Tähtitiede

Onko jokainen tähti muodostunut avoimessa tähtijoukossa?

Onko jokainen tähti muodostunut avoimessa tähtijoukossa?

Sikäli kuin ymmärrän, avoin klusteri muodostuu yhdestä molekyylipilvestä, jokaisella klusterin tähdellä on suunnilleen samanlainen ikä ja ominaisuudet.

Aurinkomme ei ole osa mitään tähtijoukkoa, mutta se olisi voitu muodostaa yhdeksi. Onko jokainen tähti muodostunut avoimessa tähtijoukossa vai voivatko ne kehittyä itsenäisesti?


Kysymys on edelleen avoin tutkimuskohde.

Vaikuttaa totta, että valtaosa tähtien muodostumisesta tapahtuu erikokoisissa ryhmissä ja aggregaateissa - muutamasta tähdestä miljooniin tähtiin "super" tähtijoukoissa. Tämä johtuu todennäköisesti siitä, että romahtavat kaasupilvet ovat yleensä paljon massiivisempia kuin tähti, ja romahtamisprosessi vähentää farkkujen massaa ja tekee pilvestä epävakaan pilkkoutumaan pienemmiksi pilvisydämiksi.

Vaikuttaa kuitenkin siltä, ​​että valtaosa ($>90$%) tähtijoukoista / -yhdistyksistä syntyy joko painovoimattomassa tilassa tai muuten muutaman miljoonan vuoden kuluessa. Painovoimalla sidotut avoimet klusterit, joiden esimerkkeinä ovat Pleiadit, ovat suhteellisen harvinaisia ​​(tai ainakin osittain selviytyneitä) tästä "lapsikuolleisuudesta". Joten siinä mielessä voimme sanoa ei, useimmat tähdet eivät ole syntyneet avoimissa ryhmissä, mutta todennäköisyys on, että useimmat syntyivät yhdessä naapureiden kanssa, jotka kulkivat omat tiensä pian syntymän jälkeen.

Nykyinen ajattelu on, että aurinkomme oli syntynyt noin kymmenentuhannen tähden joukossa (Adams 2010). Tämä on argumentti, joka perustuu varhaisen aurinkokunnan muotoiluun dynaamisilla kohtaamisilla ja radioaktiivisten ytimien varhaisella läsnäololla, jotka todennäköisesti injektoivat hyvin lähellä olevan massiivisen tähden (luultavasti klusterin sisarus) räjähdys.


Hubble keskittyy avoimiin tähtijoukkoihin Messier 11

Tämä Messier 11: n kuva koostuu Hubble's Wide Field Camera 3: n (WFC3) havainnoista spektrin infrapuna- ja optisissa osissa. Kahta suodatinta käytettiin eri aallonpituuksien ottamiseen. Väri syntyy määrittämällä eri sävyt kullekin yksiväriselle kuvalle, joka liittyy yksittäiseen suodattimeen. Kuvahyvitys: NASA / ESA / Hubble / P.Dobbie et ai.

Messier 11 sijaitsee noin 6120 valovuoden päässä Maasta eteläisessä Scutumin tähdistössä ja sen näennäinen voimakkuus on 6,3.

Messier-luetteloon sisältyvistä 26 avoimesta klusterista tämä klusteri on kaikkein etäisin, joka voidaan nähdä paljaalla silmällä.

Saksalainen tähtitieteilijä Gottfried Kirch löysi Messier 11: n myös nimellä Wild Duck Cluster sen kirkkaimpien tähtien karkeasti V-muotoisesta sijoittelusta.

Messier 11 on yksi tiheimmin asuttuista avoimista klustereista. Sisältää yli 2900 tähteä, se näkyy kolmion muotoisena valopilkuna kiikareiden läpi.

Tähtitieteilijät arvioivat tutkivansa klusterin kirkkaimmat, kuumimmat pääjärjestys tähdet sen muodostuneen noin 220 miljoonaa vuotta sitten.

Avoin joukko sisältää yleensä vähemmän ja nuorempia tähtiä kuin heidän pienemmät pallomaiset serkkunsa, eikä Messier 11 ole poikkeus: sen keskellä on monia sinisiä tähtiä, kuumin ja nuorin klusterin muutamasta tuhannesta tähti-asukkaasta.

Myös avoimien klustereiden elinikä on suhteellisen lyhyt verrattuna pallomaisiin.

Tähdet avoimissa klustereissa leviävät kauemmas toisistaan, joten painovoima ei sido niitä yhtä voimakkaasti toisiinsa, minkä vuoksi vahvemmat painovoimat vetävät ne pois helpommin ja nopeammin.

Tämän seurauksena Messier 11 todennäköisesti hajoaa muutaman miljoonan vuoden kuluttua, kun sen jäsenet työnnetään yksi kerrallaan pois, ja muut lähellä olevat taivaankappaleet vetävät ne pois.


Avaa klusteri

Avoin joukko on enintään muutaman tuhannen tähtien ryhmä, joka muodostui samasta jättiläismolekyylipilvestä ja joka on edelleen löyhästi painovoimaisesti sitoutunut toisiinsa.

Sen sijaan pallomaiset klusterit sitovat painovoiman hyvin tiukasti.

Avoimet ryhmät löytyvät vain spiraalimaisista ja epäsäännöllisistä galakseista, joissa tapahtuu aktiivista tähtien muodostumista.

He ovat yleensä alle muutama sata miljoonaa vuotta vanhoja: heidät häiritsee läheinen kohtaaminen muiden klustereiden ja kaasupilvien kanssa kiertäessään galaktisen keskuksen ympärillä, samoin kuin menettävät klusterin jäsenet sisäisten läheisten kohtaamisten kautta.

Nuoria avoimia klustereita voi silti olla molekyylipilvessä, josta ne muodostuivat, valaisemalla sitä H II -alueen luomiseksi.

Ajan myötä klusterin säteilypaine hajottaa molekyylipilven.

Tyypillisesti noin 10% kaasupilven massasta yhdistyy tähdiksi ennen kuin säteilypaine ajaa loput pois.

Avoimet klusterit ovat erittäin tärkeitä esineitä tähtien evoluution tutkimuksessa.

Koska tähtien ikä ja kemiallinen koostumus ovat kaikki hyvin samanlaisia, muiden hienovaraisempien muuttujien vaikutuksia tähtien ominaisuuksiin tutkitaan paljon helpommin kuin eristettyjen tähtien kohdalla.

Tunnetuimmat avoimet ryhmät, kuten Pleiadit, tunnetaan ja tunnustetaan tähtiryhminä antiikin ajoista lähtien.


STAR-klusterit

Oletetaan, että jättimäisen molekyylipilven reuna puristuu iskuaallolla (kenties läheisen supernovan synnyttämä). A klusteri tähtiä muodostuu puristetuista tummista sumuista jättimäisen molekyylipilven reunalla. Ryhmän kuumat, valaisevat tähdet (spektrityypit O ja B) lämmittävät ympäröivää kaasua aiheuttaen iskuaallon laajenemisen ulospäin. Iskuaalto pakkaa lisää tummia sumuja, edelleen jättiläismolekyylipilven sisään. Uusi tähtijoukko muodostuu. Ryhmän kuumat tähdet luovat uuden iskuaallon, joka puristaa enemmän tummia sumuja, jotka muodostavat enemmän kuumia tähtiä, jotka luovat uuden iskuaallon, joka pakkaa enemmän tummia sumuja, jotka.

