Վիքիպեդիա

Ցրված աստղային կուտակումներ

Ցրված աստղային կուտակումներ (անգլ.՝ open cluster), իրենից ներկայացնում է աստղային խումբ (թվային քանակը մինչև մի քանի հազար), որը կազմված է մի հսկա մոլեկուլային ամպից և ունի մոտավորապես նույն հասակը[1]։ Մեր գալակտիկայում հայտնաբերվել է ավելի քան 1100 ցրված կուտակումներ, սակայն ենթադրվում է, որ շատ ավելին կա[2]։ Աստղերի նման կուտակումները կապված են միմյանց հետ համեմատաբար թույլ գրավիտացիոն ուժերի միջոցով, ուստի, երբ նրանք շրջում են գալակտիկական կենտրոնի շուրջ, կուտակումներները կարող են քանդվել, այլ կուտակումների կամ գազի ամպերի մոտ անցումից[3]։ Կուտակումների բնորոշ տարիքը մի քանի հարյուր միլիոն տարի է։ Ցրված աստղային կուտակումները հայտնաբերվում են միայն պարույր և անկանոն գալակտիկաներում, որտեղ տեղի են ունենում ակտիվ աստղերի ձևավորման գործընթացները։

Որպես կանոն, գազի ամպի զանգվածի միայն 10% -ն է կարողանում աստղեր ձևավորել, մինչ մնացած գազը ցրվում է լույսի ճնշմամբ։

Ցրված աստղային կուտակումներն աստղային էվոլյուցիայի ուսումնասիրման առանցքային առարկաներ են[4][5] : Պայմանավորված է այն հանգամանքով, որ կուտակումները ունեն նույն տարիքի ու քիմիական բաղադրությունը[6][7]։

Պատմական դիտարկումներ խմբագրել

Պլեյադերի պայծառ ցրված աստղային կուտակումները հայտնի է հնագույն ժամանակներից ի վեր, իսկ Հյադեսը Թաուզի համաստեղությունների մի մասը, ամենահին աստղերից մեկը[8][9]։ 1603 թվականին Իյեգան Բայերն նման ձևակերպումներ է տվել այդ ձևավորմանը, կարծես նրանք առանձին աստղեր էին[10][11][12] :

 

Առաջին մարդը, որը կիրառել է աստղադիտակը 1609 թվականին դիտելու աստղային երկինքը և արձանագրել այդ դիտարկումների արդյունքները, եղել է իտալացի աստղագետ Գալիլեո Գալիլեին[6][13] : Պտղոմեոսի կողմից նկարագրված մի քանի մշուշոտ օբյեկտների ուսումնասիրության ժամանակ Գալիլեոն հայտնաբերեց, որ դրանք ոչ թե անհատական աստղեր են, այլ մեծ թվով աստղերի քանակ։ Այսպիսով, Յասլախում նա առանձնացրեց ավելի քան 40 աստղ[6][14][15] : Թեև իր նախորդները հայտնաբերեցին 6-7 աստղ, որոնք գտնվում էին Պլեյադերում, Գալիլեոն հայտնաբերել էր գրեթե 50[16][17]։ Իր երկասիրության մեջ 1610 թվականին, «Sidereus Nuncius» գրում է. «... Գալաքսիան ոչինչ չէ, բայց մի հավաքածու բազմաթիվ աստղերի, կազմակերպվում են խմբերով»[18]։ Ներշնչված աշխատանքի Գալիլեյի, որ աստղագետ Ջովանի ժամանակակից դարձավ թերևս առաջին աստղագետ, ով գտել է օգտագործելով աստղադիտակի նախկինում անհայտ բաց կուտակումներների[19][20]։ 1654-ին հայտնաբերել է այնպիսի օբյեկտներ, որոնք այժմ կոչվում են Մեսսե 41, Մեսսե 47,NGC 2362 և NGC 2451[2][21]:

1767, անգլիացի գիտնական վերապատվելի Ջոն Միշելլը հաշվարկել են, որ նույնիսկ այդպիսի մի խմբի, այն հավանականությունը, որ նրա բաղադրիչ աստղերը կնճռոտ համար պատահական երկրային դիտորդի վրա նույն գծում, հավասար է 1-ի 496 000, պարզ դարձավ, որ կուտակումներների աստղերը ֆիզիկապես կապված են 1774-1781թթ. Ֆրանսիացի աստղագետ Չարլզ Մեսսերը հրատարակել է երկնային օբյեկտների կատալոգ, որը գիսաստղային նման փխրուն տեսք ունի[22][23][24]։ Այս կատալոգը բաղկացած է 26 սփռված կուտակումներներից[23][24]։ 1790-ական թվականներին անգլերեն աստղագետ Ուիլյամ Հերսշելը սկսեց մառախուղային երկնային օբյեկտների համապարփակ ուսումնասիրություն[25]։ Նա պարզեց, որ այդ կազմավորումներից շատերը կարող են բաժանվել առանձին աստղերի խմբերի[23]։ Հերսշելը առաջարկել է, որ աստղերը նախապես տարածված էին տարածության մեջ, իսկ հետո, ձգողական ուժերի արդյունքում, ձևավորվել են աստղային համակարգեր[23][26]։ Նա թաղանթները բաժանել է 8 կարգի և վերանայել VI-VIII դասերը աստղային կուտակումներների համար[27] :

