Википедия

Рассеянное скопление

17 Июл, 2025 / 16:59

Рассеянное звёздное скопление (англ. open cluster) представляет собой группу звёзд (числом вплоть до нескольких тысяч), образованных из одного гигантского молекулярного облака и имеющих примерно одинаковый возраст. В нашей Галактике открыто более чем 1100 рассеянных скоплений, но предполагается, что их гораздо больше. Звёзды в таких скоплениях связаны друг с другом относительно слабыми гравитационными силами, поэтому по мере обращения вокруг галактического центра скопления могут быть разрушены из-за близкого прохождения возле других скоплений или облаков газа, в этом случае образующие их звёзды становятся частью обычного населения галактики; отдельные звёзды также могут быть выброшены в результате сложных гравитационных взаимодействий внутри скопления. Типичный возраст скоплений — несколько сотен миллионов лет. Рассеянные звёздные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, где происходят активные процессы звездообразования.

image
NGC 265, рассеянное звёздное скопление в Малом Магеллановом Облаке.

Молодые рассеянные скопления могут находиться внутри молекулярного облака, из которого они были образованы, и «подсвечивать» его, в результате чего возникает область ионизированного водорода. Со временем давление излучения от скопления развеивает облако. Как правило, только около 10 % массы газового облака успевает образовать звёзды, прежде чем остальной газ будет развеян давлением света.

Рассеянные звёздные скопления — ключевые объекты для изучения звёздной эволюции. Благодаря тому, что члены скопления имеют одинаковый возраст и химический состав, эффекты от других характеристик легче определять для скоплений, чем для отдельных звёзд. Некоторые рассеянные скопления, такие как Плеяды, Гиады или Скопление Альфа Персея, видны невооружённым глазом. Некоторые другие, например, Двойное скопление в Персее, едва различимы без инструментов, а ещё больше скоплений можно увидеть только при помощи бинокля или телескопа, как, например, Скопление Дикая Утка (M 11).

Исторические наблюдения

image
Мозаика из 30 изображений рассеянных скоплений, открытых . От прямого наблюдения эти скопления закрыты пылью Млечного Пути.

Яркое рассеянное звёздное скопление Плеяды известно ещё со времён античности, а Гиады представляют собой часть созвездия Тельца, одного из самых древних созвездий. Другие скопления описаны ранними астрономами как нераздельные нечёткие участки света. Греческий астроном Клавдий Птолемей упоминал в своих записях Ясли, Двойное скопление в Персее и Скопление Птолемея; а персидский астроном Ас-Суфи описал скопление Омикрон Парусов. Тем не менее, лишь изобретение телескопа позволило различить в этих туманных объектах отдельные звёзды. Более того, в 1603 году Иоганн Байер присвоил этим образованиям такие обозначения, как если бы они являлись отдельными звёздами.

Первым человеком, который применил в 1609 году телескоп для наблюдения звёздного неба и записал результаты этих наблюдений, был итальянский астроном Галилео Галилей. При изучении некоторых туманных объектов, описанных Птолемеем, Галилей обнаружил, что они являются не отдельными звёздами, а группами из большого количества звёзд. Так, в Яслях он различил более 40 звёзд. В то время как его предшественники различали в Плеядах 6—7 звёзд, Галилей обнаружил почти 50. В своём трактате 1610 года «» он пишет: «…Галаксия является не чем иным, как собранием многочисленных звёзд, расположенных группами». Вдохновлённый работой Галилея, сицилийский астроном Джованни Годиерна стал, возможно, первым астрономом, кто нашёл при помощи телескопа прежде неизвестные рассеянные скопления. В 1654 году он обнаружил объекты, называемые сейчас Мессье 41, Мессье 47, NGC 2362 и NGC 2451.

В 1767 году английский естествоиспытатель преподобный Джон Мичелл вычислил, что даже для одной такой группы, как Плеяды, вероятность того, что составляющие её звёзды случайно выстроились для земного наблюдателя на одной линии, равна 1 к 496 000; стало понятно, что звёзды в скоплениях связаны физически. В 1774—1781 годах французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, имеющих кометоподобный туманный вид. В этот каталог вошло 26 рассеянных скоплений. В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершель начал всестороннее исследование туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих образований можно разложить (астрономы говорят «разрешить») на звёзды. Гершель предположил, что изначально звёзды были разбросаны в пространстве, а затем в результате гравитационных сил образовали звёздные системы. Он распределил туманности на 8 категорий, и классы с VI по VIII отвёл для классификации скоплений звёзд.

Усилиями астрономов число известных скоплений стало увеличиваться. Сотни скоплений были перечислены в Новом общем каталоге (NGC), впервые опубликованном в 1888 году датско-ирландским астрономом Дж. Л. Э. Дрейером, а также в двух дополнительных индекс-каталогах, увидевших свет в 1896 и 1905 годах. Телескопические наблюдения позволили выявить два разных типа скоплений. Первые характеризуются правильной округлой формой и состоят из многих тысяч звёзд. Они распределены по всему небу, но наиболее плотно — в направлении центра Млечного Пути. Звёздное население вторых более разреженное, форма часто довольно неправильная, а звёздное население исчисляется десятками, реже сотнями. Такие скопления тяготеют к галактической плоскости. Астрономы называют первые шаровыми звёздными скоплениями (англ. globular cluster), а вторые — рассеянными звёздными скоплениями (англ. open cluster). Из-за своего местонахождения рассеянные скопления иногда называют галактическими скоплениями, этот термин был предложен в 1925 году швейцарско-американским астрономом Робертом Джулиусом Трюмплером.

Микрометрические измерения позиций звёзд в скоплениях были произведены сначала в 1877 году немецким астрономом Э. Шёнфельдом, а затем американским астрономом Э. Э. Барнардом в 1898—1921 годах. Эти попытки не выявили никаких признаков движения звёзд. Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен путём сравнения фотопластинок, снятых в разные моменты времени, смог измерить собственное движение звёзд для части скопления Плеяд. По мере того, как астрометрия делалась всё более точной, стало выясняться, что скопления звёзд разделяют одно и то же собственное движение в пространстве. Сравнивая фотопластинки Плеяд, полученные в 1918 году, с пластинками 1943 года, ван Маанен смог выделить звёзды, собственное движение которых было схоже со средним по скоплению, и таким образом, идентифицировать вероятных членов скопления. Спектроскопические наблюдения выявили общие радиальные скорости, показав этим, что скопления состоят из звёзд, физически связанных между собой.

Первые диаграммы «цвет—светимость» для рассеянных скоплений были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году вместе со схемами Плеяд и Гиад. В последующие 20 лет он продолжал свою работу по изучению рассеянных скоплений. Из спектроскопических данных он смог определить верхний предел внутреннего движения для рассеянных скоплений и оценить, что суммарная масса этих объектов не превышает нескольких сотен масс Солнца. Он продемонстрировал связь между цветами звёзд и их светимостью, и в 1929 году отметил, что звёздное население Гиад и Яслей отличается от Плеяд. Впоследствии это было объяснено различием в возрасте этих трёх скоплений. Эти исследования рассеянных скоплений стали фундаментальными в части понимания эволюции звёзд и зависимости эволюции звёзд от их начальной массы.

Образование

image
Инфракрасное излучение показывает плотное скопление, рождающееся в сердце Туманности Ориона.

Образование рассеянного скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака, холодного плотного облака газа и пыли массой во много тысяч раз больше массы Солнца. Такие облака имеют плотность от 102 до 106 молекул нейтрального водорода на см3, при том, что звездообразование начинается в частях с плотностью большей 104 молекул/см3. Как правило, только 1—10 % объёма облака превышает такую плотность. До коллапса такие облака могут сохранять механическое равновесие благодаря магнитным полям, турбулентностям и вращению.

Существует много факторов, которые могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, что приведёт к коллапсу и началу процесса активного звездообразования, в результате которого может возникнуть рассеянное скопление. К таковым относятся: ударные волны от близких сверхновых, столкновение с другими облаками, гравитационные взаимодействия. Но даже в отсутствие внешних факторов некоторые части облака могут достигнуть условий, когда они станут нестабильны и подвержены коллапсу. Коллапсирующий регион облака испытывает иерархическую фрагментацию на более мелкие участки (включая относительно плотные области, известные как ), что в итоге приводит к рождению большого количества (до нескольких тысяч) звёзд. Такой процесс звездообразования начинается в оболочке из коллапсирующего облака, которая скрывает протозвёзды из вида, хотя и позволяет производить . Считается, что в галактике Млечный Путь одно новое рассеянное скопление образуется раз в несколько тысяч лет.

image
«Столпы Творения» — область Туманности Орёл, где молекулярное облако развеивается звёздным ветром от молодых массивных звёзд.

Наиболее горячие и массивные из вновь сформированных звёзд (известных как ) интенсивно излучают в ультрафиолете, что постоянно ионизирует окружающий газ молекулярного облака и образует H II-область. Звёздный ветер и давление радиации от массивных звёзд начинают разгонять горячий ионизированный газ на скоростях, сопоставимых со скоростью звука в газе. Через несколько миллионов лет в скоплении происходит первая вспышка сверхновой (англ. core-collapse supernovae), которая также выталкивает газ из своих окрестностей. В большинстве случаев эти процессы разгоняют весь газ в течение 10 миллионов лет, и звездообразование прекращается. Но около половины из образовавшихся протозвёзд будут окружены околозвёздными дисками, многие из которых будут аккреционными дисками.

Так как лишь от 30 до 40 % газа из центра облака формирует звёзды, рассеивание газа сильно затрудняет процесс звездообразования. Следовательно, все скопления переживают на начальной стадии сильную потерю массы, причём довольно большая часть на этом этапе распадается совсем. С этой точки зрения, образование рассеянного скопления зависит от того, связаны ли гравитационно рождённые звёзды; если это не так, то вместо скопления возникнет несвязанная звёздная ассоциация. Если же скопление наподобие Плеяд всё-таки формируется, оно сможет удержать лишь 1/3 от исходного числа звёзд, а оставшаяся часть перестанет быть связанной, как только газ рассеется. Молодые звёзды, переставшие принадлежать родному скоплению, станут частью общего населения Млечного пути.

