Astronómovia používajúci prístroj MUSE na Very Large Telescope v Čile objavili hviezdu v hviezdokope NGC 3201, ktorá sa správa veľmi zvláštne. Človek má pocit, že sa točí okolo neviditeľnej čiernej diery, ktorej hmotnosť je približne štyrikrát väčšia ako hmotnosť Slnka. Ak je pravda, že vedci objavili prvú neaktívnu čiernu dieru s hmotou hviezd a v guľovej hviezdokope. Navyše bude prvý objavený priamo z jeho gravitácie. Toto je veľmi dôležitý objav, ktorý určite ovplyvní naše chápanie vzniku takýchto hviezdokôp, čiernych dier a pôvodu udalostí uvoľnenia gravitačných vĺn.

Guľové hviezdokopy sú tak pomenované, pretože sú to obrovské gule obsahujúce niekoľko desiatok tisíc hviezd. Nachádzajú sa vo väčšine galaxií, patria medzi najstaršie známe hviezdne asociácie vo vesmíre a ich vzhľad sa pripisuje dobe začiatku rastu hostiteľskej galaxie a jej vývoja. K dnešnému dňu je známych viac ako 150 hviezdnych zhlukov, ktoré patria do Mliečnej dráhy.

Jedna z týchto skupín sa nazýva NGC 3201, nachádza sa v súhvezdí Plachty na južnej oblohe Zeme. V tejto štúdii bol skúmaný pomocou najmodernejšieho prístroja MUSE inštalovaného na ďalekohľade Very Large Telescope (VLT) Európskeho južného observatória v Čile. Medzinárodný tím astronómov zistil, že jedna z hviezd v zhluku sa správa veľmi zvláštne – osciluje tam a späť rýchlosťou niekoľko stotisíc kilometrov za hodinu s určitou periodicitou 167 dní. Objavená hviezda je hviezda hlavnej postupnosti na konci svojej hlavnej životnej fázy. To znamená, že vyčerpal svoje vodíkové palivo a teraz sa stáva červeným obrom.

Umelcovo stvárnenie neaktívnej čiernej diery v NGC 3201. Zdroj: ESO/L. Calçada/spaceengine.org

MUSE v súčasnosti skúma 25 guľových hviezdokôp v Mliečnej dráhe. Táto práca umožní astronómom získať spektrá od 600 do 27 000 hviezd v každej hviezdokope. Štúdia zahŕňa analýzu radiálnych rýchlostí jednotlivých hviezd - rýchlosť, akou sa pohybujú od Zeme alebo k nej, teda pozdĺž zorného poľa pozorovateľa. Vďaka rozboru radiálnych rýchlostí je možné merať obežné dráhy hviezd, ako aj vlastnosti akéhokoľvek veľkého objektu, okolo ktorého sa môžu otáčať.

„Táto hviezda obieha niečo, čo je úplne neviditeľné. Má štyrikrát väčšiu hmotnosť ako Slnko a môže to byť iba čierna diera. Ukazuje sa, že po prvý raz sme takýto objekt našli v hviezdokope, navyše priamym pozorovaním jeho gravitačného vplyvu,“ obdivuje hlavný autor diela Benjamin Giesers z Georg-Augustovej univerzity v Göttingene.

Vzťah medzi čiernymi dierami a hviezdokopami vyzerá pre vedcov veľmi dôležitý, no záhadný. V dôsledku ich veľkých hmotností a veku sa predpokladá, že tieto hviezdokopy vytvorili veľké množstvo čiernych dier s hviezdnou hmotnosťou, objektov vytvorených výbuchom veľkých hviezd a kolabujúcich pod silou celej hviezdokopy.

Pri absencii nepretržitého vytvárania nových hviezd, čo je presne to, čo sa deje v guľových hviezdokopách, sa čierne diery s hviezdnou hmotnosťou čoskoro stanú najväčšími existujúcimi objektmi. Takéto diery v guľových hviezdokopách sú zvyčajne asi štyrikrát väčšie ako okolité hviezdy. Nedávno vyvinuté teórie viedli k záveru, že čierne diery tvoria husté jadro v skupine, ktorá sa stáva akoby samostatnou časťou zhluku. Pohyb v strede skupiny mal vyhnať väčšinu čiernych dier. To znamená, že len niektoré takéto objekty by mohli prežiť po miliarde rokov.

Guľová hviezdokopa NGC 3201. Modrý kruh ukazuje navrhované umiestnenie neaktívnej čiernej diery. Zdroj: ESA/NASA

Samotné čierne diery s hviezdnou hmotnosťou alebo jednoducho kolapsary sa tvoria, keď veľké hviezdy umierajú, kolabujú pod vlastnou gravitáciou a explodujú ako silné hypernovy. Zvyšná čierna diera obsahuje väčšinu hmotnosti bývalej hviezdy, čo je niekoľkonásobok hmotnosti Slnka a ich veľkosť je niekoľko desiatokkrát väčšia ako naša hviezda.

Prístroj MUSE poskytuje astronómom jedinečnú schopnosť merať pohyb až tisícky vzdialených hviezd súčasne. Vďaka tomuto novému objavu bol tím po prvýkrát schopný odhaliť neaktívnu čiernu dieru v strede guľovej hviezdokopy. Výnimočný je tým, že momentálne neabsorbuje hmotu a neobklopuje ho horúci kotúč plynu a prachu. A hmotnosť diery bola odhadnutá kvôli jej obrovskému gravitačnému vplyvu na samotnú hviezdu.

Keďže z čiernej diery nemôže uniknúť žiadne žiarenie, hlavnou metódou ich detekcie je pozorovanie rádiovej alebo röntgenovej emisie z horúceho materiálu okolo nich. Keď však čierna diera neinteraguje s horúcou hmotou a neakumuluje hmotu a nevyžaruje žiarenie, v tomto prípade sa považuje za neaktívnu alebo neviditeľnú. Preto je potrebné použiť iné metódy na ich detekciu.

Astronómom sa podarilo určiť nasledujúce parametre hviezdy: jej hmotnosť je približne 0,8 hmotnosti Slnka a hmotnosť jej záhadného náprotivku leží v rozmedzí 4,36 hmotnosti Slnka, čo je takmer presne čierna diera. Keďže tlmený objekt tohto binárneho systému nemožno pozorovať priamo, existuje alternatívna metóda, aj keď menej presvedčivá, čo by to mohlo byť. Je možné, že vedci pozorujú trojitý hviezdny systém, zložený z dvoch husto spojených neutrónových hviezd, okolo ktorých sa točí hviezda, ktorú pozorujeme. Tento scenár vyžaduje, aby každá husto prepojená hviezda bola aspoň dvakrát tak hmotná ako Slnko, pričom takýto binárny systém ešte nikdy nebol pozorovaný.

Nedávne detekcie rádiových a röntgenových zdrojov v guľových hviezdokopách, ako aj nález signálov gravitačných vĺn v roku 2016 vytvorených zlúčením dvoch čiernych dier s hviezdnou hmotnosťou, naznačujú, že tieto relatívne malé čierne diery môžu byť v hviezdokopách rozšírenejšie. ako sa predtým myslelo.

„Až donedávna sme predpokladali, že takmer všetky čierne diery by mali po krátkom čase zmiznúť z guľových hviezdokôp a že systémy ako tento by ani nemali existovať! Ale v skutočnosti to tak nie je. Náš objav je prvým priamym pozorovaním gravitačných účinkov čiernej diery s hmotnosťou hviezdy v guľovej hviezdokope. Tento objav nám pomôže pochopiť vznik takýchto skupín, vývoj čiernych dier a binárnych hviezdnych systémov – životne dôležité v kontexte pochopenia zdrojov gravitačných vĺn.

Od najstarších čias obracal človek svoj pohľad k nebesiam, kde žiarili nespočetné hviezdokopy, nedostupné, no lákavé svojou jedinečnou krásou.

Kresby hviezd, ktoré videli starovekí obyvatelia Zeme, sa sformovali do rôznych bizarných obrázkov, ktorým boli priradené zvučné epické mená. Hmlovina Andromeda, súhvezdie Cassiopeia, Veľká medvedica a Hydra sú len malou časťou názvov, ktoré umožňujú posúdiť, aké asociácie vyvolali vzdialené úžasné svietidlá trblietajúce sa na tmavom plátne oblohy. Verilo sa, že osud ľudí je neoddeliteľne spojený s relatívnou pozíciou hviezd, ktoré sú schopné priniesť bohatstvo, šťastie a šťastie tým, ktorí sa pod nimi narodili, ako aj horkosť, nešťastie a sklamanie.

Význam hviezdokôp pre astronómiu

Hviezdokopa Messier 7, snímka ESO

S rozvojom civilizácie sa mystické a poetické predstavy o štruktúre nebeskej klenby výrazne zmenili a systematizovali, získali oveľa racionálnejšie obrysy, ale historické zvučné názvy zostali zachované. Ukázalo sa, že zdanlivo blízke hviezdy môžu byť v skutočnosti ďaleko od seba a naopak. Preto bolo potrebné vytvoriť hviezdnu hierarchiu zodpovedajúcu moderným predstavám o vesmíre. Takže v astronomickej klasifikácii sa objavil termín "hviezdokopy", ktorý zjednotil skupinu hviezd pohybujúcich sa vo svojej galaxii do jednej.

Tieto útvary sú mimoriadne zaujímavé v tom, že svietidlá, ktoré sú v nich zahrnuté, boli vytvorené približne súčasne a sú umiestnené podľa vesmírnych noriem v rovnakej vzdialenosti od pozemského pozorovateľa, čo poskytuje ďalšie príležitosti, čo umožňuje porovnávať žiarenie z rôznych zdrojov toho istého zhluku bez vhodné korekcie. Signály pochádzajúce z nich sú skreslené rovnakým spôsobom, čo výrazne uľahčuje prácu astrofyzikom, ktorí študujú štruktúru a vývoj hviezdnych systémov a vesmíru ako celku, princípy vzniku galaxií, procesy vzniku hviezd a ich ničenie a oveľa viac.

Typy hviezdokôp

Hubbleov teleskop o hviezdokopách

Hviezdokopy sú zvyčajne rozdelené do dvoch veľkých skupín: guľové a otvorené. Z času na čas sa však snažia túto klasifikáciu doplniť, pretože nie všetky zistené vesmírne útvary presne zapadajú do jednej alebo druhej kategórie.

guľové hviezdokopy

Guľové hviezdokopy, ktorých je v niektorých galaxiách viac ako desaťtisíc, sú aj podľa univerzálnych štandardov staré útvary, ktoré majú vek viac ako 10 miliárd rokov. Keďže sú s najväčšou pravdepodobnosťou v rovnakom veku ako vesmír, môžu veľa povedať vedcom, ktorým sa podarilo prečítať informácie, ktoré vysielajú.