Աստղագետների ջանքերով սկսեցին աճել հայտնի կուտակումներների քանակը։ Հարյուրավոր բաց կուտակումներների ցուցակվել են նոր գլխավոր Կատալոգ (NGC), առաջին անգամ հրատարակվել է 1888 թվականի իռլանդական աստղագետ Ջոն. Լ. Է. Դրեյերի, ինչպես նաև երկու լրացուցիչ ծածկագիր դիրեկտորիաների, լույսը տեսնեն այն տարիներին 1896 և 1905 դիտարկումները հնարավորություն տվեցին հայտնաբերել երկու տարբեր տեսակի կուտակումներներ[28]։ Առաջինը բաղկացած էր հազարավոր աստղերից, կազմված ըստ ճիշտ սուլֆիկ բաշխման[24]։ նրանք հանդիպեցին երկնքին, բայց ամենից շատ `Կաթնային ճանապարհի կենտրոնի ուղղությամբ ։ Վերջինների աստղային բնակչությունը ավելի ցածր էր, և ձեւը ավելի անկանոն էր։ Նման կուտակումներները սովորաբար գտնվում էին գալակտիկական հարթության ներսում կամ մոտակայքում Աստղագետները առաջին գլոբալ աստղային կուտակումներներն անվանեցին, եւ վերջինս ցրված աստղային կուտակումներները։ Քանի որ իր գտնվելու բաց պարկիկները են երբեմն կոչվում գալակտիկաների կուտակումներների, իսկ ժամկետն էր 1925 թվականին Շվեյցարական-ամերիկյան աստղագետ Ռոբերտ Ջուլիուսոմ Տրյումպլերոմ [9][23]:

Չափման դիրքերի աստղերի կուտակումներների, որոնք արտադրվել առաջին անգամ 1877 թվականին։ Ըստ գերմանական աստղագետ Է. Շյոնֆելդոմ և ապա ամերիկյան աստղագետ Է. Է. Բարնարդի հետ 1898-1921 թվականներին ։ Այս փորձերը աստղերի շարժման նշաններ չեն հայտնաբերել ։ Սակայն, 1918-ին, հոլանդական-ամերիկյան աստղագետ Ադրիաան վան Մաանեն համեմատելով լուսանկարչական թիթեղները ձեռնարկված տարբեր ժամանակներում, կարողացել է չափել պատշաճ միջնորդությունը աստղերի համար։ Քանի որ աստղագետները ավելի ճշգրիտ դարձան, պարզ դարձավ, որ աստղերի կուտակումներները տարածվում են միեւնույն ներքին շարժման մեջ։ Համեմատելով լուսանկարչական թիթեղները են, ստացված 1918 թվականին, հետ սալերի 1943 թվականին, Վան Մաանեն կարողանում էր բացահայտել այն աստղերը, պատշաճ միջնորդությունը, որը նման է միջինը շուրջ կուտակումների, եւ այդպիսով բացահայտել հավանական անդամներին պարս։ Սպեկտրոսկոպիկ դիտարկումները ցույց տվեցին ընդհանուր ռադիալ արագությունները, ցույց տալով, որ մի խումբները միմյանց կապող աստղերի բաղկացուցիչներից են[7]։

Ձևավորում խմբագրել

 

Ձևավորումը բաց կուտակումների սկսվում է փլուզման հսկա մոլեկուլային ամպի, մի ցուրտ ամպի մեջ գազի և փոշու զանգվածը բազմաթիվ հազարավոր անգամ ավելի մեծ է, քան Արեգակի զանգվածի։ Այս ամպերը ունեն խտություն 102-ից մինչև 106 մոլեկուլների չեզոք ջրածնի մեկ սմ³, իսկ աստղի ձևավորումը սկսվում է մասերի հետ խտությունից ավելի 104 մոլեկուլային/ սմ³: Որպես կանոն, ամպի ծավալի միայն 1-10% է գերազանցում այս խտությունը։ Նախքան փլուզումը նման ամպերի կարող է պահպանել մեխանիկական հավասարակշռությունը[4][20][22]։

Կան բազմաթիվ գործոններ, որոնք կարող են խախտել հավասարակշռությունը մի հսկա մոլեկուլային ամպի, որը կհանգեցնի նրան փլուզման, որի արդյունքում բաց կուտակումներ կարող են տեղի ունենալ։ Սրանք ընդգրկում են ցնցող ալիքները, որոնք գերազանցում են գերտերությունները, բախվում են այլ ամպերի, գրավիտացիոն փոխազդեցությունների հետ։ Բայց նույնիսկ բացակայության դեպքում արտաքին գործոնների, որոշ ամպերի կարող է հասնել միջավայր, երբ նրանք դառնում են անկայուն և հակվածակի փլուզվել։

 

Առավել զանգվածային տաք եւ նորաստեղծ աստղերի (հայտնի է որպես ԲԱ աստղերի) ինտենսիվորեն ռադիացումը ուլտրամանուշակագույն որ շարունակաբար իլ... շրջապատող գազի ամպեր և մոլեկուլային ձևերը H II տարածաշրջանում։ Աստղային քամի և ռադիացիոն ճնշումը զանգվածային աստղերի սկսում է ցրել տաք իոնացված գազը արագությամբ համեմատելի արագությամբ ձայնի գազի։ Հետո մի քանի միլիոն տարվա կուտակումների տեղի է ունենում առաջին գերնոր (անգլ.՝ Core-collapse supernovae), որը նույնպես դրդում է գազը իրենց շրջապատից. Շատ դեպքերում այս գործընթացները արագացնում են բոլոր գազերը 10 միլիոն տարիների ընթացքում, իսկ աստղերի ձեւավորումը դադարում է։ Սակայն մոտ կեսը ձևավորված պրոտոաստղերով շրջապատված[11][18][19][21]։

Քանի որ ամպի կենտրոնից գազի միայն 30-40 տոկոսը կազմում է աստղերը, գազի ցրումը մեծապես բարդացնում է աստղերի ձևավորման գործընթացը։ Հետեւաբար, բոլոր կուտակվածությունները սկզբնական փուլում մեծ զանգվածի կորուստ են ապրում, եւ այս փուլում բավականին մեծ մասը ամբողջովին կուտակվում է։ Այս տեսանկյունից, ցրված կուտակումների ձեւավորումը կախված է նրանից, թե արդյոք կապող աստղերը կապվում են. եթե դա այդպես չէ, ապա կուտակումների փոխարեն կդառնա ոչ մի կապ չունեցող աստղային միություն։ Եթե կուտակումները նման Պլեյադ, դեռևս լինելով ձևավորվել, ապա դա կարող է զբաղեցնել միայն 1/3 է բուն թվով աստղերի, իսկ մնացած մասը այլեւս պարտավորված լինելու շուտ գազը չի փարատվել։ Երիտասարդ աստղերը, որոնք դադարել են պատկանել հայրենի կուտակումներին, կդառնան Կաթնային ճանապարհի ընդհանուր բնակչության մի մասը։

