Cúmulo estelar abierto

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Un  cúmulo estelar abierto es un grupo de estrellas (hasta varios miles) formadas a partir de una nube molecular gigante y que tienen aproximadamente la misma edad. Se han descubierto más de 1100 cúmulos abiertos en nuestra Galaxia , pero se supone que hay muchos más [1] . Las estrellas en tales cúmulos están conectadas entre sí por fuerzas gravitatorias relativamente débiles , por lo tanto, a medida que giran alrededor del centro galáctico , los cúmulos pueden destruirse debido al paso cercano cerca de otros cúmulos o nubes de gas , en cuyo caso las estrellas que los forman se vuelven parte de la población normal de la galaxia ; las estrellas individuales también pueden ser expulsadas como resultado de interacciones gravitatorias complejas dentro del cúmulo [2] . La edad típica de los cúmulos es de varios cientos de millones de años [nota 1] . Los cúmulos estelares abiertos se encuentran únicamente en galaxias espirales e irregulares , donde tienen lugar procesos activos de formación estelar [3] .

Los cúmulos abiertos jóvenes pueden estar dentro de la nube molecular a partir de la cual se formaron y "destacarla", dando como resultado una región de hidrógeno ionizado [nota 2] . Con el tiempo, la presión de radiación del cúmulo dispersa la nube. Como regla general, solo alrededor del 10% de la masa de una nube de gas tiene tiempo de formar estrellas antes de que el resto del gas se disperse por la presión de la luz.

Los cúmulos estelares abiertos son objetos clave para estudiar la evolución estelar . Debido al hecho de que los miembros del cúmulo tienen la misma edad y composición química , los efectos de otras características son más fáciles de determinar para los cúmulos que para las estrellas individuales [1] . Algunos cúmulos abiertos, como las Pléyades , las Híades o el Cúmulo Alfa Perseo , son visibles a simple vista . Algunos otros, como el cúmulo doble de Perseo , son apenas visibles sin instrumentos, y muchos más solo se pueden ver con binoculares o un telescopio , como el cúmulo de pato salvaje (M 11) [5] .

Observaciones históricas

El brillante cúmulo estelar abierto de las Pléyades se conoce desde la antigüedad, y las Híades forman parte de la constelación de Tauro , una de las constelaciones más antiguas. Otros cúmulos fueron descritos por los primeros astrónomos como parches de luz borrosos e inseparables. El astrónomo griego Claudio Ptolomeo mencionó en sus notas el Pesebre , el Doble Cúmulo de Perseo y el Cúmulo de Ptolomeo ; y el astrónomo persa As-Sufi describió el cúmulo Omicron Parus . [7] Sin embargo, solo la invención del telescopio hizo posible distinguir estrellas individuales en estos objetos nebulosos. [8] Además, en 1603, Johann Bayer asignó a estas formaciones tales designaciones como si fueran estrellas individuales. [9]

La primera persona en utilizar un telescopio en 1609 para observar el cielo estrellado y registrar los resultados de estas observaciones fue el astrónomo italiano Galileo Galilei . Al estudiar algunos de los objetos nebulosos descritos por Ptolomeo, Galileo descubrió que no se trataba de estrellas individuales, sino de grupos de un gran número de estrellas. Así, en el Pesebre, distinguió más de 40 estrellas. Mientras que sus predecesores distinguieron 6-7 estrellas en las Pléyades, Galileo descubrió casi 50. [10] En su tratado de 1610 " Sidereus Nuncius " escribe: "...Galaxia no es más que una colección de numerosas estrellas ubicadas en grupos" . [11] Inspirado por el trabajo de Galileo, el astrónomo siciliano Giovanni Hodierna fue quizás el primer astrónomo en encontrar cúmulos abiertos previamente desconocidos con un telescopio. [12] En 1654, descubrió los objetos ahora llamados Messier 41 , Messier 47 , NGC 2362 y NGC 2451 . [13]

En 1767, el naturalista inglés Rev. John Michell calculó que incluso para un solo grupo como las Pléyades, la probabilidad de que sus estrellas constituyentes estuvieran alineadas al azar para un observador terrestre era de 1 en 496.000; quedó claro que las estrellas en los cúmulos están conectadas físicamente. [14] [15] En 1774-1781 , el astrónomo francés Charles Messier publicó un catálogo de objetos celestes que tenían una apariencia borrosa similar a la de un cometa . Este catálogo incluye 26 cúmulos abiertos. [9] En la década de 1790, el astrónomo inglés William Herschel inició un estudio exhaustivo de los objetos celestes nebulosos . Descubrió que muchas de estas formaciones se pueden descomponer (los astrónomos dicen "resolver") en estrellas. Herschel sugirió que inicialmente las estrellas estaban dispersas en el espacio y luego, como resultado de las fuerzas gravitatorias, formaron sistemas estelares. [16] Dividió las nebulosas en 8 categorías y asignó las clases VI a VIII para clasificar los cúmulos estelares. [17]