Galéria guľových hviezdokôp

Tieto hviezdokopy majú tvar blízky gule alebo elipsoidu a skladajú sa z desiatok tisíc hviezd rôznych veľkostí – od starých červených trpaslíkov až po mladých modrých obrov, ktorí sa rodia v samotnej hviezdokope pri zrážkach hviezd, ktoré ju obývajú.

otvorené zhluky

Otvorené hviezdokopy sú oveľa mladšie ako guľové hviezdokopy – vek takýchto hviezdnych konglomerátov sa zvyčajne odhaduje na stovky miliónov rokov. Možno ich nájsť iba v špirálových alebo nepravidelných galaxiách, ktoré majú tendenciu pokračovať v procesoch tvorby hviezd, na rozdiel napríklad od eliptických.

Galéria otvorených zhlukov

Otvorené hviezdokopy sú oveľa chudobnejšie na hviezdy ako guľové, ale keď sa pozorujú, každú hviezdu je možné vidieť samostatne, pretože sa nachádzajú v značnej vzdialenosti od seba a nesplývajú na celkovej oblohe.

hviezdne asociácie

Analogicky s politickou a ekonomickou sférou života sú nebeské telesá tiež schopné vytvárať dočasné asociácie, ktoré v astronómii dostali názov "hviezdne asociácie".

Tieto útvary sú považované za najmladšie vo vesmíre a ich vek nie je dlhší ako desiatky miliónov rokov. Gravitačné väzby v nich sú veľmi slabé a nepostačujúce na udržanie stability systému na dlhú dobu, a preto sa musia nevyhnutne rozpadnúť v dosť krátkom čase.

Predpokladá sa, že asociácie nemohli vzniknúť gravitačným zachytením prechádzajúcich hviezd, čo znamená, že hviezdy sa s ňou narodili a sú približne v rovnakom veku. V porovnaní s hviezdami nie je počet „pridružených členov“ veľký a meria sa v desiatkach a vzdialenosť medzi nimi je až niekoľko stoviek svetelných rokov. Z vedeckého hľadiska objav takýchto novotvarov potvrdzuje teóriu o pokračovaní procesov zrodu nových hviezd vo vesmíre, a to nie jednej po druhej, ale v celých skupinách.

Nové objavy

Donedávna sa verilo, že guľové hviezdokopy sú najstaršími hviezdnymi útvarmi, ktoré vekom mali stratiť dynamiku vnútorných rotačných pohybov a možno ich považovať za jednoduché systémy. V roku 2014 však vedci z Inštitútu Maxa Plancka pre fyziku mimozemšťanov pod vedením Maximiliana Fabriciusa v dôsledku dlhodobého pozorovania 11 guľových hviezdokôp v Mliečnej dráhe zistili, že ich centrálna časť sa naďalej otáča.

Väčšina moderných teórií túto skutočnosť nedokáže vysvetliť, čo znamená, že ak sa informácie potvrdia, potom sú možné zmeny ako v teoretických aspektoch poznania, tak aj v aplikovaných matematických modeloch popisujúcich pohyb sférických asociácií.

Ako sa rodia hviezdokopy? Ako sa líšia, ako sa nachádzajú v priestore našej Galaxie a ako sa určuje ich vek? Hovorí o tom doktor fyzikálnych a matematických vied Alexej Rastorguev.

Zdá sa, že takmer všetky hviezdy sa rodia v skupinách, nie jednotlivo. Preto nie je nič prekvapujúce na tom, že hviezdokopy sú veľmi bežnou záležitosťou. Astronómovia radi študujú hviezdokopy, pretože vedia, že všetky hviezdy v zhluku vznikli približne v rovnakom čase a približne v rovnakej vzdialenosti od nás. Akékoľvek viditeľné rozdiely v jasnosti medzi týmito hviezdami sú skutočnými rozdielmi. Nech už tieto hviezdy postupom času prešli akýmikoľvek kolosálnymi zmenami, všetky začali v rovnakom čase. Zvlášť užitočné je skúmať hviezdokopy z hľadiska závislosti ich vlastností od hmotnosti – veď vek týchto hviezd a ich vzdialenosť od Zeme sú približne rovnaké, takže sa od seba líšia len v ich hmotnosť.

Hviezdokopy sú zaujímavé nielen pre vedecké štúdium - sú mimoriadne krásne ako objekty na fotografovanie a pozorovanie amatérskymi astronómami. Existujú dva typy hviezdokôp: otvorené a guľové. Tieto mená sú spojené s ich vzhľadom. V otvorenej hviezdokope je viditeľná každá hviezda samostatne, sú rozmiestnené viac-menej rovnomerne po niektorej časti oblohy. A naopak, guľové hviezdokopy sú ako guľa tak husto vyplnená hviezdami, že v jej strede sú jednotlivé hviezdy na nerozoznanie.

otvorené hviezdokopy

Azda najznámejšou otvorenou hviezdokopou sú Plejády alebo Sedem sestier v súhvezdí Býka. Napriek svojmu názvu môže väčšina ľudí bez ďalekohľadu vidieť iba šesť hviezd. Celkový počet hviezd v tejto hviezdokope je niekde medzi 300 a 500 a všetky sú v škvrne s priemerom 30 svetelných rokov a 400 svetelných rokov od nás.

Táto hviezdokopa má iba 50 miliónov rokov, čo je podľa astronomických štandardov dosť málo, a obsahuje veľmi masívne svietiace hviezdy, ktoré sa ešte nestihli premeniť na obrov. Plejády sú typickou otvorenou hviezdokopou; Takáto hviezdokopa zvyčajne zahŕňa niekoľko stoviek až niekoľko tisíc hviezd.

Medzi otvorenými hviezdokopami je oveľa viac mladých ako starých a tie najstaršie majú sotva viac ako 100 miliónov rokov. Predpokladá sa, že rýchlosť, akou sa tvoria, sa časom nemení.

Faktom je, že v starších hviezdokopách sa hviezdy postupne od seba vzďaľujú, až sa zmiešajú s hlavným súborom hviezd – tými istými, ktorých sa pred nami na nočnej oblohe objavujú tisíce. Hoci gravitácia drží otvorené hviezdokopy do určitej miery pohromade, stále sú dosť krehké a gravitácia iného objektu, napríklad veľkého medzihviezdneho mraku, ich môže roztrhnúť.

Niektoré hviezdne skupiny držia tak slabo pohromade, že sa nenazývajú zhluky, ale hviezdne asociácie. Netrvajú veľmi dlho a zvyčajne pozostávajú z veľmi mladých hviezd v blízkosti medzihviezdnych oblakov, z ktorých vznikli. Hviezdna asociácia zahŕňa 10 až 100 hviezd roztrúsených v oblasti veľkosti niekoľkých stoviek svetelných rokov.

Oblaky, v ktorých vznikajú hviezdy, sú sústredené v disku našej Galaxie a práve tam sa nachádzajú otvorené hviezdokopy. Vzhľadom na to, koľko oblakov je v Mliečnej dráhe a koľko prachu je v medzihviezdnom priestore, je zrejmé, že 1200 otvorených hviezdokôp, o ktorých vieme, by malo byť len nepatrným zlomkom ich počtu v Galaxii. Možno ich celkový počet dosiahne 100 000.

guľové hviezdokopy

Na rozdiel od otvorených sú guľové hviezdokopy gule husto vyplnené hviezdami, ktorých sú státisíce a dokonca milióny. Hviezdy v týchto hviezdokopách sú tak husto potlačené, že ak by naše Slnko patrilo do nejakej guľovej hviezdokopy, mohli by sme na nočnej oblohe voľným okom vidieť vyše milióna jednotlivých hviezd. Veľkosť typickej guľovej hviezdokopy je od 20 do 400 svetelných rokov.

V husto nahromadených stredoch týchto hviezdokôp sú hviezdy tak blízko seba, že ich vzájomná gravitácia spája a vytvárajú kompaktné dvojhviezdy.

Niekedy dokonca dôjde k úplnému splynutiu hviezd; pri blízkom priblížení sa môžu vonkajšie vrstvy hviezdy zrútiť a vystaviť centrálne jadro priamemu pozorovaniu. V guľových hviezdokopách sú dvojité hviezdy 100-krát bežnejšie ako kdekoľvek inde. Niektoré z týchto dvojčiat sú zdrojmi röntgenového žiarenia.

Okolo našej Galaxie poznáme asi 200 guľových hviezdokôp, ktoré sú rozmiestnené po celom obrovskom sférickom hale, ktoré obklopuje Galaxiu. Všetky tieto kopy sú veľmi staré a objavili sa viac-menej v rovnakom čase ako samotná galaxia: pred 10 až 15 miliardami rokov. Zdá sa, že zhluky vznikli, keď sa časti oblaku, z ktorého bola galaxia vytvorená, rozdelili na menšie fragmenty. Guľové hviezdokopy sa nerozchádzajú, pretože hviezdy v nich sedia veľmi blízko a ich silné vzájomné gravitačné sily spájajú hviezdokopu do jedného hustého celku.

Guľové hviezdokopy pozorujeme nielen v okolí našej Galaxie, ale aj v okolí iných galaxií akéhokoľvek druhu.Najjasnejšia guľová hviezdokopa, ľahko viditeľná voľným okom, je Omega Xntaurus v južnom súhvezdí Kentaura. Nachádza sa vo vzdialenosti 16 500 svetelných rokov od Slnka a je najrozsiahlejšou zo všetkých známych hviezdokôp:

jeho priemer je 620 svetelných rokov. Najjasnejšia guľová hviezdokopa na severnej pologuli je M13 v Herkules, sotva viditeľná voľným okom.

V roku 1596 holandský amatérsky pozorovateľ hviezd menom David Fabricius (1564-1617) objavil pomerne jasnú hviezdu v súhvezdí Cetus; táto hviezda začala postupne blednúť a po niekoľkých týždňoch úplne zmizla z dohľadu. Fabricius ako prvý opísal pozorovanie premennej hviezdy.

Táto hviezda dostala meno Mira - zázračná~. Mira počas 332 dní zmení svoju jasnosť z približne 2. magnitúdy (na úrovni Polárky) na 10. magnitúdu, kedy sa stáva oveľa slabšou, než je potrebné na pozorovanie voľným okom. Dnes je známych mnoho tisíc premenných hviezd, hoci väčšina z nich nemení svoju jasnosť tak dramaticky ako Mira.

