Natuklasan ng mga astronomo na gumagamit ng instrumento ng MUSE sa Very Large Telescope sa Chile ang isang bituin sa cluster NGC 3201 na kakaibang kumikilos. Nadarama ng isang tao na umiikot ito sa isang hindi nakikitang black hole, na ang masa nito ay humigit-kumulang apat na beses ang masa ng Araw. Kung totoo na natuklasan ng mga siyentipiko ang unang hindi aktibong stellar mass black hole, at sa isang globular star cluster. Bilang karagdagan, ito ang unang matutuklasan nang direkta mula sa grabidad nito. Ito ay isang napakahalagang pagtuklas na siguradong magkakaroon ng epekto sa ating pag-unawa sa pagbuo ng mga naturang star cluster, black hole, at ang pinagmulan ng mga kaganapan sa pagpapalabas ng gravitational wave.

Ang mga globular star cluster ay pinangalanan dahil ang mga ito ay malalaking sphere na naglalaman ng ilang sampu-sampung libong bituin. Ang mga ito ay matatagpuan sa karamihan ng mga kalawakan, ay kabilang sa mga pinakalumang kilalang stellar association sa uniberso, at ang kanilang hitsura ay iniuugnay sa panahon ng simula ng paglago ng host galaxy at ang ebolusyon nito. Sa ngayon, higit sa 150 star cluster ang kilala na kabilang sa Milky Way.

Ang isa sa mga pangkat na ito ay tinatawag na NGC 3201, ito ay matatagpuan sa konstelasyon ng Sail ng southern sky ng Earth. Sa pag-aaral na ito, pinag-aralan ito gamit ang makabagong instrumento ng MUSE na naka-install sa Very Large Telescope (VLT) ng European Southern Observatory sa Chile. Napag-alaman ng isang internasyonal na pangkat ng mga astronomo na ang isa sa mga bituin sa kumpol ay kumikilos nang kakaiba - nag-o-oscillating pabalik-balik sa bilis na ilang daang libong kilometro bawat oras na may tiyak na periodicity na 167 araw. Ang natuklasang bituin ay isang pangunahing sequence star sa pagtatapos ng pangunahing yugto ng buhay nito. Nangangahulugan ito na naubos na nito ang hydrogen fuel nito at ngayon ay nagiging isang pulang higante.

Ang rendering ng artist ng hindi aktibong black hole sa NGC 3201. Source: ESO/L. Calçada/spaceengine.org

Kasalukuyang sinusuri ng MUSE ang 25 globular cluster sa Milky Way. Ang gawaing ito ay magpapahintulot sa mga astronomo na makakuha ng spectra mula 600 hanggang 27,000 bituin sa bawat kumpol. Kasama sa pag-aaral ang pagsusuri ng radial velocities ng mga indibidwal na bituin - ang bilis kung saan sila lumipat mula sa Earth o patungo dito, iyon ay, kasama ang linya ng paningin ng tagamasid. Salamat sa pagsusuri ng radial velocities, posibleng sukatin ang mga orbit ng mga bituin, gayundin ang mga katangian ng anumang malaking bagay sa paligid kung saan maaari silang paikutin.

"Ang bituin na ito ay umiikot sa isang bagay na ganap na hindi nakikita. Mayroon itong mass na apat na beses kaysa sa Araw, at maaari lamang itong maging black hole. Lumalabas na sa kauna-unahang pagkakataon ay natagpuan namin ang gayong bagay sa isang kumpol ng bituin, bukod dito, sa pamamagitan ng direktang pagmamasid sa impluwensya ng gravitational nito, "hinahangaan ang nangungunang may-akda ng akdang Benjamin Giesers mula sa Georg-August University of Göttingen.

Ang ugnayan sa pagitan ng mga black hole at star cluster ay mukhang napakahalaga sa mga siyentipiko, ngunit misteryoso. Dahil sa kanilang malalaking masa at edad, ang mga kumpol na ito ay pinaniniwalaang nakagawa ng malaking bilang ng mga stellar-mass black hole, mga bagay na nabuo sa pamamagitan ng pagsabog ng malalaking bituin at gumuho sa ilalim ng puwersa ng buong kumpol.

Sa kawalan ng tuluy-tuloy na pagbuo ng mga bagong bituin, na kung ano mismo ang nangyayari sa globular na mga kumpol ng bituin, ang mga stellar-mass black hole sa lalong madaling panahon ay naging pinakamalaking mga bagay na umiiral. Karaniwan, ang gayong mga butas sa globular cluster ay halos apat na beses na mas malaki kaysa sa nakapalibot na mga bituin. Ang mga kamakailang binuo na teorya ay humantong sa konklusyon na ang mga itim na butas ay bumubuo ng isang siksik na core sa isang grupo, na nagiging, kumbaga, isang hiwalay na bahagi ng kumpol. Ang paggalaw sa gitna ng grupo ay dapat na pinatalsik ang karamihan sa mga black hole. Nangangahulugan ito na ilan lamang sa mga naturang bagay ang maaaring mabuhay pagkatapos ng isang bilyong taon.

Ang globular star cluster NGC 3201. Ipinapakita ng asul na bilog ang iminungkahing lokasyon ng hindi aktibong black hole. Pinagmulan: ESA/NASA

Ang mga stellar-mass black hole mismo, o simpleng collapsars, ay nabubuo kapag ang malalaking bituin ay namatay, gumuho sa ilalim ng kanilang sariling gravity, at sumabog bilang malakas na hypernovae. Ang natitirang black hole ay naglalaman ng karamihan sa masa ng dating bituin, na ilang beses ang masa ng Araw, at ang kanilang sukat ay ilang sampu-sampung beses na mas malaki kaysa sa ating bituin.

Ang instrumento ng MUSE ay nagbibigay sa mga astronomo ng natatanging kakayahang sukatin ang galaw ng hanggang sa isang libong malalayong bituin nang sabay-sabay. Sa bagong pagtuklas na ito, ang koponan ay sa unang pagkakataon ay nakakita ng isang hindi aktibong black hole sa gitna ng isang globular cluster. Ito ay natatangi dahil hindi ito kasalukuyang sumisipsip ng materya at hindi napapalibutan ng mainit na disk ng gas at alikabok. At ang masa ng butas ay tinantya dahil sa malaking impluwensya ng gravitational nito sa mismong bituin.

Dahil walang radiation ang makakatakas sa black hole, ang pangunahing paraan ng pag-detect sa kanila ay ang pag-obserba ng radio o X-ray na paglabas mula sa mainit na materyal sa kanilang paligid. Ngunit kapag ang isang black hole ay hindi nakikipag-ugnayan sa mainit na bagay at hindi nag-iipon ng masa, at hindi naglalabas ng radiation, sa kasong ito ito ay itinuturing na hindi aktibo o hindi nakikita. Samakatuwid, kinakailangan na gumamit ng iba pang mga pamamaraan para sa kanilang pagtuklas.

Natukoy ng mga astronomo ang mga sumusunod na parameter ng bituin: ang masa nito ay humigit-kumulang 0.8 solar mass, at ang masa ng mahiwagang katapat nito ay nasa loob ng 4.36 solar mass, halos eksaktong black hole. Dahil ang dimmed object ng binary system na ito ay hindi maaaring obserbahan nang direkta, mayroong isang alternatibong paraan, kahit na hindi gaanong nakakumbinsi, kung ano ito. Posibleng ang mga siyentipiko ay nagmamasid sa isang triple star system, na binubuo ng dalawang densely connected neutron star, kung saan umiikot ang bituin na ating namamasid. Ang sitwasyong ito ay nangangailangan ng bawat makapal na konektadong bituin na hindi bababa sa dalawang beses na mas malaki kaysa sa Araw, at ang gayong binary system ay hindi pa naobserbahan dati.

Ang mga kamakailang pagtuklas ng mga pinagmumulan ng radyo at X-ray sa mga globular star cluster, gayundin ang paghahanap noong 2016 ng mga gravitational wave signal na nilikha ng pagsasama ng dalawang stellar-mass black hole, ay nagmumungkahi na ang medyo maliliit na black hole na ito ay maaaring mas malawak na maipamahagi sa mga cluster. kaysa sa naisip.

"Hanggang kamakailan lamang, ipinapalagay namin na halos lahat ng mga black hole ay dapat mawala mula sa globular star cluster pagkatapos ng maikling panahon, at ang mga sistemang tulad nito ay hindi dapat umiral! Ngunit sa katotohanan ay hindi ito ang kaso. Ang aming natuklasan ay ang unang direktang pagmamasid sa mga epekto ng gravitational ng isang stellar mass black hole sa isang globular cluster. Ang pagtuklas na ito ay makakatulong sa amin sa pag-unawa sa pagbuo ng mga naturang grupo, ang pagbuo ng mga black hole at binary star system - mahalaga sa konteksto ng pag-unawa sa mga pinagmumulan ng gravitational waves.

Mula sa pinaka sinaunang panahon, ibinaling ng tao ang kanyang tingin sa kalangitan, kung saan ang hindi mabilang na mga kumpol ng bituin ay kumikinang, hindi naa-access, ngunit nakakaakit sa kanilang natatanging kagandahan.

Ang mga guhit ng mga bituin na nakita ng mga sinaunang naninirahan sa Daigdig ay nabuo sa iba't ibang mga kakaibang larawan, na itinalaga ng mga malalagong pangalan ng epiko. Ang Andromeda Nebula, ang konstelasyon na Cassiopeia, Ursa Major at Hydra ay isang maliit na bahagi lamang ng mga pangalan na ginagawang posible upang hatulan kung anong mga asosasyon ang napukaw ng malalayong kamangha-manghang mga luminary na kumikinang sa madilim na canvas ng kalangitan. Ito ay pinaniniwalaan na ang kapalaran ng mga tao ay hindi magkakaugnay na nauugnay sa kamag-anak na posisyon ng mga bituin, na maaaring magdala ng kayamanan, kaligayahan at suwerte sa mga ipinanganak sa ilalim nila, pati na rin ang kapaitan, kasawian at pagkabigo.

Kahalagahan ng mga kumpol ng bituin para sa astronomiya

Star cluster Messier 7, ESO image

Sa pag-unlad ng sibilisasyon, ang mga mystical at poetic na ideya tungkol sa istruktura ng makalangit na vault ay makabuluhang nagbago at na-systematize, na nakakuha ng mas makatwirang mga balangkas, ngunit ang mga makasaysayang sonorous na pangalan ay napanatili. Lumalabas na ang mga tila malapit na bituin ay maaaring malayo sa isa't isa at kabaliktaran. Samakatuwid, naging kinakailangan upang lumikha ng isang stellar hierarchy na tumutugma sa mga modernong ideya tungkol sa uniberso. Kaya, sa pag-uuri ng astronomya, lumitaw ang terminong "mga kumpol ng bituin", na pinagsama ang isang pangkat ng mga bituin na gumagalaw sa kanilang kalawakan bilang isa.

Ang mga pormasyong ito ay lubhang kawili-wili dahil ang mga luminaries na kasama sa mga ito ay nabuo nang humigit-kumulang nang sabay-sabay at matatagpuan sa pamamagitan ng mga pamantayan ng espasyo sa parehong distansya mula sa makalupang tagamasid, na nagbibigay ng karagdagang mga pagkakataon, na ginagawang posible na ihambing ang radiation mula sa iba't ibang mga mapagkukunan ng parehong kumpol nang walang angkop na pagwawasto. Ang mga senyas na nagmumula sa kanila ay nabaluktot sa parehong paraan, na lubos na nagpapadali sa gawain ng mga astrophysicist na nag-aaral sa istraktura at ebolusyon ng mga stellar system at ang Uniberso sa kabuuan, ang mga prinsipyo ng pagbuo ng mga kalawakan, ang mga proseso ng pagbuo ng bituin at ang kanilang pagkawasak, at marami pang iba.

