Listen to this article

오픈 클러스터

Open cluster
"은하 클러스터"가 여기서 리디렉션됨.은하단과혼동해서는 안 된다.
플레이아데스 산맥은 가장 유명한 열린 성단 중 하나이다.

열린 성단은 같은 거대한 분자 구름에서 형성되어 대략 같은 연대를 가진 수천 개의 별들로 이루어진 별 성단의 일종이다.은하계 내에서 1,100개 이상의 열린 성단이 발견되었고, 그 이상의 성단이 존재하는 것으로 생각된다.[1]그들은 상호 중력의 끌어당김에 느슨하게 묶여 있으며 은하 중심부를 공전하면서 다른 성단과 가스 구름과의 밀접한 만남에 의해 교란된다.이로 인해 은하 본체로의 이동과 내부 밀접접촉을 통한 성단 구성원의 손실로 이어질 수 있다.[2]오픈 클러스터는 일반적으로 몇 억 년 동안 생존하고, 가장 거대한 클러스터는 몇 십억 년 동안 생존한다.이와는 대조적으로, 더 거대한 구상성단 별들은 그들의 구성원들에게 더 강한 중력을 발휘하며, 더 오래 생존할 수 있다.열린 성단은 나선형 은하와 불규칙 은하에서만 발견되었는데, 이 은하계에서는 항성 생성이 활발하게 이루어지고 있다.[3]

젊은 개방 군집은 그들이 형성한 분자 구름 내에 포함될 수 있으며, H II 영역을 생성하기 위해 이를 조명한다.[4]시간이 지남에 따라 군집으로부터의 방사선 압력은 분자 구름을 분산시킬 것이다.일반적으로 가스 구름 덩어리의 약 10%는 방사선 압력이 가스의 나머지를 쫓아내기 전에 별들로 합쳐진다.

열린 성단은 별의 진화 연구에서 중요한 대상이다.성단 구성원은 나이와 화학적 구성이 비슷하기 때문에 그 성질(거리, 나이, 야금성, 소멸성, 속도 등)이 고립된 별에 비해 쉽게 결정된다.[1]플레이아데스 성단, 히아데스 성단 또는 알파 페르세이 성단 등 다수의 열린 성단이 육안으로 보인다.이중 클러스터와 같은 다른 것들은 계기 없이 거의 감지할 수 없는 반면, 쌍안경이나 망원경을 사용하여 더 많은 것을 볼 수 있다.야생 덕 클러스터 M11이 그 예다.[5]

과거 관측치

VISTA 데이터에서 발견된 30개의 열린 클러스터 모자이크.열린 성단은 은하수의 먼지에 가려져 있었다.[6]크레딧 ESO.

황소자리에 있는 플레이아데스 성단은 고대부터 별들의 그룹으로 인식되어 왔으며, 히아데스 성단(또한 황소리의 일부를 이루고 있다)은 가장 오래된 열린 성단 중 하나이다.다른 열린 성단은 초기 천문학자들에 의해 미해결 퍼지 빛의 조각으로 지적되었다.그의 알마게스트에서, 로마의 천문학자 프톨레마이오스는 프라세페 성단, 페르세우스의 더블 성단, 혼수성 성단, 프톨레마이오스 성단을 언급하고, 페르시아의 천문학자 알 수피는 오미크론 벨로룸 성단을 썼다.[7]그러나, 이 "성운"을 구성 별들로 분해하기 위해서는 망원경의 발명이 필요할 것이다.[8]실제로 1603년 요한 바이엘은 이들 성단 중 3개를 마치 하나의 별처럼 지정했다.[9]

형형색색의 별자리 NGC 3590.[10]

망원경을 사용하여 밤하늘을 관측하고 그의 관측을 기록한 최초의 사람은 1609년 이탈리아의 과학자 갈릴레오 갈릴레이였다.그가 프톨레마이오스가 기록한 모호한 일부 조각들을 향해 망원경을 돌렸을 때, 그는 그것들이 하나의 별이 아니라 많은 별들의 무리라는 것을 발견했다.프라세페의 경우 40개 이상의 별을 발견했다.이전에 관측자들이 플레이아데스 산맥에서 단지 6-7개의 별만을 주목했던 곳에서, 그는 거의 50개의 별을 발견했다.[11]갈릴레오 갈릴레이는 1610년 논문에서 "은하는 무수한 별들이 무리를 지어 함께 심어진 것에 불과하다"[12]고 썼다.갈릴레오의 연구에 영향을 받은 시칠리아 천문학자 지오반니 호디에나는 아마도 이전에는 발견되지 않았던 열린 성단을 찾기 위해 망원경을 사용한 최초의 천문학자가 되었을 것이다.[13]1654년에 그는 현재 메시에 41, 메시에 47, NGC 2362 및 NGC 2451로 지정된 물체를 식별했다.[14]