Вследствие того, что практически все звёзды образуются в скоплениях, последние считаются основными строительными кирпичиками галактик. Интенсивные процессы рассеяния газа, которые как образуют, так и уничтожают многие звёздные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток на морфологической и кинематической структурах галактик. Большинство вновь образованных рассеянных скоплений обладают численностью от 100 звёзд и массой от 50 солнечных. Самые большие скопления могут иметь массу до 104 солнечных (масса скопления Westerlund 1 оценивается в 5×104 солнечных), что очень близко к массам шаровых скоплений. В то время как рассеянные и шаровые звёздные скопления представляют собой совершенно разные образования, внешний вид наиболее разреженных шаровых и самых богатых рассеянных скоплений может не так уж сильно отличаться. Некоторые астрономы считают, что в основе образования этих двух типов скоплений лежит один и тот же механизм, с той разницей, что условий, необходимых для формирования очень богатых шаровых скоплений — численностью в сотни тысяч звёзд, — в нашей Галактике больше не существует.

Формирование более одного рассеянного скопления из одного молекулярного облака — типичное явление. Так, в Большом Магеллановом облаке скопления и R136 образовались из газа туманности Тарантул; прослеживание траекторий движения Гиад и Яслей, двух заметных и близких скоплений Млечного пути, позволяет сделать вывод, что они также образовались из одного облака около 600 миллионов лет назад. Иногда скопления, рождённые в одно время, образуют двойное скопление. Ярким примером этого в нашей Галактике является Двойное скопление в Персее, состоящее из NGC 869 и NGC 884 (иногда ошибочно называемых «χ и h Персея» («хи и аш Персея»), хотя h относится к соседней звезде, а χ — к обоим скоплениям), однако, кроме него, известно по крайней мере 10 подобных скоплений. Ещё больше таковых открыто в Малом и Большом Магеллановых облаках: эти объекты легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей Галактике, так как из-за проекционного эффекта далёкие друг от друга скопления могут выглядеть связанными друг с другом.

Морфология и классификация

Рассеянные скопления могут представлять как разреженные группы из нескольких звёзд, так и большие агломерации, включающие тысячи членов. Они, как правило, состоят из хорошо отличимой плотной сердцевины, окружённой более рассеянной «короной» из звёзд. Диаметр сердцевины обычно составляет 3—4 св. г., а короны — 40 св. л. Стандартная звёздная плотность в центре скопления составляет 1,5 звезды/св. г.3 (для сравнения: в окрестностях Солнца это число равно ~0,003 зв./св. г.3).

Рассеянные звёздные скопления часто классифицируются по схеме, разработанной Робертом Трюмплером в 1930 году. Наименование класса по этой схеме состоит из 3-х частей. Первая часть обозначается римской цифрой I—IV и означает концентрацию скопления и его отличимость от окружающего звёздного поля (от сильной до слабой). Вторая часть — это арабская цифра от 1 до 3, означающая разброс в яркости членов (от малого до большого разброса). Третья часть — это буква p, m или r, обозначающая, соответственно, низкое, среднее или большое число звёзд в скоплении. Если скопление находится внутри туманности, то в конце добавляется буква n.

Например, по трюмплеровской схеме Плеяды классифицируются как I3rn (сильно концентрированное, богатое звёздами, присутствует туманность), а более близкие Гиады — как II3m (более разобщённое и с меньшей численностью).

Число и распределение

image
NGC 346, рассеянное скопление в Малом Магеллановом Облаке.

В нашей Галактике открыто более чем 1000 рассеянных скоплений, но общее их число может быть до 10 раз больше. В спиральных галактиках рассеянные скопления в основном располагаются вдоль спиральных рукавов, где плотность газа наиболее высока и, вследствие этого, наиболее активно протекают процессы звездообразования; подобные скопления обычно рассредотачиваются до того, как они успевают покинуть рукав. Рассеянные скопления имеют сильную тенденцию находиться возле галактической плоскости.

В неправильных галактиках рассеянные скопления могут находиться где угодно, хотя их концентрация выше там, где больше плотность газа. Рассеянные скопления не наблюдаются в эллиптических галактиках, так как процессы звездообразования в последних прекратились многие миллионы лет назад, а последние из образованных скоплений с тех пор уже давно рассеялись.

Распределение рассеянных скоплений в нашей Галактике зависит от возраста: более старые скопления находятся преимущественно на бо́льших расстояниях от галактического центра и на значительном удалении от галактической плоскости. Это объясняется тем, что приливные силы, способствующие разрушению скоплений, выше возле центра галактики; с другой стороны, гигантские молекулярные облака, также являющиеся причиной разрушения, сконцентрированы во внутренних областях диска галактики; поэтому скопления из внутренних областей разрушаются в более раннем возрасте, чем их «коллеги» из внешних областей.

Звёздный состав

image
Скопление звёзд возрастом в несколько миллионов лет (правый нижний угол) подсвечивает Туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке.

Из-за того, что рассеянные звёздные скопления обычно распадаются до того, как большинство их звёзд завершат свой жизненный цикл, большая часть излучения от скоплений — это свет от молодых горячих голубых звёзд. Такие звёзды обладают наибольшей массой и наименьшим временем жизни — порядка нескольких десятков миллионов лет. Более старые звёздные скопления содержат больше жёлтых звёзд.

Некоторые звёздные скопления содержат горячие голубые звёзды, которые кажутся гораздо более молодыми, чем остальная часть скопления. Эти голубые разбросанные звёзды также наблюдаются в шаровых скоплениях; считается, что в наиболее плотных ядрах шаровых скоплений они образуются при столкновении звёзд и образовании при этом более горячих и массивных звёзд. Однако звёздная плотность в рассеянных скоплениях гораздо ниже, чем в шаровых, и число наблюдаемых молодых звёзд подобными столкновениями объяснить нельзя. Считается, что большинство из них образуется, когда двойная звёздная система из-за динамических взаимодействий с другими членами сливается в одну звезду.

Как только в процессе ядерного синтеза мало- и среднемассивные звёзды израсходуют свой запас водорода, они сбрасывают свои внешние слои и образуют планетарную туманность с образованием белого карлика. Даже несмотря на то, что большинство рассеянных скоплений распадаются до того, как большая часть их членов достигают стадии белого карлика, число белых карликов в скоплениях, обычно, всё же намного меньше, чем можно ожидать, исходя из возраста скопления и оцениваемого начального распределения массы звёзд. Одно из возможных объяснений недостатка белых карликов состоит в том, что когда красный гигант сбрасывает свою оболочку и образует планетарную туманность, какая-нибудь небольшая асимметрия массы сбрасываемого вещества может сообщить звезде скорость в несколько километров в секунду — достаточную, чтобы та покинула скопление.

Из-за большой звёздной плотности близкие прохождения звёзд в рассеянных скоплениях — не редкость. Для типичного скопления численностью 1000 звёзд и полумассовым радиусом 0,5 пк, в среднем каждая звезда будет сближаться с какой-то другой каждые 10 млн лет. Это время ещё меньше в более плотных скоплениях. Подобные прохождения могут сильно повлиять на расширенные околозвёздные диски вещества вокруг многих молодых звёзд. Приливные возмущения для больших дисков могут стать причиной образования массивных планет и коричневых карликов, которые будут располагаться на расстояниях 100 а.е. или больше от главной звезды.

Судьба

image
NGC 604 в Галактике Треугольника — чрезвычайно массивное рассеянное скопление, окружённое областью ионизированного водорода.

Многие рассеянные скопления, по существу, нестабильны: из-за небольшой массы скорость убегания из системы меньше, чем средняя скорость составляющих её звёзд. Такие скопления очень быстро распадаются в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях выталкивание излучением от молодых звёзд газа, из которого образовалась вся система, снижает массу скопления настолько, что оно очень быстро распадается.

Скопления, которые после развеяния окружающей туманности обладают достаточной массой, чтобы быть гравитационно связанными, могут сохранять свою форму многие десятки миллионов лет, однако со временем внутренние и внешние процессы также приводят к их распаду. Близкое прохождение одной звёзды рядом с другой может увеличить скорость одной из звёзд настолько, что она превысит скорость убегания из скопления. Подобные процессы приводят к постепенному «испарению» членов скопления.

В среднем каждые полмиллиарда лет звёздные скопления испытывают влияние внешних факторов, например, прохождение рядом с каким-либо молекулярным облаком или сквозь него. Гравитационные приливные силы от столь близкого соседства, как правило, разрушают звёздное скопление. В итоге оно становится звёздным потоком: из-за больших расстояний между звёздами такая группа не может называться скоплением, хотя составляющие её звёзды связаны друг с другом и движутся в одинаковом направлении с одинаковыми скоростями. Период времени, через который скопление распадается, зависит от начальной звёздной плотности последнего: более тесные живут дольше. Оценочное время полураспада скопления (через которое половина исходных звёзд будет потеряна) варьируется от 150 до 800 млн лет, в зависимости от начальной плотности.

После того, как скопление перестанет быть связанным гравитацией, многие из составляющих его звёзд всё же сохранят свою скорость и направление движения в пространстве; возникнет так называемая звёздная ассоциация (или движущаяся группа звёзд). Так, несколько ярких звёзд «ковша» Большой Медведицы — бывшие члены рассеянного скопления, которое превратилось в такую ассоциацию под названием «движущаяся группа звёзд Большой Медведицы». В конце концов, из-за небольших различий в своих скоростях они рассредоточатся по Галактике. Более крупные скопления становятся потоками, при условии, что будет установлена одинаковость их скоростей и возрастов; в противном случае звёзды будут считаться несвязанными.