Existujú rôzne dôvody, prečo hviezdy menia svoju jasnosť. Navyše, jas sa niekedy mení o veľa magnitúd svetla a niekedy tak nepatrne, že túto zmenu možno zistiť len pomocou veľmi citlivých prístrojov. Niektoré hviezdy sa pravidelne menia.

Iní - náhle zhasnú alebo náhle vzplanú. Zmeny môžu nastať cyklicky, s periódou niekoľkých rokov, alebo sa môžu stať v priebehu niekoľkých sekúnd. Aby sme pochopili, prečo je konkrétna hviezda premenlivá, je najprv potrebné presne vysledovať, ako sa mení. Graf veľkosti premennej hviezdy sa nazýva svetelná krivka. Aby bolo možné nakresliť svetelnú krivku, musia sa pravidelne vykonávať merania svetla. Na presné meranie hviezdnych magnitúd používajú profesionálni astronómovia prístroj nazývaný fotometer, ale početné pozorovania premenných hviezd vykonávajú amatérski astronómovia. Pomocou špeciálne pripravenej mapy a po troche praxe nie je také ťažké posúdiť veľkosť meniacej sa hviezdy priamo okom v porovnaní s trvalými hviezdami nachádzajúcimi sa v blízkosti.

Grafy jasnosti premenných hviezd ukazujú, že niektoré hviezdy sa menia pravidelným (správnym) spôsobom - úsek ich grafu za určitý časový úsek určitej dĺžky (obdobia) sa opäť opakuje a slov. Ostatné hviezdy sa menia úplne nepredvídateľne. Medzi pravidelné premenné hviezdy patria pulzujúce hviezdy a dvojhviezdy. Množstvo svetla sa mení, pretože hviezdy pulzujú alebo vyvrhujú oblaky hmoty. Existuje však ďalšia skupina premenných hviezd, ktoré sú dvojité (binárne).

Keď vidíme zmenu jasu bitsarov, znamená to, že nastal jeden z niekoľkých možných javov. Obe hviezdy môžu byť v našom zornom poli, pretože pri pohybe na svojich obežných dráhach môžu ópiá prechádzať priamo pred sebou. Podobné systémy sú drážkované zákrytovými dvojhviezdami.

Najznámejším príkladom tohto druhu je hviezda Algol v súhvezdí Perzeus. V tesne rozmiestnenom páre sa materiál môže ponáhľať z jednej hviezdy na druhú, často s dramatickými následkami.

Pri zoznamovaní sa s ďalšími a ďalšími objektmi pozorovať v sérii článkov o nás sa často stretávame s vesmírnymi objektmi tzv. Vo vzhľade sú zhluky rozdelené do 2 typov: rozptýlené(alebo otvorené) a loptu. Poďme sa o nich dozvedieť trochu viac.

otvorené zhluky

Tento typ hviezdokopy obsahuje 20 až niekoľko tisíc hviezd. Ľahko sa dajú pozorovať a nájsť na hviezdnej oblohe voľným okom a už v jednoduchom amatérskom ďalekohľade môžete zvažovať jednotlivé rezy. Hviezdy sú spojené gravitačnou príťažlivosťou a sú prevažne mladé a horúce.

Takéto zhluky sa nachádzajú v blízkosti pásma Mliečnej dráhy. Je známych asi 1000 otvorených hviezdokôp, ale ako astronómovia naznačujú, ich počet môže presiahnuť niekoľko desiatok tisíc. Vyzerajú ako skupina hviezd umiestnených blízko seba. Najjasnejšia hviezdokopa pozorovaná zo Zeme je Plejády(alebo M45), ktorého veľkosť sa rovná 1,6 m.

Vyššie uvedená fotografia ukazuje kozmický prach medzi hviezdami - v skutočnosti to tak je, ktorý odráža modré svetlo veľmi horúcich a mladých hviezd.

Ďalším dobrým príkladom otvorených klastrov je klaster Divoká kačica(alebo M11) v súhvezdí.

Najmladšie otvorené hviezdokopy obklopené plynovými a prachovými hmlovinami sú tzv hviezdne asociácie. Takéto asociácie je veľmi ťažké rozlíšiť na pozadí iných hviezd, ale pomocou spektrálnych metód ich možno rozdeliť do skupín: O-asociácia- obsahuje horúce hviezdy O a B; T asociácia- pozostáva z mladých formujúcich sa hviezd tried F, G, K, M.

guľové hviezdokopy

Guľové hviezdokopy zahŕňajú 10 000 až milión hviezd. Pri ďalekohľade alebo amatérskom ďalekohľade bude možné uvažovať ako celok len o tvare a niektorých obrysoch. Na podrobnejšie štúdium potrebujete výkonný nástroj.

Takéto zhluky sa nachádzajú v tesnej blízkosti našej galaxie Mliečna dráha. Obiehajú po predĺžených eliptických dráhach okolo stredu galaxie.

Všetky guľové hviezdokopy majú vzhľad gule, ktorá je v strede veľmi jasná a smerom k okrajom slabne, kde sa koncentrácia hviezd znižuje. Vďaka vysokej jasnosti a silnej svietivosti možno pozorovať takmer všetky zhluky tohto typu. Ich celkový počet je niečo málo cez 100.

Guľová hviezdokopa M 12

Cluster M12 je v súhvezdí a v prvom letnom mesiaci ho môžete loviť. Ďalším výrazným predstaviteľom guľovej hviezdokopy, ktorá sa tiež nachádza v tomto súhvezdí, je M14:

Jasná guľová hviezdokopa M 14

Guľové hviezdokopy sú zaujímavé na lov aj s ďalekohľadom. Napriek tomu, že nebude možné zvažovať detaily, samotné hľadanie je veľmi napínavé. Raz som písal články na blog. Čítať.

Vo všeobecnosti je to všetko, o čom potrebujete vedieť typy hviezdokôp aby ich bolo možné na hviezdnej oblohe rozlíšiť a pochopiť, kde sa nachádzajú.

Plejády, otvorená hviezda

Podľa morfológie sa hviezdokopy historicky delia na dva typy – guľové a otvorené. V júni 2011 sa dozvedeli o objave novej triedy hviezdokôp, ktoré v sebe spájajú vlastnosti guľových aj otvorených hviezdokôp.

Skupiny gravitačne neviazaných hviezd alebo slabo viazaných mladých hviezd, ktoré spája spoločný pôvod, sa nazývajú hviezdne asociácie.

11. júla 2007 Richard Ellis (California Institute of Technology) na 10-metrovom ďalekohľade Keck II objavil 6 hviezdokôp, ktoré vznikli pred 13,2 miliardami rokov. Vznikli teda, keď bolo len 500 miliónov rokov.

guľová hviezdokopa

Guľová hviezdokopa Messier 80 v súhvezdí Škorpión sa nachádza 28 000 svetelných rokov od Slnka a obsahuje státisíce hviezd.

guľová hviezdokopa ( globálny klaster) je hviezdokopa obsahujúca veľké množstvo hviezd, ktoré sú pevne viazané gravitáciou a otáčajú sa okolo galaktického stredu ako satelit. Na rozdiel od otvorených hviezdokôp, ktoré sa nachádzajú na galaktickom disku, sa guľové hviezdokopy nachádzajú v halo; sú oveľa staršie, obsahujú oveľa viac hviezd, majú symetrický sférický tvar a vyznačujú sa nárastom koncentrácie hviezd smerom k stredu hviezdokopy. Priestorové koncentrácie hviezd v centrálnych oblastiach guľových hviezdokôp sú 100-1000 hviezd na kubický parsek, priemerné vzdialenosti medzi susednými hviezdami sú 3-4,6 bilióna km; pre porovnanie, v okolí je priestorová koncentrácia hviezd ≈0,13 pc −3, to znamená, že hustota hviezd je u nás 700-7000-krát menšia. Počet hviezd v guľových hviezdokopách je ≈10 4 -10 6 . Priemery guľových hviezdokôp sú 20-60 ks, hmotnosti 10 4 -10 6 Slnka.

Guľové hviezdokopy sú celkom bežné objekty: začiatkom roku 2011 v nich bolo objavených 157 a asi 10-20 ďalších je kandidátmi na guľové hviezdokopy. Vo väčších ich môže byť viac: napríklad v hmlovine Andromeda ich počet môže dosiahnuť 500. V niektorých obrích, najmä v tých, ktoré sa nachádzajú v strede, ako napríklad M 87, môže byť až 13 000 guľových hviezdokôp. Takéto zhluky obiehajú v blízkosti galaxie na veľkých obežných dráhach s polomerom rádovo 40 kpc (približne 131 000 svetelných rokov) alebo viac.

Každá galaxia dostatočnej hmotnosti v blízkosti Mliečnej dráhy je spojená so skupinou guľových hviezdokôp; tiež sa ukázalo, že sú takmer v každej skúmanej veľkej galaxii. v Strelcovi a trpasličej galaxii v Canis Major sú zrejme v procese „prenášania“ svojich guľových hviezdokôp (napr. Palomar 12) do Mliečnej dráhy. Mnoho guľových hviezdokôp v minulosti mohla naša Galaxia získať týmto spôsobom.

Guľové hviezdokopy obsahujú niektoré z prvých hviezd, ktoré sa objavili v galaxii, ale pôvod a úloha týchto objektov v galaktickom vývoji stále nie je jasná. Je takmer isté, že guľové hviezdokopy sa výrazne líšia od trpasličích eliptických galaxií, to znamená, že sú jedným z produktov hviezdotvorby „natívnej“ galaxie a nevznikli z iných pristupujúcich galaxií. Vedci však nedávno naznačili, že guľové hviezdokopy a trpasličie sféroidné galaxie nemusia byť celkom jasne ohraničené a môžu byť rozdielne objekty.

História pozorovania

Guľová hviezdokopa M 13 v súhvezdí Herkules. Obsahuje niekoľko tisíc hviezd.

Prvú guľovú hviezdokopu M 22 objavil nemecký amatérsky astronóm Johann Abraham Ihle ( Johann Abraham Ihle) v roku 1665 však kvôli malej apertúre prvých ďalekohľadov nebolo možné rozlíšiť jednotlivé hviezdy v guľovej hviezdokope. Bol to Charles Messier, ktorý prvýkrát rozlíšil hviezdy v guľovej hviezdokope počas pozorovania M 4. Neskôr Abbé Nicolas Lacaille pridal do svojho katalógu z rokov 1751-1752 hviezdokopy neskôr známe ako NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 a NGC 6397 (písmeno M pred číslom odkazuje na katalóg Charlesa Messiera a NGC na New General Catalogue Johna Dreyera).