영국의 자연주의자 존 미첼 목사가 플레이아데스 성단 같은 단 한 그룹의 별들이 지구에서 본 우연한 정렬의 결과일 확률은 496,000분의 1에 불과하다고 계산했을 때,[15] 성단의 별들이 물리적으로 연관되어 있다는 것이 일찍이 1767년에 실현되었다.[16]1774년-1781년 사이에 프랑스의 천문학자 찰스 메시에가 혜성과 비슷한 모호한 외모를 가진 천체의 카탈로그를 발표했다.이 카탈로그에는 26개의 개방형 클러스터가 포함되었다.[9]1790년대에 영국의 천문학자 윌리엄 허셜은 모호한 천체에 대한 광범위한 연구를 시작했다.그는 이러한 특징들 중 많은 것들이 개별적인 별들의 그룹으로 해결될 수 있다는 것을 발견했다.허셜은 처음에는 별들이 우주에 흩어졌지만, 나중에는 중력적인 끌어당김 때문에 별 시스템으로 뭉쳐졌다는 생각을 했다.[17]그는 성운을 8개 등급으로 나누었고, 6등급부터 8등급까지는 별의 군집을 분류하는 데 사용된다.[18]

NGC 265, 소마젤란 구름의 열린 별 성단

알려진 성단의 수는 천문학자들의 노력으로 계속 증가하였다.수백 개의 열린 클러스터가 1888년 덴마크-이르시 천문학자 J. L. E. 드레이어가 처음 발표한 뉴 제너럴 카탈로그와 1896년과 1905년에 발행한 두 개의 보조 지수 카탈로그에 나열되었다.[9]망원경으로 관찰한 결과, 두 개의 뚜렷한 성단이 나타났는데, 그 중 하나는 일정한 구면 분포에 수천 개의 별을 포함하고 있었고, 하늘 전체에서 발견되었지만 은하수 중심 쪽으로 우선적으로 발견되었다.[19]다른 유형은 더 불규칙한 모양의 별들의 일반적으로 더 빠른 모집단으로 구성되었다.이것들은 일반적으로 은하계의 은하계 안이나 근처에서 발견되었다.[20][21]천문학자들은 이전의 구상 성단을, 후자는 열린 성단으로 명명했다.그 위치 때문에, 열린 성단은 가끔 은하계 성단이라고 불리는데, 이 용어는 1925년 스위스계 미국인 천문학자 로버트 율리우스 트럼플러에 의해 소개되었다.[22]

군집 내 항성의 위치에 대한 마이크로미터 측정은 독일의 천문학자 E에 의해 1877년에 이루어졌다. 쇤펠트 그리고 1923년 그가 죽기 전에 미국의 천문학자 E. E. Barnard에 의해 더욱 추구되었다.이러한 노력들에 의해 별의 움직임의 징후는 감지되지 않았다.[23]그러나 1918년 네덜란드계 미국인 천문학자 아드리아 판 마넨은 서로 다른 시기에 찍은 사진 판을 비교함으로써 플레이아데스 성단의 일부에서 별들의 적절한 움직임을 측정할 수 있었다.[24]천체 측정이 더 정확해짐에 따라, 성단 별들은 우주를 통해 공통된 적절한 움직임을 공유하는 것으로 밝혀졌다.판 마넨은 1918년에 찍은 플레이아데스 성단의 사진판과 1943년에 찍은 이미지를 비교함으로써 성단의 평균 운동과 유사한 적절한 움직임을 가진 별들을 식별할 수 있었고, 따라서 성단의 구성원이 될 가능성이 더 높았다.[25]분광학적 측정은 공통 방사상 속도를 밝혀냈으며, 따라서 군집들은 그룹으로 묶인 별들로 구성되어 있음을 보여준다.[1]

오픈 군집의 첫 번째 색상 도표는 1911년 Ejnar Hertzsprung에 의해 출판되어 플레이아데스 성단과 히아데스 성단의 줄거리를 제공하였다.그는 그 후 20년 동안 열린 성단에서 이 일을 계속했다.분광 자료에서 그는 열린 성단에 대한 내부 운동의 상한선을 결정할 수 있었고, 이러한 물체의 총 질량이 태양의 수백배를 초과하지 않는다고 추정할 수 있었다.그는 항성 색깔과 그 크기 사이의 관계를 증명했고, 1929년에 하이아데스 성단과 프라에세페 성단이 플레이아데스 성단과 다른 별 개체군을 가지고 있다는 것을 알아챘다.이는 이후 세 군집의 연령 차이로 해석될 것이다.[26]

포메이션

적외선 빛은 오리온 성운의 심장부에 형성되는 밀도 있는 열린 성단을 드러낸다.

