deschisi au o tendință puternică de a fi aproape de planul galactic.

În galaxiile neregulate, clusterele deschise pot fi oriunde, deși concentrația lor este mai mare acolo unde densitatea gazului este mai mare. Ciorchinele deschise nu sunt observate în galaxiile eliptice, deoarece procesele de formare a stelelor în acestea din urmă au încetat cu multe milioane de ani în urmă, iar ultimele clustere formate s-au dispersat de mult.

Distribuția clusterelor deschise în Galaxia noastră depinde de vârstă: clusterele mai vechi sunt situate în principal la distanțe mai mari de centrul galactic și la o distanță considerabilă de planul galactic. Acest lucru se datorează faptului că forțele de maree care contribuie la distrugerea clusterelor sunt mai mari în apropierea centrului galaxiei; pe de altă parte, norii moleculari giganți, care sunt și cauza distrugerii, sunt concentrați în regiunile interioare ale discului galaxiei; prin urmare, clusterele din regiunile interioare sunt distruse la o vârstă mai devreme decât „colegii” lor din regiunile exterioare.

Compoziție stea

Un grup de stele vechi de mai multe milioane de ani (colțul din dreapta jos) luminează Nebuloasa Tarantula din Marele Nor Magellanic.

Datorită faptului că clusterele deschise de stele se descompun de obicei înainte ca majoritatea stelelor lor să-și încheie ciclurile de viață, cea mai mare parte a radiațiilor de la clustere este lumina de la stele albastre fierbinți și tinere. Astfel de stele au cea mai mare masă și cea mai scurtă durată de viață - de ordinul a câteva zeci de milioane de ani. Grupurile de stele mai vechi conțin mai multe stele galbene.

Unele grupuri de stele conțin stele albastre fierbinți care par mult mai tinere decât restul clusterului. Aceste stele albastre împrăștiate sunt observate și în clustere globulare; se crede că în nucleele cele mai dense de clustere globulare acestea se formează în timpul ciocnirii stelelor și formării de stele mai fierbinți și mai masive. Cu toate acestea, densitatea stelară în clustere deschise este mult mai mică decât în ​​clusterele globulare, iar numărul de stele tinere observate nu poate fi explicat prin astfel de ciocniri. Se crede că cele mai multe dintre ele se formează atunci când un sistem stelar binar se contopește într-o stea datorită interacțiunilor dinamice cu alți membri.

De îndată ce stelele de masă mică și medie își consumă hidrogenul în procesul de fuziune nucleară, ele își pierd straturile exterioare și formează o nebuloasă planetară cu formarea unei pitice albe. Chiar dacă majoritatea clusterelor deschise se descompun înainte ca majoritatea membrilor lor să atingă stadiul de pitică albă, numărul de pitice albe din clustere este, de obicei, mult mai mic decât s-ar putea aștepta de la vârsta clusterului și distribuția inițială estimată a masei stelare. O posibilă explicație pentru lipsa piticelor albe este aceea că, atunci când o gigantă roșie își aruncă coaja și formează o nebuloasă planetară, o ușoară asimetrie în masa materialului ejectat poate da stelei o viteză de câțiva kilometri pe secundă - suficient pentru ca părăsi clusterul.

Datorită densității mari a stelelor, trecerile apropiate de stele în clustere deschise nu sunt neobișnuite. Pentru un cluster tipic de 1.000 de stele și o rază de jumătate de masă de 0,5 pc, în medie, fiecare stea se va apropia de alta la fiecare 10 milioane de ani. Acest timp este și mai scurt în grupuri mai dense. Astfel de pasaje pot afecta foarte mult discurile circumstelare extinse de materie din jurul multor stele tinere. Perturbațiile de maree pentru discuri mari pot provoca formarea de planete masive și , care vor fi situate la distanțe de 100 UA. e. sau mai multe din steaua principală.

Soarta

NGC 604 din galaxia Triangulum este un cluster deschis extrem de masiv, înconjurat de o regiune de hidrogen ionizat.

Multe clustere deschise sunt în mod inerent instabile: datorită masei lor mici, viteza de evacuare din sistem este mai mică decât viteza medie a stelelor sale componente. Astfel de grupuri se despart foarte repede de-a lungul a câteva milioane de ani. În multe cazuri, împingerea gazului din care s-a format întregul sistem prin radiația stelelor tinere reduce masa clusterului atât de mult încât se descompune foarte repede.