Исследования звёздной эволюции

image
Диаграммы Герцшпрунга — Рассела для двух рассеянных скоплений. Скопление NGC 188 — более старое и показывает меньшее отклонение от главной последовательности, чем M 67.

В диаграмме Герцшпрунга — Рассела для рассеянного скопления большинство звёзд будут относиться к главной последовательности (ГП). В некоторый момент, называемый точкой поворота, наиболее массивные звёзды покидают ГП и становятся красными гигантами; «удалённость» таких звёзд от ГП позволяет определить возраст скопления.

В силу того, что звёзды в скоплении находятся почти на одинаковом расстоянии от Земли и образовались примерно в одно время из одного облака, все различия в видимой яркости звёзд скопления обусловлены разной их массой. Это делает рассеянные звёздные скопления очень полезными объектами для изучения звёздной эволюции, так как при сравнении звёзд многие переменные характеристики можно принять фиксированными для скопления.

Например, исследование содержания лития и бериллия в звёздах из рассеянных скоплений может серьёзно помочь в разгадке тайн эволюции звёзд и их внутренней структуры. Атомы водорода не могут образовать атомы гелия при температуре ниже 10 млн К, но литиевые и бериллиевые ядра разрушаются при температурах 2,5 млн и 3,5 млн К соответственно. Это означает, что их содержания напрямую зависят от того, как сильно перемешивается вещество в недрах звезды. При изучении их содержания в звёздах скопления такие переменные, как возраст и химический состав, являются зафиксированными.

Исследования показали, что содержание этих лёгких элементов гораздо ниже, чем предсказывают модели звёздной эволюции. Причины этого не совсем ясны; одно из объяснений состоит в том, что в недрах звезды происходят выбросы вещества из конвективной зоны в стабильную зону лучистого переноса.

Астрономическая шкала расстояний

Основная статья: Шкала расстояний в астрономии
image
«Дикая Утка» (M 11) — очень богатое скопление, расположенное в направлении центра Млечного Пути.

Определение расстояний до астрономических объектов — ключевой момент для их понимания, но подавляющее большинство таких объектов находятся слишком далеко, чтобы расстояния до них можно было измерить прямо. Градуировка астрономической шкалы расстояний зависит от последовательности непрямых и порой неопределённых измерений в отношении сначала ближайших объектов, расстояния до которых можно измерить непосредственно, а затем всё более и более удалённых. Рассеянные звёздные скопления — важнейшая ступенька на этой лестнице.

Расстояния до наиболее близких к нам скоплений можно измерить прямо одним из двух способов. Во-первых, для звёзд ближайших скоплений можно определить параллакс (небольшое смещение видимого положения объекта в течение года из-за движения Земли по орбите Солнца), как это обычно делается для отдельных звёзд. Плеяды, Гиады и некоторые другие скопления в окрестностях 500 св. лет достаточно близки, чтобы для них такой способ дал достоверные результаты, и данные со спутника Гиппарх позволили установить точные расстояния для ряда скоплений.

Другой прямой способ — так называемый метод движущегося скопления. Он основан на том, что звёзды в скоплении разделяют общие параметры движения в пространстве. Измерение собственных движений членов скопления и нанесение на карту их видимого перемещения по небу позволит установить, что они сходятся в одной точке. Радиальные скорости звёзд скопления могут быть определены по измерениям доплеровских смещений в их спектрах; когда все три параметра — радиальная скорость, собственное движение и угловое расстояние от скопления до его точки схода — известны, простые тригонометрические расчёты позволят вычислить расстояние до скопления. Самый известный случай применения этого метода касался Гиад и позволил определить расстояние до них в 46,3 парсека.

Как только расстояния до близлежащих скоплений установлены, другие методы могут продлить шкалу расстояний для более далёких скоплений. Сравнивая звёзды главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела для скопления, расстояние до которого известно, с соответствующими звёздами более далёкого скопления, можно определить расстояние до последнего. Ближайшее известное скопление — Гиады: хотя группа звёзд Большой Медведицы примерно вдвое ближе, но это всё же звёздная ассоциация, а не скопление, так как звёзды в ней гравитационно не связаны друг с другом. Наиболее удалённое из известных рассеянных скоплений в нашей Галактике — это , расстояние до него — примерно 15 000 парсек. Кроме этого, рассеянные скопления можно легко обнаружить во многих галактиках Местной группы.

Точное знание расстояний до рассеянных скоплений жизненно необходимо для градуировки зависимости «период — светимость», которая существует для переменных звёзд, таких как цефеиды и звёзд типа RR Лиры, что позволит пользоваться ими как «стандартными свечами». Эти мощные звёзды можно видеть на больших расстояниях и с помощью них продлевать шкалу дальше — до ближайших галактик Местной группы.

Примечания

Комментарии

  1. В противовес этому, в более массивных шаровых звёздных скоплениях царит более сильное гравитационное притяжение между звёздами, и такие скопления могут существовать многие миллиарды лет.
  2. Ярким примером тому может быть NGC 2244 в Туманности Розетка
  3. Для сравнения: высота плоскости нашей Галактики ~180 св. лет, а радиус — примерно 100 000 св. лет.
  4. Радиус сферы, в пределах которой находятся звёзды, общая масса которых равна ½ от массы скопления

Источники

  1. Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Open Star Clusters. SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab (27 августа 2007). Дата обращения: 7 января 2013. Архивировано 14 января 2013 года.
  2. Karttunen Hannu et al. Fundamental astronomy. — 4th ed.. — Springer, 2003. — С. 321. — (Physics and Astronomy Online Library). — ISBN 3-540-00179-4.
  3. Payne-Gaposchkin C. Stars and clusters. — Cambridge, Mass.: Harvard University Press, 1979. — ISBN 0-674-83440-2.
  4. Johnson Harold L. The Galactic Cluster, NGC 2244 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1962. — Vol. 136. — P. 1135. — doi:10.1086/147466. — Bibcode: 1962ApJ...136.1135J.
  5. Neata E. Open Star Clusters: Information and Observations. Night Sky Info. Дата обращения: 8 января 2013. Архивировано 14 января 2013 года.
  6. VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust. ESO Science Release (3 августа 2011). Дата обращения: 7 января 2013. Архивировано 14 января 2013 года.
  7. Moore Patrick, Rees Robin. Patrick Moore's Data Book of Astronomy. — 2nd ed. — Cambridge University Press, 2011. — С. 339. — ISBN 0-521-89935-4.
  8. 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.
  9. Kaler James B. Cambridge Encyclopedia of Stars. — Cambridge University Press, 2006. — С. 167. — ISBN 0-521-81803-6.
  10. 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.
  11. Галилей Г. Звёздный вестник // Избранные труды в двух томах / Пер. и прим. И. Н. Веселовского. — М.: Наука, 1964. — Т. 1. — С. 37.
  12. 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.
  13. 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.
  14. 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.
  15. 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.
  16. 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.
  17. Hoskin M. Herschel's Cosmology // Journal of the History of Astronomy. — 1987. — Т. 18, № 1. — С. 20. — Bibcode: 1987JHA....18....1H.
  18. 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.
  19. Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy. — Princeton: Princeton University Press, 1998. — С. 377. — (Princeton series in astrophysics). — ISBN 978-0-691-02565-0.
  20. Basu Baidyanath. An Introduction to Astrophysics. — PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. — С. 218. — ISBN 81-203-1121-3.
  21. Trumpler R. J. Spectral Types in Open Clusters (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1925. — Vol. 37, no. 220. — P. 307. — doi:10.1086/123509. — Bibcode: 1925PASP...37..307T.
  22. Barnard E. E. Micrometric measures of star clusters // Publications of the Yerkes Observatory. — 1931. — Т. 6. — С. 1—106. — Bibcode: 1931PYerO...6....1B.
  23. 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.
  24. Van Maanen A. Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1945. — Vol. 102. — P. 26—31. — doi:10.1086/144736. — Bibcode: 1945ApJ...102...26V.
  25. 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.
  26. 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. — arXiv:0911.0779.
  27. 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.
  28. Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1991. — Vol. 249. — P. 76—83. — Bibcode: 1991MNRAS.249...76B.{{{заглавие}}}.
  29. Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 2001. — Vol. 321, no. 4. — P. 699—712. — doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x. — Bibcode: 2001MNRAS.321..699K. — arXiv:astro-ph/0009470.
  30. 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. — arXiv:astro-ph/0412069.
  31. Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1997. — Vol. 480, no. 1. — P. 235—245. — doi:10.1086/303966. — Bibcode: 1997ApJ...480..235E.
  32. Eggen O. J. Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1960. — Vol. 120. — P. 540—562. — Bibcode: 1960MNRAS.120..540E.
  33. Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt H. C. Probable binary open star clusters in the Galaxy (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 1995. — Vol. 302. — P. 86—89. — Bibcode: 1995A&A...302...86S.
  34. Nilakshi S. R., Pandey A. K., Mohan V. A study of spatial structure of galactic open star clusters (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2002. — Vol. 383, no. 1. — P. 153—162. — doi:10.1051/0004-6361:20011719. — Bibcode: 2002A&A...383..153N.
  35. 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.
  36. Dias W. S., Alessi B. S., Moitinho A., Lépine J. R. D. New catalogue of optically visible open clusters and candidates (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2002. — Vol. 389. — P. 871—873. — doi:10.1051/0004-6361:20020668. — Bibcode: 2002A&A...389..871D. — arXiv:astro-ph/0203351.
  37. Janes K. A., Phelps R. L. The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 108. — P. 1773—1785. — doi:10.1086/117192. — Bibcode: 1994AJ....108.1773J.
  38. Hunter D. Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1997. — Vol. 109. — P. 937—950. — doi:10.1086/133965. — Bibcode: 1997PASP..109..937H.
  39. 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.
  40. van den Bergh S., McClure R. D. Galactic distribution of the oldest open clusters (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 1980. — Vol. 360, no. 88. — Bibcode: 1980A&A....88..360V.
  41. Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Formation of Blue Stragglers in Open Clusters (англ.) // [англ.]. — American Astronomical Society, 2003. — Vol. 35. — P. 1343. — Bibcode: 2003AAS...203.8504A.
  42. Fellhauer M. et al. The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 595, no. 1. — P. L53—L56. — doi:10.1086/379005. — Bibcode: 2003ApJ...595L..53F. — arXiv:astro-ph/0308261.
  43. Thies I. et al. Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 717, no. 1. — P. 577—585. — doi:10.1088/0004-637X/717/1/577. — Bibcode: 2010ApJ...717..577T. — arXiv:1005.3017.
  44. Hills J. G. The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1980. — Vol. 235, no. 1. — P. 986—991. — doi:10.1086/157703. — Bibcode: 1980ApJ...235..986H.
  45. de La Fuente, M.R. Dynamical Evolution of Open Star Clusters (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1998. — Vol. 110, no. 751. — P. 1117—1117. — doi:10.1086/316220. — Bibcode: 1998PASP..110.1117D.
  46. Soderblom David R., Mayor Michel. Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 1993. — Vol. 105, no. q. — P. 226—249. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/116422. — Bibcode: 1993AJ....105..226S.
  47. 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.
  48. Sick Jonathan, de Jong R. S. A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies (англ.) // [англ.]. — American Astronomical Society, 2006. — Vol. 38. — P. 1191. — Bibcode: 2006AAS...20921105S.
  49. De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare (итал.). L'evoluzione stellare. O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Дата обращения: 8 января 2013. Архивировано 14 января 2013 года.
  50. VandenBerg D. A., Stetson P. B. On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2004. — Vol. 116, no. 825. — P. 997—1011. — doi:10.1086/426340. — Bibcode: 2004PASP..116..997V.
  51. Keel B. The Extragalactic Distance Scale. Galaxies and the Universe. Department of Physics and Astronomy - University of Alabama. Дата обращения: 8 января 2013. Архивировано 14 января 2013 года.
  52. 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.
  53. Percival S. M., Salaris M., Kilkenny D. The open cluster distance scale - A new empirical approach (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2003. — Vol. 400, no. 2. — P. 541—552. — doi:10.1051/0004-6361:20030092. — Bibcode: 2003A&A...400..541P. — arXiv:astro-ph/0301219.
  54. Hanson R. B. A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 1975. — Vol. 80. — P. 379—401. — doi:10.1086/111753. — Bibcode: 1975AJ.....80..379H.
  55. Bragaglia A., Held E. V., Tosi M. Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29 (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2005. — Vol. 429, no. 3. — P. 881—886. — doi:10.1051/0004-6361:20041049. — Bibcode: 2005A&A...429..881B. — arXiv:astro-ph/0409046.
  56. Rowan-Robinson M. The extragalactic distance scale // Space Science Reviews. — Springer, 1988. — Т. 48, № 1—2. — С. 1—71. — ISSN 0038-6308. — doi:10.1007/BF00183129. — Bibcode: 1988SSRv...48....1R.