열린 성단의 형성은 거대한 분자 구름의 일부가 붕괴되면서 시작되는데, 가스와 먼지의 차가운 밀도가 태양의 수천 배에 이르는 질량을 포함하고 있다.이러한 구름은 cm당3 10~10개의26 중성 수소 분자 밀도를 가지며, cm당3 10개4 이상의 밀도를 가진 지역에서 항성 형성이 일어난다.일반적으로 볼륨별 클라우드의 1-10%만이 후자의 밀도를 상회한다.[27]붕괴하기 전에 이들 구름은 자기장, 난류, 회전을 통해 기계적 평형을 유지한다.[28]

많은 요소들이 거대한 분자 구름의 평형을 교란시켜 붕괴를 촉발하고 열린 군집을 초래할 수 있는 항성 형성의 폭발을 일으킬 수 있다.이것들은 근처의 초신성으로부터 오는 충격파, 다른 구름과의 충돌, 또는 중력 상호작용을 포함한다.외부 트리거가 없어도 클라우드 영역은 붕괴에 불안정해지는 상황에 도달할 수 있다.[28]붕괴하는 구름 영역은 적외선 암흑구름으로 알려진 특히 밀집된 형태를 포함하여 더 작은 덩어리들로 계층적으로 분열될 것이고, 결국 수천 개의 별들이 형성될 것이다.이 별 형성은 무너지는 구름 속에 봉안되기 시작하며, 원성들이 시야를 가릴 수는 있지만 적외선을 관측할 수는 있다.[27]은하계에서 열린 성단의 형성률은 수천 년에 한 번 꼴로 추정된다.[29]

젊고 거대한 별들이 분자구름을 증발시키고 있는 독수리 성운의 지역, 이른바 '창조의 기둥'

새로 형성된 별들 중 가장 뜨겁고 거대한 별들(OB 항성이라고 알려져 있음)이 강렬한 자외선 방사선을 방출하게 되는데, 이는 거대한 분자 구름의 주변 가스를 꾸준히 이온화시켜 H II 영역을 형성하게 된다.거대한 별에서 나오는 별의 바람과 방사선 압력은 가스의 음속과 일치하는 속도로 뜨거운 이온화 가스를 쫓아내기 시작한다.몇 백만 년 후 이 성단은 최초의 노심 붕괴 초신성을 경험하게 될 것이며, 이 초신성은 근처에서 가스를 배출하게 될 것이다.대부분의 경우 이러한 과정들은 천만년 이내에 기체의 군집을 벗겨내고 더 이상의 항성 형성은 일어나지 않을 것이다.그러나 결과적인 원성체의 약 절반은 항성 원반으로 둘러 싸여 남겨질 것이며, 이 원반들 중 많은 원반들이 응축 원반을 형성한다.[27]

구름 중심부에 있는 기체의 30~40%만이 항성을 형성하기 때문에 잔류 기체 배출 과정은 항성 형성 과정에 큰 피해를 준다.따라서 모든 성단은 상당한 영아 체중 감소를 겪는 반면, 대분수는 영아 사망률을 겪는다.이 시점에서, 열린 성단의 형성은 새로 형성된 별들이 서로 중력적으로 결합되어 있는지에 따라 달라질 것이다. 그렇지 않으면 한없는 별들의 연관성이 나타날 것이다.플레이아데스 성단과 같은 성단이 형성되는 경우에도 원래 별의 3분의 1만 보유할 수 있으며, 나머지는 일단 가스가 배출되면 묶이지 않게 된다.[30]그들의 나탈 성단에서 그렇게 방출된 젊은 별들은 은하계 들판 인구의 일부가 된다.