Mga uri ng kumpol ng bituin

Hubble sa mga kumpol ng bituin

Ang mga kumpol ng bituin ay karaniwang nahahati sa dalawang malalaking grupo: globular at bukas. Ngunit paminsan-minsan ay sinusubukan nilang dagdagan ang pag-uuri na ito, dahil hindi lahat ng nakitang mga pormasyon ng espasyo ay mahigpit na magkasya sa isang kategorya o iba pa.

globular na kumpol

Ang mga globular cluster, at mayroong higit sa sampung libo sa mga ito sa ilang mga kalawakan, ay mga lumang pormasyon kahit na ayon sa mga unibersal na pamantayan, na may edad na higit sa 10 bilyong taon. Dahil, malamang, kapareho ng edad ng Uniberso, marami silang masasabi sa mga siyentipiko na nagawang basahin ang impormasyong inilalabas nila.

Gallery ng mga globular cluster

Ang mga kumpol na ito ay may hugis na malapit sa isang sphere o isang ellipsoid, at binubuo ng sampu-sampung libong mga bituin na may iba't ibang laki - mula sa sinaunang red dwarf hanggang sa mga batang bughaw na higante, na ipinanganak sa cluster mismo sa panahon ng banggaan ng mga bituin na naninirahan dito.

bukas na mga kumpol

Ang mga bukas na kumpol ay mas bata kaysa sa mga globular na kumpol - ang edad ng naturang mga stellar conglomerates ay karaniwang tinatantya sa daan-daang milyong taon. Matatagpuan lamang ang mga ito sa spiral o hindi regular na hugis na mga kalawakan, na may posibilidad na magpatuloy sa mga proseso ng pagbuo ng bituin, hindi katulad, halimbawa, mga elliptical.

Gallery ng mga bukas na kumpol

Ang mga bukas na kumpol ay mas mahirap sa mga bituin kaysa sa mga globular, ngunit kapag sila ay sinusunod, ang bawat bituin ay makikita nang hiwalay, dahil sila ay matatagpuan sa isang malaking distansya mula sa isa't isa at hindi nagsasama sa pangkalahatang kalangitan.

star associations

Sa pamamagitan ng pagkakatulad sa pampulitika at pang-ekonomiyang spheres ng buhay, ang mga celestial na katawan ay may kakayahang lumikha ng mga pansamantalang asosasyon, na nakatanggap ng pangalang "stellar associations" sa astronomiya.

Ang mga pormasyong ito ay itinuturing na pinakabata sa Uniberso at may edad na hindi hihigit sa sampu-sampung milyong taon. Ang mga bono ng gravitational sa mga ito ay napakahina at hindi sapat upang mapanatili ang katatagan ng sistema sa loob ng mahabang panahon, at samakatuwid ay dapat silang hindi maiiwasang maghiwa-hiwalay sa medyo maikling panahon.

Ito ay pinaniniwalaan na ang mga asosasyon ay hindi maaaring lumitaw sa pamamagitan ng gravitational capture ng mga dumaraan na bituin, na nangangahulugang ang huli ay ipinanganak kasama niya at halos magkasing edad. Kung ikukumpara sa mga kumpol, ang bilang ng "mga nauugnay na miyembro" ay hindi malaki at sinusukat sa sampu, at ang distansya sa pagitan ng mga ito ay hanggang ilang daang light years. Mula sa isang pang-agham na pananaw, ang pagtuklas ng naturang mga neoplasma ay nagpapatunay sa teorya ng pagpapatuloy ng mga proseso ng pagsilang ng mga bagong bituin sa Uniberso, at hindi isa-isa, ngunit sa buong grupo.

Mga bagong tuklas

Hanggang sa kamakailan lamang, pinaniniwalaan na ang mga globular na kumpol ay ang pinakalumang stellar formations, na, dahil sa edad, ay dapat na nawala ang dynamics ng mga panloob na paggalaw ng pag-ikot at maaaring ituring bilang mga simpleng sistema. Gayunpaman, noong 2014, natuklasan ng mga mananaliksik mula sa Max Planck Institute para sa Extraterrestrial Physics, na pinamumunuan ni Maximilian Fabricius, bilang resulta ng mga pangmatagalang obserbasyon ng 11 globular cluster sa Milky Way, na ang kanilang gitnang bahagi ay patuloy na umiikot.

Karamihan sa mga modernong teorya ay hindi maipaliwanag ang katotohanang ito, na nangangahulugan na kung ang impormasyon ay nakumpirma, kung gayon ang mga pagbabago ay posible kapwa sa teoretikal na aspeto ng kaalaman at sa mga inilapat na modelo ng matematika na naglalarawan sa paggalaw ng mga spherical na asosasyon.

Paano ipinanganak ang mga kumpol ng bituin? Paano sila nagkakaiba, paano sila matatagpuan sa espasyo ng ating Galaxy, at paano tinutukoy ang kanilang edad? Si Alexei Rastorguev, Doctor of Physical and Mathematical Sciences, ay nagsasalita tungkol dito.

Tila, halos lahat ng mga bituin ay ipinanganak sa mga grupo, hindi indibidwal. Samakatuwid, walang nakakagulat sa katotohanan na ang mga kumpol ng bituin ay isang pangkaraniwang bagay. Gustung-gusto ng mga astronomo na pag-aralan ang mga kumpol ng bituin dahil alam nila na ang lahat ng mga bituin sa isang kumpol ay nabuo sa halos parehong oras at halos parehong distansya mula sa amin. Ang anumang kapansin-pansing pagkakaiba sa liwanag sa pagitan ng mga bituin ay tunay na pagkakaiba. Anuman ang malalaking pagbabagong naranasan ng mga bituing ito sa paglipas ng panahon, nagsimula silang lahat nang sabay-sabay. Lalo na kapaki-pakinabang na pag-aralan ang mga kumpol ng bituin mula sa punto ng view ng pag-asa ng kanilang mga pag-aari sa masa - pagkatapos ng lahat, ang edad ng mga bituin na ito at ang kanilang distansya mula sa Earth ay humigit-kumulang pareho, kaya't sila ay naiiba sa bawat isa lamang sa kanilang misa.

Ang mga kumpol ng bituin ay kawili-wili hindi lamang para sa siyentipikong pag-aaral - ang mga ito ay napakaganda bilang mga bagay para sa pagkuha ng litrato at para sa pagmamasid ng mga baguhang astronomo. Mayroong dalawang uri ng mga kumpol ng bituin: bukas at globular. Ang mga pangalang ito ay nauugnay sa kanilang hitsura. Sa isang bukas na kumpol, ang bawat bituin ay nakikita nang hiwalay, ang mga ito ay ipinamamahagi nang higit pa o hindi gaanong pantay sa ilang bahagi ng kalangitan. At ang mga globular na kumpol, sa kabaligtaran, ay parang isang globo na napakakapal na puno ng mga bituin na sa gitna nito ay hindi makilala ang mga indibidwal na bituin.

bukas na mga kumpol ng bituin

Marahil ang pinakatanyag na open star cluster ay ang Pleiades, o Seven Sisters, sa konstelasyong Taurus. Sa kabila ng pangalan nito, karamihan sa mga tao ay nakakakita lamang ng anim na bituin nang walang teleskopyo. Ang kabuuang bilang ng mga bituin sa cluster na ito ay nasa pagitan ng 300 at 500, at lahat sila ay nasa isang patch na 30 light-years ang kabuuan at 400 light-years ang layo mula sa amin.

Ang kumpol na ito ay 50 milyong taong gulang lamang, na medyo ayon sa mga pamantayang pang-astronomiya, at naglalaman ng napakalaking mga kumikinang na bituin na hindi pa nagkaroon ng oras upang maging mga higante. Ang Pleiades ay isang tipikal na open star cluster; Karaniwan, ang ganitong kumpol ay kinabibilangan ng mula sa ilang daan hanggang ilang libong bituin.

Sa mga bukas na kumpol ng bituin, mas marami ang mga bata kaysa sa mga matatanda, at ang mga pinakamatanda ay halos hindi hihigit sa 100 milyong taong gulang. Ito ay pinaniniwalaan na ang rate kung saan sila ay nabuo ay hindi nagbabago sa paglipas ng panahon.

Ang katotohanan ay na sa mas lumang mga kumpol ang mga bituin ay unti-unting lumalayo sa isa't isa hanggang sa sila ay nahahalo sa pangunahing hanay ng mga bituin - ang parehong mga bituin, libu-libo ang lumilitaw sa harap natin sa kalangitan sa gabi. Bagama't pinagsasama-sama ng gravity ang mga bukas na kumpol, medyo marupok pa rin ang mga ito, at ang gravity ng isa pang bagay, tulad ng isang malaking interstellar cloud, ay maaaring mapunit ang mga ito.

Ang ilang mga stellar group ay napakahina na pinagsama-sama na hindi sila tinatawag na mga cluster, ngunit mga stellar association. Hindi masyadong nagtatagal ang mga ito at kadalasang binubuo ng napakabata na mga bituin malapit sa mga interstellar cloud kung saan sila nagmula. Kasama sa isang stellar association ang mula 10 hanggang 100 bituin na nakakalat sa isang rehiyon na ilang daang light years ang laki.

Ang mga ulap kung saan nabuo ang mga bituin ay puro sa disk ng ating Galaxy, at doon matatagpuan ang mga bukas na kumpol ng bituin. Isinasaalang-alang kung gaano karaming mga ulap ang mayroon sa Milky Way at kung gaano karaming alikabok ang nasa interstellar space, nagiging malinaw na ang 1200 bukas na mga kumpol ng bituin na alam natin ay dapat na isang maliit na bahagi lamang ng kanilang kabuuang bilang sa Galaxy. Marahil ay umabot sa 100,000 ang kabuuang bilang nila.

globular na mga kumpol ng bituin

Sa kaibahan sa mga bukas, ang mga globular cluster ay mga sphere na puno ng mga bituin, kung saan mayroong daan-daang libo at kahit milyon-milyon. Ang mga bituin sa mga kumpol na ito ay napakakapal na kung ang ating Araw ay kabilang sa anumang globular na kumpol, maaari nating makita ang mahigit sa isang milyong indibidwal na mga bituin sa kalangitan sa gabi gamit ang mata. Ang laki ng isang tipikal na globular cluster ay mula 20 hanggang 400 light years.

Sa siksikan na mga sentro ng mga kumpol na ito, ang mga bituin ay napakalapit sa isa't isa anupat ang gravity ay nagbubuklod sa kanila sa isa't isa, na bumubuo ng mga compact na binary na bituin.

Minsan mayroong kahit isang kumpletong pagsasanib ng mga bituin; sa malapitan, ang mga panlabas na layer ng bituin ay maaaring gumuho, na naglalantad sa gitnang core sa direktang pagtingin. Sa mga globular cluster, ang double star ay 100 beses na mas karaniwan kaysa saanman. Ang ilan sa mga kambal na ito ay pinagmumulan ng X-ray.

Sa paligid ng aming Galaxy, alam namin ang tungkol sa 200 globular star cluster, na ipinamamahagi sa buong malaking spherical halo na nakapaloob sa Galaxy. Ang lahat ng mga kumpol na ito ay napakatanda na, at sila ay lumitaw nang higit pa o mas kaunti kasabay ng mismong Galaxy: mula 10 hanggang 15 bilyong taon na ang nakalilipas. Lumilitaw na nabuo ang mga kumpol nang ang mga bahagi ng ulap kung saan nilikha ang kalawakan ay nahati sa mas maliliit na fragment. Ang mga globular na kumpol ay hindi naghihiwalay, dahil ang mga bituin sa mga ito ay nakaupo nang napakalapit, at ang kanilang makapangyarihang mutual gravitational na puwersa ay nagbubuklod sa kumpol sa isang siksik na solong kabuuan.

Ang mga globular na kumpol ng bituin ay nakikita hindi lamang sa paligid ng ating Galaxy, kundi pati na rin sa paligid ng iba pang mga kalawakan ng anumang uri. Ang pinakamaliwanag na globular cluster, na madaling nakikita ng mata, ay ang Omega Xntaurus sa timog na konstelasyon na Centaur. Ito ay matatagpuan sa layong 16,500 light years mula sa Araw at ang pinakamalawak sa lahat ng kilalang kumpol:

ang diameter nito ay 620 light years. Ang pinakamaliwanag na globular cluster sa hilagang hemisphere ay M13 sa Hercules, na halos hindi nakikita ng mata.