No, saat kuvan. Kun tähdet alkavat muodostua jättimäisen molekyylipilven reunalle, ne laukaisevat `` dominoefektin ''. Tähtien muodostumisaalto etenee pilven läpi. Esimerkki tästä vaikutuksesta voidaan nähdä Orionin sumujen läheisyydessä. Orionin sumu on jättimäisen molekyylipilven reunalla. Kun katsomme suoraan Orionin sumua näkyvillä aallonpituuksilla, kuten alla olevassa kuvassa, näemme neljä erittäin kuumaa, valaisevaa tähteä hehkuvassa päästösumussa. Nämä tähdet ovat hyvin nuoria - korkeintaan vain miljoona vuotta vanhoja.

Kun kuitenkin katsomme Orionin sumua infrapuna-aallonpituuksilla (kuten alla olevassa kuvassa), näemme syvemmälle pimeään ja pölyiseen jättiläismolekyylipilveen. Se, mitä näemme tässä kuvassa, on suuri määrä prototähtiä, jotka ovat muodostumassa OIKEA NYT.

Prototähdet alkoivat muodostua, kun ne olivat järkyttyneitä kuumista nuorista tähdistä Orionin sumussa. Orionin sumun kuumat nuoret tähdet alkoivat muodostua, kun heitä järkytti hieman vanhemmat tähdet Orionin vyössä (jotka ovat noin 8 miljoonaa vuotta vanhoja).

(2) Nuoria tähtiä esiintyy usein avoimissa 10-3000 tähden ryhmissä.

Tunnetuin esimerkki avoimesta klusterista on Pleiades, 117 parsekkiä (380 valovuotta) kaukana meistä Taurus-tähdistössä. Koska Pleiadit ovat niin lähellä meitä, ne ovat helposti näkyvissä paljaalla silmällä. Pleiadit ovat noin 500 tähden avoin joukko, alueella 4 parsekkiä (13 valovuotta). (Plejadit ovat melko nuoria, mutta niitä ympäröivät edelleen kaasu ja pöly, joista ne muodostuivat, ja siten ne ovat keskellä heijastussumua.)

Esimerkki erityisen suuresta avoimesta klusterista on Wild Duck -klusteri, joka on noin 1600 parsekkiä (5200 valovuotta) päässä meistä. Wild Duck -joukko (tunnetaan myös luettelonumerolla M11) sisältää noin 3000 tähteä.

Avoimet klusterit, koska niiden sisältämät tähdet ovat niin löyhästi pakattuja, eivät ole liimautuneet voimakkaasti painovoiman avulla. Ajoin tähti ryhmässä kiihtyy klusterin pakenemisnopeuteen ja häviää ulkoavaruuteen. Avoin klusteri `` haihtuu '' vähitellen, kun oppikirja kertoo asian. (Aivan kuten lasillinen vettä haihtuu menettämällä nopeita vesimolekyylejä ilmaan, niin myös avoin tähtijoukko `` haihtuu '' menettämällä nopeita tähtiä avaruuteen.) Aurinko luotiin todennäköisesti osana avoin tähtijoukko. Koska avoimet klusterit kestävät vasta noin miljardi vuotta ennen haihtumista, aurinko on jo kauan sitten menettänyt yhteyden pentueensa kanssa.

(3) Klusterit ovat hyödyllisiä "laboratorioita" tähtien muodostumisteorioiden tutkimiseen.

  • samanikäinen,
  • sama (alkuperäinen) kemiallinen koostumus,
  • samalla etäisyydellä maasta.

Se, että suuren massan tähdet muodostuvat nopeammin - ja kuolevat nopeammin - antaa meille menetelmän tähtijoukon iän määrittämiseksi.


Ikääntyvä tähtijoukko Wild Duck Clusterissa

MPG / ESO: n 2,2 metrin teleskooppi otti kuvan Wild Duck Clusterista La Sillan observatoriossa Chilessä. Kuvan keskellä olevat siniset tähdet ovat klusterin tähtiä. Jokainen Wild Duck -klusterin tähti on noin 250 miljoonaa vuotta vanha. Vanhemmat, punaisemmat tähdet ympäröivät ryhmää. Luotto: Euroopan eteläinen observatorio

Onko tähtijoukossa useita tähtisukupolvia vai vain yksi? Tutkijat ovat etsineet vastausta pitkään ja löysivät Arizonan yliopiston MMT-teleskoopin ansiosta sen Wild Duck Clusterista, jossa tähdet pyörivät eri nopeuksilla naamioidakseen yhteisen iän.

Arabiemiirikuntien ja Korean astronomian ja avaruustieteen instituutin yhteistyössä joukko korealaisia ​​ja belgialaisia ​​tähtitieteilijöitä käytti UA-instrumentteja ratkaistakseen palapelin, joka koski avoimia tähtijoukkoja.

Tähtitieteilijät ovat jo pitkään uskoneet, että monet avoimet ryhmät koostuvat yhdestä sukupolvelta tähtiä, koska kun tähdet ovat muodostuneet, niiden säteily puhaltaa läheisten materiaalien, joita tarvitaan uusien tähtien valmistamiseen. Mutta Wild Duck Clusterissa, jonka tiedemiehet tuntevat Messier 11: ksi tai M11: ksi, saman kirkkauden tähdet näkyvät eri väreissä, mikä viittaa siihen, että ne ovat eri ikäisiä. Elleivät tiedemiehet olleet hukanneet tärkeitä vihjeitä tähtien evoluutiosta, värien leviämiselle oli oltava toinen selitys noin 2900 tähden kertymiselle.

"Tähtitieteilijät ovat työskennelleet tämän kysymyksen parissa vuosikymmenien ajan", kertoi Serena Kim, apulais tähtitieteilijä UA: n Steward Observatoriossa. "Muodostuvatko klusterit yhdessä sukupolvessa vai useammassa sukupolvessa? Tutkimuksemme vastasi tähän kysymykseen Wild Duck Clusterille."

Beomdu Lim Kyung Hee -yliopistosta johti kansainvälistä tähtitieteilijöiden ryhmää, joka käytti MMT-teleskooppia - jota UA ja Smithsonian Astrophysical Observatory yhdessä käyttivät - tutkiakseen klusteria. Ryhmä havaitsi, että tähtien ikä ei aiheuta niiden ilmestymistä väreissä: se on heidän kiertonsa.

Avoimet ryhmät sisältävät tuhansia tähtiä, joiden tähtitieteilijät oletetaan muodostuneen samoista jättiläisistä kaasupilvistä. Näitä tähtiä on kaikenkokoisia, lyhytikäisistä, jättimäisistä sinisistä tähdistä, jotka ovat kymmeniä kertoja massiivisempia kuin aurinkomme, pitkäikäisistä pienimassaisista kääpiöistä, jotka palavat 10 miljardia vuotta tai kauemmin. Kunkin tähden kirkkaus ja väri muuttuvat ikääntyessään, jolloin tutkijat voivat määrittää sen iän.

