Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Розсіяне зоряне скупчення відкрите скупчення гравітаційно пов язана група зір I типу зоряного населення Їх середню масу

Розсіяне скупчення

Розсіяне скупчення

Розсіяне зоряне скупчення (відкрите скупчення) — гравітаційно пов'язана група зір I типу зоряного населення. Їх середню масу оцінюють у 300 M☉. У структурі виділяють ядро, діаметр якого не перевищує 30 пк (середнє значення — 5—6 пк) і корону, діаметр якої в 2—10 разів більший за діаметр ядра.

image
NGC 265, розсіяне зоряне скупчення у Малій Магеллановій Хмарі.

Вік розсіяних скупчень — від десятків мільйонів до мільярда років. Внаслідок цього вони можуть суттєво відрізнятися одне від одного зоряним складом і, отже, виглядом діаграми Герцшпрунга — Рассела. Розсіяні скупчення сконцентровано до галактичної площини, а наймолодші з них зосереджено у спіральних рукавах. На відміну від кулястих скупчень, розсіяні скупчення містять порівняно небагато зір і мають неправильну форму.

У молодих розсіяних скупчень, що асоціюються зі спіральними рукавами галактики, доволі характерний склад. В них рідко зустрічаються червоні і жовті гіганти та зовсім немає червоних і жовтих надгігантів. Водночас білі й блакитні гіганти, хоча власне є рідкісними видами зір, у розсіяних скупченнях зустрічаються постійно. Частіше, ніж в інших місцях Галактики, можна зустріти й зовсім рідкісні зорі — й блакитні надгіганти (зірки надзвичайно високої світності й температури, які випромінюють у сотні тисяч і навіть мільйони разів більше, ніж наше Сонце).

Наразі відомо понад півтори тисячі таких скупчень, хоча вважається, що в нашій Галактиці їх має бути в десятки разів більше. Деякі розсіяні зоряні скупчення можна спостерігати неозброєним оком: Стожари (1,4m), Гіади (0,8m), Ясла (3,9m).

Історичні спостереження

image
Мозаїка з 30 зображень розсіяних скупчень, відкритих [en]. Від прямого спостереження ці скупчення закриті пилом Чумацького Шляху.

Яскраве розсіяне зоряне скупчення Плеяди відоме ще з часів античності, а Гіади є частиною сузір'я Тельця, одного з найдавніших сузір'їв. Інші скупчення описані ранніми астрономами як нероздільні нечіткі ділянки світла. Грецький астроном Клавдій Птолемей згадував у своїх записах Ясла, Подвійне скупчення у Персеї та скупчення Птоломея; а перський астроном Ас-Суфі описав скупчення [en]. Тим не менше, лише винайдення телескопа дозволило розрізнити у цих туманних об'єктах окремі зорі. Більше того, 1603 року Йоган Байєр позначив ці утворення так, як позначалися окремі зорі.

Першим, хто застосував 1609 року телескоп для спостереження зоряного неба і записав результати цих спостережень, був італійський астроном Галілео Галілей. При вивченні деяких туманних об'єктів, описаних Птолемеем, Галілей виявив, що вони є не окремими зорями, а групами з великої кількості зір. Так, в Яслах він розрізнив понад 40 зір. В той час як його попередники розрізняли в Плеядах 6—7 зір, Галілей виявив майже 50. У своєму трактаті 1610 року «Sidereus Nuncius» він пише: «…Галаксія є нічим іншим, як зібранням численних зір, розташованих групами». Натхненний роботою Галілея, сицилійській астроном Джованні Годієрна став, можливо, першим астрономом, який знайшов з допомогою телескопа раніше невідомі розсіяні скупчення. 1654 року він виявив об'єкти, що називаються тепер Мессьє 41, Мессьє 47, NGC 2362 і NGC 2451.

1767 року англійський природознавець Джон Мічелл вирахував, що навіть для однієї такої групи, як Плеяди, ймовірність того, що зорі, які її складають, випадково вистроїлися для земного спостерігача на одній лінії, дорівнює 1 до 496 000; стало зрозуміло, що зорі у скупченнях пов'язані фізично. В 1774—1781 роках французький астроном Шарль Мессьє опублікував каталог небесних об'єктів, що мали кометоподібний туманний вигляд. У цей каталог увійшло 26 розсіяних скупчень. У 1790-х роках англійський астроном Вільям Гершель почав всебічне дослідження туманних небесних об'єктів. Він виявив, що багато з цих утворень можна розкласти на групи окремих зір. Гершель припустив, що спочатку зорі були розкидані у просторі, а потім в результаті дії гравітаційних сил утворили зоряні системи. Він поділив туманності на 8 категорій, і класи з VI по VIII виділив для класифікації скупчень зір.

Зусиллями астрономів кількість відомих скупчень почала збільшуватися. Сотні розсіяних скупчень були перераховані в Новому загальному каталозі (англ. NGC), вперше опублікованому 1888 року дансько-ірландським астрономом Дж. Л. Е. Дреєром, а також у двох додаткових індекс-каталогах, що побачили світ у 1896 і 1905 роках. Телескопічні спостереження дозволили виявити два різних типи скупчень. Перші складалися з тисяч зір, розташованих у відповідності з правильним сферичним розподілом; вони зустрічалися по всьому небу, але найщільніше — у напрямку центра Чумацького Шляху. Зоряне населення других було розрідженішим, а форма неправильнішою. Такі скупчення зазвичай розташовувалися всередині чи біля галактичної площини. Астрономи назвали перші кулястими зоряними скупченнями, а другі — розсіяними зоряними скупченнями. Через своє розташування розсіяні скупчення іноді називають галактичними скупченнями, цей термін був запропонований 1925 року швейцарсько-американським астрономом Робертом Джуліусом Трюмплером.

Мікрометричні вимірювання позицій зір у скупченнях були виконані спочатку 1877 року німецьким астрономом Е. Шьонфельдом, а потім американським астрономом Е. Е. Барнардом у 1898—1921 роках. Ці спроби не виявили жодних ознак руху зір. Однак 1918 року голландсько-американський астроном Адріан ван Маанен шляхом порівняння фотопластинок, знятих в різні моменти часу, зміг виміряти власний рух зір для частини скупчення Плеяд. Зі зростанням точності виконання астрометрії почало з'ясовуватися, що скупчення зір розділяють один і той самий власний рух у просторі. Порівнюючи фотопластинки Плеяд, отримані 1918 року, з пластинками 1943 року, ван Маанен зміг виділити зорі, власний рух яких був схожий на середній по скупченню, і таким чином, ідентифікувати ймовірних членів скупчення. Спектроскопічні спостереження виявили загальні радіальні швидкості, показавши цим, що скупчення складаються із зір, пов'язаних між собою в групу.

Перші діаграми «колір — світність» для розсіяних скупчень були опубліковані Ейнаром Герцшпрунгом 1911 року разом зі схемами Плеяд і Гіад. Протягом наступних 20 років він продовжував свою роботу з вивчення розсіяних скупчень. Із спектроскопічних даних він зміг визначити верхню межу внутрішнього руху для розсіяних скупчень та оцінити, що сумарна маса цих об'єктів не перевищує кількох сотень мас Сонця. Він продемонстрував зв'язок між кольорами зір та їх світністю, і 1929 року відмітив, що зоряне населення Гіад і Яслів відрізняється від Плеяд. Згодом це було пояснено відмінністю у віці цих трьох скупчень.

Утворення

image
Інфрачервоне випромінювання показує щільне скупчення, що народжується в серці Туманності Оріона.

Утворення розсіяного скупчення починається з колапсу частини велетенської молекулярної хмари, холодної щільної хмари газу та пилу масою в багато тисяч разів більшою від маси Сонця. Такі хмари мають густину від 102 до 106 молекул нейтрального водню на см3, при тому що зореутворення починається в частинах з густиною більшою 104молекул/см3. Зазвичай, лише 1—10 % об'єму хмари перевищує таку густину. До колапсу такі хмари можуть зберігати механічну рівновагу завдяки магнітним полям, турбулентностям і обертанню.

Існує багато факторів, які можуть порушити рівновагу велетенської молекулярної хмари, що призведе до колапсу і початку процесу активного зореутворення, в результаті якого може виникнути розсіяне скупчення. До таких належать: ударні хвилі від близьких наднових, зіткнення з іншими хмарами, гравітаційні взаємодії. Але навіть за відсутності зовнішніх факторів деякі частини хмари можуть досягнути умов, коли вони стануть нестабільними та схильними до колапсу. Регіон хмари, який колапсує, зазнає ієрархічної фрагментації на менші ділянки (включаючи відносно щільні області, відомі як [en]), що в результаті призводить до народження великої кількості (до кількох тисяч) зір. Такий процес зореутворення починається в оболонці з колапсуючої хмари, яка приховує протозорі з виду, хоча і дозволяє виконувати інфрачервоні спостереження. Вважається, що в галактиці Чумацький Шлях одне нове розсіяне скупчення утворюється раз на кілька тисяч років.

image
«Стовпи творіння» — область Туманності Орла, де молекулярна хмара розвіюється зоряним вітром від молодих масивних зір.

Найбільш гарячі та масивні зі сформованих зір (відомі як [en]) інтенсивно випромінюють в ультрафіолеті, що постійно іонізує навколишній газ молекулярної хмари і утворює H II-область. Зоряний вітер і тиск радіації від масивних зір починає розганяти гарячий іонізований газ на швидкостях, порівнянних зі швидкістю звуку в газі. Через кілька мільйонів років у скупченні відбувається перший спалах наднової (англ. core-collapse supernovae), яка також виштовхує газ зі своїх околиць. У більшості випадків ці процеси розганяють увесь газ протягом 10 млн років, і зореутворення припиняється. Але близько половини із утворених протозір будуть оточені навколозоряними дисками, багато з яких будуть акреційними дисками.