모든 별들이 군집을 이루고 있지 않다면 대부분의 별들은 은하의 기본 구성 요소로 간주되기 때문이다.태어날 때 많은 별 성단을 형성하고 파괴하는 격렬한 기체 폭발 사건은 은하의 형태학적, 동역학적 구조에 그 흔적을 남긴다.[31]대부분의 열린 성단은 최소 100개의 별과 50개 이상의 태양 질량으로 형성된다.가장 큰 성단은 10개4 이상의 태양 질량을 가질 수 있으며, 거대한 성단 웨스터룬드 1은 거의 5 x4 10 태양 질량, R136은 구상 성단의 전형적인 5 x 10으로5 추정된다.[27]열린 군집과 구상 성단이 상당히 구별되는 두 개의 그룹을 형성하지만, 팔로마 12와 같은 매우 희박한 구상 성단과 매우 풍부한 개방 성단 사이에는 본질적인 차이가 크지 않을 수 있다.일부 천문학자들은 이 두 종류의 항성단이 동일한 기본 메커니즘을 통해 형성된다고 믿고 있는데, 그 차이점은 수십만 개의 항성을 포함하는 매우 풍부한 구상성단을 형성할 수 있었던 조건이 더 이상 은하계에 만연하지 않다는 것이다.[32]

둘 이상의 분리된 열린 클러스터가 동일한 분자 구름에서 형성되는 것은 일반적이다.대마젤란 구름에서는 호지 301과 R136 둘 다 타란툴라 성운의 기체로부터 형성되어 있는 반면, 우리 은하계에서는 근처에 있는 두 개의 저명한 열린 성단인 하이아데스 성운과 프래즈페의 공간을 통해 그 움직임을 역추적해 보면 약 6억년 전에 같은 구름에서 형성되었다고 추측된다.[33]때로는 동시에 태어난 두 군집이 이진 군집을 형성하기도 한다.은하수에서 가장 잘 알려진 예는 NGC 869와 NGC 884의 이중 성단(때로는 h와 χ 페르세이, h는 두 성단에 인접한 별과 χ을 가리킴)이지만, 적어도 10개의 이중 성단이 더 존재하는 것으로 알려져 있다.[34]작은 구름과 큰 구름에 더 많은 것이 알려져 있다. 투영 효과로 은하계 내의 관련 없는 성단이 서로 가까이 나타나게 할 수 있기 때문에 우리 은하계보다 외부 시스템에서 발견하기가 더 쉽다.

형태학 및 분류학

NGC 2367은 은하수 여백에 있는 거대하고 고대 구조의 중심에 놓여 있는 유아 별 그룹이다.[35]

열린 성단은 성단이 몇 개뿐인 매우 희박한 성단에서부터 수천 개의 별을 포함하는 큰 응집체까지 다양하다.그것들은 보통 클러스터 구성원의 더 분산된 '코로나'로 둘러싸인 상당히 뚜렷한 밀집된 코어로 구성된다.코로나는 클러스터 중심에서 약 20광년까지 연장되며, 코로나는 일반적으로 약 3~4광년이다.성단의 중심에 있는 전형적인 항성 밀도는 입방광년 당 약 1.5개의 별이다; 태양 근처의 항성 밀도는 입방광년 당 약 0.003개의 별이다.[36]

오픈 클러스터는 종종 1930년 로버트 트럼플러에 의해 개발된 계획에 따라 분류된다.Trumpler 체계는 클러스터에 3부분의 명칭을 부여하는데, I-IV의 로마 숫자(소형에서 큰 범위까지), 멤버의 밝기 범위에 대한 1에서 3까지의 아라비아 숫자(소형에서 큰 범위까지), 그리고 p, m 또는 r로 성단이 빈약한지, 중간인지 또는 항성이 풍부한지 여부를 표시한다.클러스터가 성운 내에 있으면 'n'이 추가된다.[37]

Trumpler 체계에서 플레이아데스인들은 I3rn으로 분류되고, 근처의 히아데스인들은 II3m로 분류된다.

숫자와 분포

NGC 346, 소마젤란 구름의 열린 성단

우리 은하계에는 1,100개 이상의 알려진 열린 성단이 있지만, 실제 총계는 그것보다 10배 더 높을지도 모른다.[38]나선 은하에서, 열린 성단은 가스 밀도가 가장 높고 그래서 대부분의 항성 형성이 일어나는 나선팔에서 주로 발견되며, 성단은 보통 나선팔을 넘어 여행할 시간이 있기 전에 흩어진다.열린 성단은 약 50,000광년의 은하 반경에 비해 우리 은하의 척도 높이가 약 180광년인 은하 면에 강하게 집중되어 있다.[39]

불규칙 은하계에서는 은하계 전체에서 열린 성단이 발견될 수 있지만, 이들의 농도는 가스 밀도가 가장 높은 곳에서 가장 높다.[40]열린 성단은 타원형 은하에서 볼 수 없다: 별의 형성은 수백만년 전에 타원형으로 중단되었고, 그래서 원래 있던 열린 성단은 분산된 지 오래되었다.[41]

우리 은하에서 성단의 분포는 나이에 따라 달라지는데, 나이든 성단은 은하 중심에서 더 먼 거리, 일반적으로 은하면 위나 아래의 상당한 거리에서 우선적으로 발견된다.[42]조석력은 은하 중심부에 더 가까워져 성단의 붕괴 속도를 높이고, 성단의 붕괴를 일으키는 거대한 분자구름도 은하 내부를 향해 집중되기 때문에 은하 내부의 성단은 은하보다 어린 나이에 분산되는 경향이 있다.외지에[43]

항성 구성

오른쪽 하단에 있는 수 백만 년 된 별들의 군집은 큰 마젤란 구름 속의 타란툴라 성운을 비춘다.