Gracias a los esfuerzos de los astrónomos, el número de cúmulos conocidos comenzó a aumentar. Cientos de cúmulos se incluyeron en el Nuevo Catálogo General (NGC), publicado por primera vez en 1888 por el astrónomo danés-irlandés J. L. E. Dreyer , y en dos catálogos índice adicionales publicados en 1896 y 1905 . [9] Las observaciones telescópicas revelaron dos tipos diferentes de cúmulos. Los primeros se caracterizan por una forma redondeada regular y consisten en muchos miles de estrellas. Se distribuyen por todo el cielo, pero más densamente hacia el centro de la Vía Láctea . [18] La población estelar de este último es más escasa, la forma es a menudo bastante irregular, y la población estelar es de decenas, con menos frecuencia de cientos. Estos cúmulos gravitan hacia el plano galáctico . [19] [20] Los astrónomos llaman a los primeros cúmulos globulares ya los últimos cúmulos abiertos . Debido a su ubicación, los cúmulos abiertos a veces se denominan cúmulos de galaxias , un término propuesto en 1925 por el astrónomo suizo-estadounidense Robert Julius Trumpler . [21]

Las mediciones micrométricas de las posiciones de las estrellas en los cúmulos fueron realizadas primero en 1877 por el astrónomo alemán E. Schoenfeld , y luego por el astrónomo estadounidense E. E. Barnard en 1898-1921 . Estos intentos no han revelado ningún signo de movimiento estelar. [22] Sin embargo, en 1918, el astrónomo holandés-estadounidense Adrian van Maanen , al comparar placas fotográficas tomadas en diferentes momentos, pudo medir el movimiento propio de las estrellas de parte del cúmulo de las Pléyades. [23] A medida que la astrometría se volvió más y más precisa, quedó claro que los cúmulos de estrellas comparten el mismo movimiento propio en el espacio. Al comparar las placas fotográficas de las Pléyades obtenidas en 1918 con las de 1943 , van Maanen pudo aislar estrellas cuyo movimiento propio era similar al promedio del cúmulo y así identificar posibles miembros del cúmulo. [24] Las observaciones espectroscópicas revelaron velocidades radiales comunes , lo que demuestra que los cúmulos están compuestos de estrellas que están físicamente conectadas entre sí. [una]

Los primeros diagramas de color-luminosidad para cúmulos abiertos fueron publicados por Einar Hertzsprung en 1911, junto con los diagramas de las Pléyades y las Híades. En los siguientes 20 años, continuó su trabajo en el estudio de cúmulos abiertos. A partir de datos espectroscópicos, pudo determinar un límite superior en el movimiento interno de los cúmulos abiertos y estimar que la masa total de estos objetos no excedía varios cientos de masas solares . Demostró la relación entre los colores de las estrellas y su luminosidad, y en 1929 observó que la población estelar de Hyades y Mangers difería de la de las Pleyades. Posteriormente, esto se explicó por la diferencia en la edad de estos tres conglomerados. [25] Estos estudios de cúmulos abiertos se han vuelto fundamentales para comprender la evolución de las estrellas y la dependencia de la evolución de las estrellas de su masa inicial.

Educación

La formación de un cúmulo abierto comienza con el colapso de parte de una nube molecular gigante , una nube densa y fría de gas y polvo miles de veces la masa del Sol. Tales nubes tienen una densidad de 10 2 a 10 6 moléculas de hidrógeno neutro por cm 3 , mientras que la formación de estrellas comienza en partes con una densidad superior a 10 4 moléculas/cm 3 . Como regla general, solo el 1-10% del volumen de la nube excede esta densidad. [26] Antes del colapso, tales nubes pueden mantener el equilibrio mecánico debido a los campos magnéticos , las turbulencias y la rotación . [27]

Hay muchos factores que pueden alterar el equilibrio de una nube molecular gigante, lo que conducirá al colapso y al comienzo del proceso de formación estelar activa, que puede resultar en un cúmulo abierto. Estos incluyen: ondas de choque de supernovas cercanas , colisiones con otras nubes, interacciones gravitacionales. Pero incluso en ausencia de factores externos, algunas partes de la nube pueden alcanzar condiciones en las que se vuelven inestables y propensas a colapsar. [27] La ​​región de colapso de la nube experimenta una fragmentación jerárquica en regiones más pequeñas (incluidas regiones relativamente densas conocidas como nubes oscuras infrarrojas ), lo que eventualmente conduce al nacimiento de una gran cantidad (hasta varios miles) de estrellas. Este proceso de formación estelar comienza en el caparazón de una nube que se derrumba y oscurece la vista de las protoestrellas , aunque permite realizar observaciones infrarrojas . [26] En la galaxia de la Vía Láctea, se cree que se forma un nuevo cúmulo abierto cada pocos miles de años. [28]

Las más calientes y masivas de las estrellas recién formadas (conocidas como estrellas OB ) irradian intensamente en el ultravioleta , que ioniza constantemente el gas circundante de la nube molecular y forma la región H II . El viento estelar y la presión de radiación de las estrellas masivas comienzan a acelerar el gas ionizado caliente a velocidades comparables a la velocidad del sonido en el gas. Unos millones de años más tarde, el cúmulo experimenta sus primeras supernovas ( supernovas de colapso del núcleo ), que también expulsan gas de su entorno .  En la mayoría de los casos, estos procesos aceleran todo el gas en 10 millones de años y se detiene la formación de estrellas. Pero aproximadamente la mitad de las protoestrellas formadas estarán rodeadas por discos circunestelares , muchos de los cuales serán discos de acreción . [26]