Noong 1596, natuklasan ng isang Dutch amateur stargazer na nagngangalang David Fabricius (1564-1617) ang isang medyo maliwanag na bituin sa konstelasyon ng Cetus; ang bituin na ito ay unti-unting nagsimulang kumupas, at pagkaraan ng ilang linggo ay tuluyan na itong nawala sa paningin. Si Fabricius ang unang naglarawan sa pagmamasid sa isang variable na bituin.

Ang bituin na ito ay pinangalanang Mira - mapaghimala~. Sa loob ng 332 araw, binago ni Mira ang liwanag nito mula sa humigit-kumulang 2nd magnitude (sa antas ng North Star) hanggang sa ika-10 magnitude, kapag ito ay nagiging mas mahina kaysa kinakailangan para sa pagmamasid sa mata. Ngayon, maraming libu-libong variable na bituin ang kilala, bagama't karamihan sa kanila ay hindi nagbabago ng kanilang ningning nang kapansin-pansing gaya ng Mira.

May iba't ibang dahilan kung bakit nagbabago ang ningning ng mga bituin. Bukod dito, ang liwanag kung minsan ay nagbabago ng maraming light magnitude, at kung minsan ay napakaliit na ang pagbabagong ito ay makikita lamang sa tulong ng napakasensitibong mga instrumento. Ang ilang mga bituin ay regular na nagbabago.

Ang iba - biglang lumabas o biglang sumiklab. Ang mga pagbabago ay maaaring mangyari nang paikot, na may panahon ng ilang taon, o maaaring mangyari ang mga ito sa loob ng ilang segundo. Upang maunawaan kung bakit variable ang isang partikular na bituin, kailangan munang subaybayan nang eksakto kung paano ito nagbabago. Ang isang graph ng magnitude ng isang variable na bituin ay tinatawag na isang light curve. Upang gumuhit ng isang light curve, ang mga sukat ng liwanag ay dapat gawin nang regular. Upang tumpak na sukatin ang mga stellar magnitude, ang mga propesyonal na astronomer ay gumagamit ng isang instrumento na tinatawag na photometer, ngunit maraming mga obserbasyon ng mga variable na bituin ang ginawa ng mga baguhang astronomer. Sa tulong ng isang espesyal na inihandang mapa at pagkatapos ng ilang pagsasanay, hindi napakahirap na hatulan ang laki ng pagbabago ng bituin nang direkta sa pamamagitan ng mata, kung ihahambing sa mga permanenteng bituin na matatagpuan sa malapit.

Ang mga graph ng liwanag ng mga variable na bituin ay nagpapakita na ang ilan sa mga bituin ay nagbabago sa isang regular (tama) na paraan - isang seksyon ng kanilang graph sa loob ng isang yugto ng panahon ng isang tiyak na haba (panahon) ay inuulit muli at mga salita. Ang ibang mga bituin ay ganap na nagbabago nang hindi mahuhulaan. Kasama sa mga regular na variable na bituin ang mga tumitibok na bituin at binary na mga bituin. Ang dami ng liwanag ay nagbabago dahil ang mga bituin ay pumipintig o nagtatapon ng mga ulap ng bagay. Ngunit may isa pang pangkat ng mga variable na bituin na doble (binary).

Kapag nakakita tayo ng pagbabago sa ningning ng mga bitsar, nangangahulugan ito na naganap ang isa sa ilang posibleng phenomena. Ang parehong mga bituin ay maaaring nasa aming linya ng paningin, dahil, gumagalaw sa kanilang mga orbit, ang mga opium ay maaaring direktang dumaan sa harap ng isa't isa. Ang mga katulad na sysgem ay inukit sa pamamagitan ng eclipsing binary star.

Ang pinakatanyag na halimbawa ng ganitong uri ay ang bituin na Algol sa konstelasyon na Perseus. Sa isang malapit na pagitan, ang materyal ay maaaring magmadali mula sa isang bituin patungo sa isa pa, madalas na may mga kapansin-pansing kahihinatnan.

Ang pagkilala sa parami nang parami na mga bagay na dapat obserbahan sa isang serye ng mga artikulo tungkol sa atin, madalas tayong nakakatagpo ng mga bagay sa kalawakan na tinatawag. Sa hitsura, ang mga kumpol ay nahahati sa 2 uri: nakakalat(o bukas) at bola. Alamin natin ang higit pa tungkol sa kanila.

bukas na mga kumpol

Ang ganitong uri ng kumpol ay naglalaman ng mula 20 hanggang ilang libong bituin. Ang mga ito ay madaling obserbahan at mahanap sa mabituing kalangitan na may hubad na mata, at na sa isang simpleng amateur teleskopyo maaari mong isaalang-alang ang mga indibidwal na seksyon. Ang mga bituin ay pinagsama-sama ng gravity attraction at karamihan ay bata at mainit.

Ang ganitong mga kumpol ay matatagpuan malapit sa banda ng Milky Way. Mga 1000 bukas na kumpol ang kilala, ngunit, gaya ng iminumungkahi ng mga astronomo, ang kanilang bilang ay maaaring lumampas sa ilang sampu-sampung libo. Para silang grupo ng mga bituin na malapit sa isa't isa. Ang pinakamaliwanag na kumpol na naobserbahan mula sa Earth ay Pleiades(o M45), na may magnitude na katumbas ng 1.6 m.

Ang larawan sa itaas ay nagpapakita ng cosmic dust sa pagitan ng mga bituin - sa katunayan, ito ay, na sumasalamin sa asul na liwanag ng napakainit at mga batang bituin.

Ang isa pang magandang halimbawa ng mga bukas na kumpol ay ang kumpol Mabangis na pato(o M11) sa konstelasyon.

Tinatawag ang pinakabatang nakabukas na mga kumpol ng bituin na napapalibutan ng gas at dust nebulae star associations. Ang ganitong mga asosasyon ay napakahirap na makilala laban sa background ng iba pang mga bituin, ngunit gamit ang mga spectral na pamamaraan maaari silang nahahati sa mga grupo: O-asosasyon- naglalaman ng mga maiinit na bituin O at B; T asosasyon- binubuo ng mga batang bumubuo ng mga bituin ng mga klase F, G, K, M.

globular na kumpol

Kasama sa mga globular cluster ang mula 10,000 hanggang isang milyong bituin. Gamit ang mga binocular o isang amateur telescope, posibleng isaalang-alang lamang ang hugis at ilang mga balangkas sa kabuuan. Para sa mas detalyadong pag-aaral, kailangan mo ng makapangyarihang tool.

Ang ganitong mga kumpol ay matatagpuan malapit sa ating Milky Way galaxy. Umiikot sila sa mga pahabang elliptical orbit sa paligid ng gitna ng kalawakan.

Ang lahat ng globular cluster ay may anyong bola, napakaliwanag sa gitna, at humihina patungo sa mga gilid, kung saan bumababa ang konsentrasyon ng mga bituin. Dahil sa mataas na liwanag at malakas na ningning, halos lahat ng mga kumpol ng ganitong uri ay maaaring obserbahan. Ang kanilang kabuuang bilang ay higit sa 100.

Globular star cluster M 12

Cluster M12 ay nasa konstelasyon at sa unang buwan ng tag-init maaari mong manghuli para dito. Ang isa pang kilalang kinatawan ng globular cluster, na matatagpuan din sa konstelasyon na ito, ay M14:

Maliwanag na globular cluster M 14

Ang mga globular cluster ay kawili-wili para sa pangangaso kahit na may mga binocular. Sa kabila ng katotohanan na hindi posible na isaalang-alang ang mga detalye, ang paghahanap mismo ay kapana-panabik. Minsan akong nagsulat ng mga post sa blog. Basahin.

Sa pangkalahatan, ito lang ang kailangan mong malaman mga uri ng kumpol ng bituin upang magawang makilala ang mga ito sa mabituing kalangitan at maunawaan kung saan sila matatagpuan.

Pleiades, bukas na kumpol

Ayon sa kanilang morpolohiya, ang mga kumpol ng bituin ay nahahati sa kasaysayan sa dalawang uri - globular at bukas. Noong Hunyo 2011, naging kilala ito tungkol sa pagtuklas ng bagong klase ng mga cluster, na pinagsasama ang mga feature ng parehong globular at open cluster.

Ang mga pangkat ng gravitationally unbound na mga bituin o mahinang nakagapos na mga batang bituin, na pinagsama ng isang karaniwang pinagmulan, ay tinatawag na stellar associations.

Hulyo 11, 2007 Natuklasan ni Richard Ellis (California Institute of Technology) sa 10-meter Keck II telescope ang 6 na kumpol ng bituin na nabuo 13.2 bilyong taon na ang nakalilipas. Kaya, sila ay nagmula noong mayroon lamang 500 milyong taon.

globular na kumpol ng bituin

Ang globular cluster na Messier 80 sa konstelasyon na Scorpius ay matatagpuan 28,000 light years mula sa Araw at naglalaman ng daan-daang libong bituin.

globular star cluster ( pandaigdigang kumpol) ay isang kumpol ng bituin na naglalaman ng malaking bilang ng mga bituin, mahigpit na nakagapos ng gravity at umiikot sa galactic center bilang isang satellite. Hindi tulad ng bukas na mga kumpol ng bituin, na matatagpuan sa galactic disk, ang mga globular na kumpol ay matatagpuan sa halo; ang mga ito ay mas matanda, naglalaman ng mas maraming bituin, may simetriko na spherical na hugis, at nailalarawan sa pamamagitan ng pagtaas ng konsentrasyon ng mga bituin patungo sa gitna ng kumpol. Ang mga spatial na konsentrasyon ng mga bituin sa mga gitnang rehiyon ng globular na kumpol ay 100-1000 bituin bawat cubic parsec, ang average na distansya sa pagitan ng mga kalapit na bituin ay 3-4.6 trilyon km; para sa paghahambing, sa paligid, ang spatial na konsentrasyon ng mga bituin ay ≈0.13 pc −3, iyon ay, ang aming stellar density ay 700-7000 beses na mas mababa. Ang bilang ng mga bituin sa globular cluster ay ≈10 4 -10 6 . Ang diameters ng globular clusters ay 20-60 pc, ang masa ay 10 4 -10 6 solar.

Ang mga globular cluster ay medyo pangkaraniwang bagay: sa simula ng 2011, 157 ang natuklasan sa kanila, at humigit-kumulang 10-20 pa ang mga kandidato para sa mga globular cluster. Sa mas malaki, maaaring mayroong higit pa: halimbawa, sa Andromeda Nebula, ang kanilang bilang ay maaaring umabot sa 500. Sa ilang mga higante, lalo na ang mga matatagpuan sa gitna, tulad ng M 87, maaaring magkaroon ng hanggang 13,000 globular na kumpol. Ang ganitong mga kumpol ay umiikot malapit sa kalawakan sa malalaking orbit na may radius na 40 kpc (humigit-kumulang 131,000 light years) o higit pa.

Ang bawat kalawakan na may sapat na masa sa paligid ng Milky Way ay nauugnay sa isang pangkat ng mga globular cluster; ito rin pala ay nasa halos lahat ng pinag-aralan na malaking kalawakan. sa Sagittarius at ang dwarf galaxy sa Canis Major ay tila nasa proseso ng "paglilipat" ng kanilang mga globular cluster (hal. Palomar 12) sa Milky Way. Maraming globular cluster sa nakaraan ang maaaring nakuha ng ating Galaxy sa ganitong paraan.

Ang mga globular cluster ay naglalaman ng ilan sa mga pinakaunang bituin na lumitaw sa kalawakan, ngunit ang pinagmulan at papel ng mga bagay na ito sa galactic evolution ay hindi pa rin malinaw. Halos tiyak na malaki ang pagkakaiba ng mga globular cluster sa dwarf elliptical galaxies, ibig sabihin, isa sila sa mga produkto ng pagbuo ng bituin ng "native" na kalawakan, at hindi nabuo mula sa iba pang acceding galaxy. Gayunpaman, kamakailan lamang ay iminungkahi ng mga siyentipiko na ang mga globular cluster at dwarf spheroidal galaxies ay maaaring hindi masyadong malinaw na nademarkahan at magkaibang mga bagay.

Kasaysayan ng pagmamasid

Globular cluster M 13 sa konstelasyon na Hercules. Naglalaman ng ilang libong bituin.