Литература

  • Kaufmann W. J. Universe. — W. H. Freeman, 1993. — 626 с. — ISBN 0-7167-2379-4.
  • Gregory S. A., Zeilik M. Introductory Astronomy and Astrophysics. — 4th ed. — Brooks Cole, 1997. — 672 с. — ISBN 0-03-006228-4.

Ссылки

  • Open Star Clusters // SEDS Messier pages (англ.)
  • A general overview of open clusters (англ.)
  • Open Clusters — Information and amateur observations (англ.)

Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер, Информация о Рассеянное скопление, Что такое Рассеянное скопление? Что означает Рассеянное скопление?

Rasseyannoe zvyozdnoe skoplenie angl open cluster predstavlyaet soboj gruppu zvyozd chislom vplot do neskolkih tysyach obrazovannyh iz odnogo gigantskogo molekulyarnogo oblaka i imeyushih primerno odinakovyj vozrast V nashej Galaktike otkryto bolee chem 1100 rasseyannyh skoplenij no predpolagaetsya chto ih gorazdo bolshe Zvyozdy v takih skopleniyah svyazany drug s drugom otnositelno slabymi gravitacionnymi silami poetomu po mere obrasheniya vokrug galakticheskogo centra skopleniya mogut byt razrusheny iz za blizkogo prohozhdeniya vozle drugih skoplenij ili oblakov gaza v etom sluchae obrazuyushie ih zvyozdy stanovyatsya chastyu obychnogo naseleniya galaktiki otdelnye zvyozdy takzhe mogut byt vybrosheny v rezultate slozhnyh gravitacionnyh vzaimodejstvij vnutri skopleniya Tipichnyj vozrast skoplenij neskolko soten millionov let Rasseyannye zvyozdnye skopleniya obnaruzheny tolko v spiralnyh i nepravilnyh galaktikah gde proishodyat aktivnye processy zvezdoobrazovaniya NGC 265 rasseyannoe zvyozdnoe skoplenie v Malom Magellanovom Oblake Molodye rasseyannye skopleniya mogut nahoditsya vnutri molekulyarnogo oblaka iz kotorogo oni byli obrazovany i podsvechivat ego v rezultate chego voznikaet oblast ionizirovannogo vodoroda So vremenem davlenie izlucheniya ot skopleniya razveivaet oblako Kak pravilo tolko okolo 10 massy gazovogo oblaka uspevaet obrazovat zvyozdy prezhde chem ostalnoj gaz budet razveyan davleniem sveta Rasseyannye zvyozdnye skopleniya klyuchevye obekty dlya izucheniya zvyozdnoj evolyucii Blagodarya tomu chto chleny skopleniya imeyut odinakovyj vozrast i himicheskij sostav effekty ot drugih harakteristik legche opredelyat dlya skoplenij chem dlya otdelnyh zvyozd Nekotorye rasseyannye skopleniya takie kak Pleyady Giady ili Skoplenie Alfa Perseya vidny nevooruzhyonnym glazom Nekotorye drugie naprimer Dvojnoe skoplenie v Persee edva razlichimy bez instrumentov a eshyo bolshe skoplenij mozhno uvidet tolko pri pomoshi binoklya ili teleskopa kak naprimer Skoplenie Dikaya Utka M 11 Istoricheskie nablyudeniyaMozaika iz 30 izobrazhenij rasseyannyh skoplenij otkrytyh Ot pryamogo nablyudeniya eti skopleniya zakryty pylyu Mlechnogo Puti Yarkoe rasseyannoe zvyozdnoe skoplenie Pleyady izvestno eshyo so vremyon antichnosti a Giady predstavlyayut soboj chast sozvezdiya Telca odnogo iz samyh drevnih sozvezdij Drugie skopleniya opisany rannimi astronomami kak nerazdelnye nechyotkie uchastki sveta Grecheskij astronom Klavdij Ptolemej upominal v svoih zapisyah Yasli Dvojnoe skoplenie v Persee i Skoplenie Ptolemeya a persidskij astronom As Sufi opisal skoplenie Omikron Parusov Tem ne menee lish izobretenie teleskopa pozvolilo razlichit v etih tumannyh obektah otdelnye zvyozdy Bolee togo v 1603 godu Iogann Bajer prisvoil etim obrazovaniyam takie oboznacheniya kak esli by oni yavlyalis otdelnymi zvyozdami Pervym chelovekom kotoryj primenil v 1609 godu teleskop dlya nablyudeniya zvyozdnogo neba i zapisal rezultaty etih nablyudenij byl italyanskij astronom Galileo Galilej Pri izuchenii nekotoryh tumannyh obektov opisannyh Ptolemeem Galilej obnaruzhil chto oni yavlyayutsya ne otdelnymi zvyozdami a gruppami iz bolshogo kolichestva zvyozd Tak v Yaslyah on razlichil bolee 40 zvyozd V to vremya kak ego predshestvenniki razlichali v Pleyadah 6 7 zvyozd Galilej obnaruzhil pochti 50 V svoyom traktate 1610 goda on pishet Galaksiya yavlyaetsya ne chem inym kak sobraniem mnogochislennyh zvyozd raspolozhennyh gruppami Vdohnovlyonnyj rabotoj Galileya sicilijskij astronom Dzhovanni Godierna stal vozmozhno pervym astronomom kto nashyol pri pomoshi teleskopa prezhde neizvestnye rasseyannye skopleniya V 1654 godu on obnaruzhil obekty nazyvaemye sejchas Messe 41 Messe 47 NGC 2362 i NGC 2451 V 1767 godu anglijskij estestvoispytatel prepodobnyj Dzhon Michell vychislil chto dazhe dlya odnoj takoj gruppy kak Pleyady veroyatnost togo chto sostavlyayushie eyo zvyozdy sluchajno vystroilis dlya zemnogo nablyudatelya na odnoj linii ravna 1 k 496 000 stalo ponyatno chto zvyozdy v skopleniyah svyazany fizicheski V 1774 1781 godah francuzskij astronom Sharl Messe opublikoval katalog nebesnyh obektov imeyushih kometopodobnyj tumannyj vid V etot katalog voshlo 26 rasseyannyh skoplenij V 1790 h godah anglijskij astronom Uilyam Gershel nachal vsestoronnee issledovanie tumannyh nebesnyh obektov On obnaruzhil chto mnogie iz etih obrazovanij mozhno razlozhit astronomy govoryat razreshit na zvyozdy Gershel predpolozhil chto iznachalno zvyozdy byli razbrosany v prostranstve a zatem v rezultate gravitacionnyh sil obrazovali zvyozdnye sistemy On raspredelil tumannosti na 8 kategorij i klassy s VI po VIII otvyol dlya klassifikacii skoplenij zvyozd Usiliyami astronomov chislo izvestnyh skoplenij stalo uvelichivatsya Sotni skoplenij byli perechisleny v Novom obshem kataloge NGC vpervye opublikovannom v 1888 godu datsko irlandskim astronomom Dzh L E Drejerom a takzhe v dvuh dopolnitelnyh indeks katalogah uvidevshih svet v 1896 i 1905 godah Teleskopicheskie nablyudeniya pozvolili vyyavit dva raznyh tipa skoplenij Pervye harakterizuyutsya pravilnoj okrugloj formoj i sostoyat iz mnogih tysyach zvyozd Oni raspredeleny po vsemu nebu no naibolee plotno v napravlenii centra Mlechnogo Puti Zvyozdnoe naselenie vtoryh bolee razrezhennoe forma chasto dovolno nepravilnaya a zvyozdnoe naselenie ischislyaetsya desyatkami rezhe sotnyami Takie skopleniya tyagoteyut k galakticheskoj ploskosti Astronomy nazyvayut pervye sharovymi zvyozdnymi skopleniyami angl globular cluster a vtorye rasseyannymi zvyozdnymi skopleniyami angl open cluster Iz za svoego mestonahozhdeniya rasseyannye skopleniya inogda nazyvayut galakticheskimi skopleniyami etot termin byl predlozhen v 1925 godu shvejcarsko amerikanskim astronomom Robertom Dzhuliusom Tryumplerom Mikrometricheskie izmereniya pozicij zvyozd v skopleniyah byli proizvedeny snachala v 1877 godu nemeckim astronomom E Shyonfeldom a zatem amerikanskim astronomom E E Barnardom v 1898 1921 godah Eti popytki ne vyyavili nikakih priznakov dvizheniya zvyozd Odnako v 1918 godu gollandsko amerikanskij astronom Adrian van Maanen putyom sravneniya fotoplastinok snyatyh v raznye momenty vremeni smog izmerit sobstvennoe dvizhenie zvyozd dlya chasti skopleniya Pleyad Po mere togo kak astrometriya delalas vsyo bolee tochnoj stalo vyyasnyatsya chto skopleniya zvyozd razdelyayut odno i to zhe sobstvennoe dvizhenie v prostranstve Sravnivaya fotoplastinki Pleyad poluchennye v 1918 godu s plastinkami 1943 goda van Maanen smog vydelit zvyozdy sobstvennoe dvizhenie kotoryh bylo shozhe so srednim po skopleniyu i takim obrazom identificirovat veroyatnyh chlenov skopleniya Spektroskopicheskie nablyudeniya vyyavili obshie radialnye skorosti pokazav etim chto skopleniya sostoyat iz zvyozd fizicheski svyazannyh mezhdu soboj Pervye diagrammy cvet svetimost dlya rasseyannyh skoplenij byli opublikovany Ejnarom Gercshprungom v 1911 godu vmeste so shemami Pleyad i Giad V posleduyushie 