Dado que solo del 30 al 40% del gas del centro de la nube forma estrellas, la dispersión del gas impide en gran medida el proceso de formación de estrellas. En consecuencia, todos los cúmulos experimentan una fuerte pérdida de masa en la etapa inicial y una parte bastante grande en esta etapa se rompe por completo. Desde este punto de vista, la formación de un cúmulo abierto depende de si las estrellas nacidas gravitatoriamente están unidas; si este no es el caso, entonces surgirá una asociación estelar no relacionada en lugar de un cúmulo . Si se formara un cúmulo como las Pléyades, solo podría contener 1/3 de su número original de estrellas, y el resto se liberaría una vez que el gas se disipara. [29] Las estrellas jóvenes que ya no pertenecen al cúmulo de origen se convertirán en parte de la población general de la Vía Láctea.

Debido al hecho de que casi todas las estrellas se forman en cúmulos, estos últimos se consideran los principales bloques de construcción de las galaxias . Los intensos procesos de dispersión de gases, que forman y destruyen muchos cúmulos estelares al nacer, dejan su huella en las estructuras morfológicas y cinemáticas de las galaxias. [30] La mayoría de los cúmulos abiertos recién formados tienen una población de 100 o más estrellas y una masa de 50 masas solares. Los cúmulos más grandes pueden tener masas de hasta 10 4 masas solares (la masa del cúmulo Westerlund 1 se estima en 5 × 10 4 masas solares), que está muy cerca de las masas de los cúmulos globulares . [26] Si bien los cúmulos globulares y abiertos son formaciones muy diferentes, la apariencia de los cúmulos globulares más raros y los cúmulos abiertos más ricos puede no ser tan diferente. Algunos astrónomos creen que la formación de estos dos tipos de cúmulos se basa en el mismo mecanismo, con la diferencia de que las condiciones necesarias para la formación de cúmulos globulares muy ricos, que suman cientos de miles de estrellas, ya no existen en nuestra Galaxia. [31]

La formación de más de un cúmulo abierto a partir de una nube molecular es un fenómeno típico. Entonces, en la Gran Nube de Magallanes , los cúmulos Hodge 301 y R136 se formaron a partir del gas de la Nebulosa Tarántula ; rastrear las trayectorias de Hyades y Manger , dos cúmulos prominentes y cercanos en la Vía Láctea, sugiere que también se formaron a partir de la misma nube hace unos 600 millones de años. [32] A veces, los racimos que nacen al mismo tiempo forman un racimo doble. Un buen ejemplo de esto en nuestra Galaxia es el Doble Cúmulo de Perseo , que consta de NGC 869 y NGC 884 (a veces llamados erróneamente "χ y h Persei" ( "chi y ceniza Persei" ), aunque h se refiere a la estrella vecina y χ  a ambos clústeres), sin embargo, además de este, se conocen al menos 10 de estos clústeres. [33] Incluso se han descubierto más de estos en las Nubes Pequeña y Grande de Magallanes : estos objetos son más fáciles de detectar en los sistemas exteriores que en nuestra galaxia, porque debido al efecto de proyección, los cúmulos alejados entre sí pueden parecer conectados entre sí. .

Morfología y clasificación

Los cúmulos abiertos pueden representar tanto grupos dispersos de varias estrellas como grandes aglomeraciones, incluidos miles de miembros. Tienden a consistir en un núcleo denso y bien definido rodeado por una "corona" de estrellas más difusa. El diámetro del núcleo suele ser de 3-4 St. g. , y la corona - 40 St. yo La densidad estelar estándar en el centro del cúmulo es de 1,5 estrellas/luz. g. 3 (a modo de comparación: en la vecindad del Sol, este número es ~0.003 sv./St. g. 3 ). [34]

Los cúmulos estelares abiertos a menudo se clasifican según el esquema desarrollado por Robert Trumpler en 1930 . El nombre de la clase según este esquema consta de 3 partes. La primera parte se denota con el número romano I-IV y significa la concentración del cúmulo y su distinción del campo estelar circundante (de fuerte a débil). La segunda parte es un número arábigo del 1 al 3, lo que significa la extensión en el brillo de los miembros (de pequeña a gran extensión). La tercera parte es la letra p , m o r , que denota, respectivamente, un número bajo, medio o alto de estrellas en el cúmulo. Si el cúmulo está dentro de una nebulosa, entonces se agrega la letra n al final . [35]

Por ejemplo, según el esquema de Trumpler, las Pléyades se clasifican como I3rn (altamente concentradas, ricas en estrellas, hay una nebulosa), y las Hyades más cercanas, como II3m (más fragmentadas y con menos abundancia).