Оскільки лише від 30 до 40 % газу з центра хмари формує зорі, розсіювання газу сильно ускладнює процес зореутворення. Отже, всі скупчення зазнають на початковій стадії сильної втрати маси, причому доволі велика частина на цьому етапі розпадається зовсім. З цієї точки зору, утворення розсіяного скупчення залежить від того, чи народжені зорі пов'язані гравітаційно; якщо це не так, то замість скупчення виникає незв'язана зоряна асоціація. Якщо є скупчення, таке як Плеяди, все-ж формується, воно зможе утримувати лише 1/3 від початкової кількості зір, а решта перестане бути зв'язаною, щойно газ розсіється. Молоді зорі, що перестали належати рідному скупченню, стануть частиною загального населення Чумацького Шляху.

Внаслідок того, що практично всі зорі утворюються в скупченнях, останні вважаються основними будівельними цеглинами галактик. Інтенсивні процеси розсіювання газу, які як утворюють, так і знищують багато зоряних скупчень при народженні, залишають свій відбиток на морфологічній та кінематичній структурах галактик. Більшість новоутворених розсіяних скупчень має понад 100 зір масою від 50 сонячних. Найбільші скупчення можуть мати масу до 104 сонячних (маса скупчення Westerlund 1 оцінюється як 5×104 сонячних), що дуже близько до мас кулястих скупчень. В той час як розсіяні та кулясті зоряні скупчення є зовсім різними утвореннями, зовнішній вигляд найрозрідженіших кулястих і найбагатших розсіяних скупчень може не так сильно відрізнятися. Деякі астрономи вважають, що в основі утворення цих двох типів скупчень лежить один і то самий механізм, з тією різницею, що умов, необхідних для формування дуже багатих кулястих скупчень — чисельністю в сотні тисяч зір, — в нашій Галактиці більше не існує.

Формування більше ніж одного розсіяного скупчення з одної молекулярної хмари — типове явище. Так, у Великій Магеллановій Хмарі скупчення [en] і R136 утворилися з газу туманності Тарантул; простежування траєкторій руху Гіад і Ясел, двох помітних і близьких скупчень Чумацького Шляху, дозволяє зробити висновок, що вони також утворилися з однієї хмари близько 600 млн років тому. Іноді скупчення, що утворилися в один час, утворюють подвійне скупчення. Яскравим прикладом цього в нашій Галактиці є [en], що складається з NGC 869 і NGC 884 (які іноді помилково називають «χ та h Персея» («хі та аш Персея»), хоча h належить до сусідньої зорі, а χ — до обидвох скупчень), однак крім нього відомо принаймні 10 подібних скупчень. Ще більше таких скупчень відкрито у Малій та Великій Магелланових Хмарах: ці об'єкти легше виявити у зовнішніх системах, ніж у нашій Галактиці, оскільки через проекційний ефект віддалені одне від одного скупчення можуть виглядати пов'язаними між собою.

Морфологія та класифікація

Розсіяні скупчення можуть бути як розрідженими групами з кількох зір, так і великими агломераціями, що включають тисячі членів. Вони, зазвичай, складаються з добре розрізнюваної щільної серцевини, оточеної розсіянішою «короною» із зір. Діаметр серцевини зазвичай становить 3—4 св. р., а корони — 40 св. р. Стандартна зоряна щільність у центрі скупчення становить 1,5 зорі/св. р.3 (для порівняння: в околицях Сонця це число дорівнює ~0,003 зір/св. р.3).

Розсіяні зоряні скупчення часто класифікуються за схемою, розробленою Робертом Трюмплером 1930 року. Назва класу за цією схемою складається з 3-х частин. Перша частина позначається римською цифрою I—IV і означає концентрацію скупчення та його розрізнюваність від навколишнього зоряного поля (від сильної до слабкої). Друга частина — це арабська цифра від 1 до 3, що означає діапазон яскравості членів (від малого до великого). Третя частина — це літера p, m або r, що позначає, відповідно, низьку, середню чи велику кількість зір у скупченні. Якщо скупчення перебуває всередині туманності, то в кінці додається літера n.

Наприклад, за трюмплерівською схемою Плеяди класифікуються як I3rn (сильно концентроване, багате зорями, є туманність), а ближчі Гіади — як II3m (розсіяніше і з меншою чисельністю).

Кількість та розподіл

image
NGC 346, розсіяне скупчення у Малій Магеллановій Хмарі.

У нашій Галактиці відкрито понад 1000 розсіяних скупчень, але їх загальна кількість може бути до 10 разів більша. У спіральних галактиках розсіяні скупчення переважно розташовуються вздовж галактичних рукавів, де густина газу найбільша і, внаслідок цього, найактивніше протікають процеси зореутворення; подібні скупчення зазвичай розсіюються до того, як вони встигають покинути рукав. Розсіяні скупчення мають сильну тенденцію перебувати біля галактичної площини.

У неправильних галактиках розсіяні скупчення можуть перебувати де завгодно, хоча їхня концентрація вища там, де більша густина газу. Розсіяні скупчення не спостерігаються в еліптичних галактиках, оскільки процеси зореутворення в останніх припинилися багато мільйонів років тому, а останні з утворених скупчень з того часу вже давно розсіялися.

Розподіл розсіяних скупчень в нашій Галактиці залежить від віку: старіші скупчення перебувають, переважно, на більших відстанях від галактичного центра і на значній відстані від галактичної площини. Це пояснюється тим, що припливні сили, що сприяють руйнуванню скупчень, вищі біля центра галактики; з іншого боку, велетенські молекулярні хмари, які також є причиною руйнування, сконцентровані у внутрішніх областях диска галактики; тому скупчення з внутрішніх областей руйнуються у більш ранньому віці, ніж їхні «колеги» із зовнішніх областей.

Зоряний склад

image
Скупчення зір віком кілька мільйонів років (правий нижній кут) підсвічує Туманність Тарантул у Великій Магеллановій Хмарі.

Через те, що розсіяні зоряні скупчення зазвичай розпадаються до того, як більшість їхніх зір завершать свій життєвий цикл, більша частина випромінювання від скупчень — це світло від молодих [en]. Такі зорі мають найбільшу масу і найменший час життя — порядку кількох десятків мільйонів років. Старіші зоряні скупчення містять більше жовтих зір.

Деякі зоряні скупчення містять гарячі блакитні зорі, які здаються набагато менш молодими, ніж інша частина скупчення. Такі блакитні зорі також спостерігаються в кулястих скупченнях; вважається, що в найщільніших ядрах кулястих скупчень вони утворюються при зіткненні зір і утворенні при цьому гарячіших і масивніших зір. Однак зоряна щільність в розсіяних скупченнях набагато нижча, ніж у кулястих, і кількість спостережуваних молодих зір подібними зіткненнями пояснити не можна. Вважається, що більшість із них утворюється, коли подвійна зоряна система через динамічні взаємодії з іншими членами зливається в одну зорю.

Як тільки в процесі ядерного синтезу зорі малої й середньої маси витрачають свій запас водню, вони скидають свої зовнішні шари та утворюють планетарну туманність із білим карликом. Навіть попри те, що більшість розсіяних скупчень розпадається до того, як більша частина їх членів досягає стадії білого карлика, кількість білих карликів у скупченнях, зазвичай, все ж набагато менша, ніж можна очікувати, виходячи з віку скупчення та оцінюваного початкового розподілу маси зір. Одне з можливих пояснень нестачі білих карликів полягає в тому, що коли червоний гігант скидає свою оболонку й утворює планетарну туманність, невелика асиметрія маси речовини, що скидається, може надати зорі швидкість декілька кілометрів за секунду — достатню для того, щоб вона залишила скупчення.

Через велику зоряну щільність близькі проходження зір у розсіяних скупченнях — не рідкість. Для типового скупчення чисельністю 1000 зір і напівмасовим радіусом0,5 пк, в середньому кожна зоря буде зближуватися з якоюсь іншою раз на 10 млн років. У щільніших скупченнях цей час ще менший. Подібні проходження можуть значно вплинути на розширені навколозоряні диски речовини навколо багатьох молодих зір. Припливні збурення для великих дисків можуть стати причиною утворення масивних планет і коричневих карликів, які будуть розташовуватися на відстанях 100 а. о. або більше від головної зорі.

Доля

image
NGC 604 в Галактиці Трикутника — надзвичайно масивне розсіяне скупчення, оточене областю іонізованого водню.

Багато розсіяних скупчень, по суті, нестабільні: через невелику масу друга космічна швидкість для системи менша, ніж середня швидкість зірок, які її складають. Такі скупчення дуже швидко розпадаються протягом кількох мільйонів років.

Скупчення, які після розвіювання навколишньої туманності мають достатню масу, щоб бути гравітаційно пов'язаними, можуть зберігати свою форму протягом багатьох десятків мільйонів років, однак з часом внутрішні та зовнішні процеси також призводять до їх розпаду. Близьке проходження однієї зорі поряд з іншою може збільшити швидкість однієї з зір настільки, що вона перевищить другу космічну швидкість для скупчення. Подібні процеси призводять до поступового «випаровування» членів скупчення.

