Википедија

Расеано ѕвездено јато

Расеано ѕвездено јато (растурено ѕвездено јато) — вид на ѕвездено јато направено од десетици до неколку илјади ѕвезди кои се формирани од истиот џиновски молекуларен облак и имаат приближно иста старост. Повеќе од 1.100 расеани јата биле откриени во рамките на галаксијата Млечен Пат, а се смета дека постојат многу повеќе.[1] Секое од нив е лабаво поврзано со взаемна гравитациска привлечност и станува нарушено од блиски средби со други јата и меѓуѕвездени облаци додека орбитираат околу Галактичкото Средиште. Ова може да резултира со губење на членовите на јатото преку внатрешни блиски средби и дисперзија во главното тело на галаксијата.[2] Расеаните јата генерално преживуваат неколку стотици милиони години, а најмасивните преживуваат неколку милијарди години. Спротивно на тоа, помасивните збиени јата вршат посилна гравитациска привлечност врз своите членови и можат да преживеат подолго. Расеаните јата се пронајдени само во спирални и неправилни галаксии, во кои се случува активна ѕвездообразба.[3]

Расеано јато
Плејадите се едно од најпознатите расеани јата.
Карактеристики
ТипЛабаво јато од ѕвезди
Полемина< 30 с.г. во пречник
Густина~ 1.5 ѕвезди/кубик с.г.
Надворешни врски
inline Media category
inline Q11387
Additional Information

Младите расеани јата може да бидат содржани во молекуларниот облак од кој се формирале, осветлувајќи го за да создаде H II-подрачје.[4] Со текот на времето, зрачниот притисок од јатото ќе го растера молекуларниот облак. Вообичаено, околу 10% од масата на гасниот облак ќе се спои во ѕвезди пред притисокот на радијацијата да го оддалечи остатокот од гасот.

Расеаните јата се клучни објекти во проучувањето на ѕвездениот развој. Бидејќи членовите на јатото се со слична старост и хемиски состав, нивните својства (како растојание, старост, металичност, згаснување и брзина) полесно се одредуваат отколку за изолираните ѕвезди.[1] Голем број расеани јата, како што се Плејадите, Хијадите и Алфа Персеј, се видливи со голо око. Некои други, како што е Двојното јато, едвај се воочливи без инструменти, додека многу повеќе може да се видат со помош на двогледи или телескопи. Јатото „Дива Патка“, М11, е пример за тоа.[5]

Историски опсервации

уреди
 
Мозаик од 30 расеани јата откриен од податоците на VISTA. Расеаните јата биле скриени од прашината на Млечниот Пат.[6] Извор: ЕЈО.

Истакнатото расеано јато Плејади, во соѕвездието Бик, е идентификувано како група ѕвезди уште од антиката, додека Хијадите (кои исто така се дел од Бик) се едно од најстарите расеани јата. Други расеани јата биле забележани од раните астрономи како нерешени и нејасни делови од светлина. Во својот Алмагест, римскиот астроном Птоломеј ги спомнува јатото Јасли, Двојното Јато во Персеј, ѕвезденото јато Коса и јатото Птоломеј, додека персискиот астроном ел-Суфи напишал за јатото Омикрон Едро.[7] Сепак, ќе биде потребно нов пронајдок за да преку телескоп за се разрешат овие „маглини“ во нивните составни ѕвезди.[8] Во 1603 година Јохан Бајер додал три ознаки за овие јата како да се единечни ѕвезди.[9].

 
Резонантното ѕвездено јато NGC 3590 [10]

Првиот човек што користел телескоп за да го набљудува ноќното небо и да ги забележи своите набљудувања бил италијанскиот научник Галилео Галилеј во 1609 година. Кога го свртел телескопот кон некои од немаглините дамки забележани од Птоломеј, тој открил дека тие не се една ѕвезда, туку здруженија од многу ѕвезди. За јатото Јасли тој пронашол повеќе од 40 ѕвезди. Онаму каде што претходно набљудувачите забележале само 6-7 ѕвезди во Плејадите, тој нашол речиси 50.[11] Во својот трактат од 1610 година, Sidereus Nuncius, Галилео Галилеј напишал: „галаксијата не е ништо друго туку маса од безброј ѕвезди засадени заедно во јата“.[12] Под влијание на работата на Галилео, сицилијанскиот астроном Џовани Ходиерна станал веројатно првиот астроном кој користел телескоп за да пронајде претходно неоткриени расеани јата.[13] Во 1654 година, тој ги идентификувал објектите кои денес се означени како Месје 41, Месје 47, NGC 2362 и NGC 2451..[14]

Уште во 1767 година било забележано дека ѕвездите во јатото се физички поврзани, кога англискиот натуралист[15], Џон Мишел пресметал дека веројатноста дури и само една група ѕвезди како Плејадите да биде резултат на случајно порамнување гледано од Земјата, било 1 на 496.000.[16] Помеѓу 1774 и 1781 година, францускиот астроном Шарл Месје објавил каталог на небесни објекти кои имале небулозен изглед сличен на комети. Овој каталог вклучувал 26 расеани јата.[9] Во 1790-тите, англискиот астроном Вилијам Хершел започнал опсежно проучување за небулозни небесни тела. Тој открил дека голем дел од овие карактеристики може да се решат во групирања на поединечни ѕвезди. Хершел ја смислил идејата дека ѕвездите првично биле расфрлани низ вселената, но подоцна станале групирани заедно како ѕвездени системи поради гравитациската привлечност.[17] Тој ги поделил маглините на осум класи, при што класите VI до VIII се користат за класификација на јата од ѕвезди.[18]