Número y distribución

Se han descubierto más de 1000 cúmulos abiertos en nuestra Galaxia , pero su número total puede llegar a ser hasta 10 veces superior. [36] En las galaxias espirales , los cúmulos abiertos se ubican principalmente a lo largo de los brazos espirales , donde la densidad del gas es más alta y, como resultado, los procesos de formación estelar son más activos; estos grupos generalmente se dispersan antes de que tengan tiempo de abandonar el brazo. Los cúmulos abiertos tienen una fuerte tendencia a estar cerca del plano galáctico. [nota 3] [37]

En las galaxias irregulares , los cúmulos abiertos pueden estar en cualquier lugar, aunque su concentración es mayor donde la densidad del gas es mayor. [38] No se observan cúmulos abiertos en las galaxias elípticas , ya que los procesos de formación estelar en estas últimas cesaron hace muchos millones de años, y los últimos cúmulos formados se dispersaron hace mucho tiempo. [19]

La distribución de los cúmulos abiertos en nuestra Galaxia depende de la edad: los cúmulos más antiguos se ubican principalmente a mayor distancia del centro galáctico ya una distancia considerable del plano galáctico. [39] Esto se debe a que las fuerzas de marea que rompen los cúmulos son más altas cerca del centro de la galaxia; en cambio, las gigantescas nubes moleculares, que también son causa de destrucción, se concentran en las regiones internas del disco de la galaxia; por lo tanto, los cúmulos de las regiones interiores se destruyen a una edad más temprana que sus "colegas" de las regiones exteriores. [40]

Reparto estelar

Debido al hecho de que los cúmulos abiertos de estrellas generalmente se desintegran antes de que la mayoría de sus estrellas hayan completado sus ciclos de vida , la mayor parte de la radiación de los cúmulos es luz de jóvenes estrellas azules calientes . Estas estrellas tienen la masa más grande y la vida útil más corta, del orden de varias decenas de millones de años. Los cúmulos estelares más antiguos contienen más estrellas amarillas.

Algunos cúmulos de estrellas contienen estrellas azules calientes que parecen mucho más jóvenes que el resto del cúmulo. Estas estrellas dispersas azules también se observan en cúmulos globulares; se cree que en los núcleos más densos de los cúmulos globulares se forman durante la colisión de estrellas y la formación de estrellas más calientes y masivas. Sin embargo, la densidad estelar en los cúmulos abiertos es mucho menor que en los cúmulos globulares, y la cantidad de estrellas jóvenes observadas no puede explicarse por tales colisiones. Se cree que la mayoría de ellos se forman cuando un sistema estelar binario se fusiona en una estrella debido a las interacciones dinámicas con otros miembros. [41]

Tan pronto como las estrellas de masa baja y media agotan su suministro de hidrógeno en el proceso de fusión nuclear , se desprenden de sus capas exteriores y forman una nebulosa planetaria con la formación de una enana blanca . Aunque la mayoría de los cúmulos abiertos se desintegran antes de que la mayoría de sus miembros alcancen la etapa de enana blanca, el número de enanas blancas en los cúmulos suele ser mucho menor de lo que cabría esperar a partir de la edad del cúmulo y la distribución de masa estelar inicial estimada. Una posible explicación de la falta de enanas blancas es que cuando una gigante roja se despoja de su caparazón y forma una nebulosa planetaria, una ligera asimetría en la masa del material expulsado puede dar a la estrella una velocidad de varios kilómetros por segundo, lo suficiente como para dejar la estrella. grupo. [42]

Debido a la alta densidad estelar, los pasos cercanos de estrellas en cúmulos abiertos no son infrecuentes. Para un cúmulo típico de 1000 estrellas y un radio de media masa [nota 4] de 0,5 pc, en promedio cada estrella se acercará a otra cada 10 millones de años. Este tiempo es aún más corto en cúmulos más densos. Dichos pasajes pueden afectar en gran medida los discos circunestelares expandidos de materia alrededor de muchas estrellas jóvenes. Las perturbaciones de las mareas para discos grandes pueden provocar la formación de planetas masivos y enanas marrones , que se ubicarán a distancias de 100 UA. o más de la estrella principal. [43]

Destino

Muchos cúmulos abiertos son inherentemente inestables: debido a su pequeña masa , la velocidad de escape del sistema es menor que la velocidad promedio de las estrellas que lo componen. Tales cúmulos se rompen muy rápidamente durante varios millones de años. En muchos casos, la expulsión del gas del que se formó todo el sistema por la radiación de las estrellas jóvenes reduce tanto la masa del cúmulo que se descompone muy rápidamente. [44]

Los cúmulos que, después de la dispersión de la nebulosa circundante, tienen suficiente masa para unirse gravitacionalmente, pueden conservar su forma durante muchas decenas de millones de años, pero con el tiempo, los procesos internos y externos también conducen a su descomposición. El paso cercano de una estrella junto a otra puede aumentar tanto la velocidad de una de las estrellas que supera la velocidad de escape del cúmulo. Dichos procesos conducen a la "evaporación" gradual de los miembros del grupo. [45]

En promedio, cada 500 millones de años, los cúmulos de estrellas se ven influenciados por factores externos, por ejemplo, al pasar junto a una nube molecular o a través de ella. Las fuerzas de marea gravitatorias de una proximidad tan cercana tienden a destruir los cúmulos de estrellas. Como resultado, se convierte en una corriente estelar : debido a las grandes distancias entre las estrellas, tal grupo no puede llamarse cúmulo, aunque sus estrellas constituyentes están conectadas entre sí y se mueven en la misma dirección con las mismas velocidades. El período de tiempo después del cual el cúmulo se rompe depende de la densidad estelar inicial de este último: los más cercanos viven más tiempo. La vida media estimada del cúmulo (después de la cual se perderán la mitad de las estrellas originales) varía de 150 a 800 millones de años, dependiendo de la densidad inicial. [45]