Շնորհիվ, որ գրեթե բոլոր աստղերը ձևավորվում են կուտակումներներում, վերջինս համարվում են գալակտիկաների հիմնական կառուցվածքային բլոկները։ Ինտենսիվ գազ խորտակելով, որոնք երկուսն էլ ձեւը եւ ոչնչացնել շատ աստղերի, կուտակումներների ծնվելիս թողնում իրենց հետքը մորֆոլոգիական եւ kinematic կառույցների գալակտիկաների։ Նորաստեղծ սփռված կուտակումներների մեծ մասը 100 աստղանի բնակչություն ունի եւ 50 արեգակի զանգված։ Ամենամեծ պարկիկները կարող է ունենալ կշիռ մինչև 104 արևային (զանգվածային կուտակման Westerlund 1 գնահատվում է 5 × 104 արեւային), որը շատ մոտ է զանգվածների գնդաձև աստղակույտերի [6][8][10][13][14]: Մինչ ցրված, և գնդաձև աստղակույտեր ներկայացնում են բոլորովին այլ ձեւավորմանը, որի հայտնվելը առավել նոսր գնդաձև և բաց կուտակումներների ամենահարուստ չի կարող այնքան շատ տարբեր են։ Որոշ աստղագետներ կարծում են, որ ձևավորման հիմք այդ երկու կուտակումներների տեսակի մեկն է և նույնն է մեխանիզմ, այն տարբերությամբ, որ անհրաժեշտ պայմանները ձեւավորման համար մի շատ հարուստ գնդաձև աստղակույտերի - համարակալումը է հարյուր հազարավոր աստղերի - Ծիր Կաթինում այլեւս գոյություն չունի։

Մեկ մոլեկուլային ամպի մեկից ավելի ցրված կուտակումների ձևավորումը բնորոշ երևույթ է։ Այսպիսով, խոշոր Մագելլանում, Hodge 301 և R136 կազմված են Tarantula Nebula- ի գազից, հետեւել շարժման որ Hyades եւ մսուր, երկու ուշագրավ նրանք պարկիկները են Ծիր Կաթինի հանգեցնում է այն եզրակացության, որ նրանք նույնպես ձևավորված է նույն ամպի շուրջ 600 միլիոն տարի առաջ։ Երբեմն միաժամանակ ծնված կուտակումներները կրկնակի կուտակումներ են ձեւավորում։ Դրա վառ օրինակն է մեր Գալակտիկայի կրկնակի կուտակումների է Պերսեյա որը բաղկացած է NGC 869 եւ NGC 884 (երբեմն սխալմամբ կոչվում է «χ և h Պերսեյա», թեև h վերաբերում է հարակից աստղին և χ - ից, այնպես էլ կուտակումներներ), սակայն բացի այդ, առնվազն 10 նման կուտակումներներ հայտնի են։ Նույնիսկ ավելի բացահայտ, ովքեր մեծ ու փոքր Մագելլանային ամերով։ այդ օբյեկտները կարող են ավելի հեշտ է հայտնաբերել արտաքին համակարգերի քան մեր Գալակտիկայի, քանի որ պայմանավորված է ուժի մեջ նախագծումը հեռու են միմյանցից կուտակումների կարող տեսքը կապված են միմյանց հետ[29][30][31]։

Մորֆոլոգիա և դասակարգում խմբագրել

Ցրված կուտակումներները կարող են ներկայացնել ինչպես մի քանի աստղերի խիտ խմբեր, այնպես էլ մեծ ագլոմերացիաներ, որոնք ներառում են հազարավոր անդամներ։ Նրանք, որպես կանոն, բաղկացած են լավ տարբերակված խիտ հիմքով, շրջապատված աստղերի ավելի ցրված «պսակը»։ Հիմնական տրամագիծը սովորաբար 3-4 սվ. և պսակներ - 40 ք. լ. կուտակումների կենտրոնում ստանդարտ աստղային խտությունը 1,5 աստղ / սվ. 3 (համեմատության համար `արևի մոտակայքում այս թիվը հավասար է ~ 0.003 Sv / գ 3)։

Ցրված աստղային կուտակումներները հաճախ դասակարգվում են 1930 թվականին Ռոբերտ Թրամփլերի կողմից մշակված սխեմայով։ Դասի անվանումը, ըստ սխեմայի, բաղկացած է 3 մասից։ Առաջին մասը վերաբերում է հռոմեական թիվ I-IV թվին և նշանակում է կուտակումների համակենտրոնացումը եւ դրա հստակությունը շրջակա աստղային դաշտից (ուժեղից թույլ)[32][33][34][35][36]։ Երկրորդ մասը արաբական թվանշանն է, 1-ից 3-ը, ինչը նշանակում է, որ անդամների պայծառությունը խառնաշփոթ է (փոքրից խոշոր ցրվածից)։ Երրորդ մասը p, m կամ r տառատեսակն է, որը նշանակում է համապատասխանաբար ցածր, միջին կամ մեծ թվով աստղերի կուտակումներ։ Եթե կուտակումները գտնվում է ջրաղացին ներսում, ապա վերջում նոտան ավելացվում է ։

Օրինակ, ըստ տրյումպերովական սխեմայի, Պլեյադները դասակարգվում են որպես I3rn (բարձր խտացված, հարուստ աստղերը, կա մի nebula), և ավելի մոտ Գիադի նման են՝ ինչպես II3m (ավելի անջատված է ըավելի փոքր թվով)։

Միավորներ և բաշխում խմբագրել

 