 
NGC 265, расеано ѕвездено јато во Малиот Магеланов Облак

Бројот на познати јата продолжил да се зголемува под напорите на астрономите. Стотици расеани јата биле наведени во Новиот општ каталог, првпат објавен во 1888 година од данско-ирскиот астроном Јохан Лудвиг Емил Дрејер, и двата дополнителни изданија на Нов општ каталог, објавени во 1896 и 1905 година.[9] Телескопските набљудувања откриле два различни типа на јата, од кои едното содржело илјадници ѕвезди во редовна сферична распространетост и било пронајдено насекаде низ небото, но преференцијално кон средиштето на Млечниот Пат.[19] Другиот тип се состоел од генерално поретко население на ѕвезди во понеправилна форма. Тие генерално биле пронајдени во или во близина на галактичката рамнина на Млечниот Пат.[20][21] Астрономите ги нарекле првите збиени јата, а вторите расеани јата. Поради нивната местоположба, расеаните јата повремено се нарекуваат галактички јата, термин кој бил воведен во 1925 година од швајцарско-американскиот астроном Роберт Јулиј Трамплер.[22]

Микрометарските мерења на местоположбите на ѕвездите во јата биле направени уште во 1877 година од страна на германскиот астроном Е. Шенфелд и дополнително следени од американскиот астроном Едвард Барнард пред неговата смрт во 1923 година.[23]. Ниту еден показател за движење на ѕвездите не бил откриен со овие напори. Меѓутоа, во 1918 година, холандско-американскиот астроном Адријан ван Манен успеал да го измери правилното движење на ѕвездите во дел од јатото Плејади со споредување на фотографски плочи направени во различни времиња.[24] Како што астрометријата станала попрецизна, било откриено дека ѕвездите од јатото имаат заедничко сопствено движење низ вселената. Со споредување на фотографските плочи на јатото Плејади направени во 1918 година со слики направени во 1943 година, ван Манен успеал да ги идентификува оние ѕвезди кои имале сопствено движење слично на средното движење на јатото, и затоа имале поголема веројатност да бидат членови.[25] Спектроскопските мерења откриле заеднички радијални брзини, покажувајќи на тој начин дека јатата се состојат од ѕвезди поврзани заедно како група.[1]

Првите дијаграми со големина на боја на расеани јата биле објавени од Ејнар Херцшпрунг во 1911 година, давајќи го заплетот за ѕвездените јата Плејади и Хијади. Тој ја продолжил оваа работа на расеани јата во следните дваесет години. Од спектроскопски податоци, тој можел да ја одреди горната граница на внатрешните движења за расеаните јата и можел да процени дека вкупната маса на овие тела не надминува неколку стотици пати поголема од сончевата маса. Тој прикажал врска помеѓу боите на ѕвездите и нивните величини, а во 1929 година забележал дека јатата Хијади и Јасли имаат различно ѕвездено население од Плејадите. Ова последователно започнало да се толкува како разлика во возраста од трите јата.[26]

Формирање

уреди
 
Инфрацрвената светлина го открива густото расеано јато кое се формира во срцето на маглината Орион.

Формирањето на расеано започнува со колапс на дел од џиновски молекуларен облак, ладен густ облак од гас и прашина што содржи до илјадници пати поголема сончева маса. Овие облаци имаат густина која варира од 102 до 106 молекули неутрален водород на cm3, при што формирањето на ѕвезди се случува во подрачја со густина над 104 молекули на cm3. Вообичаено, само 1-10% од облакот по волумен е над последната густина.[27] Пред колапсот, овие облаци ја одржуваат својата механичка рамнотежа преку магнетни полиња, турбуленции и вртење.[28]

Голем беој на фактори може да ја нарушат рамнотежата на џиновскиот молекуларен облак, предизвикувајќи колапс и иницирајќи излив на ѕвездообразба што може да резултира со расеано јато. Тие вклучуваат ударни бранови од блиската супернова, судири со други облаци и гравитациони заемни дејства. Дури и без надворешни предизвикувачи, подрачјата на облакот можат да достигнат услови каде што стануваат нестабилни против колапс. Облачното подрачје што се распаѓа ќе претрпи хиерархиска фрагментација на уште помали купчиња, вклучително и особено густа форма позната како инфрацрвени темни облаци, што на крајот ќе доведе до формирање до неколку илјади ѕвезди. Оваа ѕвездена формација започнува обвиткана во облакот што се распаѓа, блокирајќи ги протоѕвездите од видот, но дозволувајќи инфрацрвено набљудување..[27] Во галаксијата Млечен Пат, стапката на формирање на расеани јата се проценува дека е едно на неколку илјади години..[29]

 
Таканаречените „Столбови на Создавањето“, подрачје на маглината Орел каде што молекуларниот облак испарува од млади, масивни ѕвезди