Después de que el cúmulo ya no esté sujeto a la gravedad, muchas de sus estrellas constituyentes aún conservarán su velocidad y dirección de movimiento en el espacio; surgirá una así llamada asociación estelar (o un grupo de estrellas en movimiento ). Por lo tanto, varias estrellas brillantes del " cubo " de la Osa Mayor  son ex miembros del cúmulo abierto, que se ha convertido en una asociación llamada " grupo móvil de estrellas de la Osa Mayor ". [46] Eventualmente, debido a pequeñas diferencias en sus velocidades, se dispersarán por toda la galaxia. Las acumulaciones más grandes se convierten en corrientes, siempre que se pueda establecer la uniformidad de sus velocidades y edades; de lo contrario, las estrellas se considerarán desconectadas. [47] [48]

Estudios de evolución estelar

En el diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo abierto, la mayoría de las estrellas pertenecerán a la secuencia principal (MS). [49] En algún momento, llamado punto de inflexión , las estrellas más masivas abandonan la EM y se convierten en gigantes rojas ; La "lejanía" de tales estrellas del MS permite determinar la edad del cúmulo.

Debido al hecho de que las estrellas del cúmulo están casi a la misma distancia de la Tierra y se formaron aproximadamente al mismo tiempo a partir de la misma nube, todas las diferencias en el brillo aparente de las estrellas del cúmulo se deben a sus diferentes masas. . [49] Esto hace que los cúmulos estelares abiertos sean objetos muy útiles para estudiar la evolución estelar , ya que al comparar estrellas, se puede suponer que muchas características variables son fijas para un cúmulo.

Por ejemplo, el estudio del contenido de litio y berilio en estrellas de cúmulos abiertos puede ayudar seriamente a desentrañar los misterios de la evolución de las estrellas y su estructura interna. Los átomos de hidrógeno no pueden formar átomos de helio a temperaturas inferiores a 10 millones K , pero los núcleos de litio y berilio se destruyen a temperaturas de 2,5 millones y 3,5 millones K, respectivamente. Esto significa que sus abundancias dependen directamente de la fuerza con que se mezcle la materia en el interior de la estrella. Al estudiar su abundancia en las estrellas del cúmulo, se fijan variables como la edad y la composición química. [cincuenta]

Los estudios han demostrado que la abundancia de estos elementos ligeros es mucho menor de lo que predicen los modelos de evolución estelar. Las razones de esto no están del todo claras; una de las explicaciones es que en el interior de la estrella hay eyecciones de materia desde la zona convectiva hacia la zona estable de transferencia radiativa [50] .

Escala astronómica de distancias

Determinar las distancias a los objetos astronómicos es clave para comprenderlos, pero la gran mayoría de estos objetos están demasiado lejos para medirlos directamente. La graduación de la escala astronómica de distancias depende de una sucesión de medidas indirectas ya veces indeterminadas en relación primero con los objetos más cercanos, cuyas distancias pueden medirse directamente, y luego con los más y más distantes. [51] Los cúmulos estelares abiertos son el peldaño más importante de esta escalera.

Las distancias a los cúmulos más cercanos a nosotros se pueden medir directamente de una de dos maneras. En primer lugar, para las estrellas de cúmulos cercanos, se puede determinar el paralaje (un ligero cambio en la posición aparente de un objeto durante el año debido al movimiento de la Tierra en la órbita del Sol), como suele hacerse para estrellas individuales. Pléyades , Hyades y algunos otros grupos en las cercanías de 500 St. los años son lo suficientemente cercanos para que un método de este tipo brinde resultados confiables para ellos, y los datos del satélite Hipparchus permitieron establecer distancias exactas para una serie de cúmulos. [52] [53]

Otro método directo es el llamado método de cluster en movimiento . Se basa en el hecho de que las estrellas del cúmulo comparten los mismos parámetros de movimiento en el espacio. Medir los movimientos propios de los miembros del cúmulo y trazar su movimiento aparente a través del cielo en un mapa permitirá establecer que convergen en un punto. Las velocidades radiales de las estrellas del cúmulo pueden determinarse a partir de mediciones de los desplazamientos Doppler en sus espectros ; cuando se conocen los tres parámetros ( velocidad radial , movimiento propio y distancia angular desde el cúmulo hasta su punto de fuga), los cálculos trigonométricos simples permitirán calcular la distancia al cúmulo. El caso más famoso de uso de este método se refería a las Hyades y permitió determinar la distancia a ellas en 46,3 parsecs. [54]

Una vez que se han establecido las distancias a los conglomerados cercanos, otros métodos pueden ampliar la escala de distancia para conglomerados más distantes. Al comparar las estrellas de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo cuya distancia se conoce con las estrellas correspondientes en un cúmulo más distante, se puede determinar la distancia a este último. El cúmulo más cercano conocido es Hyades: aunque el grupo de estrellas Ursa Major está aproximadamente el doble de cerca, sigue siendo una asociación estelar, no un cúmulo, ya que las estrellas en él no están unidas gravitacionalmente entre sí. El cúmulo abierto conocido más lejano de nuestra galaxia es Berkeley 29 , a unos 15.000 parsecs. [55] Además, los cúmulos abiertos se pueden detectar fácilmente en muchas galaxias del Grupo Local .