20 let on prodolzhal svoyu rabotu po izucheniyu rasseyannyh skoplenij Iz spektroskopicheskih dannyh on smog opredelit verhnij predel vnutrennego dvizheniya dlya rasseyannyh skoplenij i ocenit chto summarnaya massa etih obektov ne prevyshaet neskolkih soten mass Solnca On prodemonstriroval svyaz mezhdu cvetami zvyozd i ih svetimostyu i v 1929 godu otmetil chto zvyozdnoe naselenie Giad i Yaslej otlichaetsya ot Pleyad Vposledstvii eto bylo obyasneno razlichiem v vozraste etih tryoh skoplenij Eti issledovaniya rasseyannyh skoplenij stali fundamentalnymi v chasti ponimaniya evolyucii zvyozd i zavisimosti evolyucii zvyozd ot ih nachalnoj massy ObrazovanieInfrakrasnoe izluchenie pokazyvaet plotnoe skoplenie rozhdayusheesya v serdce Tumannosti Oriona Obrazovanie rasseyannogo skopleniya nachinaetsya s kollapsa chasti gigantskogo molekulyarnogo oblaka holodnogo plotnogo oblaka gaza i pyli massoj vo mnogo tysyach raz bolshe massy Solnca Takie oblaka imeyut plotnost ot 102 do 106 molekul nejtralnogo vodoroda na sm3 pri tom chto zvezdoobrazovanie nachinaetsya v chastyah s plotnostyu bolshej 104 molekul sm3 Kak pravilo tolko 1 10 obyoma oblaka prevyshaet takuyu plotnost Do kollapsa takie oblaka mogut sohranyat mehanicheskoe ravnovesie blagodarya magnitnym polyam turbulentnostyam i vrasheniyu Sushestvuet mnogo faktorov kotorye mogut narushit ravnovesie gigantskogo molekulyarnogo oblaka chto privedyot k kollapsu i nachalu processa aktivnogo zvezdoobrazovaniya v rezultate kotorogo mozhet vozniknut rasseyannoe skoplenie K takovym otnosyatsya udarnye volny ot blizkih sverhnovyh stolknovenie s drugimi oblakami gravitacionnye vzaimodejstviya No dazhe v otsutstvie vneshnih faktorov nekotorye chasti oblaka mogut dostignut uslovij kogda oni stanut nestabilny i podverzheny kollapsu Kollapsiruyushij region oblaka ispytyvaet ierarhicheskuyu fragmentaciyu na bolee melkie uchastki vklyuchaya otnositelno plotnye oblasti izvestnye kak chto v itoge privodit k rozhdeniyu bolshogo kolichestva do neskolkih tysyach zvyozd Takoj process zvezdoobrazovaniya nachinaetsya v obolochke iz kollapsiruyushego oblaka kotoraya skryvaet protozvyozdy iz vida hotya i pozvolyaet proizvodit Schitaetsya chto v galaktike Mlechnyj Put odno novoe rasseyannoe skoplenie obrazuetsya raz v neskolko tysyach let Stolpy Tvoreniya oblast Tumannosti Oryol gde molekulyarnoe oblako razveivaetsya zvyozdnym vetrom ot molodyh massivnyh zvyozd Naibolee goryachie i massivnye iz vnov sformirovannyh zvyozd izvestnyh kak intensivno izluchayut v ultrafiolete chto postoyanno ioniziruet okruzhayushij gaz molekulyarnogo oblaka i obrazuet H II oblast Zvyozdnyj veter i davlenie radiacii ot massivnyh zvyozd nachinayut razgonyat goryachij ionizirovannyj gaz na skorostyah sopostavimyh so skorostyu zvuka v gaze Cherez neskolko millionov let v skoplenii proishodit pervaya vspyshka sverhnovoj angl core collapse supernovae kotoraya takzhe vytalkivaet gaz iz svoih okrestnostej V bolshinstve sluchaev eti processy razgonyayut ves gaz v techenie 10 millionov let i zvezdoobrazovanie prekrashaetsya No okolo poloviny iz obrazovavshihsya protozvyozd budut okruzheny okolozvyozdnymi diskami mnogie iz kotoryh budut akkrecionnymi diskami Tak kak lish ot 30 do 40 gaza iz centra oblaka formiruet zvyozdy rasseivanie gaza silno zatrudnyaet process zvezdoobrazovaniya Sledovatelno vse skopleniya perezhivayut na nachalnoj stadii silnuyu poteryu massy prichyom dovolno bolshaya chast na etom etape raspadaetsya sovsem S etoj tochki zreniya obrazovanie rasseyannogo skopleniya zavisit ot togo svyazany li gravitacionno rozhdyonnye zvyozdy esli eto ne tak to vmesto skopleniya vozniknet nesvyazannaya zvyozdnaya associaciya Esli zhe skoplenie napodobie Pleyad vsyo taki formiruetsya ono smozhet uderzhat lish 1 3 ot ishodnogo chisla zvyozd a ostavshayasya chast perestanet byt svyazannoj kak tolko gaz rasseetsya Molodye zvyozdy perestavshie prinadlezhat rodnomu skopleniyu stanut chastyu obshego naseleniya Mlechnogo puti Vsledstvie togo chto prakticheski vse zvyozdy obrazuyutsya v skopleniyah poslednie schitayutsya osnovnymi stroitelnymi kirpichikami galaktik Intensivnye processy rasseyaniya gaza kotorye kak obrazuyut tak i unichtozhayut mnogie zvyozdnye skopleniya pri rozhdenii ostavlyayut svoj otpechatok na morfologicheskoj i kinematicheskoj strukturah galaktik Bolshinstvo vnov obrazovannyh rasseyannyh skoplenij obladayut chislennostyu ot 100 zvyozd i massoj ot 50 solnechnyh Samye bolshie skopleniya mogut imet massu do 104 solnechnyh massa skopleniya Westerlund 1 ocenivaetsya v 5 104 solnechnyh chto ochen blizko k massam sharovyh skoplenij V to vremya kak rasseyannye i sharovye zvyozdnye skopleniya predstavlyayut soboj sovershenno raznye obrazovaniya vneshnij vid naibolee razrezhennyh sharovyh i samyh bogatyh rasseyannyh skoplenij mozhet ne tak uzh silno otlichatsya Nekotorye astronomy schitayut chto v osnove obrazovaniya etih dvuh tipov skoplenij lezhit odin i tot zhe mehanizm s toj raznicej chto uslovij neobhodimyh dlya formirovaniya ochen bogatyh sharovyh skoplenij chislennostyu v sotni tysyach zvyozd v nashej Galaktike bolshe ne sushestvuet Formirovanie bolee odnogo rasseyannogo skopleniya iz odnogo molekulyarnogo oblaka tipichnoe yavlenie Tak v Bolshom Magellanovom oblake skopleniya i R136 obrazovalis iz gaza tumannosti Tarantul proslezhivanie traektorij dvizheniya Giad i Yaslej dvuh zametnyh i blizkih skoplenij Mlechnogo puti pozvolyaet sdelat vyvod chto oni takzhe obrazovalis iz odnogo oblaka okolo 600 millionov let nazad Inogda skopleniya rozhdyonnye v odno vremya obrazuyut dvojnoe skoplenie Yarkim primerom etogo v nashej Galaktike yavlyaetsya Dvojnoe skoplenie v Persee sostoyashee iz NGC 869 i NGC 884 inogda oshibochno nazyvaemyh x i h Perseya hi i ash Perseya hotya h otnositsya k sosednej zvezde a x k oboim skopleniyam odnako krome nego izvestno po krajnej mere 10 podobnyh skoplenij Eshyo bolshe takovyh otkryto v Malom i Bolshom Magellanovyh oblakah eti obekty legche obnaruzhit vo vneshnih sistemah chem v nashej Galaktike tak kak iz za proekcionnogo effekta dalyokie drug ot druga skopleniya mogut vyglyadet svyazannymi drug s drugom Morfologiya i klassifikaciyaRasseyannye skopleniya mogut predstavlyat kak razrezhennye gruppy iz neskolkih zvyozd tak i bolshie aglomeracii vklyuchayushie tysyachi chlenov Oni kak pravilo sostoyat iz horosho otlichimoj plotnoj serdceviny okruzhyonnoj bolee rasseyannoj koronoj iz zvyozd Diametr serdceviny obychno sostavlyaet 3 4 sv g a korony 40 sv l Standartnaya zvyozdnaya plotnost v centre skopleniya sostavlyaet 1 5 zvezdy sv g 3 dlya sravneniya v okrestnostyah Solnca eto chislo ravno 0 003 zv sv g 3 Rasseyannye zvyozdnye skopleniya chasto klassificiruyutsya po sheme razrabotannoj Robertom Tryumplerom v 1930 godu Naimenovanie klassa po etoj sheme sostoit iz 3 h chastej Pervaya chast oboznachaetsya rimskoj cifroj I IV i oznachaet koncentraciyu skopleniya i ego otlichimost ot okruzhayushego zvyozdnogo polya ot silnoj do slaboj Vtoraya chast eto arabskaya cifra ot 1 do 3 oznachayushaya razbros v yarkosti chlenov ot malogo do bolshogo razbrosa Tretya chast eto bukva p m ili r oboznachayushaya sootvetstvenno nizkoe srednee ili bolshoe chislo zvyozd v skoplenii Esli skoplenie nahoditsya vnutri tumannosti to v konce dobavlyaetsya bukva n Naprimer po tryumplerovskoj sheme Pleyady klassificiruyutsya kak I3rn silno koncentrirovannoe bogatoe zvyozdami prisutstvuet tumannost a bolee blizkie Giady kak II3m bolee razobshyonnoe i s menshej