M 75 je hustá guľová hviezdokopa triedy I.

Program výskumu pomocou veľkých ďalekohľadov začal v roku 1782 William Herschel, ktorý umožnil rozlíšiť hviezdy vo všetkých 33 dovtedy známych guľových hviezdokopách. Okrem toho objavil ďalších 37 zhlukov. V Herschelovom katalógu objektov hlbokého neba z roku 1789 prvýkrát použil názov „guľová hviezdokopa“ ( globálny klaster) na popis objektov tohto typu. Počet nájdených guľových hviezdokôp naďalej rástol a dosiahol 83 do roku 1915, 93 do roku 1930 a 97 do roku 1947. Do roku 2011 bolo v Mliečnej dráhe objavených 157 zhlukov, ďalších 18 je kandidátmi a celkový počet sa odhaduje na 180 ± 20. Predpokladá sa, že tieto nezistené guľové hviezdokopy sú skryté za galaktickými mrakmi plynu a prachu.

Počnúc rokom 1914 americký astronóm Harlow Shapley uskutočnil sériu štúdií guľových hviezdokôp; ich výsledky boli publikované v 40 vedeckých prácach. Študoval v zhlukoch (o ktorých predpokladal, že sú to cefeidy) a na odhad vzdialenosti použil vzťah medzi periódou a svietivosťou. Neskôr sa zistilo, že svietivosť premenných RR Lyrae bola menšia ako svietivosť cefeíd a Shapley v skutočnosti precenil vzdialenosť k zhlukom.

Prevažná väčšina guľových hviezdokôp v Mliečnej dráhe sa nachádza v oblasti oblohy obklopujúcej galaktické jadro; navyše sa značné množstvo nachádza v bezprostrednej blízkosti jadra. V roku 1918 Shapley využil túto veľkú šikmú distribúciu zhlukov na určenie veľkosti našej galaxie. Za predpokladu, že rozloženie guľových hviezdokôp okolo stredu galaxie je približne guľové, použil ich súradnice na odhad polohy Slnka voči stredu galaxie. Napriek tomu, že jeho odhad vzdialenosti mal výraznú chybu, ukázalo sa, že rozmery Galaxie boli oveľa väčšie, ako sa doteraz predpokladalo. Chyba bola spôsobená prítomnosťou prachu v Mliečnej dráhe, ktorý čiastočne absorboval svetlo z guľovej hviezdokopy, čím sa stala slabšou a tým aj vzdialenejšou. Napriek tomu bol Shapleyho odhad veľkosti Galaxie rovnakého rádu, aký je akceptovaný teraz.

Shapleyho merania tiež ukázali, že Slnko bolo dosť ďaleko od stredu Galaxie, na rozdiel od toho, čo sa vtedy verilo na základe pozorovaní rozloženia obyčajných hviezd. V skutočnosti sú hviezdy v disku Galaxie, a preto sú často skryté za plynom a prachom, zatiaľ čo guľové hviezdokopy sú mimo disku a možno ich vidieť z oveľa väčšej vzdialenosti.

Neskôr Henrietta Swope a Helen Sawyer (neskôr Hogg) pomáhali pri štúdiu Shapleyových zhlukov. V rokoch 1927-1929. Shapley a Sawyer začali klasifikovať hviezdokopy podľa stupňa koncentrácie hviezd. Akumulácie s najvyššou koncentráciou boli zaradené do triedy I a ďalej zoradené, keď sa koncentrácia znížila na triedu XII (niekedy sú triedy označené arabskými číslicami: 1-12). Táto klasifikácia sa nazýva Shapley-Sawyer koncentračné triedy.

Tvorenie

NGC 2808 sa skladá z troch rôznych generácií hviezd.

Formovanie guľových hviezdokôp dodnes nie je úplne pochopené a stále nie je jasné, či guľová hviezdokopa pozostáva z hviezd rovnakej generácie, alebo či pozostáva z hviezd, ktoré prešli viacerými cyklami počas niekoľkých stoviek miliónov rokov. V mnohých guľových hviezdokopách je väčšina hviezd približne v rovnakom štádiu hviezdneho vývoja, čo naznačuje, že vznikli približne v rovnakom čase. História vzniku hviezd sa však v jednotlivých kopcoch líši a v niektorých prípadoch kopa obsahuje rôzne populácie hviezd. Príkladom toho môžu byť guľové hviezdokopy vo Veľkom Magellanovom oblaku, ktoré ukazujú bimodálnu populáciu. V ranom veku sa tieto hviezdokopy mohli zraziť s obrovským molekulárnym mrakom, ktorý spustil novú vlnu tvorby hviezd, ale toto obdobie tvorby hviezd je v porovnaní s vekom guľových hviezdokôp relatívne krátke.

Pozorovania guľových hviezdokôp ukazujú, že sa vyskytujú najmä v oblastiach s efektívnou tvorbou hviezd, teda tam, kde má medzihviezdne médium vyššiu hustotu v porovnaní s bežnými oblasťami tvorby hviezd. Vytváranie guľových hviezdokôp dominuje v oblastiach s výbuchmi hviezd a v interagujúcich galaxiách. Štúdie tiež ukazujú existenciu korelácie medzi centrálnou hmotou a veľkosťou guľových hviezdokôp v eliptických a . Hmotnosť v takýchto galaxiách je často blízka celkovej hmotnosti guľových hviezdokôp.

V súčasnosti nie sú známe žiadne aktívne hviezdotvorné guľové hviezdokopy, čo je v súlade s názorom, že majú tendenciu byť najstaršími objektmi v galaxii a pozostávajú z veľmi starých hviezd. Prekurzormi guľových hviezdokôp môžu byť veľmi veľké hviezdokopy známe ako obrovské hviezdokopy (napríklad Westerlund-1 v Mliečnej dráhe).

Zlúčenina

Hviezdy v zhluku Djorgovski 1 obsahujú iba vodík a hélium a nazývajú sa „nízkokovové“.

Guľové hviezdokopy zvyčajne pozostávajú zo stoviek tisíc starých hviezd s nízkou metalicitou. Typ hviezd nájdený v guľových hviezdokopách je podobný tým vo vydutine. Chýba im plyn a prach a predpokladá sa, že sa už dávno zmenili na hviezdy. Guľové hviezdokopy majú vysokú koncentráciu hviezd - v priemere asi 0,4 hviezdy na kubický parsek a v strede hviezdokopy je 100 alebo dokonca 1000 hviezd na kubický parsek (pre porovnanie, v blízkosti Slnka je koncentrácia 0,12 hviezdy na kubický parsek). Guľové hviezdokopy sa nepovažujú za vhodné miesto pre existenciu planetárnych sústav, keďže obežné dráhy v jadrách hustých hviezdokôp sú dynamicky nestabilné v dôsledku porúch spôsobených prechodom susedných hviezd. Planéta obiehajúca vo vzdialenosti 1 AU. z hviezdy v jadre hustej hviezdokopy (napríklad 47 Tucanae), teoreticky mohla existovať iba 100 miliónov rokov, udalosť, ktorá viedla k vytvoreniu pulzaru.

Niektoré guľové hviezdokopy, ako napríklad Omega Centauri v Mliečnej dráhe a Mayall II v galaxii Andromeda, sú mimoriadne masívne (hmotnosť niekoľkých miliónov Slnka) a obsahujú hviezdy z niekoľkých hviezdnych generácií. Obe tieto hviezdokopy možno považovať za dôkaz, že supermasívne guľové hviezdokopy sú jadrom trpasličích galaxií, ktoré boli pohltené obrovskými galaxiami. Asi štvrtina guľových hviezdokôp v Mliečnej dráhe mohla byť súčasťou trpasličích galaxií.

Niektoré guľové hviezdokopy (napríklad M15) majú veľmi masívne jadrá, ktoré môžu obsahovať čierne diery, hoci modelovanie ukazuje, že dostupné pozorovania sú rovnako dobre vysvetlené prítomnosťou menej masívnych čiernych dier, ako aj koncentráciou (alebo masívnou).

Hviezdokopa M 53 prekvapila astronómov množstvom hviezd, ktoré sa nazývajú modré opozdilce.

Guľové hviezdokopy sa zvyčajne skladajú z hviezd populácie II, ktoré majú nízky výskyt ťažkých prvkov. Astronómovia nazývajú ťažké prvky kovmi a relatívnu koncentráciu týchto prvkov vo hviezde nazývajú metalicitou. Tieto prvky vznikajú v procese nukleosyntézy hviezd a potom sa stávajú súčasťou novej generácie hviezd. Podiel kovov teda môže naznačovať vek hviezdy a staršie hviezdy majú zvyčajne nižšiu metalicitu.

Holandský astronóm Peter Oosterhof pozoroval, že pravdepodobne existujú dve populácie guľových hviezdokôp známych ako „skupiny Oosterhof“. Obe skupiny majú slabé spektrálne čiary kovových prvkov, ale čiary u hviezd typu I (OoI) nie sú také slabé ako u typu II (OoII) a druhá skupina má o niečo dlhšiu periódu v premenných RR Lyrae. sa nazývajú "bohaté na kovy" a hviezdy typu II - "nízke kovy". Tieto dve populácie sú pozorované v mnohých galaxiách, najmä v masívnych eliptických galaxiách. Obe vekové skupiny sú takmer rovnaké ako samotný vesmír, ale líšia sa od seba metalicitou. Na vysvetlenie tohto rozdielu boli predložené rôzne hypotézy, vrátane zlúčenia s galaxiami bohatými na plyn, absorpcie trpasličích galaxií a niekoľkých fáz tvorby hviezd v jednej galaxii. V Mliečnej dráhe sú zhluky s nízkym obsahom kovov spojené s halo, zatiaľ čo zhluky bohaté na kovy sú spojené s vydutím.

V Mliečnej dráhe je väčšina nízkokovových zhlukov zarovnaných pozdĺž roviny vo vonkajšej časti halo galaxie. To naznačuje, že zhluky typu II boli zachytené zo satelitnej galaxie a nie sú najstaršími členmi systému guľových hviezd Mliečnej dráhy, ako sa doteraz predpokladalo. Rozdiel medzi týmito dvoma typmi zhlukov sa v tomto prípade vysvetľuje oneskorením medzi tým, kedy dve galaxie vytvorili svoje zhlukové systémy.