Ang unang globular star cluster M 22 ay natuklasan ng German amateur astronomer na si Johann Abraham Ihle ( Johann Abraham Ihle) noong 1665, gayunpaman, dahil sa maliit na aperture ng mga unang teleskopyo, imposibleng makilala ang mga indibidwal na bituin sa isang globular cluster. Si Charles Messier ang unang nakilala ang mga bituin sa isang globular cluster sa panahon ng kanyang pagmamasid sa M 4. Nang maglaon, idinagdag ni Abbé Nicolas Lacaille sa kanyang katalogo mula 1751-1752 ang mga cluster na kalaunan ay kilala bilang NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 at NGC 6397 (ang letrang The M sa harap ng numero ay tumutukoy sa katalogo ni Charles Messier at NGC sa New General Catalog ni John Dreyer).

Ang M 75 ay isang siksik na class I globular cluster.

Ang isang programa ng pananaliksik gamit ang malalaking teleskopyo ay nagsimula noong 1782 ni William Herschel, na naging posible na makilala ang mga bituin sa lahat ng 33 globular cluster na kilala noong panahong iyon. Bilang karagdagan, natuklasan niya ang 37 higit pang mga kumpol. Sa 1789 catalog ni Herschel ng mga deep sky object, una niyang ginamit ang pangalang "globular cluster" ( pandaigdigang kumpol) upang ilarawan ang mga bagay na may ganitong uri. Ang bilang ng mga globular cluster na natagpuan ay patuloy na lumaki, umabot sa 83 noong 1915, 93 noong 1930, at 97 noong 1947. Noong 2011, 157 na kumpol ang natuklasan sa Milky Way, 18 pa ang mga kandidato, at ang kabuuang bilang ay tinatantya sa 180 ± 20. Ang mga hindi natukoy na globular cluster na ito ay pinaniniwalaang nakatago sa likod ng mga galactic na ulap ng gas at alikabok.

Simula noong 1914, isang serye ng mga pag-aaral ng globular clusters ang isinagawa ng American astronomer na si Harlow Shapley; ang kanilang mga resulta ay nai-publish sa 40 siyentipikong papel. Nag-aral siya sa mga kumpol (na ipinapalagay niya ay Cepheids) at gumamit ng period-luminosity na relasyon upang matantya ang distansya. Nang maglaon ay natagpuan na ang ningning ng mga variable ng RR Lyrae ay mas mababa kaysa sa Cepheids, at si Shapley ay aktwal na na-overestimated ang distansya sa mga kumpol.

Ang karamihan ng mga globular cluster sa Milky Way ay matatagpuan sa rehiyon ng kalangitan na nakapalibot sa galactic nucleus; bukod dito, ang isang makabuluhang halaga ay matatagpuan sa agarang paligid ng nucleus. Noong 1918, sinamantala ni Shapley ang malaking baluktot na pamamahagi na ito ng mga kumpol upang matukoy ang laki ng ating Galaxy. Sa pag-aakalang ang distribusyon ng mga globular cluster sa paligid ng gitna ng kalawakan ay humigit-kumulang spherical, ginamit niya ang kanilang mga coordinate upang tantiyahin ang posisyon ng Araw na may kaugnayan sa gitna ng kalawakan. Sa kabila ng katotohanan na ang kanyang pagtatantya ng distansya ay may isang makabuluhang pagkakamali, ipinakita nito na ang mga sukat ng Galaxy ay mas malaki kaysa sa naunang naisip. Ang pagkakamali ay dahil sa pagkakaroon ng alikabok sa Milky Way, na bahagyang sumisipsip ng liwanag mula sa globular cluster, na ginagawa itong dimmer at sa gayon ay mas malayo. Gayunpaman, ang pagtatantya ni Shapley sa laki ng Galaxy ay nasa parehong pagkakasunud-sunod na tinatanggap ngayon.

Ang mga sukat ni Shapley ay nagpakita rin na ang Araw ay medyo malayo sa gitna ng Kalawakan, taliwas sa pinaniniwalaan noon batay sa mga obserbasyon sa pamamahagi ng mga ordinaryong bituin. Sa katunayan, ang mga bituin ay nasa disk ng Galaxy at samakatuwid ay madalas na nakatago sa likod ng gas at alikabok, habang ang mga globular na kumpol ay nasa labas ng disk at makikita mula sa mas malayong distansya.

Nang maglaon, tumulong sina Henrietta Swope at Helen Sawyer (mamaya Hogg) sa pag-aaral ng mga kumpol ng Shapley. Noong 1927-1929. Sinimulan nina Shapley at Sawyer ang pag-uuri ng mga kumpol ayon sa antas ng konsentrasyon ng mga bituin. Ang mga akumulasyon na may pinakamataas na konsentrasyon ay itinalaga sa klase I at higit pang niraranggo habang ang konsentrasyon ay bumaba sa klase XII (kung minsan ang mga klase ay tinutukoy ng Arabic numeral: 1-12). Ang klasipikasyong ito ay tinatawag na mga klase ng konsentrasyon ng Shapley-Sawyer.

Pagbubuo

Ang NGC 2808 ay binubuo ng tatlong natatanging henerasyon ng mga bituin.

Sa ngayon, ang pagbuo ng mga globular cluster ay hindi pa ganap na nauunawaan at hindi pa rin malinaw kung ang globular cluster ay binubuo ng mga bituin ng parehong henerasyon, o kung ito ay binubuo ng mga bituin na dumaan sa maraming cycle sa loob ng ilang daang milyong taon. Sa maraming globular cluster, karamihan sa mga bituin ay nasa halos parehong yugto ng stellar evolution, na nagmumungkahi na nabuo ang mga ito sa parehong oras. Gayunpaman, ang kasaysayan ng pagbuo ng bituin ay nag-iiba-iba sa bawat kumpol, at sa ilang mga kaso ang isang kumpol ay naglalaman ng iba't ibang populasyon ng mga bituin. Ang isang halimbawa nito ay ang mga globular cluster sa Large Magellanic Cloud, na nagpapakita ng bimodal na populasyon. Sa murang edad, ang mga kumpol na ito ay maaaring bumangga sa isang higanteng molekular na ulap na nag-trigger ng isang bagong alon ng pagbuo ng bituin, ngunit ang yugtong ito ng pagbuo ng bituin ay medyo maikli kumpara sa edad ng mga globular na kumpol.

Ang mga obserbasyon ng mga globular cluster ay nagpapakita na ang mga ito ay pangunahin nang nangyayari sa mga rehiyon na may epektibong pagbuo ng bituin, iyon ay, kung saan ang interstellar medium ay may mas mataas na density kumpara sa mga ordinaryong rehiyon ng pagbuo ng bituin. Ang pagbuo ng mga globular cluster ay nangingibabaw sa mga rehiyon na may mga pagsabog ng pagbuo ng bituin at sa mga nakikipag-ugnay na kalawakan. Ipinapakita rin ng mga pag-aaral ang pagkakaroon ng ugnayan sa pagitan ng gitnang masa at ang laki ng mga globular na kumpol sa elliptical at . Ang masa sa naturang mga kalawakan ay kadalasang malapit sa kabuuang masa ng mga globular cluster ng kalawakan.

Walang aktibong bumubuo ng bituin na mga globular cluster ang kasalukuyang nalalaman, at ito ay naaayon sa pananaw na ang mga ito ay malamang na ang pinakamatandang bagay sa kalawakan at binubuo ng napakatandang mga bituin. Ang mga precursor ng globular cluster ay maaaring napakalaking star-forming region na kilala bilang giant star clusters (halimbawa, Westerlund-1 sa Milky Way).

Tambalan

Ang mga bituin sa Djorgovski 1 cluster ay naglalaman lamang ng hydrogen at helium at tinatawag na "low-metal".

Ang mga globular cluster ay karaniwang binubuo ng daan-daang libong lumang, mababang metal na mga bituin. Ang uri ng mga bituin na matatagpuan sa mga globular cluster ay katulad ng mga nasa umbok. Wala silang gas at alikabok, at ipinapalagay na matagal na silang naging mga bituin. Ang mga globular cluster ay may mataas na konsentrasyon ng mga bituin - isang average na humigit-kumulang 0.4 na bituin bawat cubic parsec, at sa gitna ng cluster mayroong 100 o kahit 1000 bituin bawat cubic parsec (para sa paghahambing, sa paligid ng Araw, ang konsentrasyon ay 0.12 bituin bawat kubiko parsec). Ang mga globular cluster ay hindi naisip na isang kanais-nais na lugar para sa pagkakaroon ng mga planetary system, dahil ang mga orbit sa mga core ng mga siksik na cluster ay dynamic na hindi matatag dahil sa mga kaguluhan na dulot ng pagpasa ng mga kalapit na bituin. Isang planeta na umiikot sa layong 1 AU. e. mula sa isang bituin sa core ng isang siksik na kumpol (halimbawa, 47 Tucanae), ayon sa teorya ay maaari lamang umiral sa loob ng 100 milyong taon, ang kaganapan na humantong sa pagbuo ng pulsar.

Ang ilang mga globular cluster, tulad ng Omega Centauri sa Milky Way at Mayall II sa Andromeda Galaxy, ay napakalaki (ilang milyong solar masa) at naglalaman ng mga bituin mula sa ilang mga stellar na henerasyon. Pareho sa mga kumpol na ito ay maaaring ituring na katibayan na ang mga napakalaking globular na kumpol ay ang ubod ng dwarf galaxies na nilamon na ng mga higanteng galaxy. Halos isang-kapat ng mga globular cluster sa Milky Way ay maaaring bahagi ng dwarf galaxies.

Ang ilang mga globular cluster (halimbawa, M15) ay may napakalaking core na maaaring naglalaman ng mga black hole, bagama't ipinapakita ng pagmomodelo na ang mga available na obserbasyon ay pantay na naipaliwanag sa pamamagitan ng pagkakaroon ng hindi gaanong malalaking black hole, gayundin ng konsentrasyon (o napakalaking ).

Ang cluster M 53 ay nagulat sa mga astronomo na may bilang ng mga bituin na tinatawag na blue stragglers.

Ang mga globular cluster ay karaniwang binubuo ng populasyon II na mga bituin na may mababang kasaganaan ng mabibigat na elemento. Tinatawag ng mga astronomo ang mga mabibigat na elemento na metal, at ang relatibong konsentrasyon ng mga elementong ito sa isang bituin, metallicity. Ang mga elementong ito ay nilikha sa proseso ng stellar nucleosynthesis, at pagkatapos ay naging bahagi ng isang bagong henerasyon ng mga bituin. Kaya, ang proporsyon ng mga metal ay maaaring magpahiwatig ng edad ng isang bituin, at ang mas lumang mga bituin ay karaniwang may mas mababang metallicities.

Napagmasdan ng Dutch astronomer na si Peter Oosterhof na malamang na mayroong dalawang populasyon ng globular cluster na kilala bilang "Mga pangkat ng Oosterhof". Ang parehong mga grupo ay may mahinang spectral na linya ng mga metal na elemento, ngunit ang mga linya sa type I (OoI) na mga bituin ay hindi kasing mahina tulad ng sa uri II (OoII) at ang pangalawang grupo ay may bahagyang mas mahabang panahon sa mga variable ng RR Lyrae. Kaya, ang type I na mga bituin ay tinatawag na "mayaman sa mga metal", at type II na mga bituin - "mababang metal". Ang dalawang populasyon na ito ay sinusunod sa maraming mga kalawakan, lalo na sa napakalaking elliptical. Ang parehong mga pangkat ng edad ay halos pareho sa Uniberso mismo, ngunit naiiba sa bawat isa sa metallicity. Iba't ibang hypotheses ang iniharap upang ipaliwanag ang pagkakaibang ito, kabilang ang mga pagsasanib sa mga galaxy na mayaman sa gas, ang pagsipsip ng dwarf galaxies, at ilang yugto ng pagbuo ng bituin sa isang kalawakan. Sa Milky Way, ang mga low-metal cluster ay nauugnay sa halo, habang ang mga metal-rich cluster ay nauugnay sa umbok.

Sa Milky Way, karamihan sa mga low-metal cluster ay nakahanay sa isang eroplano sa panlabas na bahagi ng halo ng galaxy. Iminumungkahi nito na ang Type II cluster ay nakuha mula sa isang satellite galaxy at hindi ito ang mga pinakalumang miyembro ng globular cluster system ng Milky Way, gaya ng naisip dati. Ang pagkakaiba sa pagitan ng dalawang uri ng cluster sa kasong ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng pagkaantala sa pagitan ng nabuo ng dalawang kalawakan ang kanilang mga cluster system.