열린 성단은 대부분의 별들이 삶의 끝에 도달하기 전에 분산되는 경향이 있기 때문에, 그것들로부터 나오는 빛은 젊고 뜨거운 푸른 별들에 의해 지배되는 경향이 있다.이 별들은 가장 거대하고 수천만 년의 짧은 수명을 가지고 있다.오래된 열린 성단은 노란 별을 더 많이 포함하는 경향이 있다.[citation needed]

2진수계 내의 항성 빈도는 개방성 군집 내에서의 항성 빈도가 개방성 군집 외부와 비교하여 더 높은 빈도는 개방성 군집 내에서 관측되었다.이는 단일 항성이 역동적인 상호작용에 의해 열린 군집으로부터 배출된다는 증거로 보여진다.[44]

일부 열린 성단은 다른 성단보다 훨씬 젊어 보이는 뜨거운 푸른 별을 포함하고 있다.이 푸른 층층들은 구상 성단에서도 관찰되며, 입상의 매우 밀집한 중심부에서 별들이 충돌할 때 생겨나며, 훨씬 더 뜨겁고 더 거대한 별을 형성한다고 한다.그러나, 열린 군집의 항성 밀도는 구상 군집의 항성 밀도보다 훨씬 낮으며, 항성 충돌은 관측된 파란색 군집의 수를 설명할 수 없다.대신에, 그것들의 대부분은 아마도 다른 별들과 역동적인 상호작용이 한 개의 별들로 결합하기 위한 이항 체계를 야기할 때 생겨난다고 생각된다.[45]

일단 핵융합을 통해 수소 공급을 소진하면 중저질량 별들은 외층을 떨어져 행성상 성운을 이루고 백색 왜성으로 진화한다.대부분의 성단은 구성원의 많은 비율이 백색 왜성 단계에 도달하기 전에 분산되지만, 성단의 나이와 항성의 예상되는 초기 질량 분포를 고려할 때, 개방 성단의 백색 왜성들의 수는 여전히 일반적으로 예상했던 것보다 훨씬 적다.백색 왜성의 부족에 대한 한 가지 가능한 설명은 적색 거성이 외부 층을 내뿜어 행성상 성운이 될 때, 물질 손실의 약간의 비대칭이 별을 초속 몇 킬로미터의 '킥'을 줄 수 있다는 것이다.[46]

높은 밀도 때문에, 열린 성단에서 별들 사이의 가까운 만남은 흔하다.[citation needed]0.5파섹 반 질량 반경을 가진 1000개의 별을 가진 일반적인 성단의 경우, 평균적으로 한 별은 천만년마다 다른 멤버와 마주치게 된다.그 비율은 더 밀도가 높은 군집들에서 훨씬 더 높다.이러한 만남은 많은 젊은 별들을 둘러싸고 있는 물질의 확장된 상황별 원반에 상당한 영향을 미칠 수 있다.대형 원반들의 조석 동요는 거대한 행성과 갈색 왜성의 형성을 야기할 수 있으며, 숙주별으로부터 100AU 이상의 거리에서 동반자를 만들어낼 수 있다.[47]

궁극적인 운명

삼각형 은하계의 NGC 604는 H II 지역으로 둘러싸인 매우 거대한 열린 성단이다.

많은 개방성 군집은 계통의 탈출 속도가 성분 항성의 평균 속도보다 낮을 정도로 작은 질량을 가진, 본질적으로 불안정하다.이 군집들은 몇 백만 년 안에 빠르게 흩어질 것이다.많은 경우에, 뜨거운 젊은 별들의 방사선 압력에 의해 형성된 성단이 있는 가스를 벗겨내면 성단 질량이 빠르게 분산될 수 있을 만큼 충분히 감소한다.[48]

일단 주변 성운이 증발하면 중력적으로 결합할 수 있을 만큼 질량이 충분한 성단은 수천만 년 동안 구별될 수 있지만 시간이 흐르면서 내부와 외부의 과정도 그것들을 분산시키는 경향이 있다.내부적으로, 별들 사이의 가까운 만남은 성단의 탈출 속도를 넘어 구성원의 속도를 증가시킬 수 있다.이것은 클러스터 구성원의 점진적인 '진화'를 초래한다.[49]