"Kun tähti vanhenee ja vanhenee, se kirkastuu ja muuttuu punaisemmaksi", Lim sanoi.

MMT-teleskooppi sijaitsee Mount Hopkinsissa, 47 mailia Tucsonista etelään. Kun teleskooppi valmistui vuonna 1979, sitä kutsuttiin monipeiliteleskoopiksi, koska se koostui kuudesta pienemmästä peilistä. Pienemmät peilit korvattiin yhdellä 6,5 metrin peilillä vuonna 2000, mutta nimi MMT säilyi. Luotto: MMT-observatorion ystävällisyys

Tähtitieteilijät piirtävät nuorten tähtien kirkkauden ja värin diagonaaliviivalla - kirkkaasta, sinisestä ja massiivisesta viivan yläosasta alaspäin himmeään, punaiseen ja alaosassa vähemmän massiiviseen - kutsutaan pääjärjestykseksi.

Kääntymispistettä - kohtaa, jossa tähti ikääntyy ja kääntyy pois pääjärjestyksestä - käytetään määrittämään klustereiden ikä kunkin tähden tunnetun elinajanodotteen perusteella. Jos tähdet lähtevät pääjärjestyksestä samassa pisteessä, kuten autoja moottoritiellä samalla poistumisalueella, niin klusterin tähdet ovat kaikki saman ikäisiä.

Wild Duck Clusterissa tähdet kääntyvät kuitenkin poikkileikkaukselta eri pisteissä, kuten autot, jotka ajavat eri liittymiä moottoritietä pitkin.

"Tämä ei näytä intuitiiviselta, koska M11: n kaltaisen avoimen rypän tähtien uskotaan kuuluvan samaan sukupolveen", Kim sanoi.

Lim ja hänen tiiminsä pyrkivät selvittämään, mitkä tähtien ominaisuudet voisivat mahdollisesti selittää tämän mallin.

He käänsivät MMT-teleskooppia kohti ryhmää tutkiakseen tähtien värispektriä Hectochelle-tekniikalla. Instrumentti toimii kuin prisma ja leviää tähtivaloa komponentteihinsa, joita tähtitieteilijät kutsuvat spektriksi. Spektrit ovat kuin viivakoodeja, joista kukin viiva tunnistaa eri kemikaalin tähtimeikissä.

Hectochelle pystyy sieppaamaan monien tähtien yksityiskohtaiset spektrit kerralla, mikä tekee siitä ihanteellisen instrumentin tähdistöjen, kuten tuhoisista tähdistä koostuvan villiankan, havainnoimiseksi.

Kaavio, jossa verrataan villisorsa-klusterin 250 miljoonan vuoden ikäisten tähtien kirkkautta (y-akselilla) väreihin (x-akselilla). Siniset pisteet osoittavat yksittäisiä tähtiä. Sinisimmät tähdet ovat vasemmalla puolella ja punaisimmat tähdet oikealla puolella. Punainen viiva osoittaa polun tämän juonen yli, jonka tähdet ottavat läpi elinaikanaan. Luotto: Beomdu Lim

Kun tähti pyörii, sen toinen puoli liikkuu kohti maata ja toinen etenee. Puoli tähtiä, joka pyörii kohti maapalloa, lähettää valoa aallonpituuksilla, jotka näyttävät olevan puristettuina, jolloin valo näyttää sinisemmältä kuin se olisi, jos tähti ei liiku. Puolet tähdestä, joka kiertää pois maasta, saa aallonpituudet näyttämään venytetyiltä, ​​jolloin sen valo näyttää punaisemmalta. Tämä kiihtyminen ja venyttäminen saa spektriviivat leviämään eri aallonpituuksilla sen sijaan, että piikkisi vain yhdellä.

Wild Duck Clusterin tähdet, osoittautuu, ovat levinneet värispektriin eri ikäisten, mutta erilaisten kiertojaksojen takia.

"Kiertämisen vaikutukset tähtien evoluutioon jätettiin usein huomiotta", sanoi Yaël Nazé, tähtitieteilijä Liègen yliopistossa Belgiassa ja paperin toinen kirjoittaja.

Spektrit paljastivat myös, että tähdet pyörivät eri nopeuksilla. Lim ja hänen tiiminsä tekivät tietokonesimulaatioita selvittääkseen kuinka nopeasti kukin tähti pyörii.

"Nopeasti pyörivä tähti voi pysyä pääjärjestysvaiheessa pidempään kuin hitaasti pyörivä tähti", Lim sanoi. "Laaja tähtinopeusalue johtaa eroihin tähtien välillä."

Pyörimisnopeus on kuin nuoruuden suihkulähde tähdelle: Mitä nopeammin se pyörii, sitä paremmin se sekoittaa vetyä - tähden polttoainetta - ytimeen. Mitä enemmän vetyä ydin saa, sitä kauemmin tähti elää, jolloin se näyttää punaisemmalta kuin nuoremmat sisarukset.

Ryhmän tähdet näkyvät eri väreissä, koska syntymässään syntynyt pilvi laukaisee ne, mikä pidentää joidenkin niiden käyttöikää.

Vaikka Kim ei ole osa Wild Duck Cluster -tutkimusta, Kim on työskennellyt Limin kanssa aiemmin tutkimalla muita tähtijoukkoja ja paljastamaan tähtien muodostumisen mysteerejä. Heidän yhteistyönsä on osa kasvavaa kumppanuutta UA: n ja Korean astronomia- ja avaruustieteellisen instituutin välillä.


Kuinka löydät tähtijoukon? Helppo, yksinkertaisesti laskea tähdet

Gaian ensimmäinen taivas kartta. Luotto: ESA / Gaia / DPAC. Kiitos: A. Moitinho & M. Barros (CENTRA - Lissabonin yliopisto), DPAC: n puolesta

1700-luvun loppuvuosina tähtitieteilijät William ja Caroline Herschel alkoivat laskea tähtiä. William kutsui tekniikkaa "tähtien mittaamiseksi" ja hänen tavoitteena oli määrittää galaksimme muoto.

Vuodesta 1609 lähtien, kun Galileo nosti teleskooppiaan Linnunradaksi kutsutulle sumuiselle valopaikalle ja näki, että se koostui lukemattomista himmeistä tähdistä, joiden valo kaikki hämärtyi yhdessä, olemme tienneet, että tähtiä on eri puolilla eri suuntiin tilaa. Tämä tarkoittaa, että paikallisella tähtikokoelmallamme, Galaksilla, on oltava muoto. Herschel lähti selvittämään, mikä tuo muoto oli.

Hän pyyhkäisi korkeiden puurunkojen väliin kiinnitetyn suuren teleskoopin, joka oli kaksikymmentä jalkaa (610 cm), pyyhkäisemään suuren ympyrän taivaalla, joka kulki Linnunradan läpi suorassa kulmassa. Sitten hän jakoi tämän ympyrän yli 600 alueelle ja laski tai arvioi kunkin tähtien määrän.