Mga Eksotikong Bahagi

Sa mga globular cluster, ang density ng mga bituin ay napakataas, at samakatuwid ay madalas na nangyayari ang malapit na mga sipi at banggaan. Ang kahihinatnan nito ay ang higit na kasaganaan ng ilang kakaibang klase ng mga bituin sa globular cluster (halimbawa, mga blue straggler, millisecond pulsar, at low-mass X-ray binary). Nabubuo ang mga asul na straggler kapag nagbanggaan ang dalawang bituin, posibleng resulta ng banggaan sa isang binary system. Ang nasabing bituin ay mas mainit kaysa sa iba pang mga bituin sa kumpol, na may parehong ningning, at sa gayon ay naiiba sa pangunahing sequence na mga bituin na nabuo noong ipinanganak ang kumpol.

Mula noong 1970s Ang mga astronomo ay naghahanap ng mga itim na butas sa mga globular na kumpol, ngunit ang gawaing ito ay nangangailangan ng isang mataas na resolusyon ng teleskopyo, kaya sa pagdating lamang ang unang nakumpirma na pagtuklas na ginawa. Batay sa mga obserbasyon, ginawa ang isang pagpapalagay tungkol sa pagkakaroon ng intermediate-mass black hole (4,000 solar masa) sa globular cluster M 15 at isang black hole (~ 2 10 4 M ⊙) sa Mayall II cluster sa Andromeda galaxy . Ang X-ray at radio emission mula sa Mayall II ay tumutugma sa isang intermediate-mass black hole. Partikular na interes ang mga ito dahil sila ang unang black hole na may intermediate mass sa pagitan ng ordinaryong stellar-mass black hole at supermassive black hole sa core ng mga galaxy. Ang masa ng intermediate black hole ay proporsyonal sa mass ng cluster, na umaakma sa dati nang natuklasang ugnayan sa pagitan ng masa ng supermassive black hole at ng kanilang mga nakapaligid na kalawakan.

Ang mga pag-aangkin ng intermediate-mass black hole ay natugunan ng ilang pag-aalinlangan ng siyentipikong komunidad. Ang katotohanan ay ang mga pinakasiksik na bagay sa globular clusters ay dapat na unti-unting nagpapabagal sa kanilang paggalaw at napupunta sa gitna ng cluster bilang isang resulta ng isang proseso na tinatawag na "mass segregation". Sa mga globular cluster, ito ay mga white dwarf at neutron star. Pananaliksik ni Holger Baumgardt at mga kasamahan ay nabanggit na ang mass-to-light ratio sa M15 at Mayall II ay dapat tumaas nang husto patungo sa gitna ng cluster kahit na walang pagkakaroon ng black hole.

Hertzsprung-Russell diagram

Isang color-magnitude diagram ng M3 cluster. Sa paligid ng magnitude 19 ay isang katangian na "tuhod" kung saan ang mga bituin ay nagsisimulang pumasok sa higanteng yugto.

Ang Hertzsprung-Russell diagram (H-R diagram) ay isang graph na nagpapakita ng kaugnayan sa pagitan ng absolute magnitude at color index. Ang B-V color index ay ang pagkakaiba sa pagitan ng blue-light brightness ng star, o B, at ng visible-light (yellow-green), o V, color index values. Ang malalaking value ng B-V color index ay nagpapahiwatig ng cool na pulang bituin , habang ang mga negatibong halaga ay tumutugma sa isang asul na bituin na may mainit na ibabaw. . Kapag ang mga bituin na malapit sa Araw ay naka-plot sa isang H-R diagram, ipinapakita nito ang distribusyon ng mga bituin na may iba't ibang masa, edad, at komposisyon. Maraming mga bituin sa diagram ang medyo malapit sa sloping curve mula sa itaas na kaliwa (mataas na liwanag, maagang spectral na uri) hanggang sa kanang ibaba (mababang luminosity, late spectral na uri). Ang mga bituin na ito ay tinatawag na pangunahing sequence na mga bituin. Gayunpaman, kasama rin sa diagram ang mga bituin na nasa mga huling yugto ng stellar evolution at bumaba mula sa pangunahing sequence.

Dahil ang lahat ng mga bituin sa isang globular cluster ay halos magkapareho ang distansya mula sa atin, ang kanilang ganap na magnitude ay naiiba sa kanilang maliwanag na magnitude sa halos parehong dami. Ang mga pangunahing sequence na bituin sa isang globular cluster ay maihahambing sa mga katulad na bituin sa paligid ng Araw at lililinya sa kahabaan ng pangunahing sequence line. Ang katumpakan ng pagpapalagay na ito ay kinumpirma ng mga maihahambing na resulta na nakuha sa pamamagitan ng paghahambing ng mga magnitude ng kalapit na short-period variable na mga bituin (gaya ng RR Lyrae) at Cepheids na may parehong mga uri ng mga bituin sa cluster.

Ang paghahambing ng mga kurba sa H-R diagram, matutukoy ng isa ang ganap na magnitude ng pangunahing sequence na mga bituin sa kumpol. Ginagawa nitong posible na tantyahin ang distansya sa cluster batay sa halaga ng maliwanag na stellar magnitude. Ang pagkakaiba sa pagitan ng mga kamag-anak at ganap na halaga, ang modulus ng distansya, ay nagbibigay ng isang pagtatantya ng distansya.

Kapag ang mga bituin ng isang globular cluster ay naka-plot sa isang G-R diagram, sa maraming pagkakataon halos lahat ng mga bituin ay nahuhulog sa isang medyo tiyak na kurba, na naiiba sa G-R diagram ng mga bituin na malapit sa Araw, na pinagsasama ang mga bituin ng iba't ibang edad at pinagmulan sa isa buo. Ang hugis ng kurba para sa mga globular na kumpol ay isang katangian ng mga grupo ng mga bituin na nabuo sa halos parehong oras mula sa parehong mga materyales at naiiba lamang sa kanilang paunang masa. Dahil ang posisyon ng bawat bituin sa H-R diagram ay depende sa edad, ang hugis ng curve para sa isang globular cluster ay maaaring gamitin upang tantyahin ang kabuuang edad ng stellar population.

Ang pinakamalalaking pangunahing sequence star ay magkakaroon ng pinakamataas na absolute magnitude, at ang mga bituin na ito ang unang papasok sa higanteng yugto. Habang tumatanda ang cluster, magsisimulang lumipat sa higanteng yugto ang mass-mass na mga bituin, kaya masusukat ang edad ng cluster na may isang uri ng populasyon ng stellar sa pamamagitan ng paghahanap ng mga bituin na nagsisimula pa lang lumipat sa higanteng yugto. Bumubuo sila ng "tuhod" sa H-R diagram na may pag-ikot sa kanang itaas na sulok na may paggalang sa pangunahing linya ng pagkakasunud-sunod. Ang absolute magnitude sa rehiyon ng turning point ay depende sa edad ng globular cluster, kaya ang age scale ay maaaring i-plot sa isang axis na parallel sa magnitude.

Bilang karagdagan, ang edad ng isang globular cluster ay maaaring matukoy mula sa temperatura ng pinakamalamig na puting dwarf. Bilang resulta ng mga kalkulasyon, natuklasan na ang karaniwang edad ng mga globular cluster ay maaaring umabot ng hanggang 12.7 bilyong taon. Dito, malaki ang pagkakaiba nila sa mga bukas na kumpol ng bituin, na ilang sampu-sampung milyong taong gulang lamang.

Ang edad ng mga globular cluster ay nagpapataw ng limitasyon sa limitasyon ng edad ng buong Uniberso. Ang mas mababang limitasyong ito ay naging isang makabuluhang hadlang sa kosmolohiya. Noong unang bahagi ng 1990s, nahaharap ang mga astronomo sa mga pagtatantya ng edad ng mga globular cluster na mas matanda kaysa sa iminungkahi ng mga modelong kosmolohiya. Gayunpaman, ang mga detalyadong pagsukat ng mga cosmological parameter sa pamamagitan ng malalim na mga survey sa kalangitan at ang pagkakaroon ng mga satellite tulad ng COBE ay nalutas ang problemang ito.

Ang mga pag-aaral ng ebolusyon ng mga globular cluster ay maaari ding gamitin upang matukoy ang mga pagbabago dahil sa kumbinasyon ng gas at alikabok na bumubuo sa cluster. Ang data na nakuha mula sa pag-aaral ng mga globular cluster ay pagkatapos ay ginagamit upang pag-aralan ang ebolusyon ng buong Milky Way.

Sa mga globular cluster, may ilang bituin na kilala bilang mga blue straggler na lumalabas na patuloy na gumagalaw pababa sa pangunahing sequence patungo sa mas maliwanag na asul na mga bituin. Ang pinagmulan ng mga bituin na ito ay hindi pa malinaw, ngunit karamihan sa mga modelo ay nagmumungkahi na ang pagbuo ng mga bituin na ito ay resulta ng isang mass transfer sa pagitan ng mga bituin sa binary at triple system.

Globular star clusters sa Milky Way galaxy

Ang mga globular cluster ay kolektibong miyembro ng ating kalawakan at bahagi ng spherical subsystem nito: umiikot sila sa gitna ng mass ng galaxy sa napakahabang orbit na may bilis na ≈200 km/s at isang orbital na panahon na 10 8 -10 9 na taon. Ang edad ng mga globular cluster sa ating Galaxy ay papalapit na sa edad nito, na kinumpirma ng kanilang Hertzsprung-Russell diagram, na naglalaman ng isang katangiang break sa pangunahing sequence sa asul na bahagi, na nagpapahiwatig ng pagbabago ng napakalaking bituin - mga miyembro ng cluster sa.

Hindi tulad ng mga bukas na kumpol at stellar association, ang interstellar medium ng globular clusters ay naglalaman ng kaunting gas: ang katotohanang ito ay ipinaliwanag, sa isang banda, sa pamamagitan ng mababang parabolic velocity na ≈10-30 km/s at, sa kabilang banda, sa pamamagitan ng kanilang mahusay. edad; Ang isang karagdagang kadahilanan, tila, ay ang panaka-nakang pagpasa sa kurso ng rebolusyon sa paligid ng sentro ng ating Galaxy sa pamamagitan ng eroplano nito, kung saan ang mga ulap ng gas ay puro, na nag-aambag sa "pagwawalis" ng sariling gas sa panahon ng gayong mga sipi.

Globular star clusters sa ibang galaxy

Isang kumpol sa gitnang rehiyon ng Tarantula Nebula, isang kumpol ng mga bata at maiinit na bituin

Sa ibang mga kalawakan (halimbawa, sa Magellanic Clouds), ang mga medyo batang globular cluster ay naobserbahan din.

Karamihan sa mga globular cluster sa LMC at MMO ay nabibilang sa mga batang bituin, kabaligtaran sa mga globular cluster ng ating Galaxy, at karamihan ay nakalubog sa interstellar gas at alikabok. Halimbawa, ang Tarantula Nebula ay napapalibutan ng mga batang globular na kumpol ng mga asul-puting bituin. Sa gitna ng nebula ay isang bata, maliwanag na kumpol.

Globular star cluster sa Andromeda galaxy (M31):

Upang maobserbahan ang karamihan sa mga M31 globular cluster, kailangan mo ng teleskopyo na may diameter na 10 pulgada, ang pinakamaliwanag ay makikita sa isang 5-pulgadang teleskopyo. Ang average na magnification ay 150-180 beses, ang optical scheme ng teleskopyo ay hindi mahalaga.