El conocimiento preciso de las distancias a los cúmulos abiertos es vital para calibrar la dependencia del "período-luminosidad" que existe para las estrellas variables como las Cefeidas y las estrellas RR Lyrae , lo que permitirá que se utilicen como " velas estándar ". Estas poderosas estrellas se pueden ver a grandes distancias y se pueden usar para ampliar aún más la escala, hasta las galaxias más cercanas del Grupo Local. [56]

Notas

Comentarios
  1. ↑ Por el contrario, los cúmulos globulares más masivos tienen una atracción gravitacional más fuerte entre las estrellas, y tales cúmulos pueden existir durante miles de millones de años.
  2. ↑ Un excelente ejemplo de esto sería NGC 2244 en la Nebulosa Roseta [4]
  3. ↑ A modo de comparación: la altura del plano de nuestra Galaxia es ~180 sv. años, y el radio es de unos 100.000 sv. años.
  4. ↑ El radio de la esfera dentro de la cual hay estrellas, cuya masa total es la mitad de la masa del cúmulo
Fuentes
  1. ↑ 1 2 3 Frommert Hartmut, Kronberg Christine. Cúmulos estelares abiertos . SEDS . Laboratorio Lunar y Planetario de la Universidad de Arizona (27 de agosto de 2007). Fecha de acceso: 7 de enero de 2013. Archivado desde el original el 14 de enero de 2013.
  2. ↑ Karttunen Hannu et al. Astronomía fundamental. - 4th ed.. - Springer, 2003. - P. 321. - (Biblioteca en línea de Física y Astronomía). - ISBN 3-540-00179-4 .
  3. ↑ Payne-Gaposchkin C. Estrellas y cúmulos . - Cambridge, Mass.: Harvard University Press, 1979. - ISBN 0-674-83440-2 .
  4. ↑ Johnson Harold L. El cúmulo galáctico, NGC 2244  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1962. - Vol. 136 . — Pág. 1135 . -doi : 10.1086/ 147466 . - .
  5. ↑ Neata E. Cúmulos estelares abiertos: información y observaciones . Información del cielo nocturno . Fecha de acceso: 8 de enero de 2013. Archivado desde el original el 14 de enero de 2013.
  6. ↑ VISTA encuentra 96 ​​cúmulos estelares escondidos detrás del polvo . Comunicado de Ciencias de ESO (3 de agosto de 2011). Fecha de acceso: 7 de enero de 2013. Archivado desde el original el 14 de enero de 2013.
  7. ↑ Moore Patrick, Rees Robin. Libro de datos de astronomía de Patrick Moore . — 2ª ed. - Cambridge University Press, 2011. - Pág. 339. - ISBN 0-521-89935-4 .
  8. ↑ Jones Kenneth Glyn. Nebulosas de Messier y cúmulos estelares. — 2ª ed. - Cambridge University Press, 1991. - V. 2. - S. 6-7. — (Manual de astronomía práctica). - ISBN 0-521-37079-5 .
  9. ↑ 1 2 3 Kaler James B. Enciclopedia de estrellas de Cambridge. - Cambridge University Press, 2006. - Pág. 167. - ISBN 0-521-81803-6 .
  10. ↑ Maran Stephen P., Marschall Laurence A. El nuevo universo de Galileo: la revolución en nuestra comprensión del cosmos . - Libros BenBella, 2009. - Pág. 128. - ISBN 1-933771-59-3 .
  11. ↑ Galileo G. Star messenger // Obras escogidas en dos volúmenes / Per. y aprox. I. N. Veselovsky. - M. : Nauka, 1964. - T. 1. - S. 37.
  12. ↑ Fodera-Serio G., Indorato L., Nastasi P. Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology // Journal for the History of Astronomy. - 1985. - T. 16 , N º 1 . - S. 1 . — .
  13. ↑ Jones KG Algunas notas sobre las nebulosas de Hodierna // Revista de Historia de la Astronomía. - 1986. - T. 17 , N º 50 . - S. 187-188 . - .
  14. ↑ Chapman A. William Herschel y la medición del espacio // Revista trimestral de la Royal Astronomical Society. - 1989. - T. 30 , N º 4 . - S. 399-418 . — .
  15. ↑ Michell J. Una investigación sobre el paralaje y la magnitud probables de las estrellas fijas, a partir de la cantidad de luz que nos brindan y las circunstancias particulares de su situación // Transacciones filosóficas. - 1767. - T. 57 . - S. 234-264 . -doi : 10.1098/ rstl.1767.0028 . - .
  16. ↑ Hoskin M. Herschel, Las primeras investigaciones de William sobre las nebulosas: una reevaluación // Revista de historia de la astronomía. - 1979. - T. 10 . - S. 165-176 . - .
  17. ↑ Cosmología de Hoskin M. Herschel // Revista de Historia de la Astronomía. - 1987. - T. 18 , N º 1 . - S. 20 . — .
  18. ↑ Bok Bart J., Bok Priscilla F. La Vía Láctea . — 5ª ed. - Harvard University Press, 1981. - Pág  . 136 . — (Libros de Harvard sobre astronomía). — ISBN 0-674-57503-2 .
  19. ↑ 1 2 Binney J., Merrifield M. Astronomía galáctica . - Princeton: Princeton University Press, 1998. - P. 377. - (Serie de Princeton sobre astrofísica). - ISBN 978-0-691-02565-0 .
  20. ↑ Basu Baidyanath. Introducción a la astrofísica. — PHI Learning Pvt. Ltd., 2003. - Pág. 218. - ISBN 81-203-1121-3 .