В середньому через кожні півмільярда років зоряні скупчення зазнають впливу зовнішніх факторів, наприклад, проходження поряд із якою-небудь молекулярною хмарою або крізь неї. Гравітаційні припливні сили від настільки близького сусідства, зазвичай, руйнують зоряне скупчення. В результаті воно стає зоряним потоком: через великі відстані між зорями така група не може називатися скупченням, хоча зорі, які її складають, пов'язані між собою і рухаються в однаковому напрямку з однаковими швидкостями. Час, через який скупчення розпадається, залежить від початкової зоряної щільності останнього: тісніші живуть довше. Оцінний час напіврозпаду скупчення (через який половина початкових зір буде втрачена) змінюється від 150 до 800 млн років, залежно від початкової щільності.

Після того, як скупчення перестане бути пов'язаним гравітацією, багато зір, які його складають, все ж збережуть свою швидкість і напрямок руху в просторі; виникне так звана зоряна асоціація (чи рухома група зір). Так, декілька яскравих зір «ковша» Великої Ведмедиці — колишні члени розсіяного скупчення, яке перетворилося в таку асоціацію з назвою «рухома група зір Великої Ведмедиці». Зрештою, через невеликі відмінності у своїх швидкостях вони розсіюються по Галактиці. Більші скупчення стають потоками, за умови, що буде встановлена однаковість їхніх швидкостей та віку; у протилежному випадку зорі будуть вважатися незв'язаними.

Дослідження зоряної еволюції

image
Діаграма Герцшпрунга — Рассела для двох розсіяних зоряних скупчень. NGC 188 (показано зеленим) старше і тому його точка повороту з головної послідовності розташована нижче, ніж у M67 (показано жовтим).

У діаграмі Герцшпрунга — Рассела для розсіяного скупчення більшість зір будуть належати до головної послідовності. В деякий момент, що називається точкою повороту, наймасивніші зорі покидають головну послідовність і стають червоними гігантами; «віддаленість» таких зір від головної послідовності дозволяє визначити вік скупчення.

Через те, що зорі у скупченні перебувають майже на однаковій відстані від Землі та утворилися приблизно в один час з однієї хмари, всі відмінності у видимій яскравості зір скупчення обумовлені їх різною масою. Це робить розсіяні зоряні скупчення дуже корисними об'єктами для вивчення зоряної еволюції, оскільки при порівнянні зір багато змінних характеристик можна вважати фіксованими для скупчення.

Наприклад, дослідження вмісту літію та берилію в зорях із розсіяних скупчень може серйозно допомогти у розгадуванні таємниць еволюції зір та їх внутрішньої структури. Атоми водню не можуть утворити атоми гелію при температурі нижче 10 млн K, але літієві та берилієві ядра руйнуються при температурах 2,5 млн і 3,5 млн К відповідно. Це означає, що їх вміст напряму залежить від того, як сильно перемішується речовина у надрах зорі. При вивченні їх вмісту в зорях скупчення такі змінні, як вік і хімічний склад, є зафіксованими.

Дослідження показали, що вміст цих легких елементів набагато нижчий, ніж передбачають моделі зоряної еволюції. Причини цього не зовсім зрозумілі; одне із пояснень полягає в тому, що в надрах зорі відбуваються викиди речовини з конвективної зони в стабільну зону променистого переносу (англ. convection overshoot).

Астрономічна шкала відстаней

Докладніше: Шкала космічних відстаней
image
«Дика Качка» (M 11) — дуже багате скупчення, розташоване в напрямку центра Чумацького Шляху.

Визначення відстаней до астрономічних об'єктів — ключовий момент для їх розуміння, але переважна більшість таких об'єктів розташовується занадто далеко, щоб відстані до них можна було виміряти прямо. Градуювання астрономічної шкали відстаней залежить від послідовності непрямих і часом невизначених вимірювань по відношенню спочатку до найближчих об'єктів, відстань до яких можна виміряти безпосередньо, а потім усе більш віддалених. Розсіяні зоряні скупчення — дуже важлива сходинка на цій драбині.

Відстані до найближчих до нас скупчень можна виміряти прямо одним із двох способів. По-перше, для зір найближчих скупчень можна визначити паралакс (невелике зміщення видимого положення об'єкта протягом року через рух Землі по орбіті Сонця), як це зазвичай робиться для окремих зір. Плеяди, Гіади та деякі інші скупчення в околицях 500 св. р. достатньо близькі, щоб для них такий спосіб дав достовірні результати, і дані з супутника Гіппарх дозволили встановити точні відстані для ряду скупчень.

Інший прямий спосіб — так званий метод рухомого скупчення. Він базується на тому, що зорі у скупченні розділяють спільні параметри руху в просторі. Вимірювання власних рухів членів скупчення і нанесення на карту їх видимого переміщення по небу дозволить встановити, що вони сходяться в одній точці. Радіальні швидкості зір скупчення можуть бути визначені за вимірюваннями доплерівських зміщень в їхніх спектрах; коли всі три параметри — радіальна швидкість, власний рух та кутова відстань від скупчення до його точки сходження — відомі, прості тригонометричні розрахунки дозволять обчислити відстань до скупчення. Найвідоміший випадок застосування цього методу стосується Гіад і дозволив визначити відстань до них — 46,3 парсека.

Як тільки відстані до найближчих скупчень встановлені, інші методи можуть продовжити шкалу відстаней для більш далеких скупчень. Порівнюючи зорі головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга — Рассела для скупчення, відстань до якого відома, з відповідними зорями більш далекого скупчення, можна визначити відстань до останнього. Найближче відоме скупчення — Гіади: хоча група зір Великої Ведмедиці приблизно вдвічі ближча, але це все ж зоряна асоціація, а не скупчення, оскільки зорі в ній гравітаційно не пов'язані між собою. Найвіддаленіше з відомих розсіяних скупчень в нашій Галактиці — це , відстань до нього — близько 15 000 парсек. Крім цього, розсіяні скупчення можна легко виявити у багатьох галактиках Місцевої групи.

Точне знання відстаней до розсіяних скупчень життєво необхідне для градуювання залежності «період — світність», яка існує для змінних зір, таких як цефеїди та зір типу RR Ліри, що дозволить користуватися ними як «стандартними свічками». Ці потужні зорі можна бачити на великих відстанях і з їх допомогою продовжувати шкалу далі — до найближчих галактик Місцевої групи.

Див. також

Виноски

  1. Для порівняння: висота площини нашої Галактики ~180 св. р., а радіус — близько 100 000 св. р.
  2. Радіус сфери, в межах якої розташовуються зорі, загальна маса яких дорівнює ½ від маси скупчення