Tällä yksinkertaisella tekniikalla Herschels tuotti ensimmäisen muodon estimaatin galaksille. Nopeasti eteenpäin 2000-luvulle, ja nyt tutkijat käyttävät tähtilaskentaa piilotettujen tähtijoukkojen ja satelliittigalaksien etsimiseen. He etsivät alueita, joissa tähtien tiheys nousee odotettua suuremmaksi. Näitä laikkuja kutsutaan tähtien ylitiheyksiksi.

Vuonna 1785 Herschelin pyöreä raita kulki lähellä yötaivaan Siriusin kirkkainta tähteä. Nyt ESA-avaruusaluksesta Gaia julkaistut ensimmäiset tiedot louhivat tutkijat ovat tarkastelleet kyseistä taivaan aluetta ja tehneet merkittävän löydön.

He ovat paljastaneet suuren tähtijoukon, joka olisi voitu löytää yli puolitoista vuosisataa sitten, ellei se olisi ollut niin lähellä Siriusia.

Klusterin huomasi Sergey E.Koposov, tuolloin Cambridgen yliopistossa (Iso-Britannia) ja nyt Carnegie Mellon University Pennsylvaniassa (USA), ja hänen kollegansa. He ovat etsineet tähtijoukkoja ja satelliittigalakseja eri tutkimuksissa viimeisen vuosikymmenen aikana. Oli luonnollista, että he tekivät tämän Gaia-operaation ensimmäisen tiedotteen avulla.

Gaia on Euroopan avaruusjärjestön astrometrinen tehtävä. Keräämällä sijainteja, kirkkauksia ja lisätietoja yli miljardille valonlähteelle, sen tiedot mahdollistavat kaikkien aikojen tarkimman 'tähtimittarin'.

Nykyään tähtien laskemisen vaativa tehtävä on tietokoneiden tehtävä, mutta ihmisten on vielä tutkittava tulokset. Koposov kampasi ylitiheysluetteloa nähdessään massiivisen rypän. Aluksi se tuntui liian hyvältä ollakseen totta.

"Luulin, että sen on oltava Siriusiin liittyvä esine", hän sanoo. Kirkkaat tähdet voivat luoda vääriä signaaleja, joita kutsutaan esineiksi, joita tähtitieteilijöiden on oltava varovaisia, ettet erehdy tähtiin. Gaia-tiimin varhaisessa artikkelissa oli jopa keskusteltu Siriusin ympärillä olevista esineistä läheisen taivaankappaleen avulla, jota Koposov katseli.

Vaikka hän siirtyi eteenpäin ja löysi toisen liian tiheän, joka näytti lupaavalta, hänen mielensä halusi jatkuvasti palata ensimmäiseen. "Ajattelin:" Se on outoa, meillä ei pitäisi olla niin paljon Siriusin esineitä. " Joten menin ja katsoin sitä uudelleen. Ja tajusin, että se oli myös aito esine ", hän sanoo.

Nämä kaksi esinettä nimettiin: Gaia 1 Siriuksen lähellä sijaitsevalle esineelle ja Gaia 2, joka on lähellä Galaksamme tasoa, ja molemmat julkaistiin asianmukaisesti. Varsinkin Gaia 1 sisältää riittävästi massaa muutaman tuhannen tähden, kuten Auringon, muodostamiseksi. Se sijaitsee 15 tuhannen valovuoden päässä ja on levinnyt 30 valovuoteen. Tämä tarkoittaa, että se on massiivinen tähtijoukko.

Tähtien kokoelmia, kuten Gaia 1, kutsutaan avoimiksi klustereiksi. Ne ovat tähtiperheitä, jotka kaikki muodostuvat yhdessä ja hajaantuvat sitten vähitellen galaksin ympärille. Oma aurinkomme muodostui todennäköisesti avoimessa klusterissa. Tällaiset kokoonpanot voivat kertoa meille Galaksamme tähtien muodostumishistoriasta. Uuden, helposti tutkittavan löytäminen maksaa jo osinkoja.

"Ikä on erittäin kiinnostava", sanoo Australian tähtitieteellinen observatorio Jeffrey Simpson, joka teki seurantahavainnot kollegoidensa kanssa käyttäen 4 metrin luokan anglo-australialaista teleskooppia Siding Springsin observatoriossa Australiassa.

Simpson ja kollegat tunnistivat klusterin 41 jäsentä, että Gaia 1 on epätavallinen ainakin kahdella tavalla. Ensinnäkin se on noin 3 miljardia vuotta vanha. Tämä on outoa, koska Linnunradalla ei ole paljon tämän ikäisiä klustereita.

Tyypillisesti ryhmät ovat joko alle muutaman sadan miljoonan vuoden ikäisiä - nämä ovat avoimia klustereita - tai yli 10 miljardia vuotta vanhempia - nämä ovat erillinen luokka, jota kutsutaan pallomaisiksi klustereiksi, joita löytyy galaksimme pääosan tähdistä. Koska keski-ikä, Gaia 1 saattaa olla tärkeä silta ymmärryksessämme kahden väestön välillä.

Toiseksi, sen kiertorata galaksin läpi on epätavallinen. Suurin osa avoimista klustereista on lähellä Galaxy-tasoa, mutta Simpson havaitsi, että Gaia 1 lentää korkealla sen yläpuolella ennen kuin se putosi alas ja kulki sen alapuolelta. "Se voi mennä yhtä paljon kuin kiloparsekki (yli 3000 valovuotta) koneen ylä- ja alapuolella", hän sanoo. Noin 90% klustereista ei koskaan kulje enempää kuin kolmasosa tästä etäisyydestä.

Gaia 1: n kaltaisilla kiertoradoilla olevien klustereiden simulaatiot havaitsevat, että tähdet irrotetaan tähdistä ja hajautetaan näiden suurten nopeuksien 'tasokäytävien' avulla. Se asettaa sen ristiriitaan ikäarvion kanssa.

"Tuloksemme siitä, että Gaia 1 on kolme miljardia vuotta vanha, on utelias, koska mallit eivät saisi sitä selviytyä läheskään niin kauan. Tämän yrittämiseksi tarvitaan lisää tutkimusta", Simpson sanoo.

Mahdollisen selityksen testaamiseksi Alessio Mucciarelli, Universita 'degli Studi di Bologna, Italia ja kollegat tutkivat Gaia 1: n kemiallista koostumusta. Tällaisella tutkimuksella on kyky nähdä, muodostuiko klusteri galaktan ulkopuolella ja onko se kiinni toiminnassa putoamisesta.

"Tähtien kemiallista koostumusta voidaan pitää niiden alkuperän" geneettisenä "allekirjoituksena. Jos tähtijoukko muodostuu toisessa galaksissa, sen kemiallinen koostumus on erilainen kuin galaksissamme", sanoo Mucciarelli.

He havaitsivat, että sävellykset olivat käytännössä identtisiä odotettujen kanssa, jos Gaia 1 muodostuisi Linnunradalla - joten palapeli säilyy.