chislennostyu Chislo i raspredelenieNGC 346 rasseyannoe skoplenie v Malom Magellanovom Oblake V nashej Galaktike otkryto bolee chem 1000 rasseyannyh skoplenij no obshee ih chislo mozhet byt do 10 raz bolshe V spiralnyh galaktikah rasseyannye skopleniya v osnovnom raspolagayutsya vdol spiralnyh rukavov gde plotnost gaza naibolee vysoka i vsledstvie etogo naibolee aktivno protekayut processy zvezdoobrazovaniya podobnye skopleniya obychno rassredotachivayutsya do togo kak oni uspevayut pokinut rukav Rasseyannye skopleniya imeyut silnuyu tendenciyu nahoditsya vozle galakticheskoj ploskosti V nepravilnyh galaktikah rasseyannye skopleniya mogut nahoditsya gde ugodno hotya ih koncentraciya vyshe tam gde bolshe plotnost gaza Rasseyannye skopleniya ne nablyudayutsya v ellipticheskih galaktikah tak kak processy zvezdoobrazovaniya v poslednih prekratilis mnogie milliony let nazad a poslednie iz obrazovannyh skoplenij s teh por uzhe davno rasseyalis Raspredelenie rasseyannyh skoplenij v nashej Galaktike zavisit ot vozrasta bolee starye skopleniya nahodyatsya preimushestvenno na bo lshih rasstoyaniyah ot galakticheskogo centra i na znachitelnom udalenii ot galakticheskoj ploskosti Eto obyasnyaetsya tem chto prilivnye sily sposobstvuyushie razrusheniyu skoplenij vyshe vozle centra galaktiki s drugoj storony gigantskie molekulyarnye oblaka takzhe yavlyayushiesya prichinoj razrusheniya skoncentrirovany vo vnutrennih oblastyah diska galaktiki poetomu skopleniya iz vnutrennih oblastej razrushayutsya v bolee rannem vozraste chem ih kollegi iz vneshnih oblastej Zvyozdnyj sostavSkoplenie zvyozd vozrastom v neskolko millionov let pravyj nizhnij ugol podsvechivaet Tumannost Tarantul v Bolshom Magellanovom Oblake Iz za togo chto rasseyannye zvyozdnye skopleniya obychno raspadayutsya do togo kak bolshinstvo ih zvyozd zavershat svoj zhiznennyj cikl bolshaya chast izlucheniya ot skoplenij eto svet ot molodyh goryachih golubyh zvyozd Takie zvyozdy obladayut naibolshej massoj i naimenshim vremenem zhizni poryadka neskolkih desyatkov millionov let Bolee starye zvyozdnye skopleniya soderzhat bolshe zhyoltyh zvyozd Nekotorye zvyozdnye skopleniya soderzhat goryachie golubye zvyozdy kotorye kazhutsya gorazdo bolee molodymi chem ostalnaya chast skopleniya Eti golubye razbrosannye zvyozdy takzhe nablyudayutsya v sharovyh skopleniyah schitaetsya chto v naibolee plotnyh yadrah sharovyh skoplenij oni obrazuyutsya pri stolknovenii zvyozd i obrazovanii pri etom bolee goryachih i massivnyh zvyozd Odnako zvyozdnaya plotnost v rasseyannyh skopleniyah gorazdo nizhe chem v sharovyh i chislo nablyudaemyh molodyh zvyozd podobnymi stolknoveniyami obyasnit nelzya Schitaetsya chto bolshinstvo iz nih obrazuetsya kogda dvojnaya zvyozdnaya sistema iz za dinamicheskih vzaimodejstvij s drugimi chlenami slivaetsya v odnu zvezdu Kak tolko v processe yadernogo sinteza malo i srednemassivnye zvyozdy izrashoduyut svoj zapas vodoroda oni sbrasyvayut svoi vneshnie sloi i obrazuyut planetarnuyu tumannost s obrazovaniem belogo karlika Dazhe nesmotrya na to chto bolshinstvo rasseyannyh skoplenij raspadayutsya do togo kak bolshaya chast ih chlenov dostigayut stadii belogo karlika chislo belyh karlikov v skopleniyah obychno vsyo zhe namnogo menshe chem mozhno ozhidat ishodya iz vozrasta skopleniya i ocenivaemogo nachalnogo raspredeleniya massy zvyozd Odno iz vozmozhnyh obyasnenij nedostatka belyh karlikov sostoit v tom chto kogda krasnyj gigant sbrasyvaet svoyu obolochku i obrazuet planetarnuyu tumannost kakaya nibud nebolshaya asimmetriya massy sbrasyvaemogo veshestva mozhet soobshit zvezde skorost v neskolko kilometrov v sekundu dostatochnuyu chtoby ta pokinula skoplenie Iz za bolshoj zvyozdnoj plotnosti blizkie prohozhdeniya zvyozd v rasseyannyh skopleniyah ne redkost Dlya tipichnogo skopleniya chislennostyu 1000 zvyozd i polumassovym radiusom 0 5 pk v srednem kazhdaya zvezda budet sblizhatsya s kakoj to drugoj kazhdye 10 mln let Eto vremya eshyo menshe v bolee plotnyh skopleniyah Podobnye prohozhdeniya mogut silno povliyat na rasshirennye okolozvyozdnye diski veshestva vokrug mnogih molodyh zvyozd Prilivnye vozmusheniya dlya bolshih diskov mogut stat prichinoj obrazovaniya massivnyh planet i korichnevyh karlikov kotorye budut raspolagatsya na rasstoyaniyah 100 a e ili bolshe ot glavnoj zvezdy SudbaNGC 604 v Galaktike Treugolnika chrezvychajno massivnoe rasseyannoe skoplenie okruzhyonnoe oblastyu ionizirovannogo vodoroda Mnogie rasseyannye skopleniya po sushestvu nestabilny iz za nebolshoj massy skorost ubeganiya iz sistemy menshe chem srednyaya skorost sostavlyayushih eyo zvyozd Takie skopleniya ochen bystro raspadayutsya v techenie neskolkih millionov let Vo mnogih sluchayah vytalkivanie izlucheniem ot molodyh zvyozd gaza iz kotorogo obrazovalas vsya sistema snizhaet massu skopleniya nastolko chto ono ochen bystro raspadaetsya Skopleniya kotorye posle razveyaniya okruzhayushej tumannosti obladayut dostatochnoj massoj chtoby byt gravitacionno svyazannymi mogut sohranyat svoyu formu mnogie desyatki millionov let odnako so vremenem vnutrennie i vneshnie processy takzhe privodyat k ih raspadu Blizkoe prohozhdenie odnoj zvyozdy ryadom s drugoj mozhet uvelichit skorost odnoj iz zvyozd nastolko chto ona prevysit skorost ubeganiya iz skopleniya Podobnye processy privodyat k postepennomu ispareniyu chlenov skopleniya V srednem kazhdye polmilliarda let zvyozdnye skopleniya ispytyvayut vliyanie vneshnih faktorov naprimer prohozhdenie ryadom s kakim libo molekulyarnym oblakom ili skvoz nego Gravitacionnye prilivnye sily ot stol blizkogo sosedstva kak pravilo razrushayut zvyozdnoe skoplenie V itoge ono stanovitsya zvyozdnym potokom iz za bolshih rasstoyanij mezhdu zvyozdami takaya gruppa ne mozhet nazyvatsya skopleniem hotya sostavlyayushie eyo zvyozdy svyazany drug s drugom i dvizhutsya v odinakovom napravlenii s odinakovymi skorostyami Period vremeni cherez kotoryj skoplenie raspadaetsya zavisit ot nachalnoj zvyozdnoj plotnosti poslednego bolee tesnye zhivut dolshe Ocenochnoe vremya poluraspada skopleniya cherez kotoroe polovina ishodnyh zvyozd budet poteryana variruetsya ot 150 do 800 mln let v zavisimosti ot nachalnoj plotnosti Posle togo kak skoplenie perestanet byt svyazannym gravitaciej mnogie iz sostavlyayushih ego zvyozd vsyo zhe sohranyat svoyu skorost i napravlenie dvizheniya v prostranstve vozniknet tak nazyvaemaya zvyozdnaya associaciya ili dvizhushayasya gruppa zvyozd Tak neskolko yarkih zvyozd kovsha Bolshoj Medvedicy byvshie chleny rasseyannogo skopleniya kotoroe prevratilos v takuyu associaciyu pod nazvaniem dvizhushayasya gruppa zvyozd Bolshoj Medvedicy V konce koncov iz za nebolshih razlichij v svoih skorostyah oni rassredotochatsya po Galaktike Bolee krupnye skopleniya stanovyatsya potokami pri uslovii chto budet ustanovlena odinakovost ih skorostej i vozrastov v protivnom sluchae zvyozdy budut schitatsya nesvyazannymi Issledovaniya zvyozdnoj evolyuciiDiagrammy Gercshprunga Rassela dlya dvuh rasseyannyh skoplenij Skoplenie NGC 188 bolee staroe i pokazyvaet menshee otklonenie ot glavnoj posledovatelnosti chem M 67 V diagramme Gercshprunga Rassela dlya rasseyannogo skopleniya bolshinstvo zvyozd budut otnositsya k glavnoj posledovatelnosti GP V nekotoryj moment nazyvaemyj tochkoj povorota naibolee massivnye zvyozdy pokidayut GP i stanovyatsya krasnymi gigantami udalyonnost takih zvyozd ot GP pozvolyaet opredelit vozrast skopleniya V silu togo chto zvyozdy v skoplenii nahodyatsya pochti na odinakovom rasstoyanii ot Zemli i