Clusterele care, după dispersarea nebuloasei din jur, au suficientă masă pentru a fi legate gravitațional, își pot păstra forma timp de multe zeci de milioane de ani, dar în timp, procesele interne și externe duc și la dezintegrarea lor. Trecerea apropiată a unei stele lângă alta poate crește viteza uneia dintre stele atât de mult încât depășește viteza de evadare din cluster. Astfel de procese duc la „evaporarea” treptată a membrilor clusterului.

În medie, la fiecare jumătate de milion de ani, grupurile de stele experimentează influența factorilor externi, de exemplu, trecând lângă sau printr-un nor molecular. Forțele gravitaționale ale mareelor ​​din apropierea atât de apropiată tind să distrugă grupurile de stele. În cele din urmă devine flux de stele: din cauza distanțelor mari dintre stele, un astfel de grup nu poate fi numit cluster, deși stelele sale constitutive sunt legate între ele și se mișcă în aceeași direcție cu aceleași viteze. Perioada de timp după care clusterul se rupe depinde de densitatea stelară inițială a acestuia din urmă: cei mai apropiați trăiesc mai mult. Timpul de înjumătățire estimat al clusterului (după care jumătate din stelele originale se vor pierde) variază de la 150 la 800 de milioane de ani, în funcție de densitatea inițială.

După ce clusterul nu mai este legat de gravitație, multe dintre stelele sale constitutive își vor păstra în continuare viteza și direcția de mișcare în spațiu; asa numitul asociație de stele(sau grup de stele în mișcare). Deci, mai multe stele strălucitoare ale „găleții” Carului Mare sunt foști membri ai clusterului deschis, care s-a transformat într-o astfel de asociație numită „grupul de stele în mișcare al Carului Mare”. În cele din urmă, din cauza micilor diferențe de viteză, se vor dispersa în toată Galaxia. Acumulări mai mari devin fluxuri, cu condiția să poată fi stabilită aceeași viteză și vârste; în caz contrar, stelele vor fi considerate neconectate.

Cercetarea evoluției stelare

Diagrame Hertzsprung-Russell pentru două clustere deschise. Clusterul NGC 188 este mai vechi și prezintă mai puține abateri de la secvența principală decât M 67.

În diagrama Hertzsprung-Russell pentru un cluster deschis, majoritatea stelelor vor aparține secvenței principale (MS). La un moment dat, numit punct de cotitură, cele mai masive stele părăsesc MS și devin giganți roșii; „Depărtarea” unor astfel de stele din MS face posibilă determinarea vârstei clusterului.

Datorită faptului că stelele din cluster se află aproape la aceeași distanță de și s-au format aproximativ în același timp din același nor, toate diferențele în luminozitatea aparentă a stelelor din cluster se datorează maselor lor diferite. Acest lucru face ca grupurile de stele deschise obiecte foarte utile pentru studiul evoluției stelare, deoarece atunci când se compară stelele, se poate presupune că multe caracteristici variabile sunt fixe pentru un cluster.

De exemplu, studiul conținutului de litiu și beriliu din stele din clustere deschise poate ajuta serios la dezvăluirea misterelor evoluției stelelor și a structurii lor interne. Atomii de hidrogen nu pot forma atomi de heliu la temperaturi sub 10 milioane K, dar nucleele de litiu și beriliu sunt distruse la temperaturi de 2,5 milioane și, respectiv, 3,5 milioane K. Aceasta înseamnă că abundența lor depinde direct de cât de puternic este amestecată materia în interiorul stelei. Când se studiază abundența lor în stelele cluster, variabile precum vârsta și compoziția chimică sunt fixe.

Studiile au arătat că abundența acestor elemente luminoase este mult mai mică decât prevăd modelele de evoluție stelară. Motivele pentru aceasta nu sunt complet clare; una dintre explicații este că în interiorul stelei au loc ejecții de materie din zona convectivă în zona stabilă de transfer radiativ ( depășirea convecției).

Scala distanțelor astronomice

„Wild Duck” (M 11) este un grup foarte bogat situat spre centrul Căii Lactee.

Determinarea distanțelor până la obiectele astronomice este esențială pentru înțelegerea lor, dar marea majoritate a acestor obiecte sunt prea departe pentru a fi măsurate direct. Gradulizarea scării astronomice a distanțelor depinde de o succesiune de măsurători indirecte și uneori nedeterminate în raport mai întâi cu obiectele cele mai apropiate, distanțele la care se pot măsura direct, iar apoi cu cele din ce în ce mai îndepărtate. Grupurile de stele deschise sunt cea mai importantă treaptă de pe această scară.