외부적으로는 약 5억년마다 열린 성단이 분자구름 근처나 통과와 같은 외부 요인에 의해 교란되는 경향이 있다.그러한 만남에 의해 발생하는 중력 조석력은 군집을 교란시키는 경향이 있다.결국 성단은 별의 줄기가 되어 성단이 될 만큼 가까이 있는 것이 아니라 모든 관련성이 있고 비슷한 속도로 비슷한 방향으로 움직인다.클러스터가 교란되는 시간 범위는 초기 항성 밀도에 따라 결정되며, 더 빽빽하게 채워진 클러스터는 더 오래 지속된다.원래 클러스터 구성원의 절반이 소실될 것으로 예상되는 클러스터 절반의 수명은 원래 밀도에 따라 1억 5천만~8억년이다.[49]

어떤 성단이 중력적으로 결합되지 않은 후에도, 그것의 많은 구성 별들은 별의 연관성, 움직이는 성단 또는 움직이는 집단으로 알려진 유사한 궤도를 통해 여전히 우주를 통과하고 있을 것이다.Ursa Major의 'Plough'에서 가장 빛나는 몇몇 스타들은 현재 그러한 협회를 형성하고 있는 열린 성단의 전 멤버들인데, 이 경우 Ursa Major Moving Group이다.[50]결국 그들의 약간 다른 상대적 속도는 그들이 은하계 전체에 흩어져 있는 것을 보게 될 것이다.더 큰 성단은 우리가 다른 방법으로 잘 분리된 별들의 비슷한 속도와 나이를 발견한다면, 개울이라고 알려져 있다.[51][52]

별의 진화 연구

헤르츠스프룽-러셀 두 개의 열린 군집을 위한 도표.NGC 188은 M67에서 볼 수 있는 것보다 주계열에서 낮은 꺼짐을 보여준다.

헤르츠스프룽-러셀 도표가 열린 성단을 위해 그려질 때, 대부분의 별들은 주계열성에 놓여 있다.[53]가장 거대한 별들은 주계열성으로부터 벗어나 진화하기 시작했고 적색 거성이 되고 있다; 주계열성으로부터의 점멸의 위치는 성단의 나이를 추정하는 데 사용될 수 있다.[54]

열린 성단의 별들은 모두 지구와 거의 같은 거리에 있고, 같은 원재료에서 거의 동시에 태어났기 때문에 성단 구성원들 사이의 명백한 밝기의 차이는 단지 질량 때문이다.[53]이것은 항성 진화의 연구에 개방형 군집을 매우 유용하게 만든다. 왜냐하면 한 항성과 다른 항성을 비교할 때, 많은 변수 매개변수가 고정되기 때문이다.[54]

열린 성단 별에서 리튬과 베릴륨의 풍부함에 대한 연구는 별의 진화와 그 내부 구조에 대한 중요한 단서를 줄 수 있다.수소핵은 온도가 약 1000만K에 이를 때까지 융합해 헬륨을 형성할 수 없는 반면 리튬과 베릴륨은 각각 250만K와 350만K의 온도에서 파괴된다.이것은 그들의 거주지가 별의 실내에서 얼마나 많은 혼합이 일어나느냐에 따라 크게 좌우된다는 것을 의미한다.열린 성단 별에서 그들의 유산을 연구함으로써, 나이와 화학적 구성과 같은 변수들을 고정시킨다.[55]

연구는 이러한 빛 원소의 풍부함이 별의 진화 모델들이 예측하는 것보다 훨씬 낮다는 것을 보여주었다.이러한 과소비의 이유는 아직 완전히 파악되지 않았지만, 한 가지 가능성은 항성 내부 대류가 방사선이 일반적으로 에너지 전달의 지배적 모드인 지역으로 '오버슈팅'할 수 있다는 것이다.[55]

천문 거리 척도

'야생오리 클러스터'로도 알려진 M11은 은하수 중앙을 향해 위치한 매우 풍부한 성단이다.

천문학적인 물체까지의 거리를 결정하는 것은 그것들을 이해하는 데 결정적이지만, 대부분의 물체들은 너무 멀리 떨어져 있어서 그 거리를 직접적으로 결정할 수 없다.천문 거리 척도의 보정은 거리를 직접 측정할 수 있는 가장 가까운 물체와 점점 더 먼 물체에 관련된 일련의 간접적이고 때로는 불확실한 측정에 의존한다.[56]열린 군집은 이 순서에서 중요한 단계다.