Exotické komponenty

V guľových hviezdokopách je hustota hviezd veľmi vysoká, a preto často dochádza k blízkym prechodom a zrážkam. Dôsledkom toho je väčšie zastúpenie určitých exotických tried hviezd v guľových hviezdokopách (napríklad modré opozdilce, milisekundové pulzary a nízkohmotné röntgenové dvojhviezdy). Modrí opozdilci vznikajú pri zrážke dvoch hviezd, pravdepodobne v dôsledku zrážky s binárnym systémom. Takáto hviezda je teplejšia ako ostatné hviezdy v hviezdokope, ktoré majú rovnakú svietivosť, a tým sa líši od hviezd hlavnej postupnosti, ktoré vznikli pri zrode hviezdokopy.

Od 70. rokov 20. storočia astronómovia hľadajú čierne diery v guľových hviezdokopách, no táto úloha si vyžaduje vysoké rozlíšenie ďalekohľadu, a tak až s príchodom došlo k prvému potvrdenému objavu. Na základe pozorovaní bol urobený predpoklad o prítomnosti strednej hmotnosti čiernej diery (4 000 hmotností Slnka) v guľovej hviezdokope M 15 a čiernej diery (~ 2 10 4 M ⊙) v zhluku Mayall II v galaxii Andromeda. . Röntgenové a rádiové vyžarovanie z Mayall II zodpovedá stredne hmotnej čiernej diere. Sú mimoriadne zaujímavé, pretože ide o prvé čierne diery so strednou hmotnosťou medzi obyčajnými čiernymi dierami s hviezdnou hmotnosťou a supermasívnymi čiernymi dierami v jadrách galaxií. Hmotnosť strednej čiernej diery je úmerná hmotnosti zhluku, čo dopĺňa predtým objavený vzťah medzi hmotnosťou supermasívnych čiernych dier a ich okolitými galaxiami.

Tvrdenia o čiernych dierach strednej hmotnosti sa stretli s určitým skepticizmom vedeckej komunity. Faktom je, že najhustejšie objekty v guľových hviezdokopách majú postupne spomaľovať svoj pohyb a skončiť v strede hviezdokopy v dôsledku procesu nazývaného „hromadná segregácia“. V guľových hviezdokopách sú to bieli trpaslíci a neutrónové hviezdy. Výskum Holgera Baumgardta a kolegov poznamenal, že pomer hmoty k svetlu v M15 a Mayall II by sa mal prudko zvyšovať smerom k stredu zhluku aj bez prítomnosti čiernej diery.

Hertzsprungov-Russellov diagram

Farebný diagram magnitúdy klastra M3. Okolo 19. magnitúdy je charakteristické „koleno“, kde hviezdy začínajú vstupovať do obrieho štádia.

Hertzsprung-Russellov diagram (H-R diagram) je graf znázorňujúci vzťah medzi absolútnou veľkosťou a farebným indexom. Farebný index B-V je rozdiel medzi jasom modrého svetla hviezdy alebo B a hodnotami indexu farieb viditeľného svetla (žlto-zelená) alebo V. Veľké hodnoty farebného indexu B-V označujú studenú červenú hviezdu , pričom záporné hodnoty zodpovedajú modrej hviezde s horúcim povrchom. . Keď sú hviezdy v blízkosti Slnka zakreslené do H-R diagramu, ukazuje sa rozloženie hviezd rôznych hmotností, veku a zloženia. Mnohé hviezdy v diagrame sú relatívne blízko k šikmej krivke zľava hore (vysoké svietivosti, skoré spektrálne typy) vpravo dole (nízke svietivosti, neskoré spektrálne typy). Tieto hviezdy sa nazývajú hviezdy hlavnej postupnosti. Diagram však zahŕňa aj hviezdy, ktoré sú v neskorších štádiách hviezdneho vývoja a zostúpili z hlavnej postupnosti.

Pretože všetky hviezdy v guľovej hviezdokope sú od nás približne rovnako vzdialené, ich absolútna magnitúda sa líši od zdanlivej veľkosti približne o rovnakú hodnotu. Hviezdy hlavnej postupnosti v guľovej hviezdokope sú porovnateľné s podobnými hviezdami v blízkosti Slnka a zoradia sa pozdĺž línie hlavnej postupnosti. Presnosť tohto predpokladu potvrdzujú porovnateľné výsledky získané porovnaním magnitúd blízkych krátkoperiodických premenných hviezd (napríklad RR Lyrae) a cefeíd s rovnakými typmi hviezd v zhluku.

Porovnaním kriviek na H-R diagrame je možné určiť absolútnu veľkosť hviezd hlavnej postupnosti v zhluku. To zase umožňuje odhadnúť vzdialenosť od hviezdokopy na základe hodnoty zdanlivej hviezdnej magnitúdy. Rozdiel medzi relatívnou a absolútnou hodnotou, modul vzdialenosti, poskytuje odhad vzdialenosti.

Keď sú hviezdy guľovej hviezdokopy zakreslené do GR diagramu, v mnohých prípadoch takmer všetky hviezdy padajú na pomerne presne stanovenú krivku, ktorá sa líši od GR diagramu hviezd v blízkosti Slnka, ktorý spája hviezdy rôzneho veku a pôvodu do jednej. celý. Tvar krivky pre guľové hviezdokopy je charakteristický pre skupiny hviezd, ktoré vznikli približne v rovnakom čase z rovnakých materiálov a líšia sa iba svojou počiatočnou hmotnosťou. Keďže poloha každej hviezdy v H-R diagrame závisí od veku, tvar krivky pre guľovú hviezdokopu možno použiť na odhad celkového veku hviezdnej populácie.

Najhmotnejšie hviezdy hlavnej postupnosti budú mať najvyššiu absolútnu magnitúdu a tieto hviezdy budú prvé, ktoré vstúpia do obrieho javiska. Ako hviezdokopa starne, hviezdy s nižšou hmotnosťou začnú prechádzať do obrovského štádia, takže vek hviezdokopy s jedným typom hviezdnej populácie možno merať hľadaním hviezd, ktoré práve začínajú prechádzať do obrovského štádia. V H-R diagrame tvoria „koleno“ s rotáciou do pravého horného rohu vzhľadom na líniu hlavnej sekvencie. Absolútna magnitúda v oblasti bodu obratu závisí od veku guľovej hviezdokopy, takže vekovú škálu možno vyniesť na os rovnobežnú s magnitúdou.

Okrem toho sa vek guľovej hviezdokopy dá určiť z teploty najchladnejších bielych trpaslíkov. Výsledkom výpočtov sa zistilo, že typický vek guľových hviezdokôp môže dosiahnuť až 12,7 miliardy rokov. V tom sa výrazne líšia od otvorených hviezdokôp, ktoré sú staré len niekoľko desiatok miliónov rokov.

Vek guľových hviezdokôp obmedzuje vekovú hranicu celého vesmíru. Táto spodná hranica bola významnou prekážkou v kozmológii. Začiatkom 90. rokov 20. storočia astronómovia čelili odhadom veku guľových hviezdokôp, ktoré boli staršie, ako predpokladali kozmologické modely. Tento problém však vyriešili podrobné merania kozmologických parametrov prostredníctvom prieskumov hlbokej oblohy a prítomnosti satelitov ako COBE.

Štúdie vývoja guľových hviezdokôp môžu byť tiež použité na určenie zmien spôsobených kombináciou plynu a prachu, ktoré tvoria hviezdokopa. Údaje získané štúdiom guľových hviezdokôp sa potom použijú na štúdium vývoja celej Mliečnej dráhy.

V guľových hviezdokopách sú niektoré hviezdy známe ako modré opozície, ktoré podľa všetkého pokračujú v pohybe nadol v hlavnej postupnosti smerom k jasnejším modrým hviezdam. Pôvod týchto hviezd je stále nejasný, ale väčšina modelov naznačuje, že vznik týchto hviezd je výsledkom prenosu hmoty medzi hviezdami v binárnych a trojitých systémoch.

Guľové hviezdokopy v galaxii Mliečna dráha

Guľové hviezdokopy sú kolektívnymi členmi našej galaxie a sú súčasťou jej sférického subsystému: obiehajú okolo ťažiska galaxie po vysoko pretiahnutých dráhach s rýchlosťami ≈200 km/sa obežnou dobou 10 8 -10 9 rokov. Vek guľových hviezdokôp v našej Galaxii sa blíži k svojmu veku, čo potvrdzujú aj ich Hertzsprung-Russellove diagramy, ktoré obsahujú charakteristický zlom v hlavnej postupnosti na modrej strane, naznačujúci premenu masívnych hviezd - členov hviezdokopy na.

Na rozdiel od otvorených hviezdokôp a hviezdnych asociácií obsahuje medzihviezdne médium guľových hviezdokop málo plynu: túto skutočnosť vysvetľuje na jednej strane nízka parabolická rýchlosť ≈10-30 km/s a na druhej strane ich veľká Vek; Ďalším faktorom je zrejme periodický prechod v priebehu otáčania okolo stredu našej Galaxie cez jej rovinu, v ktorej sa sústreďujú oblaky plynu, čo prispieva k „vymetaniu“ vlastného plynu pri takýchto prechodoch.

Guľové hviezdokopy v iných galaxiách

Kopa v centrálnej oblasti hmloviny Tarantula, kopa mladých a horúcich hviezd

V iných galaxiách (napríklad v Magellanových oblakoch) sú tiež pozorované relatívne mladé guľové hviezdokopy.

Väčšina guľových hviezdokôp v LMC a MMO patrí mladým hviezdam, na rozdiel od guľových hviezdokôp našej Galaxie a sú väčšinou ponorené do medzihviezdneho plynu a prachu. Napríklad hmlovinu Tarantula obklopujú mladé guľové hviezdokopy modro-bielych hviezd. V strede hmloviny je mladá jasná hmlovka.

Guľové hviezdokopy v galaxii Andromeda (M31):

Na pozorovanie väčšiny guľových hviezdokôp M31 potrebujete ďalekohľad s priemerom 10 palcov, najjasnejší je možné vidieť v 5-palcovom ďalekohľade. Priemerné zväčšenie je 150-180-násobné, na optickej schéme ďalekohľadu nezáleží.