Примітки

  1. Розсіяні скупчення // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 408—409. — .
  2. Dias, W.S.; Alessi, B.S.; Moitinho, A.; Lépine, J.R.D. (2002). New catalogue of optically visible open clusters and candidates. Astronomy and Astrophysics. 389: 871—873. Bibcode:2002A&A...389..871D. doi:10.1051/0004-6361:20020668.
  3. VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust. ESO Science Release. 3 серпня 2011. Архів оригіналу за 14 січня 2013. Процитовано 7 січня 2013. (англ.)
  4. Moore Patrick, Rees Robin. Patrick Moore's Data Book of Astronomy. — 2nd ed. — Cambridge University Press, 2011. — С. 339. — . (англ.)
  5. Jones Kenneth Glyn. Messier's nebulae and star clusters. — 2nd ed. — Cambridge University Press, 1991. — Т. 2. — С. 6–7. — (Practical astronomy handbook) — . (англ.)
  6. Kaler James B. Cambridge Encyclopedia of Stars. — Cambridge University Press, 2006. — С. 167. — . (англ.)
  7. Maran Stephen P., Marschall Laurence A. Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos. — BenBella Books, 2009. — С. 128. — . (англ.)
  8. Галилей Г. Звёздный вестник // Избранные труды в двух томах / Пер. и прим. И. Н. Веселовского. — М. : Наука, 1964. — Т. 1. — С. 37. (рос.)
  9. 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. (англ.)
  10. 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. (англ.)
  11. 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. (англ.)
  12. 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. — Bibcode:1767RSPT...57..234M. — DOI:10.1098/rstl.1767.0028. (англ.)
  13. 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. (англ.)
  14. Hoskin M. Herschel's Cosmology. — Journal of the History of Astronomy, 1987. — Т. 18, № 1. — С. 20. — Bibcode:1987JHA....18....1H. (англ.)
  15. Bok Bart J., Bok Priscilla F. The Milky Way. — 5th ed. — Harvard University Press, 1981. — С. 136. — (Harvard books on astronomy) — . (англ.)
  16. Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy. — Princeton : Princeton University Press, 1998. — С. 377. — (Princeton series in astrophysics) — . (англ.)
  17. Basu Baidyanath. An Introduction to Astrophysics. — PHI Learning Pvt. Ltd, 2003. — С. 218. — . (англ.)
  18. Trumpler R. J. Spectral Types in Open Clusters // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1925. — Т. 37, № 220. — С. 307. — Bibcode:1925PASP...37..307T. — DOI:10.1086/123509. (англ.)
  19. Barnard E. E. Micrometric measures of star clusters. — Publications of the Yerkes Observatory, 1931. — Т. 6. — С. 1-106. — Bibcode:1931PYerO...6....1B. (англ.)
  20. 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, 1919. — Т. 167. — С. 1–15. — Bibcode:1919CMWCI.167....1V. (англ.)
  21. Van Maanen A. Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster. — Astrophysical Journal, 1945. — Т. 102. — С. 26–31. — Bibcode:1945ApJ...102...26V. — DOI:10.1086/144736. (англ.)
  22. Frommert Hartmut, Kronberg Christine (27 серпня 2007). Open Star Clusters. SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. Архів оригіналу за 14 січня 2013. Процитовано 7 січня 2013. (англ.)
  23. 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. — Bibcode:1977IAUS...80S..55S. (англ.)
  24. 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. — arXiv:0911.0779. — Bibcode:2010RSPTA.368..713L. — DOI:10.1098/rsta.2009.0264. (англ.)
  25. 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. — Bibcode:1987ARA&A..25...23S. — DOI:10.1146/annurev.aa.25.090187.000323. (англ.)
  26. Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1991. — Т. 249. — С. 76–83. — Bibcode:1991MNRAS.249...76B. (англ.)
  27. Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2001. — Т. 321, № 4. — С. 699–712. — arXiv:astro-ph/0009470. — Bibcode:2001MNRAS.321..699K. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x. (англ.)
  28. Kroupa P. The Fundamental Building Blocks of Galaxies / C. Turon, K. S. O'Flaherty, M. A. C. Perryman (editors) // Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576)", October 4–7, 2004. — Observatoire de Paris-Meudon, 2005. — С. 629. — arXiv:astro-ph/0412069. (англ.)
  29. Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas // The Astrophysical Journal. — 1997. — Т. 480, № 1. — С. 235–245. — Bibcode:1997ApJ...480..235E. — DOI:10.1086/303966. (англ.)
  30. Eggen O. J. Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1960. — Т. 120. — С. 540–562. — Bibcode:1960MNRAS.120..540E. (англ.)
  31. Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt H. C. Probable binary open star clusters in the Galaxy // Astronomy and Astrophysics. — 1995. — Т. 302. — С. 86–89. — Bibcode:1995A&A...302...86S. (англ.)
  32. Nilakshi S. R., Pandey A. K., Mohan V. A study of spatial structure of galactic open star clusters // Astronomy and Astrophysics. — 2002. — Т. 383, № 1. — С. 153–162. — Bibcode:2002A&A...383..153N. — DOI:10.1051/0004-6361:20011719. (англ.)
  33. 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. (англ.)
  34. Dias W. S., Alessi B. S., Moitinho A., Lepine J. R. D. New catalogue of optically visible open clusters and candidates // Astronomy and Astrophysics. — 2002. — Т. 389. — С. 871–873. — arXiv:astro-ph/0203351. — Bibcode:2002A&A...389..871D. — DOI:10.1051/0004-6361:20020668. (англ.)
  35. Janes K. A., Phelps R. L. The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk // The Astronomical Journal. — 1994. — Т. 108. — С. 1773–1785. — Bibcode:1994AJ....108.1773J. — DOI:10.1086/117192. (англ.)
  36. Hunter D. Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1997. — Т. 109. — С. 937–950. — Bibcode:1997PASP..109..937H. — DOI:10.1086/133965. (англ.)
  37. Friel Eileen D. The Old Open Clusters Of The Milky Way // Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics. — 1995. — С. 381—414. — . — Bibcode:1995ARA&A..33..381F. — DOI:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121. (англ.)
  38. van den Bergh S., McClure R. D. Galactic distribution of the oldest open clusters // Astronomy & Astrophysics. — 1980. — Т. 360, № 88. — Bibcode:1980A&A....88..360V. (англ.)
  39. Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Formation of Blue Stragglers in Open Clusters // Bulletin of the American Astronomical Society. — 2003. — Т. 35. — С. 1343. — Bibcode:2003AAS...203.8504A. (англ.)
  40. Fellhauer M. et al. The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes // The Astrophysical Journal. — 2003. — Т. 595, № 1. — С. L53–L56. — arXiv:astro-ph/0308261. — Bibcode:2003ApJ...595L..53F. — DOI:10.1086/379005. (англ.)
  41. Thies I. et al. Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks // The Astrophysical Journal. — 2010. — Т. 717, № 1. — С. 577–585. — arXiv:1005.3017. — Bibcode:2010ApJ...717..577T. — DOI:10.1088/0004-637X/717/1/577. (англ.)
  42. de La Fuente, M.R. Dynamical Evolution of Open Star Clusters // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1998. — Т. 110, № 751. — С. 1117–1117. — Bibcode:1998PASP..110.1117D. — DOI:10.1086/316220. (англ.)
  43. Soderblom David R., Mayor Michel. Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group // Astronomical Journal. — 1993. — Т. 105, № q. — С. 226–249. — ISSN 0004-6256. — Bibcode:1993AJ....105..226S. — DOI:10.1086/116422. (англ.)
  44. 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. (англ.)
  45. Sick Jonathan, de Jong R. S. A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies // Bulletin of the American Astronomical Society. — 2006. — Т. 38. — С. 1191. — Bibcode:2006AAS...20921105S. (англ.)
  46. De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare. L'evoluzione stellare (італ.). O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Архів оригіналу за 14 січня 2013. Процитовано 8 січня 2013. (італ.)
  47. VandenBerg D. A., Stetson P. B. On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2004. — Т. 116, № 825. — С. 997–1011. — Bibcode:2004PASP..116..997V. — DOI:10.1086/426340. (англ.)
  48. Keel B. The Extragalactic Distance Scale. Galaxies and the Universe. Department of Physics and Astronomy - University of Alabama. Архів оригіналу за 14 січня 2013. Процитовано 8 січня 2013. (англ.)
  49. Brown A. G. A. Open clusters and OB associations: a review // Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. — 2001. — Т. 11. — С. 89–96. — Bibcode:2001RMxAC..11...89B. (англ.)
  50. Percival S. M., Salaris M., Kilkenny D. The open cluster distance scale - A new empirical approach // Astronomy & Astrophysics. — 2003. — Т. 400, № 2. — С. 541–552. — arXiv:astro-ph/0301219. — Bibcode:2003A&A...400..541P. — DOI:10.1051/0004-6361:20030092. (англ.)
  51. Hanson R. B. A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster // Astronomical Journal. — 1975. — Т. 80. — С. 379–401. — Bibcode:1975AJ.....80..379H. — DOI:10.1086/111753. (англ.)
  52. Bragaglia A., Held E. V., Tosi M. Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29 // Astronomy and Astrophysics. — 2005. — Т. 429, № 3. — С. 881–886. — arXiv:astro-ph/0409046. — Bibcode:2005A&A...429..881B. — DOI:10.1051/0004-6361:20041049. (англ.)
  53. Rowan-Robinson M. The extragalactic distance scale // Space Science Reviews. — 1988. — Т. 48, № 1-2. — С. 1-71. — ISSN 0038-6308. — Bibcode:1988SSRv...48....1R. — DOI:10.1007/BF00183129. (англ.)

Література

  • Kaufmann W. J. Universe. — W. H. Freeman, 1993. — 626 с. — . (англ.)
  • Gregory S. A., Zeilik M. Introductory Astronomy and Astrophysics. — 4th ed. — Brooks Cole, 1997. — 672 с. — . (англ.)

Посилання

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Розсіяне скупчення
  • The Jewel Box (also known as NGC 4755 or Kappa Crucis Cluster) — open cluster in the Crux constellation @ SKY-MAP.ORG [ 4 березня 2016 у Wayback Machine.] (англ.)
  • Open Star Clusters @ SEDS Messier pages [Архівовано 14 січня 2013 у WebCite] (англ.)
  • (англ.)
  • (англ.)
  • (англ.)
  • Open Clusters — Information and amateur observations [ 29 липня 2007 у Wayback Machine.] (англ.)
  • (англ.)