Մեր Գալակտիկայի բացվել է ավելի քան 1000 բաց կուտակումներների, սակայն ընդհանուր թիվը կարող է լինել մինչև 10 անգամ ավելի մեծ։ Այն պարույր գալակտիկաների բաց պարկիկները սովորաբար կազմակերպվում են երկայնքով պարույրի զենքի, որտեղ գազի խտությունը բարձրագույն և, հետևաբար, առավել ակտիվ աստղանի ձեւավորման գործընթացներ տեղի են ունենում։ Նման խոչընդոտները սովորաբար ցրվում են, մինչեւ նրանք կարողանան հեռանալ թևից։ Ցրված կուտակումներները ուժեղ միտում ունեն գալակտիկական հարթության մոտ։

Անկանոն գալակտիկաների, բաց պարկիկները կարող է լինել ամենուր, թեեւ նրանց կոնցենտրացիան ավելի բարձր է, որտեղ ավելի մեծ է խտությունը գազի։ Բաց պարկիկները են նկատվում էլիպտիական գալակտիկաների, ինչպես աստղանի ձևավորման գործընթացները անցյալում են դադարել միլիոնավոր տարիներ առաջ, իսկ վերջին կուտակումներների ձևավորված, քանի որ վաղուց անհետացել է։

Բաշխումը բաց կուտակումներների մեր Գալակտիկայի կախված է տարիքից ավելի հին պարկիկները են հիմնականում խոշոր հեռավորությունների գալակտիկական կենտրոնում, և մի զգալի հեռավորության վրա գալակտիկական հարթությունում[37][38][39][40][41]։ Սա է այն պատճառով, որ գալակտիկաների կենտրոնի մոտ ավելի բարձր են հանգստյան ուժերը, որոնք նպաստում են կուտակումներների ոչնչացմանը։ մյուս կողմից, հսկա մոլեկուլային ամպերը, որոնք նույնպես հանգեցնում են ոչնչացման, կենտրոնացած են գալակտիկայի սկավառակի ներքին շրջաններում, հետևաբար, ներքին շրջաններում գտնվող կուտակումներները ոչնչացվում են ավելի վաղ տարիքից, քան արտաքին շրջաններում իրենց «գործընկերները»։

Աստղային կազմ խմբագրել

 

Պայմանավորված է այն հանգամանքով, որ ցրված աստղակույտեր սովորաբար կոտրել մինչեւ առավել իրենց աստղերի լրացնել իրենց կյանքի ցիկլի, մեծ մասը ճառագայթման կուտակումներների մի լույսի երիտասարդ տաք կապույտ աստղերի. Նման աստղերը ունեն ամենամեծ զանգվածը եւ ամենակարճ ժամկետը, տասնյակ միլիոնավոր տարիների կարգի վրա։ Ավելի հին աստղային կուտակումներները ավելի շատ դեղին աստղեր են պարունակում։

Որոշ աստղային կուտակումներներ պարունակում են կապույտ աստղեր, որոնք շատ ավելի երիտասարդ են թվում, քան մնացած կուտակումներները։ Այս կապույտ ցրված աստղերը դիտվում են գլոբուլային կուտակումներների մեջ. ենթադրվում է, որ խիտ բնակեցված կուտակումներների գնդերով դրանք ձևավորվում են բախման եւ ձևավորման աստղերի ավելի քան տաք ու զանգվածային աստղերի։ Սակայն, աստղային խտությունը բաց կուտակումներների շատ ավելի ցածր է, քան գնդակը, եւ մի շարք դիտարկվող երիտասարդ աստղերից չի կարող բացատրվել են նման բախումների։ Ենթադրվում է, որ նրանց մեծ մասը ձևավորվում է, երբ մի կրկնակի աստղ համակարգ շնորհիվ դինամիկ փոխազդեցության հետ, այլ անդամների միաձուլելով մեկ աստղ։

Երբ գործընթացը միջուկային փոքր և միջին աստղերև ծախսելով մատակարարում էին ջրածին, նրանք թափում են իրենց արտաքին շերտերը ձևավորելով մոլորակային թուման ձևավորելու սպիտակ կարլիկ[16][42][43][44]։ Նույնիսկ չնայած այն հանգամանքին, որ առավել բաց կուտակումներների արձակելու նախքան մեծամասնությունը իրենց անդամների հասնել սպիտակ փուլ, թվով սպիտակ թզուկների կուտակումներների, սովորաբար, դեռ շատ ավելի քիչ է, քան պետք է ակնկալել հիման վրա տարիքը կուտակումների եւ գնահատված նախնական բաշխման աստղերի զանգվածների ։ Մի հնարավոր բացատրությունը համար բացակայության սպիտակ թզուկների այն է, որ երբ մի կարմիր հսկա սփռում է իր և ձևավորում մոլորակային Կարլիկ, որևէ փոքր անհամաչափություն զանգվածային լիցքաթափված նյութերի կարող է պատմելով մի քանի կիլոմետր վայրկյանում, բավարար է, որպեսզի նա թողել է կուտակումների ։

Քանի որ մեծ աստղային խտության սերտ ընդունումից աստղերի բաց կուտակումներների - հազվադեպ չեն։ Մի տիպիկ կուտակումների շարք 1000 Աստղեր և շառավիղով 0,5 պկ, միջին հաշվով, յուրաքանչյուր աստղը զուգամիտել հետ մի քանի այլ յուրաքանչյուր 10 մլն տարի։ Այս անգամ անգամ ավելի խիտ կուտակումներներում։ Նման հատվածները կարող են մեծապես ազդել խնդրո առարկա մոտակա աստղային սկավառակների վրա `շատ երիտասարդ աստղերի շուրջ։ Մակընթացային հուզմունք խոշոր սկավառակների կարող է առաջացնել ձևավորմանը զանգվածային մոլորակները և դարչնագույն թզուկների, որը պետք է տեղակայված 100 և հեռավորությունների. ե կամ ավելի հիմնական աստղից։

Ճակատագիր խմբագրել

 