가장 가까운 개방 군집은 두 가지 방법 중 하나로 직접 거리를 측정할 수 있다.첫째로, 다른 개별 항성처럼 밀접하게 열린 성단에서 항성의 시차(지구가 태양 주위를 도는 궤도의 한 쪽에서 다른 쪽으로 이동함에 따라 1년 동안 나타나는 겉보기 위치의 작은 변화)를 측정할 수 있다.플레이아데스, 히아데스, 그리고 약 500광년 이내의 몇 개의 다른 성단은 이 방법이 실행될 수 있을 만큼 충분히 가깝고, 히파르코스 위치 측정 위성의 결과는 여러 성단에 대해 정확한 거리를 산출했다.[57][58]

또 다른 직접적 방법은 이른바 이동 클러스터 방식이다.이것은 성단의 별들이 공간을 통해 공통된 움직임을 공유한다는 사실에 의존한다.군집 부재의 적절한 움직임을 측정하고 하늘을 가로지르는 그들의 겉보기 동작을 계획하는 것은 그들이 사라지는 지점에 수렴한다는 것을 드러낼 것이다.클러스터 부재의 방사상 속도는 스펙트럼의 도플러 시프트 측정으로 결정할 수 있으며, 일단 클러스터에서 소멸 지점까지의 방사상 속도, 적절한 움직임 및 각도 거리가 알려지면 간단한 삼각측정이 클러스터까지의 거리를 나타낸다.히아데스 산맥은 46.3파섹까지의 거리를 보여주는 이 방법의 가장 잘 알려진 응용이다.[59]

일단 근처 군집까지의 거리가 설정되면, 추가 기법은 거리 척도를 더 먼 군집으로 확장할 수 있다.알려진 거리에 있는 클러스터의 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에 있는 주요 시퀀스와 더 먼 클러스터까지의 거리를 일치시킴으로써 더 먼 클러스터까지의 거리를 추정할 수 있다.가장 가까운 열린 성단은 히아데스 성단이다: 대부분의 쟁기별들로 구성된 별의 연관성은 히아데스 성단의 절반 정도의 거리에 있지만, 별들이 서로 중력적으로 결합되어 있지 않기 때문에 열린 성단보다는 별의 연관성이다.우리 은하계에서 가장 멀리 알려진 열린 성단은 버클리 29로 약 15,000파섹의 거리에 있다.[60]열린 성단, 특히 슈퍼스타 성단은 또한 NGC 346 및 SSC R136 및 NGC 1569 A와 B와 같은 로컬 그룹 및 인근 은하계에서 쉽게 감지된다.

개방성 군집 거리에 대한 정확한 지식은 세페이드 별과 같은 가변성 별들이 보여주는 주기적-진도 관계를 교정하기 위해 필수적이며, 이를 표준 초로 사용할 수 있다.이 발광 별들은 먼 거리에서 감지될 수 있으며, 그 다음, 거리 눈금을 Local Group의 인근 은하까지 확장하는데 사용된다.[61]실제로 NGC 7790으로 지정된 오픈 클러스터에는 세 개의 클래식한 세피드가 있다.[62][63]RR Lyrae 변수는 너무 오래되어 열린 군집과 연관될 수 없으며, 대신 구상 군집에서 찾을 수 있다.

행성

열린 성단의 별들은 열린 성단 밖의 별들처럼 외부 행성을 호스트할 수 있다.예를 들어, 열린 클러스터 NGC 6811은 두 개의 알려진 행성계인 케플러-66과 케플러-67을 포함한다.게다가 벌집 성단에는 몇 개의 뜨거운 주피터가 존재하는 것으로 알려져 있다.[64]