obrazovalis primerno v odno vremya iz odnogo oblaka vse razlichiya v vidimoj yarkosti zvyozd skopleniya obuslovleny raznoj ih massoj Eto delaet rasseyannye zvyozdnye skopleniya ochen poleznymi obektami dlya izucheniya zvyozdnoj evolyucii tak kak pri sravnenii zvyozd mnogie peremennye harakteristiki mozhno prinyat fiksirovannymi dlya skopleniya Naprimer issledovanie soderzhaniya litiya i berilliya v zvyozdah iz rasseyannyh skoplenij mozhet seryozno pomoch v razgadke tajn evolyucii zvyozd i ih vnutrennej struktury Atomy vodoroda ne mogut obrazovat atomy geliya pri temperature nizhe 10 mln K no litievye i berillievye yadra razrushayutsya pri temperaturah 2 5 mln i 3 5 mln K sootvetstvenno Eto oznachaet chto ih soderzhaniya napryamuyu zavisyat ot togo kak silno peremeshivaetsya veshestvo v nedrah zvezdy Pri izuchenii ih soderzhaniya v zvyozdah skopleniya takie peremennye kak vozrast i himicheskij sostav yavlyayutsya zafiksirovannymi Issledovaniya pokazali chto soderzhanie etih lyogkih elementov gorazdo nizhe chem predskazyvayut modeli zvyozdnoj evolyucii Prichiny etogo ne sovsem yasny odno iz obyasnenij sostoit v tom chto v nedrah zvezdy proishodyat vybrosy veshestva iz konvektivnoj zony v stabilnuyu zonu luchistogo perenosa Astronomicheskaya shkala rasstoyanijOsnovnaya statya Shkala rasstoyanij v astronomii Dikaya Utka M 11 ochen bogatoe skoplenie raspolozhennoe v napravlenii centra Mlechnogo Puti Opredelenie rasstoyanij do astronomicheskih obektov klyuchevoj moment dlya ih ponimaniya no podavlyayushee bolshinstvo takih obektov nahodyatsya slishkom daleko chtoby rasstoyaniya do nih mozhno bylo izmerit pryamo Graduirovka astronomicheskoj shkaly rasstoyanij zavisit ot posledovatelnosti nepryamyh i poroj neopredelyonnyh izmerenij v otnoshenii snachala blizhajshih obektov rasstoyaniya do kotoryh mozhno izmerit neposredstvenno a zatem vsyo bolee i bolee udalyonnyh Rasseyannye zvyozdnye skopleniya vazhnejshaya stupenka na etoj lestnice Rasstoyaniya do naibolee blizkih k nam skoplenij mozhno izmerit pryamo odnim iz dvuh sposobov Vo pervyh dlya zvyozd blizhajshih skoplenij mozhno opredelit parallaks nebolshoe smeshenie vidimogo polozheniya obekta v techenie goda iz za dvizheniya Zemli po orbite Solnca kak eto obychno delaetsya dlya otdelnyh zvyozd Pleyady Giady i nekotorye drugie skopleniya v okrestnostyah 500 sv let dostatochno blizki chtoby dlya nih takoj sposob dal dostovernye rezultaty i dannye so sputnika Gipparh pozvolili ustanovit tochnye rasstoyaniya dlya ryada skoplenij Drugoj pryamoj sposob tak nazyvaemyj metod dvizhushegosya skopleniya On osnovan na tom chto zvyozdy v skoplenii razdelyayut obshie parametry dvizheniya v prostranstve Izmerenie sobstvennyh dvizhenij chlenov skopleniya i nanesenie na kartu ih vidimogo peremesheniya po nebu pozvolit ustanovit chto oni shodyatsya v odnoj tochke Radialnye skorosti zvyozd skopleniya mogut byt opredeleny po izmereniyam doplerovskih smeshenij v ih spektrah kogda vse tri parametra radialnaya skorost sobstvennoe dvizhenie i uglovoe rasstoyanie ot skopleniya do ego tochki shoda izvestny prostye trigonometricheskie raschyoty pozvolyat vychislit rasstoyanie do skopleniya Samyj izvestnyj sluchaj primeneniya etogo metoda kasalsya Giad i pozvolil opredelit rasstoyanie do nih v 46 3 parseka Kak tolko rasstoyaniya do blizlezhashih skoplenij ustanovleny drugie metody mogut prodlit shkalu rasstoyanij dlya bolee dalyokih skoplenij Sravnivaya zvyozdy glavnoj posledovatelnosti na diagramme Gercshprunga Rassela dlya skopleniya rasstoyanie do kotorogo izvestno s sootvetstvuyushimi zvyozdami bolee dalyokogo skopleniya mozhno opredelit rasstoyanie do poslednego Blizhajshee izvestnoe skoplenie Giady hotya gruppa zvyozd Bolshoj Medvedicy primerno vdvoe blizhe no eto vsyo zhe zvyozdnaya associaciya a ne skoplenie tak kak zvyozdy v nej gravitacionno ne svyazany drug s drugom Naibolee udalyonnoe iz izvestnyh rasseyannyh skoplenij v nashej Galaktike eto rasstoyanie do nego primerno 15 000 parsek Krome etogo rasseyannye skopleniya mozhno legko obnaruzhit vo mnogih galaktikah Mestnoj gruppy Tochnoe znanie rasstoyanij do rasseyannyh skoplenij zhiznenno neobhodimo dlya graduirovki zavisimosti period svetimost kotoraya sushestvuet dlya peremennyh zvyozd takih kak cefeidy i zvyozd tipa RR Liry chto pozvolit polzovatsya imi kak standartnymi svechami Eti moshnye zvyozdy mozhno videt na bolshih rasstoyaniyah i s pomoshyu nih prodlevat shkalu dalshe do blizhajshih galaktik Mestnoj gruppy PrimechaniyaKommentarii V protivoves etomu v bolee massivnyh sharovyh zvyozdnyh skopleniyah carit bolee silnoe gravitacionnoe prityazhenie mezhdu zvyozdami i takie skopleniya mogut sushestvovat mnogie milliardy let Yarkim primerom tomu mozhet byt NGC 2244 v Tumannosti Rozetka Dlya sravneniya vysota ploskosti nashej Galaktiki 180 sv let a radius primerno 100 000 sv let Radius sfery v predelah kotoroj nahodyatsya zvyozdy obshaya massa kotoryh ravna ot massy skopleniya Istochniki Frommert Hartmut Kronberg Christine Open Star Clusters neopr SEDS University of Arizona Lunar and Planetary Lab 27 avgusta 2007 Data obrasheniya 7 yanvarya 2013 Arhivirovano 14 yanvarya 2013 goda Karttunen Hannu et al Fundamental astronomy 4th ed Springer 2003 S 321 Physics and Astronomy Online Library ISBN 3 540 00179 4 Payne Gaposchkin C Stars and clusters Cambridge Mass Harvard University Press 1979 ISBN 0 674 83440 2 Johnson Harold L The Galactic Cluster NGC 2244 angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1962 Vol 136 P 1135 doi 10 1086 147466 Bibcode 1962ApJ 136 1135J Neata E Open Star Clusters Information and Observations neopr Night Sky Info Data obrasheniya 8 yanvarya 2013 Arhivirovano 14 yanvarya 2013 goda VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust neopr ESO Science Release 3 avgusta 2011 Data obrasheniya 7 yanvarya 2013 Arhivirovano 14 yanvarya 2013 goda Moore Patrick Rees Robin Patrick Moore s Data Book of Astronomy 2nd ed Cambridge University Press 2011 S 339 ISBN 0 521 89935 4 Jones Kenneth Glyn Messier s nebulae and star clusters 2nd ed Cambridge University Press 1991 T 2 S 6 7 Practical astronomy handbook ISBN 0 521 37079 5 Kaler James B Cambridge Encyclopedia of Stars Cambridge University Press 2006 S 167 ISBN 0 521 81803 6 Maran Stephen P Marschall Laurence A Galileo s new universe the revolution in our understanding of the cosmos BenBella Books 2009 S 128 ISBN 1 933771 59 3 Galilej G Zvyozdnyj vestnik Izbrannye trudy v dvuh tomah Per i prim I N Veselovskogo M Nauka 1964 T 1 S 37 Fodera Serio G Indorato L Nastasi P Hodierna s Observations of Nebulae and his Cosmology Journal for the History of Astronomy 1985 T 16 1 S 1 Bibcode 1985JHA 16 1F Jones K G Some Notes on Hodierna s Nebulae Journal of the History of Astronomy 1986 T 17 50 S 187 188 Bibcode 1986JHA 17 187J Chapman A William Herschel and the Measurement of Space Royal Astronomical Society Quarterly Journal 1989 T 30 4 S 399 418 Bibcode 1989QJRAS 30 399C 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 T 57 S 234 264 doi 10 1098 rstl 1767 0028 Bibcode 1767RSPT 57 234M Hoskin M Herschel William s Early Investigations of Nebulae a Reassessment Journal for the History of Astronomy 1979 T 10 S 165 176 Bibcode 1979JHA 10 165H Hoskin M Herschel s Cosmology Journal of the History of Astronomy 1987 T 18 1 S 20 Bibcode 1987JHA 18 1H Bok Bart J Bok Priscilla F The Milky Way 5th ed Harvard University Press 1981 S 136 Harvard books on astronomy ISBN 0 674 57503 2 Binney J Merrifield M Galactic Astronomy