Շատ սփռված կուտակումներները, ըստ էության, անկայուն են։ Փոքր զանգվածի պատճառով համակարգի փախուստի արագությունը պակաս է իր բաղադրիչ աստղերի միջին արագությունից։ Այդպիսի կուտակումներները շատ արագ փչանում են մի քանի միլիոն տարի։ Շատ դեպքերում գազի երիտասարդ աստղերից ճառագայթման արտանետումը, որից կազմված ամբողջ համակարգը նվազեցնում է կուտակումների զանգվածը, որպեսզի այն շատ արագ տատանվի[45][46][47][48][49][50]։

Պարկիկները որ հետո փարատել շրջակա պետք է բավարար զանգվածային է պարտավորված, կարող է պահպանել իր ձևը, շատ տասնյակ միլիոնավոր տարիներ, սակայն ժամանակի ընթացքում ներքին և արտաքին գործընթացները, նաև հանգեցնել իրենց փլուզումից։ Մի աստղի մոտ մեկ աստղի փակ անցումը կարող է բարձրացնել աստղերից մեկի արագությունը այնքանով, որքանով այն գերազանցում է փլուզման արագությունը կուտակումներից։ Նման գործընթացները հանգեցնում են կուտակումների անդամների աստիճանական «գոլորշիացմանը» ։

Միջին կես միլիարդ տարեկան աստղային կուտակումներները զգում են արտաքին գործոնների ազդեցությունը, օրինակ, անցնելու կամ մոլեկուլային ամպի միջոցով։ Նման մոտակա հարեւանությունից կախված ուժային ուժերը, որպես կանոն, ոչնչացնում են աստղային կուտակումները։ Որպես հետևանք, այն դառնում է աստղային հոսք, քանի որ այն մեծ հեռավորությունների միջև աստղերի, ուստի խումբը չի կարելի անվանել կուտակումների, չնայած դրա բաղադրիչ աստղերը կապված են միմյանց հետ, և շարժվել նույն ուղղությամբ, միեւնույն արագությամբ։ Ժամանակահատվածը, որի միջոցով ագրեգացումը դադարում է, կախված է վերջինիս ստանդարտ ստանդարտ խտությունից։ ավելի մոտ են ապրում։ կուտակումների գնահատման կեսը (որի միջոցով կստանա սկզբնական աստղերի կեսը) փոխվում է 150-ից 800 միլիոն տարի, կախված նախնական խտությունից։

Կուտակումների դադարից հետո կախվածությունը կախված է ինքնահոսությունից, նրա բաղադրիչ աստղերից շատերը շարունակում են պահպանել իրենց արագությունը եւ շարժման ուղղությունը տիեզերքում. կլինեն այսպես կոչված աստղային միավորում (կամ աստղերի շարժիչ խումբ)։ Այնպես որ, մի քանի վառ աստղերը «շերեփ» է Մեծ շերեփ - նախկին անդամներ բաց կուտակումների, որն այսօր դարձել է ասոցիացիայի որը կոչվում է "Ursa Major Շարժվելով Group» : Ի վերջո, նրանց արագության փոքր տարբերությունների պատճառով նրանք ցրվում են Գալակտիկայում[25][27][51][52]։ Ավելի մեծ կուտակումներներ են հոսում, պայմանով, որ նույն արագություններն ու տարիքը հաստատված են, հակառակ դեպքում աստղերը համարվում են անբավարար։

Ստերլային էվոլյուցիայի ուսումնասիրություններ խմբագրել

Ցնցված կուտակումների համար Հերցսպրուն-Ռասել դիագրամում շատ աստղեր կանդրադառնան հիմնական հաջորդականությանը (GP): Որոշ կետում, որը կոչվում է շրջադարձային կետ, առավել զանգվածային աստղերը թողնում են GP-ը եւ դառնում են կարմիր հսկաներ. Այդպիսի աստղերի «հեռավորությունը» ԳՊ-ից թույլ է տալիս որոշել կուտակումների տարիքը։

Պայմանավորված է այն հանգամանքով, որ աստղերը կուտակումների են գրեթե նույն հեռավորության վրա։ Երկրի շուրջը ձևավորված,և միևնույն ժամանակ, մեկ ամպի, բոլոր տարբերությունները ակնհայտ պայծառությունը աստղերի կուտակումներների պատճառով իրենց տարբեր զանգվածի։ Սա ստիպում է ցրված աստղակույտեր շատ օգտակար օբյեկտների ուսումնասիրելու համար աստղային էվոլյուցիան, քանի որ, երբ համեմատելով բնութագրին աստղերի, շատ փոփոխականներ կարող եք վերցնել ֆիքսված է պարզ։

Օրինակ, մի ուսումնասիրություն բովանդակության լիթիումի եւ բերիլիումի ի աստղերի բաց կուտակումներների կարող է լրջորեն օգնել այն խորհուրդները էվոլյուցիայի աստղերի եւ դրանց ներքին կառուցվածքի։ Ջրածնի ատոմների չի կարող ձեւավորել հելիում ատոմների է ջերմաստիճանի ստորեւ 10 մլն K, բայց Լիթիում և բերիլիում միջուկներ ոչնչացվում են ջերմաստիճանի 2,5 միլիոնով կամ 3,5 մլն համապատասխանաբար։ Սա նշանակում է, որ դրանց բովանդակությունը ուղղակիորեն կախված է նրանից, թե որքան ուժեղ է այդ հարցը խառնվում աստղի գետերում։ կուտակումներային աստղերում դրանց բովանդակության ուսումնասիրության ժամանակ որոշվում են տարիքային և քիմիական կազմի այնպիսի փոփոխականներ[2][5][12][15][53]։

Ուսումնասիրությունները ցույց են տվել, որ այս թեթեւ տարրերի բովանդակությունը շատ ավելի ցածր է, քան կանխատեսված է աստղային էվոլյուցիայի մոդելներով։ Դրա պատճառները ամբողջովին չեն հստակեցնում. մեկ բացատրությունն այն է, որ ներքին գործերի աստղի տեղի են ունենում նյութերի արտանետումն է կոնվենցիայով գոտում կայուն գոտու ճառագայթային փոխանցման (անգլ.՝ convection overshoot):