Kopa G1 (Mayall II) je najjasnejšia kopa v Miestnej skupine, vo vzdialenosti 170 000 ly. rokov.

otvorená hviezdokopa

NGC 265, otvorená hviezdokopa v Malom Magellanovom oblaku.

otvorená hviezdokopa ( otvorený klaster) je skupina hviezd (v počte až niekoľko tisíc), ktoré vznikli z jedného obrovského molekulárneho oblaku a majú približne rovnaký vek. V našej Galaxii bolo objavených viac ako 1100 otvorených hviezdokôp, no predpokladá sa, že ich je oveľa viac. Hviezdy v takýchto zhlukoch sú navzájom spojené relatívne slabými gravitačnými silami, a preto, keď sa točia okolo galaktického stredu, hviezdokopy môžu byť zničené v dôsledku blízkeho prechodu v blízkosti iných zhlukov alebo oblakov plynu, v takom prípade hviezdy, ktoré ich tvoria. stať sa súčasťou normálnej populácie galaxie; jednotlivé hviezdy môžu byť tiež vyvrhnuté v dôsledku zložitých gravitačných interakcií v rámci hviezdokopy. Typický vek zhlukov je niekoľko stoviek miliónov rokov. Otvorené hviezdokopy sa nachádzajú iba v špirálových a nepravidelných galaxiách, kde prebiehajú aktívne procesy tvorby hviezd.

Mladé otvorené hviezdokopy môžu byť vo vnútri molekulárneho oblaku, z ktorého vznikli, a „osvetliť“ ho, výsledkom čoho je oblasť ionizovaného vodíka. Postupom času tlak žiarenia z kopy oblak rozptýli. Spravidla len asi 10 % hmotnosti oblaku plynu stihne sformovať hviezdy, kým sa zvyšok plynu rozptýli tlakom svetla.

Otvorené hviezdokopy sú kľúčovými objektmi pre štúdium hviezdneho vývoja. Vzhľadom na to, že členovia hviezdokopy majú rovnaký vek a chemické zloženie, je pre hviezdokopy ľahšie určiť vplyv iných charakteristík ako pre jednotlivé hviezdy. Niektoré otvorené hviezdokopy, ako napríklad Plejády, Hyády alebo hviezdokopa Alfa Persea, sú viditeľné voľným okom. Niektoré ďalšie, ako napríklad dvojhviezdokopa Perseus, sú sotva viditeľné bez prístrojov a mnohé ďalšie možno vidieť iba pomocou ďalekohľadu alebo ďalekohľadu, napríklad hviezdokopa (M 11).

Historické pozorovania

Mozaika 30 snímok otvorených hviezdokôp objavených teleskopom VISTA. Z priameho pozorovania sú tieto zhluky zakryté prachom Mliečnej dráhy.

Jasná otvorená hviezdokopa Plejády je známa už od staroveku a Hyády sú súčasťou súhvezdia Býka, jedného z najstarších súhvezdí. Iné hviezdokopy opísali raní astronómovia ako neoddeliteľné fuzzy škvrny svetla. Grécky astronóm Claudius Ptolemaios sa vo svojich poznámkach zmienil o jasliach, Dvojitej hviezdokope v Perseu a Zhluku Ptolemaiovcov; a perzský astronóm As-Sufi opísal zoskupenie Omicron Sails. Rozlíšiť jednotlivé hviezdy v týchto hmlistých objektoch však umožnil až vynález ďalekohľadu. Navyše v roku 1603 Johann Bayer pridelil týmto útvarom také označenia, akoby išlo o samostatné hviezdy.

Prvým, kto použil v roku 1609 ďalekohľad na pozorovanie hviezdnej oblohy a zaznamenával výsledky týchto pozorovaní, bol taliansky astronóm Galileo Galilei. Pri štúdiu niektorých hmlistých objektov opísaných Ptolemaiom Galileo zistil, že nejde o jednotlivé hviezdy, ale o skupiny veľkého počtu hviezd. Takže v jasliach rozlíšil viac ako 40 hviezd. Zatiaľ čo jeho predchodcovia rozlišovali v Plejádach 6-7 hviezd, Galileo ich objavil takmer 50. Vo svojom pojednaní Sidereus Nuncius z roku 1610 píše: "... Galaxia nie je nič iné ako zbierka mnohých hviezd umiestnených v skupinách". Sicílsky astronóm Giovanni Hodierna, inšpirovaný prácou Galilea, bol možno prvým astronómom, ktorý našiel doteraz neznáme otvorené hviezdokopy pomocou ďalekohľadu. V roku 1654 objavil objekty, ktoré sa teraz nazývajú Messier 41, Messier 47, NGC 2362 a NGC 2451.

V roku 1767 anglický prírodovedec reverend John Michell vypočítal, že dokonca aj pre jedinú skupinu, akou sú Plejády, bola pravdepodobnosť, že hviezdy, ktoré tvoria jej súčasť, náhodne zoradené pre pozemského pozorovateľa, 1 ku 496 000; ukázalo sa, že hviezdy v zhlukoch sú fyzicky prepojené. V rokoch 1774-1781 francúzsky astronóm Charles Messier publikoval katalóg nebeských objektov, ktoré mali zahmlený vzhľad podobný kométe. Tento katalóg obsahuje 26 otvorených klastrov. V 90. rokoch 18. storočia anglický astronóm William Herschel začal komplexne skúmať hmlisté nebeské objekty. Zistil, že mnohé z týchto útvarov možno rozdeliť do skupín jednotlivých hviezd. Herschel navrhol, že spočiatku boli hviezdy rozptýlené vo vesmíre a potom v dôsledku gravitačných síl vytvorili hviezdne systémy. Hmloviny rozdelil do 8 kategórií a na klasifikáciu hviezdokôp pridelil triedy VI až VIII.

Vďaka úsiliu astronómov sa počet známych hviezdokôp začal zvyšovať. Stovky otvorených hviezdokôp boli uvedené v Novom všeobecnom katalógu (NGC), ktorý prvýkrát publikoval v roku 1888 dánsko-írsky astronóm J. L. E. Dreyer, ako aj v dvoch ďalších indexových katalógoch publikovaných v rokoch 1896 a 1905. identifikujú dva rôzne typy hviezdokôp. Prvý pozostával z tisícok hviezd usporiadaných podľa pravidelného sférického rozloženia; stretli sa po celej oblohe, no najhustejšie – v smere do stredu Mliečnej dráhy. Jeho hviezdna populácia bola redšia a tvar bol nepravidelnejší. Takéto zhluky sa zvyčajne nachádzali vo vnútri alebo blízko galaktickej roviny. Astronómovia nazvali prvý guľové hviezdokopy a druhý - otvorené hviezdokopy. Pre svoju polohu sa otvorené zhluky niekedy označujú ako kopy galaxií, termín navrhol v roku 1925 švajčiarsko-americký astronóm Robert Julius Trumpler.

Mikrometrické merania polôh hviezd v hviezdokopách vykonal najskôr v roku 1877 nemecký astronóm E. Schoenfeld a potom v rokoch 1898-1921 americký astronóm E. E. Barnard. Tieto pokusy neodhalili žiadne známky pohybu hviezd. V roku 1918 však holandsko-americký astronóm Adrian van Maanen porovnaním fotografických platní zhotovených v rôznych časových okamihoch dokázal zmerať správny pohyb hviezd pre časť zhluku Plejád. Ako sa astrometria stávala čoraz presnejšou, bolo jasné, že zhluky hviezd zdieľajú rovnaký správny pohyb vo vesmíre. Porovnaním fotografických platní Plejád získaných v roku 1918 s platňami z roku 1943 bol van Maanen schopný izolovať hviezdy, ktorých správny pohyb bol podobný priemeru hviezdokopy, a tak identifikovať pravdepodobných členov zhluku. Spektroskopické pozorovania odhalili bežné radiálne rýchlosti, čo ukazuje, že hviezdokopy sú zložené z hviezd spojených do skupiny.

Prvé diagramy farebnej svietivosti pre otvorené hviezdokopy publikoval Einar Hertzsprung v roku 1911 spolu s diagramami Plejád a Hyád. V nasledujúcich 20 rokoch pokračoval v práci na štúdiu otvorených klastrov. Zo spektroskopických údajov sa mu podarilo určiť hornú hranicu vnútorného pohybu pre otvorené hviezdokopy a odhadnúť, že celková hmotnosť týchto objektov nepresahuje niekoľko stoviek hmotností Slnka. Preukázal vzťah medzi farbami hviezd a ich svietivosťou a v roku 1929 poznamenal, že hviezdna populácia Hyád a Jaslí sa líši od populácie Plejád. Následne sa to vysvetlilo rozdielom vo veku týchto troch zhlukov.

Vzdelávanie

Infračervené žiarenie ukazuje hustú hviezdokopu rodiacu sa v srdci hmloviny Orion.

Vznik otvorenej hviezdokopy začína kolapsom časti obrovského molekulárneho oblaku, studeného hustého oblaku plynu a prachu s hmotnosťou mnohotisíckrát väčšou ako hmotnosť Slnka. Takéto oblaky majú hustotu 10 2 až 10 6 molekúl neutrálneho vodíka na cm 3 , zatiaľ čo tvorba hviezd začína po častiach s hustotou väčšou ako 10 4 molekúl/cm 3 . Túto hustotu spravidla presahuje len 1-10 % objemu oblačnosti. Pred kolapsom môžu takéto oblaky udržiavať mechanickú rovnováhu v dôsledku magnetických polí, turbulencií a rotácie.

Existuje mnoho faktorov, ktoré môžu narušiť rovnováhu obrovského molekulárneho oblaku, čo povedie ku kolapsu a začiatku procesu aktívnej hviezdotvorby, ktorý môže vyústiť do otvorenej hviezdokopy. Patria sem: rázové vlny z blízkych, zrážky s inými oblakmi, gravitačné interakcie. Ale aj pri absencii vonkajších faktorov môžu niektoré časti oblaku dosiahnuť podmienky, kedy sa stanú nestabilnými a náchylnými na kolaps. Zrútená oblasť oblaku zažíva hierarchickú fragmentáciu na menšie oblasti (vrátane relatívne hustých oblastí známych ako infračervené tmavé oblaky), čo nakoniec vedie k zrodeniu veľkého počtu (až niekoľko tisíc) hviezd. Tento proces tvorby hviezd sa začína v škrupine rozpadajúceho sa oblaku, ktorý sa skrýva pred zrakom, hoci umožňuje pozorovanie v infračervenom spektre. Predpokladá sa, že v galaxii Mliečna dráha sa raz za niekoľko tisíc rokov vytvorí jedna nová otvorená hviezdokopa.

"Stĺpy stvorenia" - oblasť Orlej hmloviny, kde je molekulárny mrak odfúknutý hviezdnym vetrom z mladých masívnych hviezd.