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Rozsiyane zoryane skupchennya vidkrite skupchennya gravitacijno pov yazana grupa zir I tipu zoryanogo naselennya Yih serednyu masu ocinyuyut u 300 M U strukturi vidilyayut yadro diametr yakogo ne perevishuye 30 pk serednye znachennya 5 6 pk i koronu diametr yakoyi v 2 10 raziv bilshij za diametr yadra NGC 265 rozsiyane zoryane skupchennya u Malij Magellanovij Hmari Vik rozsiyanih skupchen vid desyatkiv miljoniv do milyarda rokiv Vnaslidok cogo voni mozhut suttyevo vidriznyatisya odne vid odnogo zoryanim skladom i otzhe viglyadom diagrami Gercshprunga Rassela Rozsiyani skupchennya skoncentrovano do galaktichnoyi ploshini a najmolodshi z nih zoseredzheno u spiralnih rukavah Na vidminu vid kulyastih skupchen rozsiyani skupchennya mistyat porivnyano nebagato zir i mayut nepravilnu formu U molodih rozsiyanih skupchen sho asociyuyutsya zi spiralnimi rukavami galaktiki dovoli harakternij sklad V nih ridko zustrichayutsya chervoni i zhovti giganti ta zovsim nemaye chervonih i zhovtih nadgigantiv Vodnochas bili j blakitni giganti hocha vlasne ye ridkisnimi vidami zir u rozsiyanih skupchennyah zustrichayutsya postijno Chastishe nizh v inshih miscyah Galaktiki mozhna zustriti j zovsim ridkisni zori j blakitni nadgiganti zirki nadzvichajno visokoyi svitnosti j temperaturi yaki viprominyuyut u sotni tisyach i navit miljoni raziv bilshe nizh nashe Sonce Narazi vidomo ponad pivtori tisyachi takih skupchen hocha vvazhayetsya sho v nashij Galaktici yih maye buti v desyatki raziv bilshe Deyaki rozsiyani zoryani skupchennya mozhna sposterigati neozbroyenim okom Stozhari 1 4m Giadi 0 8m Yasla 3 9m Istorichni sposterezhennyaMozayika z 30 zobrazhen rozsiyanih skupchen vidkritih en Vid pryamogo sposterezhennya ci skupchennya zakriti pilom Chumackogo Shlyahu Yaskrave rozsiyane zoryane skupchennya Pleyadi vidome she z chasiv antichnosti a Giadi ye chastinoyu suzir ya Telcya odnogo z najdavnishih suzir yiv Inshi skupchennya opisani rannimi astronomami yak nerozdilni nechitki dilyanki svitla Greckij astronom Klavdij Ptolemej zgaduvav u svoyih zapisah Yasla Podvijne skupchennya u Perseyi ta skupchennya Ptolomeya a perskij astronom As Sufi opisav skupchennya en Tim ne menshe lishe vinajdennya teleskopa dozvolilo rozrizniti u cih tumannih ob yektah okremi zori Bilshe togo 1603 roku Jogan Bajyer poznachiv ci utvorennya tak yak poznachalisya okremi zori Pershim hto zastosuvav 1609 roku teleskop dlya sposterezhennya zoryanogo neba i zapisav rezultati cih sposterezhen buv italijskij astronom Galileo Galilej Pri vivchenni deyakih tumannih ob yektiv opisanih Ptolemeem Galilej viyaviv sho voni ye ne okremimi zoryami a grupami z velikoyi kilkosti zir Tak v Yaslah vin rozrizniv ponad 40 zir V toj chas yak jogo poperedniki rozriznyali v Pleyadah 6 7 zir Galilej viyaviv majzhe 50 U svoyemu traktati 1610 roku Sidereus Nuncius vin pishe Galaksiya ye nichim inshim yak zibrannyam chislennih zir roztashovanih grupami Nathnennij robotoyu Galileya sicilijskij astronom Dzhovanni Godiyerna stav mozhlivo pershim astronomom yakij znajshov z dopomogoyu teleskopa ranishe nevidomi rozsiyani skupchennya 1654 roku vin viyaviv ob yekti sho nazivayutsya teper Messye 41 Messye 47 NGC 2362 i NGC 2451 1767 roku anglijskij prirodoznavec Dzhon Michell virahuvav sho navit dlya odniyeyi takoyi grupi yak Pleyadi jmovirnist togo sho zori yaki yiyi skladayut vipadkovo vistroyilisya dlya zemnogo sposterigacha na odnij liniyi dorivnyuye 1 do 496 000 stalo zrozumilo sho zori u skupchennyah pov yazani fizichno V 1774 1781 rokah francuzkij astronom Sharl Messye opublikuvav katalog nebesnih ob yektiv sho mali kometopodibnij tumannij viglyad U cej katalog uvijshlo 26 rozsiyanih skupchen U 1790 h rokah anglijskij astronom Vilyam Gershel pochav vsebichne doslidzhennya tumannih nebesnih ob yektiv Vin viyaviv sho bagato z cih utvoren mozhna rozklasti na grupi okremih zir Gershel pripustiv sho spochatku zori buli rozkidani u prostori a potim v rezultati diyi gravitacijnih sil utvorili zoryani sistemi Vin podiliv tumannosti na 8 kategorij i klasi z VI po VIII vidiliv dlya klasifikaciyi skupchen zir Zusillyami astronomiv kilkist vidomih skupchen pochala zbilshuvatisya Sotni rozsiyanih skupchen buli pererahovani v Novomu zagalnomu katalozi angl NGC vpershe opublikovanomu 1888 roku dansko irlandskim astronomom Dzh L E Dreyerom a takozh u dvoh dodatkovih indeks katalogah sho pobachili svit u 1896 i 1905 rokah Teleskopichni sposterezhennya dozvolili viyaviti dva riznih tipi skupchen Pershi skladalisya z tisyach zir roztashovanih u vidpovidnosti z pravilnim sferichnim rozpodilom voni zustrichalisya po vsomu nebu ale najshilnishe u napryamku centra Chumackogo Shlyahu Zoryane naselennya drugih bulo rozridzhenishim a forma nepravilnishoyu Taki skupchennya zazvichaj roztashovuvalisya vseredini chi bilya galaktichnoyi ploshini Astronomi nazvali pershi kulyastimi zoryanimi skupchennyami a drugi rozsiyanimi zoryanimi skupchennyami Cherez svoye roztashuvannya rozsiyani skupchennya inodi nazivayut galaktichnimi skupchennyami cej termin buv zaproponovanij 1925 roku shvejcarsko amerikanskim astronomom Robertom Dzhuliusom Tryumplerom Mikrometrichni vimiryuvannya pozicij zir u skupchennyah buli vikonani spochatku 1877 roku nimeckim astronomom E Shonfeldom a potim amerikanskim astronomom E E Barnardom u 1898 1921 rokah Ci sprobi ne viyavili zhodnih oznak ruhu zir Odnak 1918 roku gollandsko amerikanskij astronom Adrian van Maanen shlyahom porivnyannya fotoplastinok znyatih v rizni momenti chasu zmig vimiryati vlasnij ruh zir dlya chastini skupchennya Pleyad Zi zrostannyam tochnosti vikonannya astrometriyi pochalo z yasovuvatisya sho skupchennya zir rozdilyayut odin i toj samij vlasnij ruh u prostori Porivnyuyuchi fotoplastinki Pleyad otrimani 1918 roku z plastinkami 1943 roku van Maanen zmig vidiliti zori vlasnij ruh yakih buv shozhij na serednij po skupchennyu i takim chinom identifikuvati jmovirnih chleniv skupchennya Spektroskopichni sposterezhennya viyavili zagalni radialni shvidkosti pokazavshi cim sho skupchennya skladayutsya iz zir pov yazanih mizh soboyu v grupu Pershi diagrami kolir svitnist dlya rozsiyanih skupchen buli opublikovani Ejnarom Gercshprungom 1911 roku razom zi shemami Pleyad i Giad Protyagom nastupnih 20 rokiv vin prodovzhuvav svoyu robotu z vivchennya rozsiyanih skupchen Iz spektroskopichnih danih vin zmig viznachiti verhnyu mezhu vnutrishnogo ruhu dlya rozsiyanih skupchen ta ociniti sho sumarna masa cih ob yektiv ne perevishuye kilkoh soten mas Soncya Vin prodemonstruvav zv yazok mizh kolorami zir ta yih svitnistyu i 1929 roku vidmitiv sho zoryane naselennya Giad i Yasliv vidriznyayetsya vid Pleyad Zgodom ce bulo poyasneno vidminnistyu u vici cih troh skupchen UtvorennyaInfrachervone viprominyuvannya pokazuye shilne skupchennya sho narodzhuyetsya v serci Tumannosti Oriona Utvorennya rozsiyanogo skupchennya pochinayetsya z kolapsu chastini veletenskoyi molekulyarnoyi hmari holodnoyi shilnoyi hmari gazu ta pilu masoyu v bagato tisyach raziv bilshoyu vid masi Soncya Taki hmari mayut gustinu vid 102 do 106 molekul nejtralnogo vodnyu na sm3 pri tomu sho zoreutvorennya pochinayetsya v chastinah z gustinoyu bilshoyu 104molekul sm3 Zazvichaj lishe 1 10 ob yemu hmari perevishuye taku gustinu Do kolapsu taki hmari mozhut zberigati mehanichnu rivnovagu zavdyaki magnitnim polyam turbulentnostyam i obertannyu Isnuye bagato faktoriv yaki mozhut porushiti rivnovagu veletenskoyi molekulyarnoyi hmari sho prizvede do kolapsu i pochatku procesu aktivnogo zoreutvorennya v rezultati yakogo mozhe viniknuti rozsiyane skupchennya Do takih nalezhat udarni hvili vid blizkih nadnovih zitknennya z inshimi hmarami gravitacijni vzayemodiyi Ale navit za vidsutnosti zovnishnih faktoriv deyaki chastini hmari mozhut dosyagnuti umov koli voni stanut nestabilnimi ta shilnimi do kolapsu Region hmari yakij kolapsuye zaznaye iyerarhichnoyi fragmentaciyi na menshi dilyanki vklyuchayuchi vidnosno shilni oblasti vidomi yak en sho v rezultati prizvodit do narodzhennya velikoyi kilkosti do kilkoh tisyach zir Takij proces zoreutvorennya pochinayetsya v obolonci z kolapsuyuchoyi hmari yaka prihovuye protozori z vidu hocha i dozvolyaye vikonuvati infrachervoni sposterezhennya Vvazhayetsya sho v galaktici Chumackij Shlyah odne nove rozsiyane skupchennya utvoryuyetsya raz na kilka tisyach rokiv