Најжешките и најмасивните од новоформираните ѕвезди (познати како OB- ѕвезди) ќе испуштаат интензивно ултравиолетово зрачење, кое постојано го јонизира околниот гас на џиновскиот молекуларен облак, формирајќи H II-подрачје. Ѕвездените ветрови и зрачниот притисок од масивните ѕвезди почнуваат да го оддалечуваат врелиот јонизиран гас со брзина што одговара на брзината на звукот во гасот. По неколку милиони години, јатото ќе ја доживее својата прва супернова со колапс на јадрото, која исто така ќе исфрли гас од околината. Во повеќето случаи, овие процеси ќе го одземат јатото од гас во рок од десет милиони години, и нема да се случи понатамошна ѕвездообразба. Сепак, околу половина од добиените протоѕвездени тела ќе останат опкружени со околуѕвездени дискови, од кои многу формираат насобирачки дискови.[27]

Бидејќи само 30 до 40 проценти од гасот во јадрото на облакот формира ѕвезди, процесот на исфрлање на преостанатиот гас е многу штетен за процесот на ѕвездообразба. Така, сите јата претрпуваат значително губење на тежината на новоформираните ѕвезди, додека голем дел се подложени на згаснување односно смртност на новоформираните ѕвезди. Во овој момент, формирањето на расеано јато ќе зависи од тоа дали новоформираните ѕвезди се гравитациски поврзани една со друга; инаку ќе резултира со создавање на неповрзанн ѕвездено здружение. Дури и кога ќе се формира јато како што е Плејадите, може да се задржи само на една третина од првобитните ѕвезди, а остатокот ќе стане неврзано откако ќе се исфрли гасот.[30] Младите ѕвезди, така ослободени од нивното натално јато, стануваат дел од населението на галактичкото поле.[27]

Бидејќи повеќето, ако не и сите ѕвезди се формираат во јата, ѕвездените јата треба да се гледаат како основни градежни блокови на галаксиите. Насилните настани со исфрлање на гас што обликуваат и уништуваат многу ѕвездени јата при раѓањето оставаат свој отпечаток во морфолошките и кинематичките структури на галаксиите..[31] Поголемиот дел од расеаните јата се формираат со најмалку 100 ѕвезди и маса од 50 или повеќе сончеви маси. Најголемите јата може да имаат над 104 сончеви маси, при што масивното јато Вестерлунд 1 се проценува на 5 × 104 сончеви маси и R136 на речиси 5 x 105, типично за збиените јата.[27] Додека расеаните јата и глобуларните јата формираат две прилично различни групи, можеби нема да има голема внатрешна разлика помеѓу многу реткото збиено јато како што е Паломар 12 и многу богато расеано јато. Некои астрономи веруваат дека двата типа на ѕвездени јата се формираат преку истиот основен механизам, со разликата што во Млечниот Пат повеќе не преовладуваат условите што дозволиле формирање на многу богати збиени јата кои содржат стотици илјади ѕвезди.[32]

Вообичаено е две или повеќе одделни расеани јата да се формираат од ист молекуларен облак. Во Големиот Магеланов Облак, и Хоџ 301 и R136 се формирале од гасовите на маглината Тарантула, додека во нашата сопствена галаксија, следејќи го движењето низ просторот на Хијадите и Јаслите, две истакнати блиски расеани јата, сугерира дека тие се формирале во истиот облак пред околу 600 милиони години.[33] Понекогаш, две јата родени во исто време ќе формираат двојно јато. Најпознат пример во Млечниот Пат е двојното јато на NGC 869 и NGC 884 (исто така познато како h и χ Персеј), но се знае дека постојат уште најмалку 10 двојни јата.[34] Новото истражување покажува дека M25 -домаќин на Кефеидите може да претставува тројно ѕвездено јато заедно со NGC 6716 и Колиндер 394.[35] Многу повеќе двојни јата се познати во Малите и Големите Магеланови облаци - тие се полесни за откривање во надворешните системи отколку во нашата сопствена галаксија бидејќи ефектите на проекцијата може да предизвикаат неповрзани јата во Млечниот Пат да се појавуваат блиску еден до друг.

Морфологија и класификација

уреди
 
NGC 2367 е младо ѕвездено здружение кое се наоѓа во средината на огромна и древна структура на маргините на Млечниот Пат.[36]

Расеаните јата се движат од многу ретки јата со само неколку членови до големи агломерации кои содржат илјадници ѕвезди. Тие обично се состојат од прилично различно густо јадро, опкружено со подифузна „корона“ од членови на јатото. Јадрото е обично околу 3-4 светлосни години, при што короната се протега на околу 20 светлосни години од средиштето на јатото. Типичната густина на ѕвездите во средиштето јатото е околу 1,5 ѕвезди на кубна светлосна година; ѕвездената густина во близина на Сонцето е околу 0,003 ѕвезди на кубна светлосна година.[37]

Расеаните јата често се класифицираат според модел кој бил развиен од Роберт Трамплер во 1930 година. Трамплеровиот модел му дава на јатото ознака од три дела, со римски број од I-IV за малку до многу различни, арапски број од 1 до 3 за опсегот на осветленоста на членовите (од мал до голем опсег) и p, m илиr r за да означи дали јатото е сиромашно, средно или богато со ѕвезди. Доколку јатото се наоѓа во маглина, се дава ознаката n.[38]

Според моделот на Трамплер, Плејадите се класифицирани како I3rn, а блиските Хијади се класифицирани како II3m.