Princeton Princeton University Press 1998 S 377 Princeton series in astrophysics ISBN 978 0 691 02565 0 Basu Baidyanath An Introduction to Astrophysics PHI Learning Pvt Ltd 2003 S 218 ISBN 81 203 1121 3 Trumpler R J Spectral Types in Open Clusters angl Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1925 Vol 37 no 220 P 307 doi 10 1086 123509 Bibcode 1925PASP 37 307T Barnard E E Micrometric measures of star clusters Publications of the Yerkes Observatory 1931 T 6 S 1 106 Bibcode 1931PYerO 6 1B 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 T 167 S 1 15 Bibcode 1919CMWCI 167 1V Van Maanen A Investigations on Proper Motion XXIV Further Measures in the Pleiades Cluster angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1945 Vol 102 P 26 31 doi 10 1086 144736 Bibcode 1945ApJ 102 26V 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 S 55 59 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 T 368 1913 S 713 731 doi 10 1098 rsta 2009 0264 Bibcode 2010RSPTA 368 713L arXiv 0911 0779 Shu Frank H Adams Fred C Lizano Susana Star formation in molecular clouds Observation and theory Annual review of astronomy and astrophysics 1987 T 25 S 23 81 doi 10 1146 annurev aa 25 090187 000323 Bibcode 1987ARA amp A 25 23S Battinelli P Capuzzo Dolcetta R Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Oxford University Press 1991 Vol 249 P 76 83 Bibcode 1991MNRAS 249 76B zaglavie Kroupa Pavel Aarseth Sverre Hurley Jarrod The formation of a bound star cluster from the Orion nebula cluster to the Pleiades angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Oxford University Press 2001 Vol 321 no 4 P 699 712 doi 10 1046 j 1365 8711 2001 04050 x Bibcode 2001MNRAS 321 699K arXiv astro ph 0009470 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 S 629 arXiv astro ph 0412069 Elmegreen Bruce G Efremov Yuri N A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1997 Vol 480 no 1 P 235 245 doi 10 1086 303966 Bibcode 1997ApJ 480 235E Eggen O J Stellar groups VII The structure of the Hyades group angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Oxford University Press 1960 Vol 120 P 540 562 Bibcode 1960MNRAS 120 540E Subramaniam A Gorti U Sagar R Bhatt H C Probable binary open star clusters in the Galaxy angl Astronomy and Astrophysics EDP Sciences 1995 Vol 302 P 86 89 Bibcode 1995A amp A 302 86S Nilakshi S R Pandey A K Mohan V A study of spatial structure of galactic open star clusters angl Astronomy and Astrophysics EDP Sciences 2002 Vol 383 no 1 P 153 162 doi 10 1051 0004 6361 20011719 Bibcode 2002A amp A 383 153N 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 T 14 420 S 154 188 Bibcode 1930LicOB 14 154T Dias W S Alessi B S Moitinho A Lepine J R D New catalogue of optically visible open clusters and candidates angl Astronomy and Astrophysics EDP Sciences 2002 Vol 389 P 871 873 doi 10 1051 0004 6361 20020668 Bibcode 2002A amp A 389 871D arXiv astro ph 0203351 Janes K A Phelps R L The galactic system of old star clusters The development of the galactic disk angl The Astronomical Journal IOP Publishing 1994 Vol 108 P 1773 1785 doi 10 1086 117192 Bibcode 1994AJ 108 1773J Hunter D Star Formation in Irregular Galaxies A Review of Several Key Questions angl Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1997 Vol 109 P 937 950 doi 10 1086 133965 Bibcode 1997PASP 109 937H Friel Eileen D The Old Open Clusters Of The Milky Way Annual Reviews of Astronomy amp Astrophysics 1995 S 381 414 ISBN 3 540 00179 4 doi 10 1146 annurev aa 33 090195 002121 Bibcode 1995ARA amp A 33 381F van den Bergh S McClure R D Galactic distribution of the oldest open clusters angl Astronomy and Astrophysics EDP Sciences 1980 Vol 360 no 88 Bibcode 1980A amp A 88 360V Andronov N Pinsonneault M Terndrup D Formation of Blue Stragglers in Open Clusters angl angl American Astronomical Society 2003 Vol 35 P 1343 Bibcode 2003AAS 203 8504A Fellhauer M et al The White Dwarf Deficit in Open Clusters Dynamical Processes angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2003 Vol 595 no 1 P L53 L56 doi 10 1086 379005 Bibcode 2003ApJ 595L 53F arXiv astro ph 0308261 Thies I et al Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2010 Vol 717 no 1 P 577 585 doi 10 1088 0004 637X 717 1 577 Bibcode 2010ApJ 717 577T arXiv 1005 3017 Hills J G The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system Analytic approximations angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1980 Vol 235 no 1 P 986 991 doi 10 1086 157703 Bibcode 1980ApJ 235 986H de La Fuente M R Dynamical Evolution of Open Star Clusters angl Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1998 Vol 110 no 751 P 1117 1117 doi 10 1086 316220 Bibcode 1998PASP 110 1117D Soderblom David R Mayor Michel Stellar kinematic groups I The Ursa Major group angl The Astronomical Journal IOP Publishing 1993 Vol 105 no q P 226 249 ISSN 0004 6256 doi 10 1086 116422 Bibcode 1993AJ 105 226S 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 T 92 S 119 Bibcode 1996ASPC 92 119M Sick Jonathan de Jong R S A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies angl angl American Astronomical Society 2006 Vol 38 P 1191 Bibcode 2006AAS 20921105S De Maria F Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare ital L evoluzione stellare O R S A Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia Data obrasheniya 8 yanvarya 2013 Arhivirovano 14 yanvarya 2013 goda VandenBerg D A Stetson P B On the Old Open Clusters M67 and NGC 188 Convective Core Overshooting Color Temperature Relations Distances and Ages angl Publications of the Astronomical Society of the Pacific 2004 Vol 116 no 825 P 997 1011 doi 10 1086 426340 Bibcode 2004PASP 116 997V Keel B The Extragalactic Distance Scale neopr Galaxies and the Universe Department of Physics and Astronomy University of Alabama Data obrasheniya 8 yanvarya 2013 Arhivirovano 14 yanvarya 2013 goda Brown A G A Open clusters and OB associations a review Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 2001 T 11 S 89 96 Bibcode 2001RMxAC 11 89B Percival S M Salaris M Kilkenny D The open cluster distance scale A new empirical approach angl Astronomy and Astrophysics EDP Sciences 2003 Vol 400 no 2 P 541 552 doi 10 1051 0004 6361 20030092 Bibcode 2003A amp A 400 541P arXiv astro ph 0301219 Hanson R B A study of the motion membership and distance of the Hyades cluster angl The Astronomical Journal IOP Publishing 1975 Vol 80 P 379 401 doi 10 1086 111753 Bibcode 1975AJ 80 379H Bragaglia A Held E V Tosi M Radial velocities and membership of stars in the old distant open cluster Berkeley 29 angl Astronomy and Astrophysics EDP Sciences 2005 Vol 429 no 3 P 881 886 doi 10 1051 0004 6361 20041049 Bibcode 2005A amp A 429 881B arXiv astro ph 0409046 Rowan Robinson M The extragalactic distance scale Space Science Reviews Springer 1988 T 48 1 2 S 1 71 ISSN 0038 6308 doi 10 1007 BF00183129 Bibcode 1988SSRv 48 1R LiteraturaKaufmann W J Universe W H Freeman 1993 626 s ISBN 0 7167 2379 4 Gregory S A Zeilik M Introductory Astronomy and Astrophysics 4th ed Brooks Cole 1997 672 s ISBN 0 03 006228 4 SsylkiMediafajly na VikiskladePortal Astronomiya Open Star Clusters SEDS Messier pages angl A general overview of open clusters angl Open Clusters Information and amateur observations angl

17 Июл, 2025 / 16:59
NiNa.Az

NiNa.Az

NiNa.Az - Абсолютно бесплатная система, которая делится для вас информацией и контентом 24 часа в сутки.
Взгляните
Закрыто
© 2019 NiNa.Az - Все права защищены.
Авторские права: Dadash Mammadov