Ang G1 (Mayall II) cluster ay ang pinakamaliwanag na cluster sa Local Group, sa layo na 170,000 ly. taon.

bukas na kumpol ng bituin

NGC 265, isang bukas na kumpol ng bituin sa Maliit na Magellanic Cloud.

bukas na kumpol ng bituin ( bukas na kumpol) ay isang pangkat ng mga bituin (hanggang sa ilang libo ang bilang) na nabuo mula sa isang higanteng molecular cloud at may humigit-kumulang kaparehong edad. Mahigit sa 1100 bukas na kumpol ang natuklasan sa ating Galaxy, ngunit ipinapalagay na marami pa. Ang mga bituin sa naturang mga kumpol ay konektado sa isa't isa sa pamamagitan ng medyo mahinang puwersa ng gravitational, samakatuwid, habang sila ay umiikot sa paligid ng galactic center, ang mga kumpol ay maaaring sirain dahil sa malapit na daanan malapit sa iba pang mga kumpol o mga ulap ng gas, kung saan ang mga bituin na bumubuo sa kanila. maging bahagi ng normal na populasyon ng kalawakan; Ang mga indibidwal na bituin ay maaari ding ilabas bilang resulta ng mga kumplikadong pakikipag-ugnayan ng gravitational sa loob ng kumpol. Ang karaniwang edad ng mga kumpol ay ilang daang milyong taon. Ang mga bukas na kumpol ng bituin ay matatagpuan lamang sa mga spiral at irregular na galaxy, kung saan nagaganap ang mga aktibong proseso ng pagbuo ng bituin.

Ang mga batang bukas na kumpol ay maaaring nasa loob ng molecular cloud kung saan sila nabuo, at "iluminado" ito, na nagreresulta sa isang rehiyon ng ionized hydrogen. Sa paglipas ng panahon, ang radiation pressure mula sa cluster ay nagpapakalat sa ulap. Bilang isang patakaran, halos 10% lamang ng masa ng isang ulap ng gas ang may oras upang bumuo ng mga bituin bago ang natitirang bahagi ng gas ay nakakalat sa pamamagitan ng presyon ng liwanag.

Ang mga bukas na kumpol ng bituin ay mga pangunahing bagay para sa pag-aaral ng stellar evolution. Dahil sa katotohanan na ang mga miyembro ng cluster ay may parehong edad at kemikal na komposisyon, ang mga epekto ng iba pang mga katangian ay mas madaling matukoy para sa mga kumpol kaysa sa mga indibidwal na bituin. Ang ilang bukas na kumpol, gaya ng Pleiades, Hyades, o Alpha Perseus Cluster, ay nakikita ng mata. Ang iba, gaya ng Perseus Double Cluster, ay halos hindi nakikita nang walang mga instrumento, at marami pa ang makikita lamang gamit ang mga binocular o teleskopyo, gaya ng Wild Duck Cluster (M 11).

Mga obserbasyon sa kasaysayan

Mosaic ng 30 larawan ng mga bukas na kumpol na natuklasan ng VISTA telescope. Mula sa direktang pagmamasid, ang mga kumpol na ito ay natatakpan ng alikabok ng Milky Way.

Ang maliwanag na bukas na kumpol ng bituin na Pleiades ay kilala mula pa noong unang panahon, at ang Hyades ay bahagi ng konstelasyon na Taurus, isa sa mga pinaka sinaunang konstelasyon. Ang iba pang mga kumpol ay inilarawan ng mga naunang astronomo bilang hindi mapaghihiwalay na malabo na mga patch ng liwanag. Binanggit ng Griyegong astronomo na si Claudius Ptolemy sa kaniyang mga tala ang sabsaban, ang Double Cluster sa Perseus, at ang Cluster ni Ptolemy; at inilarawan ng Persian astronomer na si As-Sufi ang kumpol ng Omicron Sails. Gayunpaman, tanging ang pag-imbento ng teleskopyo ang naging posible upang makilala ang mga indibidwal na bituin sa mga malabong bagay na ito. Bukod dito, noong 1603, itinalaga ni Johann Bayer ang mga pormasyong ito ng mga pagtatalaga na para bang sila ay magkahiwalay na mga bituin.

Ang unang taong gumamit ng teleskopyo noong 1609 upang pagmasdan ang mabituing kalangitan at itala ang mga resulta ng mga obserbasyong ito ay ang astronomong Italyano na si Galileo Galilei. Nang pag-aralan ang ilan sa mga malabong bagay na inilarawan ni Ptolemy, natuklasan ni Galileo na hindi sila indibidwal na mga bituin, ngunit mga grupo ng malaking bilang ng mga bituin. Kaya, sa sabsaban, nakilala niya ang higit sa 40 bituin. Habang ang kanyang mga nauna ay nakilala ang 6-7 bituin sa Pleiades, natuklasan ni Galileo ang halos 50. Sa kanyang 1610 treatise na Sidereus Nuncius, isinulat niya: "... Ang Galaxia ay hindi hihigit sa isang koleksyon ng maraming bituin na matatagpuan sa mga grupo". Dahil sa inspirasyon ng gawa ni Galileo, ang Sicilian na astronomer na si Giovanni Hodierna ay marahil ang unang astronomo na nakahanap ng dati nang hindi kilalang bukas na mga kumpol na may teleskopyo. Noong 1654, natuklasan niya ang mga bagay na tinatawag ngayong Messier 41, Messier 47, NGC 2362, at NGC 2451.

Noong 1767, kinalkula ng English naturalist na si Rev. John Michell na kahit para sa isang grupo gaya ng Pleiades, ang posibilidad na ang mga bumubuong bituin nito ay random na nakalinya para sa isang makalupang tagamasid ay 1 sa 496,000; naging malinaw na ang mga bituin sa mga kumpol ay pisikal na konektado. Noong 1774-1781, ang Pranses na astronomer na si Charles Messier ay naglathala ng isang katalogo ng mga bagay na makalangit na may malabong hitsura na parang kometa. Kasama sa catalog na ito ang 26 na bukas na kumpol. Noong 1790s, ang Ingles na astronomo na si William Herschel ay nagsimula ng isang komprehensibong pag-aaral ng malabo na mga bagay sa langit. Nalaman niya na marami sa mga pormasyon na ito ay maaaring hatiin sa mga grupo ng mga indibidwal na bituin. Iminungkahi ni Herschel na sa una ang mga bituin ay nakakalat sa kalawakan, at pagkatapos, bilang resulta ng mga puwersa ng gravitational, nabuo ang mga sistema ng bituin. Hinati niya ang mga nebula sa 8 kategorya, at itinalaga ang mga klase VI hanggang VIII upang pag-uri-uriin ang mga kumpol ng bituin.

Sa pamamagitan ng pagsisikap ng mga astronomo, nagsimulang dumami ang bilang ng mga kilalang kumpol. Daan-daang open cluster ang nakalista sa New General Catalog (NGC), na unang inilathala noong 1888 ng Danish-Irish astronomer na si J. L. E. Dreyer, gayundin sa dalawang karagdagang index catalog na inilathala noong 1896 at 1905. tukuyin ang dalawang magkaibang uri ng cluster. Ang una ay binubuo ng libu-libong bituin na nakaayos ayon sa isang regular na spherical distribution; nagkita sila sa buong kalangitan, ngunit pinaka-densely - sa direksyon ng sentro ng Milky Way. Ang stellar na populasyon ng huli ay mas bihira, at ang hugis ay mas iregular. Ang ganitong mga kumpol ay karaniwang matatagpuan sa loob o malapit sa galactic plane. Tinawag ng mga astronomo ang una globular na mga kumpol ng bituin, at ang pangalawa - bukas na mga kumpol ng bituin. Dahil sa kanilang lokasyon, ang mga bukas na kumpol ay minsang tinutukoy bilang mga kumpol ng kalawakan, ang termino ay iminungkahi noong 1925 ng Swiss-American na astronomer na si Robert Julius Trumpler.

Ang mga micrometric na sukat ng mga posisyon ng mga bituin sa mga kumpol ay unang ginawa noong 1877 ng German astronomer na si E. Schoenfeld, at pagkatapos ay ng American astronomer na si E. E. Barnard noong 1898-1921. Ang mga pagtatangka na ito ay hindi nagpahayag ng anumang mga palatandaan ng stellar motion. Gayunpaman, noong 1918, ang Dutch-American na astronomer na si Adrian van Maanen, sa pamamagitan ng paghahambing ng mga photographic plate na kinunan sa iba't ibang mga punto sa oras, ay nagawang sukatin ang tamang paggalaw ng mga bituin para sa bahagi ng Pleiades cluster. Habang nagiging mas tumpak ang astrometry, naging malinaw na ang mga kumpol ng mga bituin ay nagbabahagi ng parehong wastong paggalaw sa kalawakan. Sa pamamagitan ng paghahambing ng mga photographic plate ng Pleiades na nakuha noong 1918 sa noong 1943, nagawang ihiwalay ni van Maanen ang mga bituin na ang wastong paggalaw ay katulad ng karaniwan para sa cluster, at sa gayon ay natukoy ang malamang na mga miyembro ng cluster. Ang mga spectroscopic observation ay nagsiwalat ng mga karaniwang radial velocities, kaya ipinapakita na ang mga cluster ay binubuo ng mga bituin na pinagsama-sama sa isang grupo.

Ang unang color-luminosity diagram para sa mga open cluster ay inilathala ni Einar Hertzsprung noong 1911, kasama ang mga diagram ng Pleiades at Hyades. Sa susunod na 20 taon, ipinagpatuloy niya ang kanyang trabaho sa pag-aaral ng mga bukas na kumpol. Mula sa spectroscopic data, natukoy niya ang pinakamataas na limitasyon ng panloob na paggalaw para sa mga bukas na kumpol at tantiyahin na ang kabuuang masa ng mga bagay na ito ay hindi lalampas sa ilang daang solar na masa. Ipinakita niya ang kaugnayan sa pagitan ng mga kulay ng mga bituin at ng kanilang ningning, at noong 1929 ay nabanggit na ang populasyon ng bituin ng Hyades at Mangers ay naiiba sa mga Pleiades. Kasunod nito, ipinaliwanag ito ng pagkakaiba sa edad ng tatlong kumpol na ito.

Edukasyon

Ang infrared ay nagpapakita ng isang siksik na kumpol na ipinanganak sa gitna ng Orion Nebula.

Ang pagbuo ng isang bukas na kumpol ay nagsisimula sa pagbagsak ng bahagi ng isang higanteng molekular na ulap, isang malamig na siksik na ulap ng gas at alikabok na may mass na libu-libong beses na mas malaki kaysa sa masa ng Araw. Ang ganitong mga ulap ay may densidad na 10 2 hanggang 10 6 molekula ng neutral na hydrogen bawat cm 3 , habang ang pagbuo ng bituin ay nagsisimula sa mga bahaging may densidad na higit sa 10 4 molekula/cm 3 . Bilang isang patakaran, 1-10% lamang ng dami ng ulap ang lumampas sa density na ito. Bago bumagsak, ang mga ulap ay maaaring mapanatili ang mekanikal na equilibrium dahil sa mga magnetic field, turbulence, at pag-ikot.

Mayroong maraming mga kadahilanan na maaaring masira ang balanse ng isang higanteng molecular cloud, na hahantong sa pagbagsak at simula ng proseso ng aktibong pagbuo ng bituin, na maaaring magresulta sa isang bukas na kumpol. Kabilang dito ang: shock waves mula sa malalapit, banggaan sa ibang mga ulap, gravitational interaction. Ngunit kahit na walang mga panlabas na kadahilanan, ang ilang bahagi ng ulap ay maaaring umabot sa mga kondisyon kung saan sila ay nagiging hindi matatag at madaling kapitan ng pagbagsak. Ang gumuhong rehiyon ng ulap ay nakakaranas ng hierarchical fragmentation sa mas maliliit na rehiyon (kabilang ang mga medyo siksik na rehiyon na kilala bilang infrared dark clouds), na kalaunan ay humahantong sa pagsilang ng isang malaking bilang (hanggang sa ilang libo) ng mga bituin. Ang prosesong ito ng pagbuo ng bituin ay nagsisimula sa isang shell ng isang gumuguhong ulap na nagtatago mula sa view, bagama't pinapayagan nito ang mga infrared na obserbasyon. Ito ay pinaniniwalaan na sa Milky Way galaxy, isang bagong bukas na kumpol ang nabubuo minsan bawat ilang libong taon.

"Pillars of Creation" - isang rehiyon ng Eagle Nebula, kung saan ang isang molekular na ulap ay tinatangay ng hangin ng bituin mula sa mga batang malalaking bituin.