Stovpi tvorinnya oblast Tumannosti Orla de molekulyarna hmara rozviyuyetsya zoryanim vitrom vid molodih masivnih zir Najbilsh garyachi ta masivni zi sformovanih zir vidomi yak en intensivno viprominyuyut v ultrafioleti sho postijno ionizuye navkolishnij gaz molekulyarnoyi hmari i utvoryuye H II oblast Zoryanij viter i tisk radiaciyi vid masivnih zir pochinaye rozganyati garyachij ionizovanij gaz na shvidkostyah porivnyannih zi shvidkistyu zvuku v gazi Cherez kilka miljoniv rokiv u skupchenni vidbuvayetsya pershij spalah nadnovoyi angl core collapse supernovae yaka takozh vishtovhuye gaz zi svoyih okolic U bilshosti vipadkiv ci procesi rozganyayut uves gaz protyagom 10 mln rokiv i zoreutvorennya pripinyayetsya Ale blizko polovini iz utvorenih protozir budut otocheni navkolozoryanimi diskami bagato z yakih budut akrecijnimi diskami Oskilki lishe vid 30 do 40 gazu z centra hmari formuye zori rozsiyuvannya gazu silno uskladnyuye proces zoreutvorennya Otzhe vsi skupchennya zaznayut na pochatkovij stadiyi silnoyi vtrati masi prichomu dovoli velika chastina na comu etapi rozpadayetsya zovsim Z ciyeyi tochki zoru utvorennya rozsiyanogo skupchennya zalezhit vid togo chi narodzheni zori pov yazani gravitacijno yaksho ce ne tak to zamist skupchennya vinikaye nezv yazana zoryana asociaciya Yaksho ye skupchennya take yak Pleyadi vse zh formuyetsya vono zmozhe utrimuvati lishe 1 3 vid pochatkovoyi kilkosti zir a reshta perestane buti zv yazanoyu shojno gaz rozsiyetsya Molodi zori sho perestali nalezhati ridnomu skupchennyu stanut chastinoyu zagalnogo naselennya Chumackogo Shlyahu Vnaslidok togo sho praktichno vsi zori utvoryuyutsya v skupchennyah ostanni vvazhayutsya osnovnimi budivelnimi ceglinami galaktik Intensivni procesi rozsiyuvannya gazu yaki yak utvoryuyut tak i znishuyut bagato zoryanih skupchen pri narodzhenni zalishayut svij vidbitok na morfologichnij ta kinematichnij strukturah galaktik Bilshist novoutvorenih rozsiyanih skupchen maye ponad 100 zir masoyu vid 50 sonyachnih Najbilshi skupchennya mozhut mati masu do 104 sonyachnih masa skupchennya Westerlund 1 ocinyuyetsya yak 5 104 sonyachnih sho duzhe blizko do mas kulyastih skupchen V toj chas yak rozsiyani ta kulyasti zoryani skupchennya ye zovsim riznimi utvorennyami zovnishnij viglyad najrozridzhenishih kulyastih i najbagatshih rozsiyanih skupchen mozhe ne tak silno vidriznyatisya Deyaki astronomi vvazhayut sho v osnovi utvorennya cih dvoh tipiv skupchen lezhit odin i to samij mehanizm z tiyeyu rizniceyu sho umov neobhidnih dlya formuvannya duzhe bagatih kulyastih skupchen chiselnistyu v sotni tisyach zir v nashij Galaktici bilshe ne isnuye Formuvannya bilshe nizh odnogo rozsiyanogo skupchennya z odnoyi molekulyarnoyi hmari tipove yavishe Tak u Velikij Magellanovij Hmari skupchennya en i R136 utvorilisya z gazu tumannosti Tarantul prostezhuvannya trayektorij ruhu Giad i Yasel dvoh pomitnih i blizkih skupchen Chumackogo Shlyahu dozvolyaye zrobiti visnovok sho voni takozh utvorilisya z odniyeyi hmari blizko 600 mln rokiv tomu Inodi skupchennya sho utvorilisya v odin chas utvoryuyut podvijne skupchennya Yaskravim prikladom cogo v nashij Galaktici ye en sho skladayetsya z NGC 869 i NGC 884 yaki inodi pomilkovo nazivayut x ta h Perseya hi ta ash Perseya hocha h nalezhit do susidnoyi zori a x do obidvoh skupchen odnak krim nogo vidomo prinajmni 10 podibnih skupchen She bilshe takih skupchen vidkrito u Malij ta Velikij Magellanovih Hmarah ci ob yekti legshe viyaviti u zovnishnih sistemah nizh u nashij Galaktici oskilki cherez proekcijnij efekt viddaleni odne vid odnogo skupchennya mozhut viglyadati pov yazanimi mizh soboyu Morfologiya ta klasifikaciyaRozsiyani skupchennya mozhut buti yak rozridzhenimi grupami z kilkoh zir tak i velikimi aglomeraciyami sho vklyuchayut tisyachi chleniv Voni zazvichaj skladayutsya z dobre rozriznyuvanoyi shilnoyi sercevini otochenoyi rozsiyanishoyu koronoyu iz zir Diametr sercevini zazvichaj stanovit 3 4 sv r a koroni 40 sv r Standartna zoryana shilnist u centri skupchennya stanovit 1 5 zori sv r 3 dlya porivnyannya v okolicyah Soncya ce chislo dorivnyuye 0 003 zir sv r 3 Rozsiyani zoryani skupchennya chasto klasifikuyutsya za shemoyu rozroblenoyu Robertom Tryumplerom 1930 roku Nazva klasu za ciyeyu shemoyu skladayetsya z 3 h chastin Persha chastina poznachayetsya rimskoyu cifroyu I IV i oznachaye koncentraciyu skupchennya ta jogo rozriznyuvanist vid navkolishnogo zoryanogo polya vid silnoyi do slabkoyi Druga chastina ce arabska cifra vid 1 do 3 sho oznachaye diapazon yaskravosti chleniv vid malogo do velikogo Tretya chastina ce litera p m abo r sho poznachaye vidpovidno nizku serednyu chi veliku kilkist zir u skupchenni Yaksho skupchennya perebuvaye vseredini tumannosti to v kinci dodayetsya litera n Napriklad za tryumplerivskoyu shemoyu Pleyadi klasifikuyutsya yak I3rn silno koncentrovane bagate zoryami ye tumannist a blizhchi Giadi yak II3m rozsiyanishe i z menshoyu chiselnistyu Kilkist ta rozpodilNGC 346 rozsiyane skupchennya u Malij Magellanovij Hmari U nashij Galaktici vidkrito ponad 1000 rozsiyanih skupchen ale yih zagalna kilkist mozhe buti do 10 raziv bilsha U spiralnih galaktikah rozsiyani skupchennya perevazhno roztashovuyutsya vzdovzh galaktichnih rukaviv de gustina gazu najbilsha i vnaslidok cogo najaktivnishe protikayut procesi zoreutvorennya podibni skupchennya zazvichaj rozsiyuyutsya do togo yak voni vstigayut pokinuti rukav Rozsiyani skupchennya mayut silnu tendenciyu perebuvati bilya galaktichnoyi ploshini U nepravilnih galaktikah rozsiyani skupchennya mozhut perebuvati de zavgodno hocha yihnya koncentraciya visha tam de bilsha gustina gazu Rozsiyani skupchennya ne sposterigayutsya v eliptichnih galaktikah oskilki procesi zoreutvorennya v ostannih pripinilisya bagato miljoniv rokiv tomu a ostanni z utvorenih skupchen z togo chasu vzhe davno rozsiyalisya Rozpodil rozsiyanih skupchen v nashij Galaktici zalezhit vid viku starishi skupchennya perebuvayut perevazhno na bilshih vidstanyah vid galaktichnogo centra i na znachnij vidstani vid galaktichnoyi ploshini Ce poyasnyuyetsya tim sho priplivni sili sho spriyayut rujnuvannyu skupchen vishi bilya centra galaktiki z inshogo boku veletenski molekulyarni hmari yaki takozh ye prichinoyu rujnuvannya skoncentrovani u vnutrishnih oblastyah diska galaktiki tomu skupchennya z vnutrishnih oblastej rujnuyutsya u bilsh rannomu vici nizh yihni kolegi iz zovnishnih oblastej Zoryanij skladSkupchennya zir vikom kilka miljoniv rokiv pravij nizhnij kut pidsvichuye Tumannist Tarantul u Velikij Magellanovij Hmari Cherez te sho rozsiyani zoryani skupchennya zazvichaj rozpadayutsya do togo yak bilshist yihnih zir zavershat svij zhittyevij cikl bilsha chastina viprominyuvannya vid skupchen ce svitlo vid molodih en Taki zori mayut najbilshu masu i najmenshij chas zhittya poryadku kilkoh desyatkiv miljoniv rokiv Starishi zoryani skupchennya mistyat bilshe zhovtih zir Deyaki zoryani skupchennya mistyat garyachi blakitni zori yaki zdayutsya nabagato mensh molodimi nizh insha chastina skupchennya Taki blakitni zori takozh sposterigayutsya v kulyastih skupchennyah vvazhayetsya sho v najshilnishih yadrah kulyastih skupchen voni utvoryuyutsya pri zitknenni zir i utvorenni pri comu garyachishih i masivnishih zir Odnak zoryana shilnist v rozsiyanih skupchennyah nabagato nizhcha nizh u kulyastih i kilkist sposterezhuvanih molodih zir podibnimi zitknennyami poyasniti ne mozhna Vvazhayetsya sho bilshist iz nih utvoryuyetsya koli podvijna zoryana sistema cherez dinamichni vzayemodiyi z inshimi chlenami zlivayetsya v odnu zoryu Yak tilki v procesi yadernogo sintezu zori maloyi j serednoyi masi vitrachayut svij zapas vodnyu voni skidayut svoyi zovnishni shari ta utvoryuyut planetarnu tumannist iz bilim karlikom Navit popri te sho bilshist rozsiyanih skupchen rozpadayetsya do togo yak bilsha chastina yih chleniv dosyagaye stadiyi bilogo karlika kilkist bilih karlikiv u skupchennyah zazvichaj vse zh nabagato mensha nizh mozhna ochikuvati vihodyachi z viku skupchennya ta ocinyuvanogo pochatkovogo rozpodilu masi zir Odne z mozhlivih poyasnen nestachi bilih karlikiv polyagaye v tomu sho koli chervonij gigant skidaye svoyu obolonku j utvoryuye planetarnu tumannist nevelika asimetriya masi rechovini sho skidayetsya mozhe nadati zori shvidkist dekilka kilometriv za sekundu dostatnyu dlya togo shob vona zalishila skupchennya