Najhorúcejšie a najhmotnejšie novovzniknuté hviezdy (známe ako OB hviezdy) intenzívne vyžarujú ultrafialové žiarenie, ktoré neustále ionizuje okolitý molekulárny oblak plynu a vytvára oblasť H II. Hviezdny vietor a tlak žiarenia z masívnych hviezd začínajú zrýchľovať horúci ionizovaný plyn rýchlosťou porovnateľnou s rýchlosťou zvuku v plyne. O niekoľko miliónov rokov neskôr nastane v zhluku prvá explózia supernovy ( jadro-kolaps supernovy), ktorý tiež vytláča plyn zo svojho okolia. Vo väčšine prípadov tieto procesy urýchlia všetok plyn do 10 miliónov rokov a tvorba hviezd sa zastaví. Ale asi polovica vytvorených protohviezd bude obklopená cirkumhviezdnymi diskami, z ktorých mnohé budú akrečné disky.

Keďže len 30 až 40 % plynu zo stredu oblaku tvorí hviezdy, rozptyl plynu značne bráni procesu vzniku hviezd. V dôsledku toho všetky klastre zažijú v počiatočnom štádiu silnú stratu hmoty a pomerne veľká časť sa v tomto štádiu úplne rozpadne. Z tohto hľadiska závisí vznik otvorenej hviezdokopy od toho, či sú gravitačne zrodené hviezdy viazané; ak to tak nie je, potom namiesto zhluku vznikne nesúvisiace hviezdne združenie. Ak by sa hviezdokopa ako Plejády skutočne vytvorila, bola by schopná pojať iba 1/3 pôvodného počtu hviezd a zvyšok by bol uvoľnený, keď by sa plyn rozptýlil. Mladé hviezdy, ktoré už nepatria do domovskej hviezdokopy, sa stanú súčasťou bežnej populácie Mliečnej dráhy.

Vzhľadom na to, že takmer všetky hviezdy vznikajú v zhlukoch, tieto sú považované za základné stavebné kamene galaxií. Intenzívne procesy rozptylu plynu, ktoré pri zrode tvoria aj ničia mnohé hviezdokopy, zanechávajú svoje stopy na morfologických a kinematických štruktúrach galaxií. Väčšina novovytvorených otvorených hviezdokôp má populáciu 100 alebo viac hviezd a hmotnosť 50 alebo viac Slnka. Najväčšie hviezdokopy môžu mať hmotnosti až 10 4 hmotností Slnka (hmotnosť kopy Westerlund 1 sa odhaduje na 5 × 10 4 hmotností Slnka), čo je veľmi blízko k hmotnostiam guľových hviezdokôp. Zatiaľ čo otvorené a guľové hviezdokopy sú úplne odlišné útvary, vzhľad najvzácnejších guľových hviezdokôp a najbohatších otvorených hviezdokôp sa nemusí až tak líšiť. Niektorí astronómovia sa domnievajú, že vznik týchto dvoch typov hviezdokôp je založený na rovnakom mechanizme, s tým rozdielom, že v našej Galaxii už neexistujú podmienky potrebné na vznik veľmi bohatých guľových hviezdokôp – státisícov hviezd.

Typickým javom je vytvorenie viac ako jednej otvorenej hviezdokopy z jedného molekulárneho oblaku. Vo Veľkom Magellanovom oblaku sa teda kopy Hodge 301 a R136 vytvorili z plynu hmloviny Tarantula; sledovanie trajektórií Hyád a Jaslí, dvoch prominentných a blízkych zhlukov Mliečnej dráhy, vedie k záveru, že sa tiež sformovali z rovnakého oblaku asi pred 600 miliónmi rokov. Niekedy zhluky narodené v rovnakom čase tvoria dvojitý zhluk. Hlavným príkladom toho v našej galaxii je Dvojkopa Perseus pozostávajúca z NGC 869 a NGC 884 (niekedy sa mylne nazývajú „χ a h Persei“ ( "ahoj a popol Perseus"), hoci h odkazuje na susednú hviezdu a χ - do oboch hviezdokôp), okrem neho je však známych takýchto hviezdokôp najmenej 10. Ešte viac ich je objavených v Malom a Veľkom Magellanovom oblaku: tieto objekty sa dajú ľahšie odhaliť vo vonkajších systémoch ako v našej Galaxii, pretože vďaka Vďaka efektu projekcie môžu zhluky vzdialených priateľov vyzerať ako navzájom súvisiace.

Morfológia a klasifikácia

Otvorené hviezdokopy môžu predstavovať tak riedke skupiny niekoľkých hviezd, ako aj veľké aglomerácie vrátane tisícok členov. Majú tendenciu pozostávať z dobre definovaného, ​​hustého jadra obklopeného difúznejšou "korunou" hviezd. Priemer jadra je zvyčajne 3-4 St. a koruna - 40 sv. l. Štandardná hustota hviezd v strede hviezdokopy je 1,5 hviezdy/svetlo. 3 (pre porovnanie: v blízkosti Slnka je toto číslo ~0,003 sv./sv. g. 3).

Otvorené hviezdokopy sú často klasifikované podľa schémy vyvinutej Robertom Trumplerom v roku 1930. Názov triedy podľa tejto schémy pozostáva z 3 častí. Prvá časť je označená rímskymi číslicami I-IV a znamená koncentráciu hviezdokopy a jej odlíšiteľnosť od okolitého hviezdneho poľa (od silného po slabé). Druhá časť je arabská číslica od 1 do 3, čo znamená rozptyl v jase členov (od malého po veľký rozptyl). Tretia časť je list p, m alebo r, ktorý označuje nízky, stredný alebo veľký počet hviezd v zhluku. Ak je zhluk vnútri hmloviny, na koniec sa pridá písmeno n.

Napríklad podľa Trumplerovej schémy sú Plejády klasifikované ako I3rn (vysoko koncentrované, bohaté na hviezdy, je tu hmlovina) a bližšie Hyády - ako II3m (viac fragmentované a s menšou hojnosťou).

Počet a distribúcia

NGC 346, otvorená hviezdokopa v Malom Magellanovom oblaku.

V našej Galaxii bolo objavených viac ako 1000 otvorených hviezdokôp, no ich celkový počet môže byť až 10-krát vyšší. V špirálových galaxiách sa otvorené zhluky nachádzajú hlavne pozdĺž špirálových ramien, kde je hustota plynu najvyššia a v dôsledku toho sú procesy tvorby hviezd najaktívnejšie; takéto zhluky sa zvyčajne rozptýlia skôr, ako stihnú opustiť rameno. Otvorené hviezdokopy majú silnú tendenciu byť blízko galaktickej roviny.

V nepravidelných galaxiách môžu byť otvorené zhluky kdekoľvek, hoci ich koncentrácia je vyššia tam, kde je väčšia hustota plynu. V eliptických galaxiách nie sú otvorené hviezdokopy pozorované, pretože procesy tvorby hviezd v eliptických galaxiách prestali pred mnohými miliónmi rokov a posledné z vytvorených zhlukov sa už dávno rozptýlili.

Rozmiestnenie otvorených hviezdokôp v našej Galaxii závisí od veku: staršie hviezdokopy sa nachádzajú najmä vo väčších vzdialenostiach od galaktického centra a v značnej vzdialenosti od galaktickej roviny. Je to spôsobené tým, že slapové sily, ktoré prispievajú k zničeniu hviezdokôp, sú vyššie v blízkosti stredu galaxie; na druhej strane obrovské molekulárne oblaky, ktoré sú tiež príčinou deštrukcie, sú sústredené vo vnútorných oblastiach disku galaxie; preto sú zhluky z vnútorných oblastí zničené v skoršom veku ako ich „kolegovia“ z vonkajších oblastí.

Hviezdne obsadenie

Niekoľko miliónov rokov stará hviezdokopa (pravý dolný roh) osvetľuje hmlovinu Tarantula vo Veľkom Magellanovom oblaku.

Vzhľadom na skutočnosť, že otvorené hviezdokopy sa zvyčajne rozpadajú skôr, ako väčšina ich hviezd dokončí svoj životný cyklus, väčšina žiarenia z hviezdokôp je svetlo z mladých horúcich modrých hviezd. Takéto hviezdy majú najväčšiu hmotnosť a najkratšiu životnosť – rádovo niekoľko desiatok miliónov rokov. Staršie hviezdokopy obsahujú viac žltých hviezd.

Niektoré hviezdokopy obsahujú horúce modré hviezdy, ktoré vyzerajú oveľa mladšie ako zvyšok zhluku. Tieto modré rozptýlené hviezdy možno pozorovať aj v guľových hviezdokopách; predpokladá sa, že v najhustejších jadrách guľových hviezdokôp vznikajú pri zrážke hviezd a vzniku teplejších a hmotnejších hviezd. Hustota hviezd v otvorených hviezdokopách je však oveľa nižšia ako v guľových hviezdokopách a počet pozorovaných mladých hviezd nemožno vysvetliť takýmito zrážkami. Predpokladá sa, že väčšina z nich vzniká, keď sa binárny hviezdny systém spája do jednej hviezdy v dôsledku dynamických interakcií s ostatnými členmi.

Len čo hviezdy s nízkou a strednou hmotnosťou vyčerpajú svoje zásoby vodíka v procese jadrovej fúzie, odložia svoje vonkajšie vrstvy a vytvoria planetárnu hmlovinu s vytvorením bieleho trpaslíka. Aj keď sa väčšina otvorených hviezdokôp rozpadne skôr, ako väčšina ich členov dosiahne štádium bieleho trpaslíka, počet bielych trpaslíkov v zhlukoch je zvyčajne stále oveľa menší, než by sa dalo očakávať na základe veku hviezdokopy a odhadovaného počiatočného rozloženia hviezdnej hmoty. Jedným z možných vysvetlení nedostatku bielych trpaslíkov je, že keď červený obr odhodí svoju škrupinu a vytvorí planetárnu hmlovinu, mierna asymetria v hmotnosti vyvrhnutého materiálu môže poskytnúť hviezde rýchlosť niekoľko kilometrov za sekundu – dosť na to, aby opustiť klaster.

Kvôli vysokej hustote hviezd nie sú tesné prechody hviezd v otvorených hviezdokopách nezvyčajné. Pre typickú hviezdokopu 1000 hviezd a polomer polovičnej hmotnosti 0,5 pc sa v priemere každá hviezda priblíži k ďalšej každých 10 miliónov rokov. V hustejších zhlukoch je tento čas ešte kratší. Takéto prechody môžu výrazne ovplyvniť rozšírené cirkumhviezdne disky hmoty okolo mnohých mladých hviezd. Slapové poruchy pre veľké disky môžu spôsobiť vznik masívnych planét a , ktoré sa budú nachádzať vo vzdialenostiach 100 AU. alebo viac od hlavnej hviezdy.