Աստղաբանական հեռավորություն խմբագրել

 

Աստղագիտության օբյեկտների հեռավորությունների սահմանումը նրանց համար հասկանալի կետն է, սակայն նման օբյեկտների մեծամասնությունը չափազանց հեռու է չափվում ուղղակիորեն։ Ուսումն ավարտելուց աստղագիտական հեռավորությունը մասշտաբները կախված է հաջորդականությամբ և երբեմն անորոշի անուղղակի չափումներ վերաբերյալ առաջիկա առաջին օբյեկտների, որոնք տարածությունները կարող են չափվել անմիջականորեն, եւ ապա ավելի ու ավելի հեռու. : Ցրված աստղային կուտակումներները այս աստիճանի ամենակարևոր քայլն են։

Մոտակա կուտակումներների հեռավորությունը կարելի է չափել անմիջապես երկու տարբերակներից մեկի մեջ։ Նախ, որովհետեւ ամենամոտ պարկիկները աստղերի կարող է որոշել (մի փոքր տարահանումը է տեսանելի օբյեկտի ընթացքում տարվա պայմանավորված է միջնորդությամբ Երկրի ուղեծիր է արեւի), քանի որ սովորաբար արվում է անհատական աստղերի։ Մի քանի այլ ժողովներ մոտակայքում, 500 ք. տարի բավականին մոտ են, որ նրանց համար այդպիսի մեթոդը հստակ արդյունքներ է տվել, եւ Հիպպարուսի արբանյակից ստացված տվյալները հնարավորություն են տալիս մի շարք կուտակումներների համար ճշգրիտ հեռավորություններ ստեղծել։

Մեկ այլ ուղղակի մեթոդ է, այսպես կոչված, կուտակումներների շարժման մեթոդը։ Այն հիմնված է այն հանգամանքի վրա, որ կլաստրի աստղերը կիսում են միջավայրի տարածման ընդհանուր պարամետրերը։ կուտակումների անդամների միջնորդությունների չափումը և երկնքում իրենց ակնհայտ շարժումը քարտեզագրելու հնարավորությունը հնարավորություն կտա հաստատել, որ նրանք միավորվում են մի կետում։ կուտակումներային աստղերի ճառագայթման արագությունները կարող են որոշվել Դոպլերի տեղաշարժերի չափումներից `դրանց սպեկտրերում. երբ բոլոր երեք պարամետրերը - ճառագայթային արագություն, պատշաճ միջնորդությունը եւ անկյունային հեռավորությունից կուտակումների է իր անհետացման եզրին գտնվող կետի `հայտնի, պարզ հաշվարկները թույլ կտա հաշվարկել հեռավորությունը պարզ։ Այս մեթոդի կիրառման ամենահայտնի դեպքը վերաբերում էր Hyades- ին և թույլ տվեց որոշել նրանց հեռավորությունը 46.3 պարսեկում։

Երբ մոտակայքում գտնվող կուտակումներների հեռավորությունը հաստատված է, այլ մեթոդներ կարող են երկարացնել հեռավոր սանդղակը ավելի հեռավոր կուտակումներների համար։ Համեմատելով հիմնական հաջորդականությունը աստղերը Hertzsprung - Ռասել է կուտակումների, որ հեռավորությունը, որի հայտնի է, համապատասխան աստղերի ավելի հեռավոր կուտակումներների, դա հնարավոր է որոշել հեռավորությունը դեպի անցյալ։ Մոտ հայտնի կուտակումների - Hyades: թեև խումբը աստղերի Ursa մայոր մոտ կեսը, քանի որ հեռու է, բայց դա դեռ մի աստղային ասոցիացիա, այլ ոչ թե գերբնակվածություն, քանի որ այն աստղերը gravitationally պարտավորված են միմյանց։ Մեր Գալակտիկայում հայտնի ցրված կուտակումներների ամենափոքր հեռավորությունը Բերկլի 29-ն է, հեռավորությունը մոտ 15,000 պարսեկ է։ Բացի այդ, ցրված կուտակումներները կարող են հեշտությամբ հայտնաբերվել Տեղական խմբի բազմաթիվ գալակտիկաներում[1][3][17][54][55]։

Ճշգրիտ գիտելիքները հեռավորության վրա բաց կուտակումներների կենսական նշանակություն ունի calibration, կախված »ժամանակահատված, - փայլ», որը գոյություն ունի փոփոխական աստղերի, ինչպիսիք են Cepheids եւ աստղերի RR Lyrae, որը կարող է օգտագործել դրանք որպես «ստանդարտ մոմեր»։ Այս հզոր աստղերը կարելի է տեսնել մեծ հեռավորության վրա եւ օգնությամբ տարածքի հետագա տարածման համար `տեղական խմբի մոտակա գալակտիկաներին։