Броеви и распространетост

уреди
 
NGC 346, расеано јато во Малиот Магеланов Облак

Постојат повеќе од 1.100 познати расеани јата во Млечниот Пат, но вистинската вкупна сума може да биде и до десет пати поголема од тоа..[39] Во спиралните галаксии, расеаните јата во голема мера се наоѓаат во спиралните краци каде густината на гасот е најголема и затоа се случува најголем дел од формирањето на ѕвезди, а ѕвездите обично се распрснуваат пред да имаат време да патуваат подалеку од нивниот спирален крак. Расеаните јата се силно концентрирани блиску до галактичката рамнина, со скална висини во Млечниот Пат од околу 180 светлосни години, во споредба со галактички полупречник од приближно 50.000 светлосни години.[40]

Во неправилните галаксии, расеани јата може да се пронајдат низ целата галаксија, иако нивната концентрација е најголема таму каде што густината на гасот е најголема.[41] Расеаните јата не се гледаат во елиптични галаксии: Ѕвезденото формирање престанало пред многу милиони години во елиптичните галаксии, па така расеаните јата кои биле првично присутни одамна се распрснале.[42]

Во галаксијата Млечен Пат, распределбата на јата зависи од возраста, при што постарите јата се преференцијално пронајдени на поголеми растојанија од Галактичкото Средиште, генерално на значителни растојанија над или под галактичката рамнина.[43] Плимните сили се посилни поблиску до средиштето на галаксијата, зголемувајќи ја стапката на прекин на јата, а исто така и џиновските молекуларни облаци кои предизвикуваат нарушување на јата се концентрирани кон внатрешните подрачја на галаксијата, така што јатата во внатрешните подрачја на галаксијата имаат тенденција да се распрснат на помлада возраст од нивните колеги во надворешните региони..[44]

Ѕвездена композиција

уреди
 
Јато од ѕвезди стари неколку милиони години долниот десен дел ја осветлува маглината Тарантула во Големиот Магеланов Облак.

Бидејќи расеаните јата имаат тенденција да се распрснуваат пред повеќето од нивните ѕвезди да стигнат до крајот на нивниот живот, светлината од нив има тенденција да биде доминирана од младите, жешки сини ѕвезди. Овие ѕвезди се најмасивни и имаат најкраток животен век, неколку десетици милиони години. Постарите отворени јата имаат тенденција да содржат повеќе жолти ѕвезди.[45]

Било забележано дека честотата на двојни ѕвездени системи е поголема во расеаните јата отколку надвор од расеаните јата. Ова се смета за доказ дека поединечните ѕвезди се исфрлаат од расеани јата поради динамички заемни дејства.[46]

Некои расеани јата содржат топли сини ѕвезди ко и се смета дека се многу помлади од останатиот дел од јатото. Овие сини ѕвезди биле забележани и во збиените јата, а во многу густите јадра на збиените јата се верува дека се појавуваат кога ѕвездите се судираат, формирајќи многу пожешка, помасивна ѕвезда. Меѓутоа, ѕвездената густина во расеаните јата е многу помала од онаа во збиените јата, а судирите на ѕвездите не можат да го објаснат бројот на забележани сини ѕвезди. Наместо тоа, се смета дека повеќето од нив веројатно потекнуваат кога динамичките заемни дејства со други ѕвезди предизвикуваат двоен систем да се спои во една ѕвезда..[47]

Откако ќе го исцрпат снабдувањето со водород преку јадрено соединување, ѕвездите со средна до мала маса ги отфрлаат своите надворешни слоеви за да формираат планетарна маглина и се развиваат во бели џуџиња. Додека повеќето јата се распрснуваат пред голем дел од нивните членови да стигнат до фазата на бело џуџе, бројот на бели џуџиња во расеаните јата сè уште е генерално многу помал отколку што би се очекувало, со оглед на староста на јатото и очекуваната почетна масовна распространетост на ѕвездите. Едно можно објаснување за недостатокот на бели џуџиња е дека кога црвениот џин ќе ги исфрли своите надворешни слоеви за да стане планетарна маглина, малата асиметрија во губењето на материјалот може да ѝ даде на ѕвездата „удар“ од неколку километри во секунда, доволно за да биде исфрлена од јатото.[48]

Поради нивната висока густина, чести се блиските средби помеѓу ѕвездите во расеаното јато. За типично јато со 1.000 ѕвезди со 0,5 парсеци полумасен полупречник, во просек една ѕвезда ќе има средба со друг член на секои 10 милиони години. Стапката е уште поголема кај погустите јата. Овие средби може да имаат значително влијание врз проширените околуѕвездени дискови од материјал што опкружуваат многу млади ѕвезди. Плимните растројства на големите дискови може да резултираат со формирање на масивни планети и кафеави џуџиња, создавајќи придружници на растојанија од 100 АЕ или повеќе од ѕвездата домаќин[49].

Евентуална судбина

уреди
 
NGC 604 во галаксијата Триаголник е многу масивно расеано јато опкружено со H II-подрачје.