Osud

NGC 604 v galaxii Triangulum je mimoriadne masívna otvorená hviezdokopa obklopená oblasťou ionizovaného vodíka.

Mnohé otvorené hviezdokopy sú vo svojej podstate nestabilné: kvôli ich malej hmotnosti je úniková rýchlosť zo systému menšia ako priemerná rýchlosť jeho zložiek. Takéto zhluky sa rozpadajú veľmi rýchlo počas niekoľkých miliónov rokov. V mnohých prípadoch vytlačenie plynu, z ktorého celý systém vznikol, žiarením z mladých hviezd znižuje hmotnosť hviezdokopy natoľko, že sa veľmi rýchlo rozpadne.

Zhluky, ktoré po rozptýlení okolitej hmloviny majú dostatočnú hmotnosť na to, aby ich bolo možné gravitačne zviazať, si môžu zachovať svoj tvar aj mnoho desiatok miliónov rokov, no postupom času vedú k ich rozpadu aj vnútorné a vonkajšie procesy. Blízky prechod jednej hviezdy vedľa druhej môže zvýšiť rýchlosť jednej z hviezd natoľko, že prekročí rýchlosť úniku z hviezdokopy. Takéto procesy vedú k postupnému „vyparovaniu“ členov klastra.

V priemere každých pol milióna rokov zažijú hviezdokopy vplyv vonkajších faktorov, napríklad prechod vedľa alebo cez molekulárny mrak. Gravitačné slapové sily z takejto tesnej blízkosti majú tendenciu ničiť hviezdokopy. Nakoniec sa to stane hviezdny prúd: kvôli veľkým vzdialenostiam medzi hviezdami sa takáto skupina nemôže nazývať hviezdokopa, hoci jej hviezdy, ktoré tvoria jej súčasť, sú navzájom spojené a pohybujú sa rovnakým smerom s rovnakými rýchlosťami. Čas, po ktorom sa zhluk rozpadne, závisí od počiatočnej hviezdnej hustoty hviezd: bližšie žijú dlhšie. Odhadovaný polčas rozpadu hviezdokopy (po ktorom sa polovica pôvodných hviezd stratí) sa pohybuje od 150 do 800 miliónov rokov v závislosti od počiatočnej hustoty.

Po tom, čo hviezdokopa prestane byť viazaná gravitáciou, mnohé z jej tvoriacich hviezd si stále zachovajú svoju rýchlosť a smer pohybu vo vesmíre; takzvaný hviezdna asociácia(alebo pohybujúca sa skupina hviezd). Takže niekoľko jasných hviezd „vedra“ Veľkého voza je bývalými členmi otvorenej hviezdokopy, ktorá sa zmenila na také združenie nazývané „pohyblivá skupina hviezd Veľkého voza“. Nakoniec sa kvôli malým rozdielom v rýchlosti rozptýlia po celej galaxii. Väčšie akumulácie sa stávajú tokmi za predpokladu, že je možné stanoviť zhodnosť ich rýchlostí a veku; inak sa hviezdy budú považovať za nespojené.

Výskum hviezdnej evolúcie

Hertzsprung-Russellove diagramy pre dve otvorené hviezdokopy. Kopa NGC 188 je staršia a vykazuje menšiu odchýlku od hlavnej postupnosti ako M 67.

V Hertzsprung-Russellovom diagrame pre otvorenú hviezdokopu bude väčšina hviezd patriť do hlavnej postupnosti (MS). V určitom bode, ktorý sa nazýva bod obratu, najhmotnejšie hviezdy opustia MS a stanú sa červenými obrami; „Vzdialenosť“ takýchto hviezd z MS umožňuje určiť vek hviezdokopy.

Vzhľadom na to, že hviezdy v hviezdokope sú takmer v rovnakej vzdialenosti od toho istého oblaku a vznikli z neho približne v rovnakom čase, všetky rozdiely v zdanlivej jasnosti hviezd v hviezdokope sú spôsobené ich rozdielnou hmotnosťou. Vďaka tomu sú otvorené hviezdokopy veľmi užitočnými objektmi na štúdium hviezdneho vývoja, pretože pri porovnávaní hviezd možno predpokladať, že mnohé premenné charakteristiky sú pre hviezdokopa pevne stanovené.

Napríklad štúdium obsahu lítia a berýlia vo hviezdach z otvorených hviezdokôp môže vážne pomôcť pri odhaľovaní záhad vývoja hviezd a ich vnútornej štruktúry. Atómy vodíka nemôžu vytvárať atómy hélia pri teplotách nižších ako 10 miliónov K, ale jadrá lítia a berýlia sa ničia pri teplotách 2,5 milióna a 3,5 milióna K. To znamená, že ich početnosť priamo závisí od toho, ako silno je hmota premiešaná vo vnútri hviezdy. Pri štúdiu ich množstva v hviezdokope sú premenné, ako je vek a chemické zloženie, pevne stanovené.

Štúdie ukázali, že množstvo týchto svetelných prvkov je oveľa nižšie, ako predpovedajú modely hviezdneho vývoja. Dôvody nie sú celkom jasné; jedným z vysvetlení je, že vo vnútri hviezdy dochádza k výronom hmoty z konvekčnej zóny do stabilnej zóny prenosu žiarenia ( prekročenie konvekcie).

Astronomická mierka vzdialenosti

"Divoká kačica" (M 11) je veľmi bohatý zhluk nachádzajúci sa smerom k stredu Mliečnej dráhy.

Určenie vzdialeností k astronomickým objektom je kľúčom k ich pochopeniu, no veľká väčšina takýchto objektov je príliš ďaleko na to, aby sa dali priamo merať. Odstupňovanie astronomickej stupnice vzdialeností závisí od postupnosti nepriamych a niekedy neurčitých meraní vo vzťahu najprv k najbližším objektom, ktorých vzdialenosti možno merať priamo, a potom k čoraz vzdialenejším. Otvorené hviezdokopy sú najdôležitejšou priečkou na tomto rebríčku.

Vzdialenosti k zhlukom, ktoré sú nám najbližšie, možno merať priamo jedným z dvoch spôsobov. Po prvé, pre hviezdy blízkych hviezdokôp možno určiť paralaxu (mierny posun zdanlivej polohy objektu počas roka v dôsledku pohybu Zeme po obežnej dráhe Slnka), ako sa to zvyčajne robí pri jednotlivých hviezdach. Plejády, Hyády a niektoré ďalšie zoskupenia v okolí 500 St. roky sú dostatočne blízko na to, aby im takáto metóda poskytla spoľahlivé výsledky, a údaje zo satelitu Hipparchus umožnili stanoviť presné vzdialenosti pre množstvo zhlukov.

Ďalšou priamou metódou je tzv metóda pohybujúceho sa klastra. Vychádza zo skutočnosti, že hviezdy v zhluku zdieľajú rovnaké parametre pohybu vo vesmíre. Meranie správnych pohybov členov zhluku a zakreslenie ich zdanlivého pohybu po oblohe na mape umožní zistiť, že sa zbiehajú v jednom bode. Radiálne rýchlosti hviezd v hviezdokope možno určiť z meraní Dopplerových posunov v ich spektrách; keď sú známe všetky tri parametre - radiálna rýchlosť, správny pohyb a uhlová vzdialenosť od zhluku po jeho úbežník, jednoduché trigonometrické výpočty umožnia vypočítať vzdialenosť ku zhluku. Najznámejší prípad použitia tejto metódy sa týkal Hyád a umožnil určiť vzdialenosť k nim na 46,3 parsekov.

Po stanovení vzdialeností k blízkym zhlukom môžu iné metódy rozšíriť škálu vzdialeností pre vzdialenejšie zhluky. Porovnaním hviezd hlavnej postupnosti v Hertzsprung-Russellovom diagrame pre hviezdokopa, ktorej vzdialenosť je známa, s príslušnými hviezdami vo vzdialenejšej hviezdokope, je možné určiť vzdialenosť k vzdialenejšej hviezdokope. Najbližšia známa hviezdokopa je Hyády: hoci je skupina hviezd Ursa Major približne dvakrát tak blízko, stále ide o hviezdne združenie, nie o hviezdokopa, keďže hviezdy v nej nie sú navzájom gravitačne viazané. Najvzdialenejšia známa otvorená hviezdokopa v našej galaxii je Berkeley 29 s dĺžkou asi 15 000 parsekov. Okrem toho sa v mnohých galaxiách Miestnej skupiny dajú ľahko odhaliť otvorené zhluky.

Presná znalosť vzdialeností od otvorených hviezdokôp je životne dôležitá pre kalibráciu závislosti „perióda – svietivosť“, ktorá existuje pre premenné hviezdy, ako sú cefeidy a hviezdy RR Lyrae, čo im umožní použiť ich ako „štandardné sviečky“. Tieto silné hviezdy je možné vidieť na veľké vzdialenosti a možno ich použiť na ďalšie rozšírenie stupnice - k najbližším galaxiám Miestnej skupiny.

hviezdna asociácia

Hviezdne asociácie sú skupiny gravitačne neviazaných hviezd alebo slabo viazaných mladých (až niekoľko desiatok miliónov rokov starých) hviezd spojených spoločným pôvodom.

Hviezdne asociácie objavil V. A. Ambartsumyan v roku 1948 a predpovedal ich rozpad. Neskoršie merania A. Blaauwa, W. Morgana, V. E. Markaryana, I. M. Kopylova a iných potvrdili expanziu hviezdnych asociácií.

Na rozdiel od mladých otvorených hviezdokôp majú hviezdne asociácie väčšiu veľkosť (desiatky parsekov, pre jadrá otvorených hviezdokôp - niekoľko parsekov) a nižšiu hustotu: počet hviezd v asociácii je od desiatok do stoviek (v otvorenej hviezde klastre - od stoviek po tisíce). Pôvod hviezdnych asociácií je spôsobený oblasťami tvorby hviezd komplexov molekulárnych oblakov.

Existujú nasledujúce typy asociácií hviezd:

• OB asociácie obsahujúce hlavne masívne hviezdy spektrálnych tried O a B
• T-asociácie obsahujúce väčšinou premenné s nízkou hmotnosťou
• R-asociácie (z R - odraz), v ktorých sú hviezdy spektrálnych typov O - A2 obklopený reflexnými plynovými a prachovými hmlovinami.