Distanțele până la clusterele cele mai apropiate de noi pot fi măsurate direct în unul din două moduri. În primul rând, pentru stelele clusterelor din apropiere, poate fi determinată paralaxa (o ușoară schimbare a poziției aparente a unui obiect în timpul anului datorită mișcării Pământului pe orbita Soarelui), așa cum se face de obicei pentru stelele individuale. Pleiade, Hyades și alte câteva grupuri din vecinătatea 500 St. anii sunt suficient de apropiați pentru ca o astfel de metodă să le dea rezultate fiabile, iar datele de la satelitul Hipparchus au făcut posibilă stabilirea distanțelor exacte pentru o serie de clustere.

O altă metodă directă este așa-numita metoda clusterului în mișcare. Se bazează pe faptul că stelele din cluster au aceiași parametri de mișcare în spațiu. Măsurarea mișcărilor adecvate ale membrilor grupului și reprezentarea lor pe o hartă a mișcării aparente pe cer va face posibilă stabilirea faptului că aceștia converg la un moment dat. Vitezele radiale ale stelelor cluster pot fi determinate din măsurători ale deplasărilor Doppler în spectrele lor; când toți cei trei parametri - viteza radială, mișcarea adecvată și distanța unghiulară de la cluster până la punctul său de fuga - sunt cunoscuți, calculele trigonometrice simple vor permite calcularea distanței până la cluster. Cel mai faimos caz de utilizare a acestei metode a vizat Hiadele și a făcut posibilă determinarea distanței până la acestea la 46,3 parsecs.

Odată ce distanțele până la clusterele din apropiere au fost stabilite, alte metode pot extinde scara distanței pentru clustere mai îndepărtate. Comparând stelele secvenței principale din diagrama Hertzsprung-Russell pentru un cluster a cărui distanță este cunoscută cu stelele corespunzătoare dintr-un cluster mai îndepărtat, se poate determina distanța până la acesta din urmă. Cel mai apropiat cluster cunoscut este Hiadele: deși grupul de stele Ursa Major este de aproximativ două ori mai apropiat, este totuși o asociație stelară, nu un cluster, deoarece stelele din el nu sunt legate gravitațional unele de altele. Cel mai îndepărtat cluster deschis cunoscut din galaxia noastră este Berkeley 29, la aproximativ 15.000 de parsecs. În plus, clusterele deschise pot fi detectate cu ușurință în multe galaxii ale Grupului Local.

Cunoașterea exactă a distanțelor până la clusterele deschise este vitală pentru calibrarea dependenței „perioadă – luminozitate” care există pentru stelele variabile, cum ar fi stelele Cefeide și RR Lyrae, ceea ce le va permite să fie folosite ca „lumânări standard”. Aceste stele puternice pot fi văzute la distanțe mari și pot fi folosite pentru a extinde scara mai mult - până la cele mai apropiate galaxii ale Grupului Local.

asociație de stele

Asociațiile stelare sunt grupuri de stele nelegate gravitațional sau de stele tinere slab legate (de până la câteva zeci de milioane de ani) unite printr-o origine comună.

Asociațiile de stele au fost descoperite de V. A. Ambartsumyan în 1948 și au prezis dezintegrarea lor. Măsurătorile ulterioare efectuate de A. Blaauw, W. Morgan, V. E. Markaryan, I. M. Kopylov și alții au confirmat extinderea asociațiilor stelare.

Spre deosebire de grupurile de stele deschise tinere, asociațiile stelare au o dimensiune mai mare (zeci de parsecs, pentru nucleele clusterelor deschise de stele - câteva parsecs) și o densitate mai mică: numărul de stele dintr-o asociere este de la zeci la sute (în stea deschisă). clustere - de la sute la mii) . Originea asociațiilor stelare se datorează regiunilor de formare a stelelor ale complexelor norilor moleculari.

Există următoarele tipuri de asociații de stele:

• Asociații OB care conțin în principal stele masive din clase spectrale Oși B
• Asociații T care conțin în mare parte variabile cu masă mică
• R-asocieri (din R - reflexie), în care stelele de tipuri spectrale O - A2înconjurat de nebuloase reflectorizante de gaz și praf.