Nyt Mucciarelli toivoo, että ristiriita saattaa hävitä, kun Gaia julkaisee enemmän tietoja. "Vaikka kiertoradan parametrit näyttävät viittaavan omituiseen kiertoradalle, niiden epävarmuustekijät ovat riittävän suuret estääkseen minkäänlaisen vakaan johtopäätöksen. Tarkemmat kiertoradan parametrit saadaan toisen Gaia-tiedonsiirron avulla ja ymmärrämme paremmin, onko Gaia 1: n kiertorata erikoinen vai ei ", hän sanoo.

Uusien klustereiden löytämisen lisäksi Gaia-tiedot ovat osoittautuneet hyödyllisiksi aiemmin ilmoitettujen tähtiyhdistysten todellisuuden tarkistamisessa. "Gaia-datan avulla näen tähdet, joilla on sama liike. Voin siis vahvistaa, mitkä muodostavat todelliset avoimet klusterit", sanoo Andrés E. Piatti, Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas, Argentiina.

Tähtijoukko Gaia 1. Luotto: Sergey Koposov NASA / JPL D.Lang, 2014 A.M. Meisner et ai. 2017

Hän julkaisi äskettäin tutkimuksen, joka osoitti, että kymmenen viidestätoista aiemmin julkaistusta avoimesta ryhmästä ei ollut lainkaan tähtijoukkoja, ne olivat vain tilastollisia haavoja, joissa satunnaisesti kulki useita etuyhteydettömiä tähtiä eri suuntiin saman avaruusalueen läpi.

Se on työlästä, mutta elintärkeää työtä. "Kukaan ei halua viettää elämäänsä tekemällä tätä", Piatti sanoo, "mutta se on välttämätöntä. Jos pystymme selvittämään klusteripopulaation todellisen koon, voimme oppia paljon niistä prosesseista, joita Galaxy on kärsinyt elinaikanaan."

Tähtitieteessä tähtitieteilijä ja komeetan metsästäjä, Charles Messier, laati kuuluisimman luettelon tähtijoukoista, sumuista ja galakseista 1700-luvulla. Tietämättä näiden esineiden merkitystä, hän suunnitteli luettelonsa pysäyttääkseen hänen ja muiden tähtitieteilijöiden tunteman turhautumisen sekoittamalla yhden näistä 'syvän taivaan esineistä' lähellä olevaksi komeetaksi.

Alkuperäisessä luettelossa oli 110 kohdetta. Jos Sirius ei olisi häikäissyt näkymää, Gaia 1 olisi ollut riittävän kirkas ja ilmeinen päästäkseen sinne myös tähän luetteloon. Ja on kaikki syyt ajatella, että Gaia on kiitos.

Seuraava tietojulkaisu antaa tarkat oikeat liikkeet ja etäisyydet ennennäkemättömään määrään tähtiä, joiden avulla voidaan löytää tehokkaammin tähtijoukot, jotka haudattiin liian syvälle tähtikenttään tai olivat liian hajautuneita tai liian kaukaisia ​​nähdäkseen aiemmin.

Aina on mahdollisuus löytää jotain aivan uutta. "Toivon, että seuraavalla tietojenkäsittelyllä löydämme myös uusia objektiluokkia", Simpson sanoo.

Tähtitieteilijöille, jotka ovat valmiita tutkimaan Gaian tietoja, seikkailu on vasta alkanut. Gaian toisen tiedonsiirron on tarkoitus tapahtua huhtikuussa 2018. Seuraavat tiedotteet on määrä julkaista vuosina 2020 ja 2022.


Onko jokainen tähti muodostunut avoimessa tähtijoukossa? - Tähtitiede

Tähdet eivät muodosta erillään, vaan ryhmissä, joissa voi olla tuhansia jäseniä. Koska tähtijoukon tähdet ovat kaikki syntyneet suunnilleen samanaikaisesti ja ovat suunnilleen samalla etäisyydellä, tähtijoukko tarjoaa ihanteellisen laboratorion teorioiden testaamiseksi siitä, kuinka tähtien käyttäytyminen riippuu niiden massasta. Koska useimmat tähtijoukot lopulta hajoavat, näemme ne, kun tähdet ovat suhteellisen (alle muutama sata miljoonaa vuotta) nuoria.

  • Avoimet ryhmät koostuvat hyvin nuorista tähdistä, joiden ikä on alle muutama sata miljoonaa vuotta, kun taas pallomaisissa ryhmissä olevat tähdet ovat tyypillisesti 10-12 miljardia vuotta vanhoja.
  • Avoimilla klustereilla on taipumus makaa galaksin spiraalivarrissa, kun taas pallomaiset klusterit ovat hajallaan karkeasti pallomaisessa jakaumassa galaksin keskustan ympärillä.
  • Avoin joukko sisältää satoja tuhansia tähtiä, kun taas pallomaiset ryhmät sisältävät satoja tuhansia - muutama miljoona tähteä.

Prototähtiä ja hyvin nuoria tähtiä ympäröivät yleensä pöly- ja kaasulevyt. Osa tästä aineesta putoaa nuorelle tähdelle ja voi tuottaa röntgensäteitä, kun tähden painovoima kiihdyttää hiukkasia ja törmää sen pinnalla olevan kaasun kanssa. Nuorella (alle 10 miljoonan vuoden ikäisellä) tähdellä TW Hydraessa röntgenspektri antaa vahvan näytön tästä prosessista.

Suuri osa tähtikiekossa olevasta aineesta puhaltaa pois tähden voimakkaasta säteilystä, mutta osa siitä voi muodostua planeetoiksi. Orion-sumu-klusterin Chandra-havainnot osoittavat, että emotähden röntgensäteily voi vaikuttaa tähän prosessiin.

Tähtien lastentarha - Orionin sumu

Noin 1800 valovuoden etäisyydellä Orion-sumujoukko on maapalloa lähinnä oleva suuri tähtiä muodostava alue. Chandran kuvassa näkyy noin tuhat röntgensäteilevää nuorta tähteä Orionin sumu-tähtijoukossa. Röntgensäteet syntyvät näiden tähtien kuumissa, monimillion asteen ylemmissä ilmakehissä tai koronoissa.

Vaikka tähtikoronojen röntgenkirkkaus on pieni osa tähtien kokonaisvaloisuudesta, se on tärkeä indikaattori keinoista kuljettaa energiaa ulospäin ydinvoimalähteestä tähden keskialueella. Hyvin nuorissa tähdissä ydinvoimalähde on vasta tulossa & quoton-line, ja on suhteellisen heikko. Yksi seuraus tästä on, että energia kulkeutuu ulospäin voimakkailla kaasuliikkeillä, joita kutsutaan konvektioksi.

Yhdistettynä pyörimiseen konvektio voi tuottaa takkuisen magneettikentän, joka lämmittää tähden ylemmän ilmakehän tai koronan, joskus räjähdysmäisesti. Tästä syystä nuorten tähtien havaitaan olevan voimakkaasti vaihtelevia koronaalisen röntgensäteen lähteitä.

