Розсіяне скупчення: відмінності між версіями
| [перевірена версія] | [перевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Jarozwj (обговорення | внесок) доповнення |
Jarozwj (обговорення | внесок) доповнення |
||
Рядок 1:
[[Файл:NGC265.jpg|right|thumb|[[NGC 265]], розсіяне зоряне скупчення у [[Мала Магелланова Хмара|Малій Магеллановій Хмарі]].]]
'''Розсіяне зоряне скупчення''' (відкрите скупчення) — гравітаційно пов'язана група [[зорі|зір]] I типу зоряного населення. Їх середню масу оцінюють у 300 M<sub>☉</sub>. У структурі виділяють ''ядро'', діаметр якого не перевищує 30 [[парсек|пк]] (середнє значення — 5—6 пк) і ''корону'', діаметр якої в 2—10 разів більший за діаметр ядра.
[[Файл:Open cluster HR diagram ages.gif|міні||280пкс|[[діаграма Герцшпрунга—Рассела]] для двох розсіяних зоряних скупчень. [[NGC 188]] (показано зеленим) старше і тому його точка повороту з [[головна послідовність|головної послідовності]] розташована нижче, ніж у [[Мессьє 67|M67]] (показано жовтим).]]▼
Вік розсіяних скупчень — від десятків мільйонів до мільярда років. Внаслідок цього вони можуть суттєво відрізнятися одне від одного зоряним складом і, отже, виглядом [[діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграми Герцшпрунга—Рассела]].
Розсіяні скупчення сконцентровано до галактичної площини, а наймолодші з них зосереджено у спіральних рукавах<ref>{{А-Е-С|стаття=Розсіяні скупчення|сторінка=408—409|літера=r}}</ref>.
Рядок 78:
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 ''[[Зоряні асоціації|зоряна асоціація]]'' (чи {{нп|Рухома група зір|''рухома група зір''|ru|Движущаяся группа звёзд}}). Так, декілька яскравих зір «[[Великий Віз|ковша]]» [[Велика Ведмедиця|Великої Ведмедиці]] — колишні члени розсіяного скупчення, яке перетворилося в таку асоціацію з назвою {{нп|Рухома група зір Великої Ведмедиці|«рухома група зір Великої Ведмедиці»|ru|Движущаяся группа звёзд Большой Медведицы}}<ref name="Soderblom, 1993"/>. 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<ref name="Majewski, 1996"/><ref name="Sick, 2006"/>.{{clear}}
== Дослідження зоряної еволюції ==
▲[[Файл:Open cluster HR diagram ages.gif|міні||280пкс|[[
У [[Діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграмі Герцшпрунга — Рассела]] для розсіяного скупчення більшість зір будуть належати до [[Головна послідовність|головної послідовності]]<ref name="DeMaria"/>. В деякий момент, що називається {{нп|Точка повороту|точкою повороту|ru|Точка поворота}}, наймасивніші зорі покидають головну послідовність і стають [[Червоні гіганти|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<ref name="DeMaria"/>. Це робить розсіяні зоряні скупчення дуже корисними об'єктами для вивчення [[Еволюція зір|зоряної еволюції]], оскільки при порівнянні зір багато змінних характеристик можна вважати фіксованими для скупчення.
Наприклад, дослідження вмісту [[Літій|літію]] та [[Берилій|берилію]] в зорях із розсіяних скупчень може серйозно допомогти у розгадуванні таємниць еволюції зір та їх внутрішньої структури. Атоми [[Водень|водню]] не можуть утворити атоми [[Гелій|гелію]] при температурі нижче 10 млн [[Кельвін (одиниця)|K]], але літієві та берилієві ядра руйнуються при температурах {{nobr|2,5 млн}} {{nobr|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<ref name="VandenBerg, 2004"/>.
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 [[Конвективна зона|конвективної зони]] в стабільну [[Зона променистого переносу|зону променистого переносу]] ({{lang-en|convection overshoot}})<ref name="VandenBerg, 2004"/>.
== Див. також ==
Рядок 723 ⟶ 733:
| issn =
| bibcode = 2006AAS...20921105S
}} {{ref-en}}</ref>
<ref name="DeMaria">{{cite web
| author = De Maria F.
| title = Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare
| work = L'evoluzione stellare
| publisher = O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia
| url = http://www.orsapa.it/evstellare/Ammassi.htm
| language = it
| accessdate = 2013-01-08
| archiveurl = http://www.webcitation.org/6Df94qnfI
| archivedate = 2013-01-14
}} {{ref-it}}</ref>
<ref name="VandenBerg, 2004">{{стаття
| автор = VandenBerg D. A., Stetson P. B.
| назва = On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages
| посилання = http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/426340
| мова =
| видання = Publications of the Astronomical Society of the Pacific
| тип =
| рік = 2004
| том = 116
| номер = 825
| сторінки = 997–1011
| doi = 10.1086/426340
| issn =
| bibcode = 2004PASP..116..997V
}} {{ref-en}}</ref>
}}
| |||