Голем број на расеани јата се природно нестабилни, со доволно мала маса што брзината на бегство на системот е помала од просечната брзина на ѕвездите што ги сочинуваат. Овие јата брзо ќе се распрснуваат во рок од неколку милиони години. Во многу случаи, согорувањето на гасот од кој јатото се формирало од зрачниот притисок на жешките млади ѕвезди ја намалува масата на јатото доволно за да овозможи брзо распрснување.[50]

Јатата кои имаат доволно маса за да бидат гравитациски поврзани откако околната маглина ќе испари, може да останат различни десетици милиони години, но, со текот на времето, внатрешните и надворешните процеси исто така имаат тенденција да ги распрснат. Внатрешно, блиските средби меѓу ѕвездите може да ја зголемат брзината на член надвор од брзината на бегство на јатото. Ова резултира со постепено „испарување“ на членовите на јатото.[51]

Однадвор, околу секои половина милијарда години или така, расеано јато има тенденција да биде вознемирено од надворешни фактори како што е минување блиску до или низ молекуларен облак. Гравитационите плимни сили генерирани од таквата средба имаат тенденција да го нарушат јатото. На крајот, јатото станува поток од ѕвезди, не доволно блиску за да биде јато, но сите се поврзани и се движат во слични насоки со слична брзина. Временската скала во која јатото се нарушува зависи од неговата почетна ѕвездена густина, при што поцврсто набиените јата ќе опстојуваат подолго. Проценетиот полураспад на јатото, по што половина од првобитните членови на јатото ќе бидат изгубени, се движат од 150 до 800 милиони години, во зависност од првобитната густина.[51]

Откако јатото ќе стане гравитациски неврзано, многу од неговите составни ѕвезди сè уште ќе се движат низ вселената на слични траектории, во она што е познато како ѕвездено здружение, движечко јато или подвижна група. Неколку од најсјајните ѕвезди во „Плуг“ на Голема Мечка се поранешни членови на расеано јато кое денес формира такво здружение, во овој случај Движечка група на Голема Мечка.[52] На крајот, нивните малку различни релативни брзини ќе ги бидат расфрлани низ галаксијата. Поголемото јато тогаш е познато како поток, доколку се откријат сличните брзини и старост на инаку добро одвоените ѕвезди.[53][54]

Проучување на ѕвездениот развој

уреди
 
Херцшпрунг-Раселови дијаграми за две расеани јата. NGC 188 е постаро и покажува помало исклучување од главната низа од она што се гледа во M67.

Кога Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм е нацртан за расеано јато, повеќето ѕвезди се наоѓаат на главната низа.[55] Најмасивните ѕвезди започнале да се развиваат далеку од главната низа и стануваат црвени џинови; позицијата на исклучувањето од главната низа може да се користи за да се процени староста на јатото.[56]

Бидејќи ѕвездите во расеаното јато се сите на приближно исто растојание од Земјата и се родени приближно во исто време од истата суровина, разликите во очигледната осветленост меѓу членовите на јатото се должат единствено на нивната маса. Ова ги прави расеаните јата многу корисни во проучувањето на ѕвездениот развој, бидејќи кога се споредуваат една ѕвезда со друга, многу од променливите параметри се непроменети.[56]

Иследувањето за изобилството на литиум и берилиум во ѕвездите со расеано јато може да даде важни показатели за развојот на ѕвездите и нивните внатрешни структури. Додека јадрата на водородот не можат да се спојат за да формираат хелиум додека температурата не достигне околу 10 милиони К, литиумот и берилиумот се уништуваат на температури од 2,5 милиони К и 3,5 милиони К соодветно. Ова значи дека нивното изобилство силно зависи од тоа колку мешање се случува во ѕвездената внатрешност. Преку проучување на нивното изобилство во ѕвездите со расеани јата, може да се поправат променливите како возраста и хемискиот состав.[57]

Истражувањата покажале дека изобилството на овие светлосни елементи е многу помало отколку што предвидуваат моделите на ѕвездениот развој. Иако причината за ова недоволно изобилство сè уште не е целосно разбрано, една од можностите е дека струењето во ѕвездената внатрешност може да „претера“ во подрачја каде што радијацијата е вообичаено доминантен начин на пренос на енергија.[57]

Астрономска скала за далечина

уреди
 
М11, познат и како јато „Дива Патка“, е многу богато јато кое се наоѓа кон средиштето на Млечниот Пат.

Одредувањето на растојанијата до астрономските објекти е од клучно значење за нивното разбирање, но огромното мнозинство на тела се премногу далеку за нивните растојанија директно да се одредат. Калибрацијата на скалата на вселенско растојание се потпира на низа од индиректни и понекогаш несигурни мерења кои ги поврзуваат најблиските тела, за кои растојанијата може директно да се мерат, со тела кои се подалечни.[58] Расеаните јата се клучен чекор во оваа низа.

На најблиските расеани јата нивното растојание може да се мери директно со еден од двата методи. Прво, може да се измери паралаксата (малата промена во очигледната положба во текот на една година предизвикана од движењето на Земјата од едната страна на нејзината орбита околу Сонцето на другата) на ѕвездите во блиски расеани јата, како и другите поединечни ѕвезди. Јатата како што се Плејади, Хијади и неколку други во рамките на околу 500 светлосни години се доволно блиску за овој метод да биде остварлив, а резултатите од сателитот за мерење на позицијата Хипаркос дале точни растојанија за неколку јата.[59][60]

Другиот директен метод е таканаречениот метод на подвижни јата. Ова се потпира на фактот дека ѕвездите на јатото делат заедничко движење низ вселената. Мерењето на правилните движења на членовите на јатото и исцртувањето на нивните очигледни движења низ небото ќе открие дека тие се спојуваат во точка на исчезнување. Радијалната брзина на членовите на јатото може да се одреди од мерењата на доплеровото поместување на нивните спектри, и откако ќе се знаат радијалната брзина, правилното движење и аголното растојание од јатото до неговата точка на исчезнување, едноставната тригонометрија ќе го открие растојанието до јатото. Хијадите се најпознатата примена на овој метод, што открива дека нивното растојание е 46,3 парсеци.[61]