Konvektio, magneettikentät ja röntgensäteily

Nuorten (1-10 miljoonan vuoden ikäisten) auringon kaltaisten tähtien perusteellinen tutkimus Orionin sumu klusterissa on paljastanut, että ne tuottavat väkivaltaisia ​​röntgenpurkauksia tai soihdutuksia, jotka ovat paljon yleisempiä ja energisempiä kuin mitä tänään nähdään 4,6 miljardia vuotta vanha aurinkomme. Soihtuenergia-alue on suuri, ja jotkut tähdet tuottavat sata kertaa enemmän kuin toiset. Sitä, missä määrin tämä soihdutustoiminta vaikuttaa planeettojen muodostumiseen ja myöhempään mahdolliseen elämän kehittymiseen siellä, ei tiedetä hyvin.

Joidenkin teoreettisten mallien mukaan suuret soihdut voivat tuottaa voimakasta turbulenssia planeetan muodostavassa levyssä nuoren tähden ympärillä. Tällainen turbulenssi saattaa vaikuttaa kallioisten, maapallon kaltaisten planeettojen asemaan niiden muodostuessa ja estää niitä vaeltamasta nopeasti kohti nuorta tähteä. Siksi maapallon selviytymismahdollisuuksia ovat voineet parantaa nuoren auringon suuret soihdut.

Tähtien tuulet massiivisista tähdistä

Vaikka aurinkomaiset tähdet loistavat miljardeja vuosia, massiiviset tähdet elävät lyhyttä ja näyttävää elämää. Vain muutaman miljoonan vuoden kuluttua tähti, joka on tusina tai enemmän kertaa niin massiivinen kuin aurinko, käyttää energiaa loistavasti ja ryntää kohti päinvastoin kohti supernovan katastrofia. Ensinnäkin massiivinen tähti laajenee valtavasti punajuureksi ja työntää sen ulkokerrokset noin 20000 mailin tunnissa nopeudella. Muutama sata tuhatta vuotta myöhemmin - silmänräpäys auringon kaltaisen tähden elämässä - massiivisen tähden paljaan kuuman, sisemmän kerroksen voimakas säteily alkaa työntää kaasua pois yli 3 miljoonan mailin nopeudella tunnin!

Kun tämä nopea nopeus & tähti tuuli törmää hitaampaan punaiseen jättituuleen, muodostuu tiheä kuori. Törmäysvoima luo kaksi iskuaalloa: yhden, joka liikkuu ulospäin, valaisee tiheän kuoren, ja toisen, joka liikkuu sisäänpäin tuottaakseen miljoonan asteen röntgensäteilyn kuplan. Massiiviset tähdet voivat menettää puolet tai enemmän massastaan ​​tähtituulien kautta. Säteilyyn perustuvien tuulien voima luo suuria kuplia ympäröiviin pöly- ja kaasupilviin, mikä voi käynnistää uuden sukupolven tähtiä. Chandran havainnot näistä kuumista kuplista antavat uuden käsityksen energiseen vaiheeseen massiivisten tähtien evoluutiossa.


SkyEye

Suurin osa tähdistä ei muodostu yksin, vaan ryhmissä. Avoimen rypän tähdet muodostuvat samasta jättiläismolekyylipilvestä suunnilleen samaan aikaan ja ovat enemmän tai vähemmän painovoimaisesti sidoksissa toisiinsa. Klusterit häiriintyvät painovoimakohtauksista sekä klusterin muiden jäsenten että muiden klustereiden ja sumujen kanssa. Lopulta avoimen rypän tähdet hajoavat, eikä ryhmää enää ole. Tämän seurauksena avoimet klusterit ovat välttämättä nuoria esineitä, yleensä alle useita satoja miljoonia vuosia.

Avoimet ryhmät voivat olla hyvin harvinaisia, niissä on vain vähän tähtiä, tai erittäin suuria, tuhansien jäsenten kanssa. Tähtien tiheä tähti saattaa olla muutaman valovuoden poikki, jota ympäröi tähtien hajautuneempi sironta, mutta tyypillistä muotoa ei ole. Klusteri voi edelleen olla sumujen jäänteissä, joista se muodostettiin.

Avoimet ryhmät löytyvät yleensä spiraaligalaksien käsivarrista ja hajallaan epäsäännöllisissä galakseissa, joissa tähtien muodostumista vielä tapahtuu. Koska tähtien muodostuminen on kauan sitten lopetettu elliptisissä galakseissa, avoimia klustereita ei löydy siellä. Galaksissamme, Linnunradalla, on toistaiseksi tunnistettu yli tuhat avointa klusteria, ja monien muiden uskotaan olevan olemassa.

Useat avoimet klusterit näkyvät paljaalla silmällä. Alla on pieni valikoima kirkkaampia klustereita, jotka on lueteltu kirkkaimmista tummimpiin. Luettelo kuvatiedostoista löytyy täältä.

Luettelonumero (t) Suosittu nimi tähdistö Näkyvä suuruus Etäisyys
(ly)
Ikä
(mega vuotta)
C41 Cr 50 Mel 25 Hyades Härkä +0.5 152 625
Cr 39 Mel 20 & alfa Persei-klusteri Perseus +1.2 562 35.5
M45 Cr 42 Mel 22 Pleiadit Härkä +1.6 392 120
Cr 256 Mel 111 Coma-tähtijoukko Coma Berenices +1.8 283 603
C102 IC 2602 Cr 229 Mel 102 Eteläiset Pleiadit Carina +1.9 485 67.6
C76 NGC 6231 Cr 315 Mel 153 Pohjoinen jalokivilaatikko Scorpius +2.0 ? ?
C85 IC 2391 Cr 191 & omicron Velorum-klusteri Vela +2.5 473 75.9
C96 NGC 2516 Cr 172 Mel 82 Carina +3.0 1120 120
M7 NGC 6475 Cr 354 Mel 183 Ptolemaioksen klusteri Scorpius +3.3 882 166
NGC 2451 Cr 161 Pennut +3.5 599 57.5
M44 NGC 2632 Cr 189 Mel 88 Mehiläispesäklusteri, Praesepe Syöpä +3.7 592 794
NGC 2264 Cr 112 Mel 49 Joulukuusi klusteri Monoceros +3.9 ? ?
NGC 2547 Cr 177 Mel 84 Vela +4.0 1550 50.1
NGC 3114 Cr 215 Mel 98 Carina +4.0 ? ?
C94 NGC 4755 Cr 264 Mel 114 Jalokivilaatikko Ydin +4.0 ? ?
M6 NGC 6405 Cr 341 Mel 178 Butterfly Cluster Scorpius +4.0 ? ?

Hyades

A large V-shaped open star cluster in the constellation of Taurus, the Hyades is easy to see with the naked eye. The four brightest members form an asterism that is identified as the head of Taurus the bull. However, the bright red giant star Aldebaran which forms the eye of the bull is not actually a member of this cluster but is a foreground star.

The Hyades is the nearest open cluster to Earth and probably the best-studied.

Because of its large angular size on the sky, it is better to observe the Hyades through binoculars rather than a telescope. A more detailed star identification chart may be found at the bottom of the Taurus constellation page.

Since it is such an obvious naked-eye object, this cluster has been known since prehistoric times. Like the Pleiades , the Hyades star cluster was mentioned by Homer in his epic Iliad around 750 BC . It was first catalogued as a cluster in the seventeenth century.

In Greek mythology, the Hyades were five daughters of the Titan Atlas and half-sisters to the Pleiades.