Ծանոթագրություններ խմբագրել

  1. ↑ 1,0 1,1 Karttunen Hannu et al. Fundamental astronomy. — 4th ed.. — Springer, 2003. — С. 321. — (Physics and Astronomy Online Library). — ISBN 3-540-00179-4
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Frommert Hartmut, Kronberg Christine (2007 թ․ օգոստոսի 27). «Open Star Clusters». SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. Արխիվացված օրիգինալից 2013 թ․ հունվարի 14-ին. Վերցված է 2013 թ․ հունվարի 7-ին.
  3. ↑ 3,0 3,1 Payne-Gaposchkin C. Stars and clusters. — Cambridge, Mass.: Harvard University Press, 1979. — ISBN 0-674-83440-2
  4. ↑ 4,0 4,1 Moore Patrick, Rees Robin Patrick Moore's Data Book of Astronomy. — 2nd ed. — Cambridge University Press, 2011. — С. 339. — ISBN 0-521-89935-4
  5. ↑ 5,0 5,1 Jones Kenneth Glyn Messier's nebulae and star clusters. — 2nd ed. — Cambridge University Press, 1991. — Т. 2. — С. 6–7. — (Practical astronomy handbook). — ISBN 0-521-37079-5
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 Kaler James B. Cambridge Encyclopedia of Stars. — Cambridge University Press, 2006. — С. 167. — ISBN 0-521-81803-6
  7. ↑ 7,0 7,1 Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos. — BenBella Books, 2009. — С. 128. — ISBN 1-933771-59-3
  8. ↑ 8,0 8,1 Галилей Г. Звёздный вестник // Избранные труды в двух томах / Пер. и прим. И. Н. Веселовского. — М.: Наука, 1964. — Т. 1. — С. 37.
  9. ↑ 9,0 9,1 Fodera-Serio G., Indorato L., Nastasi P. Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology // Journal for the History of Astronomy. — 1985. — Т. 16. — № 1. — С. 1. — Bibcode: 1985JHA....16....1F
  10. ↑ 10,0 10,1 Jones K. G. Some Notes on Hodierna's Nebulae // Journal of the History of Astronomy. — 1986. — Т. 17. — № 50. — С. 187–188. — Bibcode: 1986JHA....17..187J
  11. ↑ 11,0 11,1 Chapman A. William Herschel and the Measurement of Space // Royal Astronomical Society Quarterly Journal. — 1989. — Т. 30. — № 4. — С. 399–418. — Bibcode: 1989QJRAS..30..399C
  12. ↑ 12,0 12,1 Michell J. An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation // Philosophical Transactions. — 1767. — Т. 57. — С. 234–264. — doi:10.1098/rstl.1767.0028 — Bibcode: 1767RSPT...57..234M
  13. ↑ 13,0 13,1 Hoskin M. Herschel, William's Early Investigations of Nebulae - a Reassessment // Journal for the History of Astronomy. — 1979. — Т. 10. — С. 165–176. — Bibcode: 1979JHA....10..165H
  14. ↑ 14,0 14,1 Hoskin M. Herschel's Cosmology // Journal of the History of Astronomy. — 1987. — Т. 18. — № 1. — С. 20. — Bibcode: 1987JHA....18....1H
  15. ↑ 15,0 15,1 Bok Bart J., Bok Priscilla F. The Milky Way. — 5th ed. — Harvard University Press, 1981. — С. 136. — (Harvard books on astronomy). — ISBN 0-674-57503-2
  16. ↑ 16,0 16,1 Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy. — Princeton: Princeton University Press, 1998. — С. 377. — (Princeton series in astrophysics). — ISBN 978-0-691-02565-0
  17. ↑ 17,0 17,1 Basu Baidyanath An Introduction to Astrophysics. — PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. — С. 218. — ISBN 81-203-1121-3
  18. ↑ 18,0 18,1 Trumpler R. J. Spectral Types in Open Clusters // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1925. — Т. 37. — № 220. — С. 307. — doi:10.1086/123509 — Bibcode: 1925PASP...37..307T
  19. ↑ 19,0 19,1 Barnard E. E. Micrometric measures of star clusters // Publications of the Yerkes Observatory. — 1931. — Т. 6. — С. 1-106. — Bibcode: 1931PYerO...6....1B
  20. ↑ 20,0 20,1 Van Maanen A. No. 167. Investigations on proper motion. Furst paper: The motions of 85 stars in the neighborhood of Atlas and Pleione // Contributions from the Mount Wilson Observatory. — Carnegie Institution of Washington, 1919. — Т. 167. — С. 1–15. — Bibcode: 1919CMWCI.167....1V
  21. ↑ 21,0 21,1 Van Maanen A. Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster // Astrophysical Journal. — 1945. — Т. 102. — С. 26–31. — doi:10.1086/144736 — Bibcode: 1945ApJ...102...26V
  22. ↑ 22,0 22,1 Strand K. Aa. Hertzsprung's Contributions to the HR Diagram // The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, held November 2, 1977 / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (editors). — National Academy of Sciences, Washington, DC, 1977. — С. 55–59.
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 23,3 23,4 Lada C. J. The physics and modes of star cluster formation: observations // Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. — 2010. — Т. 368. — № 1913. — С. 713–731. — doi:10.1098/rsta.2009.0264 — Bibcode: 2010RSPTA.368..713L — 0911.0779
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana Star formation in molecular clouds - Observation and theory // Annual review of astronomy and astrophysics. — 1987. — Т. 25. — С. 23–81. — doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 — Bibcode: 1987ARA&A..25...23S
  25. ↑ 25,0 25,1 Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1991. — Т. 249. — С. 76–83. — Bibcode: 1991MNRAS.249...76B
  26. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades(անգլ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 2001. — Т. 321. — № 4. — С. 699—712. — doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x — Bibcode: 2001MNRAS.321..699K — astro-ph/0009470
  27. ↑ 27,0 27,1 Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas // The Astrophysical Journal. — 1997. — Т. 480. — № 1. — С. 235–245. — doi:10.1086/303966 — Bibcode: 1997ApJ...480..235E
  28. ↑ Thies I. et al. Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks // The Astrophysical Journal. — 2010. — Т. 717. — № 1. — С. 577–585. — doi:10.1088/0004-637X/717/1/577 — Bibcode: 2010ApJ...717..577T — 1005.3017