Откако ќе се утврдат растојанијата до блиските јата, понатамошните техники може да ја прошират скалата на растојанието до подалечните јата. Со совпаѓање на главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграмот за јато на познато растојание со онаа на подалечното јато, може да се процени растојанието до подалечното јато. Најблиското отворено јато е Хијадите: Ѕвездено здружение кое се состои од повеќето ѕвезди на „Плуг“ е на околу половина од растојанието од Хијадите, но е ѕвездено здружение наместо расеано јато бидејќи ѕвездите не се гравитационо поврзани една со друга. Најдалечното познато расеано јато во Млечниот Пат е Беркли 29, на растојание од околу 15.000 парсеци..[62] Расеаните јата, особено ѕвездените суперјата, исто така лесно се откриваат во многу од галаксиите на Месната Гупа и во близина: на пр., NGC 346 и SSCs R136 и NGC 1569 A и B.

Точното познавање на растојанијата на расеаните јата е од витално значење за калибрирање на односот период-светлина што го покажуваат променливите ѕвезди како што се ѕвездите Кефеиди, што им овозможува да се користат како стандардни свеќи. Овие сјајни ѕвезди можат да се откријат на големи растојанија, а потоа се користат за проширување на скалата на растојанието до блиските галаксии во Месната Гупа..[63] Расеаното јато означено NGC 7790 е домаќин на три класични Кефеиди.[64][65] Променливите ѕвезди од типот на RR Лира се премногу стари за да се поврзат со расеани јата, и наместо тоа се наоѓаат во збиените јата.

Планети

уреди

Ѕвездите во расеаните јата можат да бидат домаќини на вонсончеви планети, исто како и ѕвездите надвор од расеаните јата. На пример, расеаното јато NGC 6811 содржи два познати планетарни системи, Кеплер-66 и Кеплер-67. Дополнително, познато е дека постојат неколку Топли Јупитери во јатото Јасли.[66]