Cherez veliku zoryanu shilnist blizki prohodzhennya zir u rozsiyanih skupchennyah ne ridkist Dlya tipovogo skupchennya chiselnistyu 1000 zir i napivmasovim radiusom0 5 pk v serednomu kozhna zorya bude zblizhuvatisya z yakoyus inshoyu raz na 10 mln rokiv U shilnishih skupchennyah cej chas she menshij Podibni prohodzhennya mozhut znachno vplinuti na rozshireni navkolozoryani diski rechovini navkolo bagatoh molodih zir Priplivni zburennya dlya velikih diskiv mozhut stati prichinoyu utvorennya masivnih planet i korichnevih karlikiv yaki budut roztashovuvatisya na vidstanyah 100 a o abo bilshe vid golovnoyi zori DolyaNGC 604 v Galaktici Trikutnika nadzvichajno masivne rozsiyane skupchennya otochene oblastyu ionizovanogo vodnyu Bagato rozsiyanih skupchen po suti nestabilni cherez neveliku masu druga kosmichna shvidkist dlya sistemi mensha nizh serednya shvidkist zirok yaki yiyi skladayut Taki skupchennya duzhe shvidko rozpadayutsya protyagom kilkoh miljoniv rokiv Skupchennya yaki pislya rozviyuvannya navkolishnoyi tumannosti mayut dostatnyu masu shob buti gravitacijno pov yazanimi mozhut zberigati svoyu formu protyagom bagatoh desyatkiv miljoniv rokiv odnak z chasom vnutrishni ta zovnishni procesi takozh prizvodyat do yih rozpadu Blizke prohodzhennya odniyeyi zori poryad z inshoyu mozhe zbilshiti shvidkist odniyeyi z zir nastilki sho vona perevishit drugu kosmichnu shvidkist dlya skupchennya Podibni procesi prizvodyat do postupovogo viparovuvannya chleniv skupchennya V serednomu cherez kozhni pivmilyarda rokiv zoryani skupchennya zaznayut vplivu zovnishnih faktoriv napriklad prohodzhennya poryad iz yakoyu nebud molekulyarnoyu hmaroyu abo kriz neyi Gravitacijni priplivni sili vid nastilki blizkogo susidstva zazvichaj rujnuyut zoryane skupchennya V rezultati vono staye zoryanim potokom cherez veliki vidstani mizh zoryami taka grupa ne mozhe nazivatisya skupchennyam hocha zori yaki yiyi skladayut pov yazani mizh soboyu i ruhayutsya v odnakovomu napryamku z odnakovimi shvidkostyami Chas cherez yakij skupchennya rozpadayetsya zalezhit vid pochatkovoyi zoryanoyi shilnosti ostannogo tisnishi zhivut dovshe Ocinnij chas napivrozpadu skupchennya cherez yakij polovina pochatkovih zir bude vtrachena zminyuyetsya vid 150 do 800 mln rokiv zalezhno vid pochatkovoyi shilnosti Pislya togo yak skupchennya perestane buti pov yazanim gravitaciyeyu bagato zir yaki jogo skladayut vse zh zberezhut svoyu shvidkist i napryamok ruhu v prostori vinikne tak zvana zoryana asociaciya chi ruhoma grupa zir Tak dekilka yaskravih zir kovsha Velikoyi Vedmedici kolishni chleni rozsiyanogo skupchennya yake peretvorilosya v taku asociaciyu z nazvoyu ruhoma grupa zir Velikoyi Vedmedici Zreshtoyu cherez neveliki vidminnosti u svoyih shvidkostyah voni rozsiyuyutsya po Galaktici Bilshi skupchennya stayut potokami za umovi sho bude vstanovlena odnakovist yihnih shvidkostej ta viku u protilezhnomu vipadku zori budut vvazhatisya nezv yazanimi Doslidzhennya zoryanoyi evolyuciyiDiagrama Gercshprunga Rassela dlya dvoh rozsiyanih zoryanih skupchen NGC 188 pokazano zelenim starshe i tomu jogo tochka povorotu z golovnoyi poslidovnosti roztashovana nizhche nizh u M67 pokazano zhovtim U diagrami Gercshprunga Rassela dlya rozsiyanogo skupchennya bilshist zir budut nalezhati do golovnoyi poslidovnosti V deyakij moment sho nazivayetsya tochkoyu povorotu najmasivnishi zori pokidayut golovnu poslidovnist i stayut chervonimi gigantami viddalenist takih zir vid golovnoyi poslidovnosti dozvolyaye viznachiti vik skupchennya Cherez te sho zori u skupchenni perebuvayut majzhe na odnakovij vidstani vid Zemli ta utvorilisya priblizno v odin chas z odniyeyi hmari vsi vidminnosti u vidimij yaskravosti zir skupchennya obumovleni yih riznoyu masoyu Ce robit rozsiyani zoryani skupchennya duzhe korisnimi ob yektami dlya vivchennya zoryanoyi evolyuciyi oskilki pri porivnyanni zir bagato zminnih harakteristik mozhna vvazhati fiksovanimi dlya skupchennya Napriklad doslidzhennya vmistu litiyu ta beriliyu v zoryah iz rozsiyanih skupchen mozhe serjozno dopomogti u rozgaduvanni tayemnic evolyuciyi zir ta yih vnutrishnoyi strukturi Atomi vodnyu ne mozhut utvoriti atomi geliyu pri temperaturi nizhche 10 mln K ale litiyevi ta beriliyevi yadra rujnuyutsya pri temperaturah 2 5 mln i 3 5 mln K vidpovidno Ce oznachaye sho yih vmist napryamu zalezhit vid togo yak silno peremishuyetsya rechovina u nadrah zori Pri vivchenni yih vmistu v zoryah skupchennya taki zminni yak vik i himichnij sklad ye zafiksovanimi Doslidzhennya pokazali sho vmist cih legkih elementiv nabagato nizhchij nizh peredbachayut modeli zoryanoyi evolyuciyi Prichini cogo ne zovsim zrozumili odne iz poyasnen polyagaye v tomu sho v nadrah zori vidbuvayutsya vikidi rechovini z konvektivnoyi zoni v stabilnu zonu promenistogo perenosu angl convection overshoot Astronomichna shkala vidstanejDokladnishe Shkala kosmichnih vidstanej Dika Kachka M 11 duzhe bagate skupchennya roztashovane v napryamku centra Chumackogo Shlyahu Viznachennya vidstanej do astronomichnih ob yektiv klyuchovij moment dlya yih rozuminnya ale perevazhna bilshist takih ob yektiv roztashovuyetsya zanadto daleko shob vidstani do nih mozhna bulo vimiryati pryamo Graduyuvannya astronomichnoyi shkali vidstanej zalezhit vid poslidovnosti nepryamih i chasom neviznachenih vimiryuvan po vidnoshennyu spochatku do najblizhchih ob yektiv vidstan do yakih mozhna vimiryati bezposeredno a potim use bilsh viddalenih Rozsiyani zoryani skupchennya duzhe vazhliva shodinka na cij drabini Vidstani do najblizhchih do nas skupchen mozhna vimiryati pryamo odnim iz dvoh sposobiv Po pershe dlya zir najblizhchih skupchen mozhna viznachiti paralaks nevelike zmishennya vidimogo polozhennya ob yekta protyagom roku cherez ruh Zemli po orbiti Soncya yak ce zazvichaj robitsya dlya okremih zir Pleyadi Giadi ta deyaki inshi skupchennya v okolicyah 500 sv r dostatno blizki shob dlya nih takij sposib dav dostovirni rezultati i dani z suputnika Gipparh dozvolili vstanoviti tochni vidstani dlya ryadu skupchen Inshij pryamij sposib tak zvanij metod ruhomogo skupchennya Vin bazuyetsya na tomu sho zori u skupchenni rozdilyayut spilni parametri ruhu v prostori Vimiryuvannya vlasnih ruhiv chleniv skupchennya i nanesennya na kartu yih vidimogo peremishennya po nebu dozvolit vstanoviti sho voni shodyatsya v odnij tochci Radialni shvidkosti zir skupchennya mozhut buti viznacheni za vimiryuvannyami doplerivskih zmishen v yihnih spektrah koli vsi tri parametri radialna shvidkist vlasnij ruh ta kutova vidstan vid skupchennya do jogo tochki shodzhennya vidomi prosti trigonometrichni rozrahunki dozvolyat obchisliti vidstan do skupchennya Najvidomishij vipadok zastosuvannya cogo metodu stosuyetsya Giad i dozvoliv viznachiti vidstan do nih 46 3 parseka Yak tilki vidstani do najblizhchih skupchen vstanovleni inshi metodi mozhut prodovzhiti shkalu vidstanej dlya bilsh dalekih skupchen Porivnyuyuchi zori golovnoyi poslidovnosti na diagrami Gercshprunga Rassela dlya skupchennya vidstan do yakogo vidoma z vidpovidnimi zoryami bilsh dalekogo skupchennya mozhna viznachiti vidstan do ostannogo Najblizhche vidome skupchennya Giadi hocha grupa zir Velikoyi Vedmedici priblizno vdvichi blizhcha ale ce vse zh zoryana asociaciya a ne skupchennya oskilki zori v nij gravitacijno ne pov yazani mizh soboyu Najviddalenishe z vidomih rozsiyanih skupchen v nashij Galaktici ce vidstan do nogo blizko 15 000 parsek Krim cogo rozsiyani skupchennya mozhna legko viyaviti u bagatoh galaktikah Miscevoyi grupi Tochne znannya vidstanej do rozsiyanih skupchen zhittyevo neobhidne dlya graduyuvannya zalezhnosti period svitnist yaka isnuye dlya zminnih zir takih yak cefeyidi ta zir tipu RR Liri sho dozvolit koristuvatisya nimi yak standartnimi svichkami Ci potuzhni zori mozhna bachiti na velikih vidstanyah i z yih dopomogoyu prodovzhuvati shkalu dali do najblizhchih galaktik Miscevoyi grupi Div takozhZoryani asociaciyi Kulyaste skupchennyaVinoskiDlya porivnyannya visota ploshini nashoyi Galaktiki 180 sv r a radius blizko 100 000 sv r Radius sferi v mezhah yakoyi roztashovuyutsya zori zagalna masa yakih dorivnyuye vid masi skupchennyaPrimitkiRozsiyani skupchennya Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 408 409 ISBN 966 613 263 X Dias W S Alessi B S Moitinho A Lepine J R D 2002 New catalogue of optically visible open clusters and candidates Astronomy and