Ang pinakamainit at pinakamalalaki sa mga bagong nabuong bituin (kilala bilang mga OB na bituin) ay malakas na nag-radiate sa ultraviolet, na patuloy na nag-ionize sa nakapalibot na molekular na ulap na gas at bumubuo sa rehiyon ng H II. Ang stellar wind at radiation pressure mula sa malalaking bituin ay nagsisimulang pabilisin ang mainit na ionized na gas sa bilis na maihahambing sa bilis ng tunog sa gas. Pagkalipas ng ilang milyong taon, ang unang pagsabog ng supernova ay nangyari sa kumpol ( core-collapse supernovae), na nagtutulak din ng gas palabas sa paligid nito. Sa karamihan ng mga kaso, pinapabilis ng mga prosesong ito ang lahat ng gas sa loob ng 10 milyong taon, at humihinto ang pagbuo ng bituin. Ngunit halos kalahati ng nabuong mga protostar ay mapapaligiran ng mga circumstellar disk, na marami sa mga ito ay mga accretion disk.

Dahil 30 hanggang 40% lamang ng gas mula sa gitna ng ulap ang bumubuo ng mga bituin, ang pagpapakalat ng gas ay lubos na humahadlang sa proseso ng pagbuo ng bituin. Dahil dito, ang lahat ng mga kumpol ay nakakaranas ng isang malakas na pagkawala ng masa sa paunang yugto, at isang medyo malaking bahagi sa yugtong ito ay ganap na nasira. Mula sa puntong ito ng pananaw, ang pagbuo ng isang bukas na kumpol ay nakasalalay sa kung ang mga bituin na ipinanganak na gravitationally ay nakatali; kung hindi ito ang kaso, isang hindi nauugnay na stellar association ang lalabas sa halip na isang cluster. Kung ang isang kumpol na tulad ng Pleiades ay mabubuo, gayunpaman, maaari lamang itong humawak ng 1/3 ng orihinal nitong bilang ng mga bituin, at ang iba ay hindi na mabibigkis sa sandaling mawala ang gas. Ang mga batang bituin na hindi na kabilang sa home cluster ay magiging bahagi ng pangkalahatang populasyon ng Milky Way.

Dahil sa ang katunayan na halos lahat ng mga bituin ay bumubuo sa mga kumpol, ang huli ay itinuturing na pangunahing mga bloke ng gusali ng mga kalawakan. Ang matinding proseso ng pagkalat ng gas, na parehong bumubuo at sumisira sa maraming kumpol ng bituin sa pagsilang, ay nag-iiwan ng kanilang imprint sa morphological at kinematic na istruktura ng mga kalawakan. Karamihan sa mga bagong nabuong bukas na kumpol ay may populasyong 100 o higit pang mga bituin at may masa na 50 o higit pang solar. Ang pinakamalaking kumpol ay maaaring magkaroon ng masa hanggang 10 4 solar masa (ang masa ng Westerlund 1 cluster ay tinatantya sa 5 × 10 4 solar masa), na napakalapit sa masa ng globular cluster. Bagama't ang mga bukas at globular na kumpol ay ganap na magkaibang mga pormasyon, ang hitsura ng mga pinakabihirang globular na kumpol at ang pinakamayamang bukas na kumpol ay maaaring hindi gaanong naiiba. Naniniwala ang ilang astronomo na ang pagbuo ng dalawang uri ng cluster na ito ay batay sa parehong mekanismo, na may pagkakaiba na ang mga kondisyong kinakailangan para sa pagbuo ng napakayamang globular clusters - daan-daang libong bituin - ay wala na sa ating Galaxy.

Ang pagbuo ng higit sa isang bukas na kumpol mula sa isang molekular na ulap ay isang tipikal na kababalaghan. Kaya, sa Large Magellanic Cloud, nabuo ang Hodge 301 at R136 clusters mula sa gas ng Tarantula Nebula; ang pagsubaybay sa mga trajectory ng Hyades at the Manger, dalawang prominenteng at kalapit na kumpol ng Milky Way, ay humahantong sa konklusyon na nabuo din sila mula sa parehong ulap mga 600 milyong taon na ang nakalilipas. Minsan ang mga kumpol na ipinanganak sa parehong oras ay bumubuo ng isang dobleng kumpol. Ang pangunahing halimbawa nito sa ating kalawakan ay ang Perseus Double Cluster, na binubuo ng NGC 869 at NGC 884 (minsan ay maling tinatawag na "χ at h Persei" ( "hi at ash Perseus"), bagaman h ay tumutukoy sa kalapit na bituin, at χ - sa parehong mga kumpol), gayunpaman, bukod dito, hindi bababa sa 10 katulad na mga kumpol ang kilala. Kahit na higit pa sa mga ito ay natuklasan sa Maliit at Malaking Magellanic Clouds: ang mga bagay na ito ay mas madaling makita sa mga panlabas na sistema kaysa sa ating Galaxy, dahil dahil sa ang epekto ng projection, ang mga kumpol ng malalayong kaibigan ay maaaring magmukhang magkakaugnay sa isa't isa mula sa isa't isa.

Morpolohiya at pag-uuri

Ang mga bukas na kumpol ay maaaring kumatawan sa parehong kalat-kalat na grupo ng ilang bituin, at malalaking pagsasama-sama, kabilang ang libu-libong miyembro. Ang mga ito ay may posibilidad na binubuo ng isang mahusay na tinukoy, siksik na core na napapalibutan ng isang mas nagkakalat na "korona" ng mga bituin. Ang core diameter ay karaniwang 3-4 St. g., at ang korona - 40 St. l. Ang karaniwang stellar density sa gitna ng cluster ay 1.5 star/light. g. 3 (para sa paghahambing: sa paligid ng Araw, ang numerong ito ay ~0.003 sv./St. g. 3).

Ang mga bukas na kumpol ng bituin ay madalas na inuri ayon sa pamamaraan na binuo ni Robert Trumpler noong 1930. Ang pangalan ng klase ayon sa scheme na ito ay binubuo ng 3 bahagi. Ang unang bahagi ay tinutukoy ng mga Roman numeral na I-IV at nangangahulugang ang konsentrasyon ng kumpol at ang pagkakaiba nito mula sa nakapaligid na larangan ng bituin (mula sa malakas hanggang sa mahina). Ang pangalawang bahagi ay isang Arabic numeral mula 1 hanggang 3, ibig sabihin ang pagkalat sa ningning ng mga miyembro (mula sa maliit hanggang sa malaking spread). Ang ikatlong bahagi ay isang liham p, m o r, na nagsasaad, ayon sa pagkakabanggit, isang mababa, katamtaman, o malaking bilang ng mga bituin sa isang kumpol. Kung ang kumpol ay nasa loob ng isang nebula, pagkatapos ay isang titik ang idinagdag sa dulo n.

Halimbawa, ayon sa Trumpler scheme, ang Pleiades ay inuri bilang I3rn (mataas na puro, mayaman sa mga bituin, mayroong isang nebula), at ang mas malapit na Hyades - bilang II3m (mas pira-piraso at may mas kaunting kasaganaan).

Numero at pamamahagi

NGC 346, isang bukas na kumpol sa Maliit na Magellanic Cloud.

Mahigit sa 1000 open cluster ang natuklasan sa ating Galaxy, ngunit ang kabuuang bilang ng mga ito ay maaaring hanggang 10 beses na mas mataas. Sa spiral galaxy, ang mga bukas na kumpol ay pangunahing matatagpuan sa kahabaan ng mga spiral arm, kung saan ang gas density ay pinakamataas at, bilang resulta, ang mga proseso ng pagbuo ng bituin ay pinaka-aktibo; ang ganitong mga kumpol ay karaniwang nagkakalat bago sila magkaroon ng oras na umalis sa braso. Ang mga bukas na kumpol ay may malakas na posibilidad na malapit sa galactic plane.

Sa hindi regular na mga kalawakan, ang mga bukas na kumpol ay maaaring nasa kahit saan, bagaman mas mataas ang kanilang konsentrasyon kung saan mas malaki ang density ng gas. Ang mga bukas na kumpol ay hindi sinusunod sa mga elliptical na kalawakan, dahil ang mga proseso ng pagbuo ng bituin sa huli ay huminto maraming milyong taon na ang nakalilipas, at ang huling nabuo na mga kumpol ay matagal nang nagkalat.

Ang distribusyon ng mga bukas na kumpol sa ating Galaxy ay depende sa edad: ang mga mas lumang kumpol ay matatagpuan higit sa lahat sa mas malalayong distansya mula sa galactic center at sa isang malaking distansya mula sa galactic plane. Ito ay dahil sa ang katunayan na ang mga puwersa ng tidal na nag-aambag sa pagkasira ng mga kumpol ay mas mataas malapit sa gitna ng kalawakan; sa kabilang banda, ang mga higanteng molekular na ulap, na siyang dahilan din ng pagkawasak, ay puro sa panloob na mga rehiyon ng disk ng kalawakan; samakatuwid, ang mga kumpol mula sa mga panloob na rehiyon ay nawasak sa mas maagang edad kaysa sa kanilang "mga kasamahan" mula sa mga panlabas na rehiyon.

Komposisyon ng bituin

Ang isang multi-milyong taong gulang na kumpol ng mga bituin (kanang sulok sa ibaba) ay nagpapaliwanag sa Tarantula Nebula sa Malaking Magellanic Cloud.

Dahil sa katotohanan na ang mga bukas na kumpol ng bituin ay karaniwang nabubulok bago nakumpleto ng karamihan sa kanilang mga bituin ang kanilang mga siklo ng buhay, karamihan sa radiation mula sa mga kumpol ay liwanag mula sa mga batang mainit na asul na bituin. Ang ganitong mga bituin ay may pinakamalaking masa at pinakamaikling buhay - sa pagkakasunud-sunod ng ilang sampu-sampung milyong taon. Ang mga mas lumang star cluster ay naglalaman ng mas maraming dilaw na bituin.

Ang ilang mga kumpol ng bituin ay naglalaman ng maiinit na asul na mga bituin na mukhang mas bata kaysa sa iba pang kumpol. Ang mga asul na nakakalat na bituin na ito ay naobserbahan din sa mga globular na kumpol; pinaniniwalaan na sa mga pinakasiksik na core ng globular clusters sila ay nabuo sa panahon ng banggaan ng mga bituin at ang pagbuo ng mas mainit at mas malalaking bituin. Gayunpaman, ang density ng stellar sa mga bukas na kumpol ay mas mababa kaysa sa mga globular na kumpol, at ang bilang ng mga naobserbahang batang bituin ay hindi maipaliwanag ng gayong mga banggaan. Ito ay pinaniniwalaan na karamihan sa mga ito ay nabuo kapag ang isang binary star system ay sumanib sa isang bituin dahil sa mga dinamikong pakikipag-ugnayan sa ibang mga miyembro.

Sa sandaling maubos ng mga bituin na mababa at katamtaman ang masa ng kanilang suplay ng hydrogen sa proseso ng pagsasanib ng nukleyar, ibinubuhos nila ang kanilang mga panlabas na layer at bumubuo ng isang planetary nebula na may pagbuo ng isang puting dwarf. Kahit na ang karamihan sa mga open cluster ay nabubulok bago ang karamihan sa kanilang mga miyembro ay umabot sa white dwarf stage, ang bilang ng mga white dwarf sa mga cluster ay kadalasang mas maliit pa kaysa sa inaasahan mula sa edad ng cluster at ang tinantyang paunang stellar mass distribution. . Ang isang posibleng paliwanag para sa kakulangan ng mga puting dwarf ay kapag ang isang pulang higante ay naglabas ng kanyang shell at bumubuo ng isang planetary nebula, ang ilang bahagyang kawalaan ng simetrya sa masa ng na-eject na materyal ay maaaring magbigay sa bituin ng bilis na ilang kilometro bawat segundo - sapat para dito. umalis sa kumpol.

Dahil sa mataas na stellar density, ang mga malalapit na daanan ng mga bituin sa bukas na mga kumpol ay hindi karaniwan. Para sa karaniwang kumpol ng 1,000 bituin at kalahating masa na radius na 0.5 pc, sa karaniwan, ang bawat bituin ay lalapit sa isa pa bawat 10 milyong taon. Ang oras na ito ay mas maikli pa sa mas siksik na mga kumpol. Ang ganitong mga sipi ay maaaring makaapekto nang malaki sa pinalawak na mga circumstellar disk ng bagay sa paligid ng maraming batang bituin. Ang mga tidal disturbance para sa malalaking disk ay maaaring maging sanhi ng pagbuo ng malalaking planeta at , na matatagpuan sa mga distansyang 100 AU. e. o higit pa mula sa pangunahing bituin.

kapalaran

Ang NGC 604 sa Triangulum Galaxy ay isang napakalaking open cluster na napapalibutan ng isang rehiyon ng ionized hydrogen.