Alpha Persei Cluster

The &alpha Persei Cluster , also known as the &alpha Persei Moving Cluster , is an open cluster in the constellation of Perseus. Its brightest member is the second-magnitude star &alpha Persei, familiarly known as Mirfak . Several of the stars are easily visible to the naked eye and many of them are blue, implying that they are hot, massive and very young. Even a small pair of binoculars will reveal many more cluster members.

The &alpha Persei Cluster was first catalogued in the seventeenth century.

Pleiadit

An open star cluster in the constellation of Taurus, the Pleiades is easy to see with the naked eye. Those with good eyesight can see six stars but binoculars reveal many more. Long-exposure photographs show nebulosity surrounding the stars in the cluster. The Pleiades is a cluster of very young stars and this nebulosity is the remnants of the cloud out of which the stars formed.

A more detailed star identification chart may be found at the bottom of the Taurus constellation page.

In Greek mythology, the Pleiades were the seven daughters of Atlas and Pleione, and were half-sisters of the Hyades. The brightest stars in the cluster are named for members of this family.

&eta Tau Alcyone is the brightest member of this cluster.
16 Tau Celaeno
17 Tau Electra
19 Tau Taygeta
20 Tau Maia
21 Tau Asterope
23 Tau Merope
27 Tau Atlas
28 Tau Pleione

Coma Star Cluster

It is this cluster that gives the constellation Coma Berenices its name. According to legend, Egyptian queen Berenice sacrificed her hair to ensure the safe return of her husband from war. The Coma Star Cluster represents that hair. The word 'coma' comes from the Latin 'coma' meaning 'hair of the head' and from a similar ancient Greek word also meaning hair. (Interestingly, the word 'comet' is derived from the same words. A comet is literally a 'hairy' star!) The stars in the cluster range in apparent magnitude from 4 to 10 but no fainter stars have been identified as cluster members. It is conjectured that the low total mass of the cluster has allowed the smaller, fainter members to escape. The brighter members of the group form a V shape.

The Coma Star Cluster was first catalogued by Ptolemy in the second century.

Eteläiset Pleiadit

The Southern Pleiades is an open cluster in the southern hemisphere constellation of Carina. The brightest member of the cluster, third-magnitude star &theta Carina, gives this cluster its alternate name, the &theta Carinae Cluster . It was first catalogued by Nicholas Louis de Lacaille in 1752 during his year-long observing run in the southern hemisphere. During this time in South Africa, Lacaille determined the positions of nearly 10,000 stars, discovered 42 'nebulous stars' (star clusters), and delineated 15 new constellations.

The Southern Pleaides is considerably less bright than the (Taurean) Pleiades . Except for the brightest star, the other members of the cluster are fifth magnitude and fainter. This is a large cluster and presents a fine site even in small binoculars.

Northern Jewel Box

The Northern Jewel Box is located near the star &zeta Scorpii in the constellation Scorpius. It is thought to be very young, perhaps just over 3 million years old, and is approaching our solar system. It was first catalogued by Sicilian astronomer, Giovanni Batista Hodierna, in the mid-seventeenth century.

Omicron Velorum Cluster

NGC 2516

Another discovery of Nicholas Louis de Lacaille, this unnamed open cluster is found in the constellation Carina. It is easily visible to the naked eye but binoculars or a small telescope yield a superior view.

Ptolemy's Cluster

Known since antiquity, this open cluster in the constellation of Scorpius was first recorded in the second century by the astronomer Ptolemy. Later, Charles Messier included it in his catalogue of 'fuzzy objects that are not comets' as the seventh object in the list. It is found near the open cluster M6 just north of the 'stinger' of the scorpion.

NGC 2451

This object, found in the constellation of Puppis, may actually be two open clusters which just happen to lie along the same line of sight.

This sparse cluster was first catalogued by Giovanni Batista Hodierna in the mid-seventeenth century. It's an attractive binocular or telescopic object, with the brightest star being orange in hue and the surrounding stars white.

Beehive Cluster or Praesepe

Looking nebulous to the naked eye, this open cluster in the constellation of Cancer has been known since ancient times. Galileo was the first person to observe it with a telescope.

The ecliptic runs just south of the Beehive Cluster which means that solar system objects often pass very near if not through this group of stars.

The alternate name, Praesepe , is Latin for manger. The ancient Greeks and Romans saw it as the manger from which two donkeys, represented by two nearby stars, ate.

Christmas Tree Cluster

The Christmas Tree Cluster and associated Cone Nebula were both discovered by British astronomer William Herschel. This bright cluster is found within the constellation of Monoceros although filters are required to reveal the surrounding nebulosity.

NGC 2547

Another discovery of Nicholas Louis de Lacaille, this large cluster in Vela reveals dozens of stars in binoculars.

NGC 3114

Barely visible to the naked eye, this unnamed open cluster in the constellation Carina is better viewed through a telescope.

Jewel Box

Possibly the best open cluster discovered by Nicholas Louis de Lacaille, the Jewel Box was named by British astronomer Sir John Herschel because of its variously coloured stars when viewed through a telescope. This cluster is easy to find, located just south of the star Mimosa (&beta Crucis) in the constellation Crux.

Butterfly Cluster

This Messier object in the constellation of Scorpius is another discovery of the Sicilian astronomer, Giovanni Batista Hodierna, who catalogued it in the mid-seventeenth century. Although not as visually impressive as its neighbour, Ptolemy's Cluster , it is visible to the naked eye. Magnification is necessary to reveal the fainter stars which give the cluster the appearance of a butterfly.

Globular Clusters

Unlike the young, irregularly-shaped open clusters of stars, globular clusters are nearly-spherical groups of old stars. Indeed, observations have shown that globular clusters belonging to the Milky Way are 10 billion years old or even older, making the stars within these clusters some of the oldest stars in our galaxy. Whereas open clusters are young objects found in star-forming regions of the spiral arms, globular clusters are found in the galactic halo, a spherical region encompassing the whole of the galaxy.

The Milky Way has at least 150 globular clusters and these spherical objects have been detected around other galaxies as well. Whilst most globular clusters are very old objects, our neighbouring galaxy, the Large Magellanic Cloud , contains a globular cluster which seems to be very young. These clusters typically contain hundreds of thousands of stars and are free of gas and dust.

There are eight globular clusters which are visible to the naked eye, most of them in the southern hemisphere. All are fine binocular objects.

Catalogue Number(s) Popular Name tähdistö Näkyvä suuruus
C80 NGC 5139 Mel 118 &omega Centauri Kentaurus +3.7
C106 NGC 104 Mel 1 47 Tucanae Tucana +4.0
M22 NGC 6656 Mel 208 Jousimies +5.1
C93 NGC 6752 Mel 218 Pavo +5.4
M4 NGC 6121 Mel 144 Scorpius +5.6
M5 NGC 5904 Mel 133 Käärmeet +5.7
C86 NGC 6397 Mel 176 Ara +5.7
M13 NGC 6205 Mel 150 Great Globular Cluster Hercules +5.8

&omega Centauri is the largest globular cluster in the Milky Way and is so distinctive from other globulars that it is thought that is might actually be the core of a disrupted dwarf galaxy rather than a true globular. 47 Tucanae is one of the most massive globular clusters in the Milky Way. M22 is more elliptical than spherical in shape and is one one of the very few globular clusters to contain planetary nebulae. C93 is one of the closer globular clusters but not as close as C86 which, along with M4 , is the closest globular cluster to Earth. M4 has the further distinction of being the first globular cluster in which individual stars were resolved. M5 is one of the largest globular clusters so far identified. In 1974, a radio message was beamed from the Arecibo radio telescope to the Great Globular Cluster . The message will take 25,000 years to reach its destination.