References

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 27, 2007). „Open Star Clusters“. SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. Архивирано од изворникот на December 22, 2008. Посетено на 2009-01-02.
  2. ↑ Karttunen, Hannu; и др. (2003). Fundamental astronomy. Physics and Astronomy Online Library (4th. изд.). Springer. стр. 321. ISBN 3-540-00179-4.
  3. ↑ Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clusters. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. Bibcode:1979stcl.book.....P. ISBN 0-674-83440-2.
  4. ↑ A good example of this is NGC 2244, in the Rosette Nebula. See also Johnson, Harold L. (November 1962). „The Galactic Cluster, NGC 2244“. Astrophysical Journal. 136: 1135. Bibcode:1962ApJ...136.1135J. doi:10.1086/147466.
  5. ↑ Neata, Emil. „Open Star Clusters: Information and Observations“. Night Sky Info. Посетено на 2009-01-02.
  6. ↑ „VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust“. ESO Science Release. Посетено на 3 August 2011.
  7. ↑ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011), Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2nd. изд.), Cambridge University Press, стр. 339, ISBN 978-0-521-89935-2
  8. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Practical astronomy handbook (2nd. изд.). Cambridge University Press. стр. 6–7. ISBN 0-521-37079-5.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Kaler, James B. (2006). Cambridge Encyclopedia of Stars. Cambridge University Press. стр. 167. ISBN 0-521-81803-6.
  10. ↑ „A Star Cluster in the Wake of Carina“. ESO Press Release. Посетено на 27 May 2014.
  11. ↑ Maran, Stephen P.; Marschall, Laurence A. (2009), Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos, BenBella Books, стр. 128, ISBN 978-1-933771-59-5
  12. ↑ D'Onofrio, Mauro; Burigana, Carlo (17 July 2009). „Introduction“. Во Mauro D'Onofrio; Carlo Burigana (уред.). Questions of Modern Cosmology: Galileo's Legacy. Springer, 2009. стр. 1. ISBN 978-3-642-00791-0.
  13. ↑ Fodera-Serio, G.; Indorato, L.; Nastasi, P. (February 1985), „Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology“, Journal for the History of Astronomy, 16 (1): 1, Bibcode:1985JHA....16....1F, doi:10.1177/002182868501600101, S2CID 118328541
  14. ↑ Jones, K. G. (August 1986). „Some Notes on Hodierna's Nebulae“. Journal for the History of Astronomy. 17 (50): 187–188. Bibcode:1986JHA....17..187J. doi:10.1177/002182868601700303. S2CID 117590918.
  15. ↑ Chapman, A. (December 1989), „William Herschel and the Measurement of Space“, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 30 (4): 399–418, Bibcode:1989QJRAS..30..399C
  16. ↑ Michell, J. (1767). „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. 57: 234–264. Bibcode:1767RSPT...57..234M. doi:10.1098/rstl.1767.0028.
  17. ↑ Hoskin, M. (1979). „Herschel, William's Early Investigations of Nebulae – a Reassessment“. Journal for the History of Astronomy. 10: 165–176. Bibcode:1979JHA....10..165H. doi:10.1177/002182867901000302. S2CID 125219390.
  18. ↑ Hoskin, M. (February 1987). „Herschel's Cosmology“. Journal for the History of Astronomy. 18 (1): 1–34, 20. Bibcode:1987JHA....18....1H. doi:10.1177/002182868701800101. S2CID 125888787.
  19. ↑ Bok, Bart J.; Bok, Priscilla F. (1981). The Milky Way. Harvard books on astronomy (5th. изд.). Harvard University Press. стр. 136. ISBN 0-674-57503-2.
  20. ↑ Binney, James; Merrifield, Michael (1998), Galactic astronomy, Princeton series in astrophysics, Princeton University Press, стр. 377, ISBN 0-691-02565-7
  21. ↑ Basu, Baidyanath (2003). An Introduction to Astrophysics. PHI Learning Pvt. Ltd. стр. 218. ISBN 81-203-1121-3.
  22. ↑ Trumpler, R. J. (December 1925). „Spectral Types in Open Clusters“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 37 (220): 307. Bibcode:1925PASP...37..307T. doi:10.1086/123509. S2CID 122892308.
  23. ↑ Barnard, E. E. (1931), „Micrometric measures of star clusters“, Publications of the Yerkes Observatory, 6: 1–106, Bibcode:1931PYerO...6....1B
  24. ↑ van Maanen, Adriaan (1919), „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, 167: 1–15, Bibcode:1919CMWCI.167....1V
  25. ↑ van Maanen, Adriaan (July 1945), „Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster“, Astrophysical Journal, 102: 26–31, Bibcode:1945ApJ...102...26V, doi:10.1086/144736
  26. ↑ Strand, K. Aa. (December 1977), „Hertzsprung's Contributions to the HR Diagram“, Во Philip, A. G. Davis; DeVorkin, David H. (уред.), The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, held November 2, 1977, 80, National Academy of Sciences, Washington, DC, стр. 55–59, Bibcode:1977IAUS...80S..55S
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 27,3 27,4 Lada, C. J. (January 2010), „The physics and modes of star cluster formation: observations“, Philosophical Transactions of the Royal Society A, 368 (1913): 713–731, arXiv:0911.0779, Bibcode:2010RSPTA.368..713L, doi:10.1098/rsta.2009.0264, PMID 20083503, S2CID 20180097
  28. ↑ Shu, Frank H.; Adams, Fred C.; Lizano, Susana (1987), „Star formation in molecular clouds – Observation and theory“, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25: 23–81, Bibcode:1987ARA&A..25...23S, doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000323
  29. ↑ Battinelli, P.; Capuzzo-Dolcetta, R. (1991). „Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 249: 76–83. Bibcode:1991MNRAS.249...76B. doi:10.1093/mnras/249.1.76.
  30. ↑ Kroupa, Pavel; Aarseth, Sverre; Hurley, Jarrod (March 2001), „The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 321 (4): 699–712, arXiv:astro-ph/0009470, Bibcode:2001MNRAS.321..699K, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x, S2CID 11660522
  31. ↑ Kroupa, P. (October 4–7, 2004). „The Fundamental Building Blocks of Galaxies“. Во C. Turon; K.S. O'Flaherty; M.A.C. Perryman (уред.). Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576). Observatoire de Paris-Meudon (објав. 2005). стр. 629. arXiv:astro-ph/0412069. Bibcode:2005ESASP.576..629K.
  32. ↑ Elmegreen, Bruce G.; Efremov, Yuri N. (1997). „A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas“. The Astrophysical Journal. 480 (1): 235–245. Bibcode:1997ApJ...480..235E. doi:10.1086/303966.
  33. ↑ Eggen, O. J. (1960). „Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 120 (6): 540–562. Bibcode:1960MNRAS.120..540E. doi:10.1093/mnras/120.6.540.
  34. ↑ Subramaniam, A.; Gorti, U.; Sagar, R.; Bhatt, H. C. (1995). „Probable binary open star clusters in the Galaxy“. Astronomy and Astrophysics. 302: 86–89. Bibcode:1995A&A...302...86S.