Maraming mga bukas na kumpol ang likas na hindi matatag: dahil sa kanilang maliit na masa, ang bilis ng pagtakas mula sa system ay mas mababa kaysa sa average na bilis ng mga bahaging bituin nito. Ang ganitong mga kumpol ay napakabilis na nasira sa loob ng ilang milyong taon. Sa maraming mga kaso, ang pagtulak palabas ng gas kung saan nabuo ang buong sistema sa pamamagitan ng radiation mula sa mga batang bituin ay nagpapababa ng masa ng kumpol nang labis na napakabilis na nabubulok.

Ang mga kumpol na, pagkatapos ng dispersal ng nakapalibot na nebula, ay may sapat na masa upang mabigkis ng gravitationally, maaaring mapanatili ang kanilang hugis sa loob ng maraming sampu-sampung milyong taon, ngunit sa paglipas ng panahon, ang mga panloob at panlabas na proseso ay humahantong din sa kanilang pagkabulok. Ang malapit na daanan ng isang bituin sa tabi ng isa pa ay maaaring magpapataas ng bilis ng isa sa mga bituin nang labis na lumampas ito sa bilis ng pagtakas mula sa kumpol. Ang ganitong mga proseso ay humahantong sa unti-unting "pagsingaw" ng mga miyembro ng cluster.

Sa karaniwan, bawat kalahating milyong taon, ang mga kumpol ng bituin ay nakakaranas ng impluwensya ng mga panlabas na kadahilanan, halimbawa, na dumadaan sa tabi o sa pamamagitan ng isang molekular na ulap. Ang mga puwersa ng gravitational tidal mula sa gayong kalapit ay may posibilidad na sirain ang mga kumpol ng bituin. Sa kalaunan ay nagiging star stream: dahil sa malaking distansya sa pagitan ng mga bituin, ang naturang grupo ay hindi matatawag na isang kumpol, bagaman ang mga bumubuo nitong bituin ay konektado sa isa't isa at gumagalaw sa parehong direksyon na may parehong bilis. Ang tagal ng panahon pagkatapos kung saan ang cluster ay nasira ay depende sa paunang stellar density ng huli: ang mga malapit ay nabubuhay nang mas matagal. Ang tinantyang kalahating buhay ng kumpol (pagkatapos kung saan ang kalahati ng orihinal na mga bituin ay mawawala) ay nag-iiba mula 150 hanggang 800 milyong taon, depende sa paunang density.

Matapos ang kumpol ay hindi na nakatali ng gravity, marami sa mga bumubuo nitong bituin ay mananatili pa rin sa kanilang bilis at direksyon ng paggalaw sa kalawakan; ang tinatawag na star association(o gumagalaw na grupo ng mga bituin). Kaya, maraming maliliwanag na bituin ng "bucket" ng Big Dipper ang dating miyembro ng open cluster, na naging isang asosasyon na tinatawag na "moving group of stars of the Big Dipper". Sa kalaunan, dahil sa maliit na pagkakaiba sa kanilang mga bilis, sila ay magkakalat sa buong Galaxy. Ang mas malalaking akumulasyon ay nagiging mga batis, sa kondisyon na ang pagkakapareho ng kanilang mga bilis at edad ay maitatag; kung hindi, ang mga bituin ay ituturing na hindi konektado.

Pananaliksik sa Stellar Evolution

Hertzsprung-Russell diagram para sa dalawang bukas na kumpol. Ang cluster NGC 188 ay mas matanda at nagpapakita ng mas kaunting paglihis mula sa pangunahing pagkakasunud-sunod kaysa sa M 67.

Sa Hertzsprung-Russell diagram para sa isang open cluster, karamihan sa mga bituin ay mapapabilang sa pangunahing sequence (MS). Sa isang punto, na tinatawag na turning point, ang pinakamalalaking bituin ay umalis sa MS at naging mga pulang higante; Ang "malayuan" ng naturang mga bituin mula sa MS ay ginagawang posible upang matukoy ang edad ng kumpol.

Dahil sa ang katunayan na ang mga bituin sa kumpol ay nasa halos parehong distansya mula sa at nabuo sa halos parehong oras mula sa parehong ulap, lahat ng pagkakaiba sa maliwanag na ningning ng mga bituin sa kumpol ay dahil sa kanilang magkakaibang masa. Ginagawa nitong napaka-kapaki-pakinabang na mga bagay ang mga bukas na kumpol ng bituin para sa pag-aaral ng stellar evolution, dahil kapag naghahambing ng mga bituin, maraming variable na katangian ang maaaring ipagpalagay na maayos para sa isang cluster.

Halimbawa, ang pag-aaral ng nilalaman ng lithium at beryllium sa mga bituin mula sa bukas na mga kumpol ay maaaring seryosong makakatulong sa pag-unraveling ng mga misteryo ng ebolusyon ng mga bituin at ng kanilang panloob na istraktura. Ang mga hydrogen atoms ay hindi maaaring bumuo ng helium atoms sa temperaturang mas mababa sa 10 milyong K, ngunit ang lithium at beryllium nuclei ay nawasak sa temperatura na 2.5 milyon at 3.5 milyong K, ayon sa pagkakabanggit. Nangangahulugan ito na ang kanilang mga kasaganaan ay direktang nakasalalay sa kung gaano kalakas ang paghahalo ng bagay sa loob ng bituin. Kapag pinag-aaralan ang kanilang kasaganaan sa mga cluster star, ang mga variable tulad ng edad at komposisyon ng kemikal ay naayos.

Ipinakita ng mga pag-aaral na ang kasaganaan ng mga light element na ito ay mas mababa kaysa sa hula ng mga modelo ng stellar evolution. Ang mga dahilan para dito ay hindi lubos na malinaw; isa sa mga paliwanag ay na sa loob ng bituin ay may mga pagbuga ng bagay mula sa convective zone hanggang sa stable na zone ng radiative transfer ( convection overshoot).

Astronomical na sukat ng distansya

Ang Wild Duck (M 11) ay isang napakayamang kumpol na matatagpuan patungo sa gitna ng Milky Way.

Ang pagtukoy sa mga distansya sa mga bagay na pang-astronomiya ay susi sa pag-unawa sa mga ito, ngunit ang karamihan sa mga naturang bagay ay napakalayo upang direktang masukat. Ang pagtatapos ng astronomikal na sukat ng mga distansya ay nakasalalay sa sunud-sunod na mga di-tuwiran at kung minsan ay hindi tiyak na mga sukat na may kaugnayan muna sa pinakamalapit na mga bagay, ang mga distansya na maaaring direktang masukat, at pagkatapos ay sa higit pa at mas malayo. Ang mga bukas na kumpol ng bituin ay ang pinakamahalagang baitang sa hagdan na ito.

Ang mga distansya sa mga kumpol na pinakamalapit sa amin ay maaaring direktang masukat sa isa sa dalawang paraan. Una, para sa mga bituin ng kalapit na mga kumpol, maaaring matukoy ang paralaks (isang bahagyang pagbabago sa maliwanag na posisyon ng isang bagay sa loob ng taon dahil sa paggalaw ng Earth sa orbit ng Araw), gaya ng karaniwang ginagawa para sa mga indibidwal na bituin. Pleiades, Hyades at ilang iba pang mga kumpol sa paligid ng 500 St. Ang mga taon ay sapat na malapit para sa gayong pamamaraan upang makapagbigay ng maaasahang mga resulta para sa kanila, at ang data mula sa Hipparchus satellite ay naging posible upang magtatag ng eksaktong mga distansya para sa isang bilang ng mga kumpol.

Ang isa pang direktang paraan ay ang tinatawag na paraan ng paglipat ng kumpol. Ito ay batay sa katotohanan na ang mga bituin sa kumpol ay nagbabahagi ng parehong mga parameter ng paggalaw sa kalawakan. Ang pagsukat sa mga wastong galaw ng mga miyembro ng cluster at pag-plot ng kanilang maliwanag na paggalaw sa kalangitan sa isang mapa ay magiging posible upang matukoy na sila ay nagtatagpo sa isang punto. Ang radial velocities ng cluster stars ay maaaring matukoy mula sa mga sukat ng Doppler shifts sa kanilang spectra; kapag ang lahat ng tatlong mga parameter - radial velocity, tamang paggalaw, at angular na distansya mula sa cluster hanggang sa nawawalang punto nito - ay kilala, ang mga simpleng trigonometriko na kalkulasyon ay magbibigay-daan sa distansya sa cluster na makalkula. Ang pinakatanyag na kaso ng paggamit ng paraang ito ay may kinalaman sa Hyades at naging posible upang matukoy ang distansya sa kanila sa 46.3 parsec.

Kapag naitatag na ang mga distansya sa mga kalapit na kumpol, maaaring pahabain ng ibang mga pamamaraan ang sukat ng distansya para sa mas malalayong kumpol. Sa pamamagitan ng paghahambing ng pangunahing sequence na mga bituin sa Hertzsprung-Russell diagram para sa isang kumpol na ang distansya ay kilala sa katumbas na mga bituin sa isang mas malayong kumpol, matutukoy ng isa ang distansya sa huli. Ang pinakamalapit na kilalang kumpol ay ang Hyades: kahit na ang Ursa Major na pangkat ng mga bituin ay halos dalawang beses na mas malapit, ito ay isang stellar association pa rin, hindi isang cluster, dahil ang mga bituin sa loob nito ay hindi gravitationally nakagapos sa isa't isa. Ang pinakamalayong kilalang open cluster sa ating kalawakan ay ang Berkeley 29, sa humigit-kumulang 15,000 parsec. Bilang karagdagan, ang mga bukas na kumpol ay madaling matukoy sa maraming kalawakan ng Lokal na Grupo.

Ang tumpak na kaalaman sa mga distansya sa pagbukas ng mga cluster ay mahalaga para sa pag-calibrate sa "panahon - luminosity" dependence na umiiral para sa mga variable na bituin gaya ng Cepheids at RR Lyrae na mga bituin, na magbibigay-daan sa kanila na magamit bilang "mga karaniwang kandila." Ang makapangyarihang mga bituin na ito ay makikita sa malalayong distansya at maaaring magamit upang palawigin pa ang sukat - sa pinakamalapit na mga kalawakan ng Lokal na Grupo.

star association

Ang mga stellar association ay mga grupo ng gravitationally unbound star o weakly bound young (hanggang sa ilang sampu-sampung milyong taong gulang) na mga bituin na pinagsama ng isang karaniwang pinagmulan.

Ang mga asosasyon ng bituin ay natuklasan ni V. A. Ambarsumyan noong 1948 at hinulaan ang kanilang pagkawatak-watak. Ang mga susunod na sukat ni A. Blaauw, W. Morgan, V. E. Markaryan, I. M. Kopylov, at iba pa ay nakumpirma ang pagpapalawak ng mga stellar association.

Hindi tulad ng mga batang open star cluster, ang mga stellar association ay may mas malaking sukat (sampu-sampung parsec, para sa mga core ng open star cluster - ilang parsec) at mas mababang density: ang bilang ng mga bituin sa isang asosasyon ay mula sampu hanggang daan-daan (sa open star mga kumpol - mula daan-daan hanggang libu-libo) . Ang pinagmulan ng mga asosasyon ng mga bituin ay dahil sa mga rehiyon ng pagbuo ng bituin ng mga molecular cloud complex.

Mayroong mga sumusunod na uri ng mga asosasyon ng bituin:

• Ang mga asosasyon ng OB na naglalaman ng mga malalaking bituin ng mga klase ng parang multo O at B
• T-asosasyong naglalaman ng karamihan sa mga variable na mababa ang masa
• R-asosasyon (mula sa R ​​- pagmuni-muni), kung saan ang mga bituin ng mga uri ng parang multo O - A2 napapalibutan ng reflective gas at dust nebulae.