  29. ↑ Hanson R. B. A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster // Astronomical Journal. — 1975. — Т. 80. — С. 379–401. — doi:10.1086/111753 — Bibcode: 1975AJ.....80..379H
  30. ↑ Bragaglia A., Held E. V., Tosi M. Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29 // Astronomy and Astrophysics. — 2005. — Т. 429. — № 3. — С. 881–886. — doi:10.1051/0004-6361:20041049 — Bibcode: 2005A&A...429..881B — astro-ph/0409046
  31. ↑ Rowan-Robinson M. The extragalactic distance scale // Space Science Reviews. — 1988. — Т. 48. — № 1-2. — С. 1-71. — ISSN 0038-6308. — doi:10.1007/BF00183129 — Bibcode: 1988SSRv...48....1R
  32. ↑ De Maria F. «Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare». L'evoluzione stellare (իտալերեն). O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Արխիվացված է օրիգինալից 2013 թ․ հունվարի 14-ին. Վերցված է 2013 թ․ հունվարի 8-ին.
  33. ↑ VandenBerg D. A., Stetson P. B. On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2004. — Т. 116. — № 825. — С. 997–1011. — doi:10.1086/426340 — Bibcode: 2004PASP..116..997V
  34. ↑ Brown A. G. A. Open clusters and OB associations: a review // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. — 2001. — Т. 11. — С. 89–96. — Bibcode: 2001RMxAC..11...89B
  35. ↑ Keel B. «The Extragalactic Distance Scale». Galaxies and the Universe. Department of Physics and Astronomy - University of Alabama. Արխիվացված օրիգինալից 2013 թ․ հունվարի 14-ին. Վերցված է 2013 թ․ հունվարի 8-ին.
  36. ↑ Percival S. M., Salaris M., Kilkenny D. The open cluster distance scale - A new empirical approach // Astronomy & Astrophysics. — 2003. — Т. 400. — № 2. — С. 541–552. — doi:10.1051/0004-6361:20030092 — Bibcode: 2003A&A...400..541P — astro-ph/0301219
  37. ↑ Hills J. G. The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations // Astrophysical Journal. — 1980. — Т. 235. — № 1. — С. 986–991. — doi:10.1086/157703 — Bibcode: 1980ApJ...235..986H
  38. ↑ de La Fuente, M.R. Dynamical Evolution of Open Star Clusters // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1998. — Т. 110. — № 751. — С. 1117–1117. — doi:10.1086/316220 — Bibcode: 1998PASP..110.1117D
  39. ↑ Soderblom David R., Mayor Michel Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group // Astronomical Journal. — 1993. — Т. 105. — № q. — С. 226–249. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/116422 — Bibcode: 1993AJ....105..226S
  40. ↑ Majewski S. R., Hawley S. L., Munn J. A. Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo // ASP Conference Series. — 1996. — Т. 92. — С. 119. — Bibcode: 1996ASPC...92..119M
  41. ↑ Sick Jonathan, de Jong R. S. A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies // Bulletin of the American Astronomical Society. — 2006. — Т. 38. — С. 1191. — Bibcode: 2006AAS...20921105S
  42. ↑ van den Bergh S., McClure R. D. Galactic distribution of the oldest open clusters // Astronomy & Astrophysics. — 1980. — Т. 360. — № 88. — Bibcode: 1980A&A....88..360V
  43. ↑ Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Formation of Blue Stragglers in Open Clusters // Bulletin of the American Astronomical Society. — 2003. — Т. 35. — С. 1343. — Bibcode: 2003AAS...203.8504A
  44. ↑ Fellhauer M. et al. The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes // The Astrophysical Journal. — 2003. — Т. 595. — № 1. — С. L53–L56. — doi:10.1086/379005 — Bibcode: 2003ApJ...595L..53F — astro-ph/0308261
  45. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt H. C. Probable binary open star clusters in the Galaxy // Astronomy and Astrophysics. — 1995. — Т. 302. — С. 86–89. — Bibcode: 1995A&A...302...86S
  46. ↑ Nilakshi S. R., Pandey A. K., Mohan V. A study of spatial structure of galactic open star clusters // Astronomy and Astrophysics. — 2002. — Т. 383. — № 1. — С. 153–162. — doi:10.1051/0004-6361:20011719 — Bibcode: 2002A&A...383..153N
  47. ↑ Trumpler R. J. Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters // Lick Observatory bulletin. — Berkeley: University of California Press, 1930. — Т. 14. — № 420. — С. 154–188. — Bibcode: 1930LicOB..14..154T
  48. ↑ Dias W. S., Alessi B. S., Moitinho A., Lépine J. R. D. New catalogue of optically visible open clusters and candidates // Astronomy and Astrophysics. — 2002. — Т. 389. — С. 871–873. — doi:10.1051/0004-6361:20020668 — Bibcode: 2002A&A...389..871D — astro-ph/0203351
  49. ↑ Janes K. A., Phelps R. L. The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk // The Astronomical Journal. — 1994. — Т. 108. — С. 1773–1785. — doi:10.1086/117192 — Bibcode: 1994AJ....108.1773J
  50. ↑ Hunter D. Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1997. — Т. 109. — С. 937–950. — doi:10.1086/133965 — Bibcode: 1997PASP..109..937H
  51. ↑ Kroupa P. The Fundamental Building Blocks of Galaxies // Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576)", October 4–7, 2004 / C. Turon, K. S. O'Flaherty, M. A. C. Perryman (editors). —Observatoire de Paris-Meudon, 2005. — С. 629. — astro-ph/0412069
  52. ↑ Eggen O. J. Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1960. — Т. 120. — С. 540–562. — Bibcode: 1960MNRAS.120..540E
  53. ↑ Neata E. «Open Star Clusters: Information and Observations». Night Sky Info. Արխիվացված օրիգինալից 2013 թ․ հունվարի 14-ին. Վերցված է 2013 թ․ հունվարի 8-ին.
  54. ↑ Friel Eileen D. The Old Open Clusters Of The Milky Way // Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics. — 1995. — С. 381—414. — ISBN 3-540-00179-4. — doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121 — Bibcode: 1995ARA&A..33..381F
  55. ↑ Johnson Harold L. The Galactic Cluster, NGC 2244 // Astrophysical Journal. — 1962. — Т. 136. — С. 1135. — doi:10.1086/147466 — Bibcode: 1962ApJ...136.1135J
Ստացված է «https://hy.wikipedia.org/w/index.php?title=Ցրված_աստղային_կուտակումներ&oldid=9488339» էջից