Astrophysics 389 871 873 Bibcode 2002A amp A 389 871D doi 10 1051 0004 6361 20020668 VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust ESO Science Release 3 serpnya 2011 Arhiv originalu za 14 sichnya 2013 Procitovano 7 sichnya 2013 angl Moore Patrick Rees Robin Patrick Moore s Data Book of Astronomy 2nd ed Cambridge University Press 2011 S 339 ISBN 0 521 89935 4 angl 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 angl Kaler James B Cambridge Encyclopedia of Stars Cambridge University Press 2006 S 167 ISBN 0 521 81803 6 angl 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 angl Galilej G Zvyozdnyj vestnik Izbrannye trudy v dvuh tomah Per i prim I N Veselovskogo M Nauka 1964 T 1 S 37 ros 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 angl 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 angl 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 angl 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 Bibcode 1767RSPT 57 234M DOI 10 1098 rstl 1767 0028 angl 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 angl Hoskin M Herschel s Cosmology Journal of the History of Astronomy 1987 T 18 1 S 20 Bibcode 1987JHA 18 1H angl 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 angl Binney J Merrifield M Galactic Astronomy Princeton Princeton University Press 1998 S 377 Princeton series in astrophysics ISBN 978 0 691 02565 0 angl Basu Baidyanath An Introduction to Astrophysics PHI Learning Pvt Ltd 2003 S 218 ISBN 81 203 1121 3 angl Trumpler R J Spectral Types in Open Clusters Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1925 T 37 220 S 307 Bibcode 1925PASP 37 307T DOI 10 1086 123509 angl Barnard E E Micrometric measures of star clusters Publications of the Yerkes Observatory 1931 T 6 S 1 106 Bibcode 1931PYerO 6 1B angl 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 1919 T 167 S 1 15 Bibcode 1919CMWCI 167 1V angl Van Maanen A Investigations on Proper Motion XXIV Further Measures in the Pleiades Cluster Astrophysical Journal 1945 T 102 S 26 31 Bibcode 1945ApJ 102 26V DOI 10 1086 144736 angl Frommert Hartmut Kronberg Christine 27 serpnya 2007 Open Star Clusters SEDS University of Arizona Lunar and Planetary Lab Arhiv originalu za 14 sichnya 2013 Procitovano 7 sichnya 2013 angl 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 Bibcode 1977IAUS 80S 55S angl 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 arXiv 0911 0779 Bibcode 2010RSPTA 368 713L DOI 10 1098 rsta 2009 0264 angl 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 Bibcode 1987ARA amp A 25 23S DOI 10 1146 annurev aa 25 090187 000323 angl Battinelli P Capuzzo Dolcetta R Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 1991 T 249 S 76 83 Bibcode 1991MNRAS 249 76B angl Kroupa Pavel Aarseth Sverre Hurley Jarrod The formation of a bound star cluster from the Orion nebula cluster to the Pleiades Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2001 T 321 4 S 699 712 arXiv astro ph 0009470 Bibcode 2001MNRAS 321 699K DOI 10 1046 j 1365 8711 2001 04050 x angl Kroupa P The Fundamental Building Blocks of Galaxies C Turon K S O Flaherty M A C Perryman editors Proceedings of the Gaia Symposium The Three Dimensional Universe with Gaia ESA SP 576 October 4 7 2004 Observatoire de Paris Meudon 2005 S 629 arXiv astro ph 0412069 angl Elmegreen Bruce G Efremov Yuri N A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas The Astrophysical Journal 1997 T 480 1 S 235 245 Bibcode 1997ApJ 480 235E DOI 10 1086 303966 angl Eggen O J Stellar groups VII The structure of the Hyades group Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 1960 T 120 S 540 562 Bibcode 1960MNRAS 120 540E angl Subramaniam A Gorti U Sagar R Bhatt H C Probable binary open star clusters in the Galaxy Astronomy and Astrophysics 1995 T 302 S 86 89 Bibcode 1995A amp A 302 86S angl Nilakshi S R Pandey A K Mohan V A study of spatial structure of galactic open star clusters Astronomy and Astrophysics 2002 T 383 1 S 153 162 Bibcode 2002A amp A 383 153N DOI 10 1051 0004 6361 20011719 angl 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 angl Dias W S Alessi B S Moitinho A Lepine J R D New catalogue of optically visible open clusters and candidates Astronomy and Astrophysics 2002 T 389 S 871 873 arXiv astro ph 0203351 Bibcode 2002A amp A 389 871D DOI 10 1051 0004 6361 20020668 angl Janes K A Phelps R L The galactic system of old star clusters The development of the galactic disk The Astronomical Journal 1994 T 108 S 1773 1785 Bibcode 1994AJ 108 1773J DOI 10 1086 117192 angl Hunter D Star Formation in Irregular Galaxies A Review of Several Key Questions Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1997 T 109 S 937 950 Bibcode 1997PASP 109 937H DOI 10 1086 133965 angl 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 Bibcode 1995ARA amp A 33 381F DOI 10 1146 annurev aa 33 090195 002121 angl van den Bergh S McClure R D Galactic distribution of the oldest open clusters Astronomy amp Astrophysics 1980 T 360 88 Bibcode 1980A amp A 88 360V angl Andronov N Pinsonneault M Terndrup D Formation of Blue Stragglers in Open Clusters Bulletin of the American Astronomical Society 2003 T 35 S 1343 Bibcode 2003AAS 203 8504A angl Fellhauer M et al The White Dwarf Deficit in Open Clusters Dynamical Processes The Astrophysical Journal 2003 T 595 1 S L53 L56 arXiv astro ph 0308261 Bibcode 2003ApJ 595L 53F DOI 10 1086 379005 angl Thies I et al Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks The Astrophysical Journal 2010 T 717 1 S 577 585 arXiv 1005 3017 Bibcode 2010ApJ 717 577T DOI 10 1088 0004 637X 717 1 577 angl de La Fuente M R Dynamical Evolution of Open Star Clusters Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1998 T 110 751 S 1117 1117 Bibcode 1998PASP 110 1117D DOI 10 1086 316220 angl Soderblom David R Mayor Michel Stellar kinematic groups I The Ursa Major group Astronomical Journal 1993 T 105 q S 226 249 ISSN 0004 6256 Bibcode 1993AJ 105 226S DOI 10 1086 116422 angl 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 angl Sick Jonathan de Jong R S A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies Bulletin of the American Astronomical Society 2006 T 38 S 1191 Bibcode 2006AAS 20921105S angl De Maria F Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare L evoluzione stellare ital O R S A Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia Arhiv originalu za 14 sichnya 2013 Procitovano 8 sichnya 2013 ital VandenBerg D A Stetson P B On the Old Open Clusters M67 and NGC 188 Convective Core Overshooting Color Temperature Relations Distances and Ages Publications of the Astronomical Society of the Pacific 2004 T 116 825 S 997 1011 Bibcode 2004PASP 116 997V DOI 10 1086 426340 angl Keel B The Extragalactic Distance Scale Galaxies and the Universe Department of Physics and Astronomy University of Alabama Arhiv originalu za 14 sichnya 2013 Procitovano 8 sichnya 2013 angl 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 angl Percival S M Salaris M Kilkenny D The open cluster distance scale A new empirical approach Astronomy amp Astrophysics 2003 T 400 2 S 541 552 arXiv astro ph 0301219 Bibcode 2003A amp A 400 541P DOI 10 1051 0004 6361 20030092 angl Hanson R B A study of the motion membership and distance of the Hyades cluster Astronomical Journal 1975 T 80 S 379 401 Bibcode 1975AJ 80 379H DOI 10 1086 111753 angl Bragaglia A Held E V Tosi M Radial velocities and membership of stars in the old distant open cluster Berkeley 29 Astronomy and Astrophysics 2005 T 429 3 S 881 886 arXiv astro ph 0409046 Bibcode 2005A amp A 429 881B DOI 10 1051 0004 6361 20041049 angl Rowan Robinson M The extragalactic distance scale Space Science Reviews 1988 T 48 1 2 S 1 71 ISSN 0038 6308 Bibcode 1988SSRv 48 1R DOI 10 1007 BF00183129 angl LiteraturaKaufmann W J Universe W H Freeman 1993 626 s ISBN 0 7167 2379 4 angl Gregory S A Zeilik M Introductory Astronomy and Astrophysics 4th ed Brooks Cole 1997 672 s ISBN 0 03 006228 4 angl PosilannyaVikishovishe maye multimedijni dani za temoyu Rozsiyane skupchennyaThe Jewel Box also known as NGC 4755 or Kappa Crucis Cluster open cluster in the Crux constellation SKY MAP ORG 4 bereznya 2016 u Wayback Machine angl Open Star Clusters SEDS Messier pages Arhivovano 14 sichnya 2013 u WebCite angl angl angl angl Open Clusters Information and amateur observations 29 lipnya 2007 u Wayback Machine angl angl

Дата публікації:
Топ