  21. ↑ Tipos espectrales de Trumpler RJ en cúmulos abiertos  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  . - 1925. - Vol. 37 , núm. 220 . — Pág. 307 . -doi : 10.1086/ 123509 . - .
  22. ↑ Barnard EE Medidas micrométricas de cúmulos estelares // Publicaciones del Observatorio Yerkes. - 1931. - T. 6 . - S. 1-106 . — .
  23. ↑ Van Maanen A. No. 167. Investigaciones sobre el movimiento propio. Artículo Furst: Los movimientos de 85 estrellas en el vecindario de Atlas y Pleione // Contribuciones del Observatorio Mount Wilson. - Institución Carnegie de Washington, 1919. - V. 167 . - S. 1-15 . - .
  24. ↑ Van Maanen A. Investigaciones sobre el movimiento propio. XXIV. Más medidas en el cúmulo de las Pléyades  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1945. - Vol. 102 . - P. 26-31 . -doi : 10.1086/ 144736 . - .
  25. ↑ Strand K. Aa. Contribuciones de Hertzsprung al diagrama de recursos humanos // El diagrama de recursos humanos, en memoria de Henry Norris Russell, Simposio No. 80, celebrada el 2 de noviembre de 1977 / A. G. Davis Philip, David H. DeVorkin (editores). - Academia Nacional de Ciencias, Washington, DC, 1977. - S. 55-59.
  26. ↑ 1 2 3 4 Lada CJ La física y los modos de formación de cúmulos estelares: observaciones // Transacciones filosóficas de la Royal Society A: Ciencias matemáticas, físicas y de ingeniería. - 2010. - T. 368 , N º 1913 . - S. 713-731 . doi : 10.1098 / rsta.2009.0264 . - . -arXiv : 0911.0779 . _
  27. ↑ 1 2 Shu Frank H., Adams Fred C., Lizano Susana. Formación estelar en nubes moleculares - Observación y teoría  // Revista anual de astronomía y astrofísica. - 1987. - T. 25 . - S. 23-81 . -doi : 10.1146 / annurev.aa.25.090187.000323 . — .
  28. ↑ Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. Formación y propiedades evolutivas del sistema de cúmulos abiertos galácticos  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 1991. - vol. 249 . - Pág. 76-83 . - . {{{título}}}.
  29. ↑ Kroupa Pavel, Aarseth Sverre, Hurley Jarrod. La formación de un cúmulo estelar unido: desde el cúmulo de la nebulosa de Orión hasta las Pléyades  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 2001. - Vol. 321 , núm. 4 . - Pág. 699-712 . -doi : 10.1046/ j.1365-8711.2001.04050.x . - . -arXiv : astro - ph/0009470 .
  30. ↑ Kroupa P. Los bloques de construcción fundamentales de las galaxias // Actas del Simposio de Gaia "El universo tridimensional con Gaia (ESA SP-576)", del 4 al 7 de octubre de 2004 / C. Turon, KS O'Flaherty, MAC Perryman (editores). - Observatoire de Paris-Meudon, 2005. - S. 629 . — arXiv : astro-ph/0412069 .
  31. ↑ Elmegreen Bruce G., Efremov Yuri N. Un mecanismo de formación universal para cúmulos abiertos y globulares en gas turbulento  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1997. - Vol. 480 , núm. 1 . - pág. 235-245 . -doi : 10.1086/ 303966 . - .
  32. ↑ Eggen OJ Grupos estelares, VII. La estructura del grupo Hyades  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 1960. - Vol. 120 . - Pág. 540-562 . - .
  33. ↑ Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt HC Cúmulos estelares abiertos binarios probables en la galaxia  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 1995. - Vol. 302 . - P. 86-89 . - .
  34. ↑ Nilakshi SR, Pandey AK, Mohan V. Un estudio de la estructura espacial de los cúmulos estelares abiertos galácticos  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 2002. - Vol. 383 , núm. 1 . - P. 153-162 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20011719 . - .
  35. ↑ Resultados preliminares de Trumpler RJ sobre las distancias, las dimensiones y la distribución espacial de los cúmulos estelares abiertos // Boletín del Observatorio Lick. - Berkeley: Prensa de la Universidad de California, 1930. - Vol . 14 , No. 420 . - S. 154-188 . - .
  36. ↑ Dias WS, Alessi BS, Moitinho A., Lépine JRD Nuevo catálogo de cúmulos abiertos ópticamente visibles y candidatos  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 2002. - Vol. 389 . - Pág. 871-873 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20020668 . - . — arXiv : astro-ph/0203351 .
  37. ↑ Janes KA, Phelps RL El sistema galáctico de viejos cúmulos estelares: El desarrollo del disco galáctico  //  The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 1994. - Vol. 108 . - Pág. 1773-1785 . -doi : 10.1086/ 117192 . - .
  38. ↑ Hunter D. Star Formation in Irregular Galaxies: Una revisión de varias preguntas clave  // ​​Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  . - 1997. - vol. 109 . - Pág. 937-950 . -doi : 10.1086/ 133965 . - .