Huomautuksia

Lähteet

Open cluster distances and ages are obtained from the (PDF ) paper Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue , F. van Leeuwen, Astronomy & Astrophysics , 497, 1, 209&ndash242. Cluster magnitudes and other information are derived from BinocularSky and SEDS .


Globular Clusters

Globular clusters were given this name because they are nearly symmetrical round systems of, typically, hundreds of thousands of stars. The most massive globular cluster in our own Galaxy is Omega Centauri, which is about 16,000 light-years away and contains several million stars (Figure (PageIndex<2>)). Note that the brightest stars in this cluster, which are red giants that have already completed the main-sequence phase of their evolution, are red-orange in color. These stars have typical surface temperatures around 4000 K. As we will see, globular clusters are among the oldest parts of our Milky Way Galaxy.

Figure (PageIndex<1>) Omega Centauri. (a) Located at about 16,000 light-years away, Omega Centauri is the most massive globular cluster in our Galaxy. It contains several million stars. (b) This image, taken with the Hubble Space Telescope, zooms in near the center of Omega Centauri. The image is about 6.3 light-years wide. The most numerous stars in the image, which are yellow-white in color, are main-sequence stars similar to our Sun. The brightest stars are red giants that have begun to exhaust their hydrogen fuel and have expanded to about 100 times the diameter of our Sun. The blue stars have started helium fusion.

What would it be like to live inside a globular cluster? In the dense central regions, the stars would be roughly a million times closer together than in our own neighborhood. If Earth orbited one of the inner stars in a globular cluster, the nearest stars would be light-months, not light-years, away. They would still appear as points of light, but would be brighter than any of the stars we see in our own sky. The Milky Way would probably be difficult to see through the bright haze of starlight produced by the cluster.

About 150 globular clusters are known in our Galaxy. Most of them are in a spherical halo (or cloud) surrounding the flat disk formed by the majority of our Galaxy&rsquos stars. All the globular clusters are very far from the Sun, and some are found at distances of 60,000 light-years or more from the main disk of the Milky Way. The diameters of globular star clusters range from 50 light-years to more than 450 light-years.


Are We In An Open Cluster?

So I know that our star isn't part of a globular cluster but what about an open cluster?

I was wondering if I was standing on a planet located in lets say another open cluster like M45 or M37 and I was gazing up into space at our sun, would we be in an open cluster or would our sun simply appear as a random star sitting out there in space by itself, alone and insignificant to an astronomer on another world? I'm not saying there are planets in these two open clusters but let's just say there are just to answer this question.

I realize that distance and perspective helps to make something an open cluster. This is why I'll use M45 or M37 as examples. Do we have a handful of stars close enough to us that we would appear as something similar to M45 when viewed from M45? Or, are we part of a much richer grouping of stars more similar to something like M37?

Is there any reason for as astronomer located in one of these two open clusters to look twice in our direction?

The Sun and its siblings were most likely born in a large star cluster but

the stars within that cluster have long since gone their separate ways.

A possible "sibling" to Sol .

Edited by mvas, 29 March 2018 - 11:41 AM.

#27 Tony Flanders

Our Galaxy is comprised of many thousands of such extended, dispersed former clusters.

Many millions, actually -- probably pushing a billion. According to current theories, all or almost all stars are born in clusters. So the part of our galaxy that consists of stars is basically all detritus of dispersed clusters.

Astronomers are just beginning to be able to tease out individual star streams stay tuned for interesting developments in the next 50 years. We should learn a very great deal indeed once the data from the GAIA spacecraft has been assimilated.

At the moment, theories of exactly how stars and star clusters form are very much in flux.

#28 GlennLeDrew

I perhaps erred on the side of conservatism when limiting the star stream numbers to "many thousands" because the oldest such streams might well have been already disrupted into incoherence. I guess it depends on what one chooses to term a recognizable stream. Past a certain point, after many Galactic orbits, the spatial and velocity dispersion tends to render at least difficult to assign membership. And thus far at least we tend to group such largely incoherent (and currently not recognized) structures into the bin called the general field.

But yes, due to the evidence pointing toward star formation being mostly a process where groups are born together, practically all stars can in principle be traced back to their familial origins. The somewhat chaotic manner of their continued disruption renders tracing back in deep time problematic.

#29 tchandler

I suppose this may raise other questions, such as do the motions of stars behave like a fluid?

#30 GlennLeDrew

Stellar motion is very much not like fluid flow. A fluid's particles are much more closely spaced relative to their size than are stars--even in a dense globular cluster core. Whereas a fluid experiences frictional drag and hence quickly established coordinated flow, stars flit about largely unconcerned by all other stars. What a star principally experiences is a fairly smooth, large-scale gravitational potential that drives it, with other stars being almost ghost-like bodies for their lack of effect.

For a star belonging to a galaxy, and even a not particularly robust cluster, it's the net gravitational potential of the full family of stars (and gas) that it reacts the. The minor 'dimples' in the field made by individual stars exert very little effect, unless a star comes very much closer than the mean separation in the system a comparatively rare event.

So, for the most part stars go about their business largely and blithely ignorant of all the other stars as individuals. Even when we do take account of the larger perturbations induced by passages of massive clusters and molecular clouds, the stars still in no way have any tendency imposed upon them to adopt anything like the organized flow of a fluid.

Now, when we look at a spiral galaxy in its entirety, we surely do observe a rather fluid-like flow for stars in the disk. But that's merely a consequence of the gas motion, principally the denser molecular clouds. These clouds have a considerable size relative to their mean separation, and due to collisional encounters very quickly settle down to a spatially and dynamically well organized system. As occurs among the particles in Saturn's ring system, the Galaxy's molecular clouds tend toward a highly flattened disk of essentially circular motion. Except that the density wave of the spiral pattern through which disk material passes induces a bit of a 'stirring up', and supernovae/massive star winds impart 'turbulence'.

But cloud collisions keep the system settled down, and the stars which form in them share the same largely circular motion and confined to near the disk mid-plane. Hence the rather fluid-like flow among younger disk stars.

But over time, the process known as disk heating stirs up the longer lived stars. Encounters with massive clouds and clusters tend to increase their peculiar velocity, making their orbits less circular and with larger vertical excursion. As noted, because of their tiny size they cannot behave as the gas clouds, and once kicked into a modified orbit will remain there until the next kick, with the tendency over time of exhibiting ever increasing peculiar velocity. (Although after a particular encounter there might result a temporary *decrease* in peculiar velocity.)


Katso video: Vesa-Matti Loiri - Tähti tähdistä kirkkain (Tammikuu 2022).