  35. ↑ Majaess, D.; и др. (August 2024), „A Rare Cepheid-hosting Open Cluster Triad in Sagittarius“, Research Notes of the AAS, 8 (8): 205, doi:10.3847/2515-5172/ad7139.
  36. ↑ „Buried in the Heart of a Giant“. Посетено на 1 July 2015.
  37. ↑ Nilakshi, S.R.; Pandey, A.K.; Mohan, V. (2002). „A study of spatial structure of galactic open star clusters“. Astronomy and Astrophysics. 383 (1): 153–162. Bibcode:2002A&A...383..153N. doi:10.1051/0004-6361:20011719.
  38. ↑ Trumpler, R.J. (1930). „Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters“. Lick Observatory Bulletin. Berkeley: University of California Press. 14 (420): 154–188. Bibcode:1930LicOB..14..154T. doi:10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T.
  39. ↑ Dias, W.S.; Alessi, B.S.; Moitinho, A.; Lépine, J.R.D. (2002). „New catalogue of optically visible open clusters and candidates“. Astronomy and Astrophysics. 389 (3): 871–873. arXiv:astro-ph/0203351. Bibcode:2002A&A...389..871D. doi:10.1051/0004-6361:20020668. S2CID 18502004.
  40. ↑ Janes, K.A.; Phelps, R.L. (1980). „The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk“. The Astronomical Journal. 108: 1773–1785. Bibcode:1994AJ....108.1773J. doi:10.1086/117192.
  41. ↑ Hunter, D. (1997). „Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 937–950. Bibcode:1997PASP..109..937H. doi:10.1086/133965.
  42. ↑ Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. OCLC 39108765.
  43. ↑ Friel, Eileen D. (1995). „The Old Open Clusters Of The Milky Way“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 381–414. Bibcode:1995ARA&A..33..381F. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121.
  44. ↑ van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). „Galactic distribution of the oldest open clusters“. Astronomy & Astrophysics. 88: 360. Bibcode:1980A&A....88..360V.
  45. ↑ Stefanie Waldek (2021-10-06). „What are star clusters?“. Space.com (англиски). Посетено на 2024-07-19.
  46. ↑ Torres, Guillermo; Latham, David W.; Quinn, Samuel N. (2021). „Long-term Spectroscopic Survey of the Pleiades Cluster: The Binary Population“. The Astrophysical Journal. 921 (2): 117. arXiv:2107.10259. Bibcode:2021ApJ...921..117T. doi:10.3847/1538-4357/ac1585.
  47. ↑ Andronov, N.; Pinsonneault, M.; Terndrup, D. (2003). „Formation of Blue Stragglers in Open Clusters“. Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 1343. Bibcode:2003AAS...203.8504A.
  48. ↑ Fellhauer, M.; Lin, D.N.C.; Bolte, M.; Aarseth, S.J.; Williams K.A. (2003). „The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes“. The Astrophysical Journal. 595 (1): L53–L56. arXiv:astro-ph/0308261. Bibcode:2003ApJ...595L..53F. doi:10.1086/379005. S2CID 15439614.
  49. ↑ Thies, Ingo; Kroupa, Pavel; Goodwin, Simon P.; Stamatellos, Dimitrios; Whitworth, Anthony P. (July 2010), „Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks“, The Astrophysical Journal, 717 (1): 577–585, arXiv:1005.3017, Bibcode:2010ApJ...717..577T, doi:10.1088/0004-637X/717/1/577, S2CID 3438729
  50. ↑ Hills, J. G. (February 1, 1980). „The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system – Analytic approximations“. Astrophysical Journal. 235 (1): 986–991. Bibcode:1980ApJ...235..986H. doi:10.1086/157703.
  51. ↑ 51,0 51,1 de La Fuente, M.R. (1998). „Dynamical Evolution of Open Star Clusters“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110 (751): 1117. Bibcode:1998PASP..110.1117D. doi:10.1086/316220.
  52. ↑ Soderblom, David R.; Mayor, Michel (1993). „Stellar kinematic groups. I – The Ursa Major group“. Astronomical Journal. 105 (1): 226–249. Bibcode:1993AJ....105..226S. doi:10.1086/116422. ISSN 0004-6256.
  53. ↑ Majewski, S. R.; Hawley, S. L.; Munn, J. A. (1996). „Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo“. ASP Conference Series. 92: 119. Bibcode:1996ASPC...92..119M.
  54. ↑ Sick, Jonathan; de Jong, R. S. (2006). „A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies“. Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 1191. Bibcode:2006AAS...20921105S.
  55. ↑ „Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare“ (италијански). O.R.S.A. – Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Посетено на 2009-01-06.
  56. ↑ 56,0 56,1 Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2017). An Introduction to Modern Astrophysics (2nd. изд.). Cambridge University Press. стр. 476–477. ISBN 978-1-108-42216-1.
  57. ↑ 57,0 57,1 VandenBerg, D.A.; Stetson, P.B. (2004). „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. 116 (825): 997–1011. Bibcode:2004PASP..116..997V. doi:10.1086/426340.
  58. ↑ Keel, Bill. „The Extragalactic Distance Scale“. Department of Physics and Astronomy – University of Alabama. Посетено на 2009-01-09.
  59. ↑ Brown, A.G.A. (2001). „Open clusters and OB associations: a review“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 11: 89–96. Bibcode:2001RMxAC..11...89B.
  60. ↑ Percival, S. M.; Salaris, M.; Kilkenny, D. (2003). „The open cluster distance scale – A new empirical approach“. Astronomy & Astrophysics. 400 (2): 541–552. arXiv:astro-ph/0301219. Bibcode:2003A&A...400..541P. doi:10.1051/0004-6361:20030092. S2CID 10544370.
  61. ↑ Hanson, R.B. (1975). „A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster“. Astronomical Journal. 80: 379–401. Bibcode:1975AJ.....80..379H. doi:10.1086/111753.
  62. ↑ Bragaglia, A.; Held, E.V.; Tosi M. (2005). „Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29“. Astronomy and Astrophysics. 429 (3): 881–886. arXiv:astro-ph/0409046. Bibcode:2005A&A...429..881B. doi:10.1051/0004-6361:20041049. S2CID 16669438.
  63. ↑ Rowan-Robinson, Michael (March 1988). „The extragalactic distance scale“. Space Science Reviews. 48 (1–2): 1–71. Bibcode:1988SSRv...48....1R. doi:10.1007/BF00183129. ISSN 0038-6308. S2CID 121736592.
  64. ↑ Sandage, Allan (1958).
  65. ↑ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013).
  66. ↑ Quinn, Samuel N.; White, Russel J.; Latham, David W.; Buchhave, Lars A.; Cantrell, Justin R.; Dahm, Scott E.; Fűrész, Gabor; Szentgyorgyi, Andrew H.; Geary, John C. (2012-08-22). „Two 'b's in the Beehive: The Discovery of the First Hot Jupiters in an Open Cluster“. The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 756 (2): L33. arXiv:1207.0818. Bibcode:2012ApJ...756L..33Q. doi:10.1088/2041-8205/756/2/L33.

Дополнителна литература

уреди

Надворешни врски

уреди

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Расеано_ѕвездено_јато&oldid=5280834“