  39. ↑ Friel Eileen D. Los viejos cúmulos abiertos de la Vía Láctea // Reseñas anuales de astronomía y astrofísica. - 1995. - S. 381-414 . - ISBN 3-540-00179-4 . -doi : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.002121 . - .
  40. ↑ van den Bergh S., McClure R.D. Distribución galáctica de los cúmulos abiertos más antiguos  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 1980. - Vol. 360 , núm. 88 . — .
  41. ↑ Andronov N., Pinsonneault M., Terndrup D. Formación de Blue  Stragglers en Open Clusters  // Bulletin of the American Astronomical Society. - Sociedad Astronómica Americana , 2003. - Vol. 35 . — Pág. 1343 . - .
  42. ↑ Fellhauer M. et al. El déficit de enanas blancas en cúmulos abiertos: procesos dinámicos  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2003. - Vol. 595 , núm. 1 . - P.L53-L56 . -doi : 10.1086/ 379005 . - . -arXiv : astro - ph/0308261 .
  43. ↑ Thies I. et al. Formación de planetas y enanas marrones inducida por mareas en discos circunestelares  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2010. - Vol. 717 , núm. 1 . - Pág. 577-585 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/717/1/577 . - . -arXiv : 1005.3017 . _
  44. ↑ Hills JG El efecto de la pérdida de masa en la evolución dinámica de un sistema estelar - Aproximaciones analíticas  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1980. - Vol. 235 , núm. 1 . - Pág. 986-991 . -doi : 10.1086/ 157703 . - .
  45. ↑ 1 2 de La Fuente, MR Dynamical Evolution of Open Star Clusters  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  . - 1998. - vol. 110 , núm. 751 . - P. 1117-1117 . -doi : 10.1086/ 316220 . - .
  46. ↑ Soderblom David R., Alcalde Michel. Grupos cinemáticos estelares. I - El grupo de la Osa Mayor  (inglés)  // The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 1993. - Vol. 105 , núm. q _ - pág. 226-249 . — ISSN 0004-6256 . -doi : 10.1086/ 116422 . - .
  47. ↑ Majewski SR, Hawley SL, Munn JA Grupos móviles, corrientes estelares y subestructura espacial de fases en el halo galáctico // Serie de conferencias ASP. - 1996. - T. 92 . - art. 119 . - .
  48. ↑ Sick Jonathan, de Jong RS Un nuevo método para detectar corrientes estelares en los halos de galaxias   // Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense. - Sociedad Astronómica Americana , 2006. - Vol. 38 . — Pág. 1191 . - .
  49. ↑ 1 2 De Maria F. Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare  (italiano) . La evolución estelar . ORSA - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Fecha de acceso: 8 de enero de 2013. Archivado desde el original el 14 de enero de 2013.
  50. ↑ 1 2 VandenBerg DA, Stetson PB Sobre los antiguos cúmulos abiertos M67 y NGC 188: sobreimpulso del núcleo convectivo, relaciones de temperatura de color, distancias y edades  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  . - 2004. - vol. 116 , núm. 825 . - Pág. 997-1011 . -doi : 10.1086/ 426340 . - .
  51. ↑ Keel B. La escala de distancia extragaláctica . Galaxias y el Universo . Departamento de Física y Astronomía - Universidad de Alabama. Fecha de acceso: 8 de enero de 2013. Archivado desde el original el 14 de enero de 2013.
  52. ↑ Brown AGA Cúmulos abiertos y asociaciones OB: una revisión // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. - 2001. - T. 11 . - S. 89-96 . - .
  53. ↑ Percival SM, Salaris M., Kilkenny D. La escala de distancia del cúmulo abierto: un nuevo enfoque empírico  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 2003. - Vol. 400 , núm. 2 . - Pág. 541-552 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20030092 . - . -arXiv : astro - ph/0301219 .
  54. ↑ Hanson R.B. Un estudio del movimiento, pertenencia y distancia del cúmulo Hyades  //  The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 1975. - Vol. 80 . - Pág. 379-401 . -doi : 10.1086/ 111753 . — .
  55. ↑ Bragaglia A., Held EV, Tosi M. Velocidades radiales y membresía de estrellas en el viejo y distante cúmulo abierto Berkeley 29  // Astronomía y astrofísica  . - EDP Ciencias , 2005. - Vol. 429 , núm. 3 . - Pág. 881-886 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20041049 . - . — arXiv : astro-ph/0409046 .
  56. ↑ Rowan-Robinson M. La escala de distancia extragaláctica // Space Science Reviews . - Springer , 1988. - T. 48 , No. 1-2 . - S. 1-71 . — ISSN 0038-6308 . -doi : 10.1007/ BF00183129 . - .

Literatura

Enlaces

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