참고 항목

참조

  1. ^ a b c Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (August 27, 2007). "Open Star Clusters". SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. Archived from the original on December 22, 2008. Retrieved 2009-01-02.
  2. ^ Karttunen, Hannu; et al. (2003). Fundamental astronomy. Physics and Astronomy Online Library (4th ed.). Springer. p. 321. ISBN 3-540-00179-4.
  3. ^ Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clusters. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. Bibcode:1979stcl.book.....P. ISBN 0-674-83440-2.
  4. ^ 이것의 좋은 예는 로제트 성운에 있는 NGC 2244이다.참고 항목
  5. ^ Neata, Emil. "Open Star Clusters: Information and Observations". Night Sky Info. Retrieved 2009-01-02.
  6. ^ "VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust". ESO Science Release. Retrieved 3 August 2011.
  7. ^ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011), Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2nd ed.), Cambridge University Press, p. 339, ISBN 978-0-521-89935-2
  8. ^ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Practical astronomy handbook (2nd ed.). Cambridge University Press. pp. 6–7. ISBN 0-521-37079-5.
  9. ^ a b c Kaler, James B. (2006). Cambridge Encyclopedia of Stars. Cambridge University Press. p. 167. ISBN 0-521-81803-6.
  10. ^ "A Star Cluster in the Wake of Carina". ESO Press Release. Retrieved 27 May 2014.
  11. ^ Maran, Stephen P.; Marschall, Laurence A. (2009), Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos, BenBella Books, p. 128, ISBN 978-1-933771-59-5
  12. ^ D'Onofrio, Mauro; Burigana, Carlo (17 July 2009). "Introduction". In Mauro D'Onofrio; Carlo Burigana (eds.). Questions of Modern Cosmology: Galileo's Legacy. Springer, 2009. p. 1. ISBN 978-3-642-00791-0.
  13. ^ Fodera-Serio, G.; Indorato, L.; Nastasi, P. (February 1985), "Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology", Journal for the History of Astronomy, 16 (1): 1, Bibcode:1985JHA....16....1F, doi:10.1177/002182868501600101
  14. ^ Jones, K. G. (August 1986). "Some Notes on Hodierna's Nebulae". Journal for the History of Astronomy. 17 (50): 187–188. Bibcode:1986JHA....17..187J. doi:10.1177/002182868601700303. S2CID 117590918.
  15. ^ Chapman, A. (December 1989), "William Herschel and the Measurement of Space", Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 30 (4): 399–418, Bibcode:1989QJRAS..30..399C
  16. ^ Michell, J. (1767). "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. 57: 234–264. Bibcode:1767RSPT...57..234M. doi:10.1098/rstl.1767.0028.
  17. ^ Hoskin, M. (1979). "Herschel, William's Early Investigations of Nebulae - a Reassessment". Journal for the History of Astronomy. 10: 165–176. Bibcode:1979JHA....10..165H. doi:10.1177/002182867901000302.
  18. ^ Hoskin, M. (February 1987). "Herschel's Cosmology". Journal for the History of Astronomy. 18 (1): 1–34, 20. Bibcode:1987JHA....18....1H. doi:10.1177/002182868701800101. S2CID 125888787.
  19. ^ Bok, Bart J.; Bok, Priscilla F. (1981). The Milky Way. Harvard books on astronomy (5th ed.). Harvard University Press. p. 136. ISBN 0-674-57503-2.
  20. ^ Binney, James; Merrifield, Michael (1998), Galactic astronomy, Princeton series in astrophysics, Princeton University Press, p. 377, ISBN 0-691-02565-7
  21. ^ Basu, Baidyanath (2003). An Introduction to Astrophysics. PHI Learning Pvt. Ltd. p. 218. ISBN 81-203-1121-3.
  22. ^ Trumpler, R. J. (December 1925). "Spectral Types in Open Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 37 (220): 307. Bibcode:1925PASP...37..307T. doi:10.1086/123509.
  23. ^ Barnard, E. E. (1931), "Micrometric measures of star clusters", Publications of the Yerkes Observatory, 6: 1–106, Bibcode:1931PYerO...6....1B
  24. ^ van Maanen, Adriaan (1919), "No. 167. Investigations on proper motion. Furst paper: The motions of 85 stars in the neighborhood of Atlas and Pleione", Contributions from the Mount Wilson Observatory, Carnegie Institution of Washington, 167: 1–15, Bibcode:1919CMWCI.167....1V
  25. ^ van Maanen, Adriaan (July 1945), "Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster", Astrophysical Journal, 102: 26–31, Bibcode:1945ApJ...102...26V, doi:10.1086/144736
  26. ^ Strand, K. Aa. (December 1977), "Hertzsprung's Contributions to the HR Diagram", in Philip, A. G. Davis; DeVorkin, David H. (eds.), The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, held November 2, 1977, vol. 80, National Academy of Sciences, Washington, DC, pp. 55–59, Bibcode:1977IAUS...80S..55S
  27. ^ a b c d Lada, C. J. (January 2010), "The physics and modes of star cluster formation: observations", Philosophical Transactions of the Royal Society A, 368 (1913): 713–731, arXiv:0911.0779, Bibcode:2010RSPTA.368..713L, doi:10.1098/rsta.2009.0264, PMID 20083503, S2CID 20180097
  28. ^ a b Shu, Frank H.; Adams, Fred C.; Lizano, Susana (1987), "Star formation in molecular clouds - Observation and theory", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25: 23–81, Bibcode:1987ARA&A..25...23S, doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000323
  29. ^ Battinelli, P.; Capuzzo-Dolcetta, R. (1991). "Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 249: 76–83. Bibcode:1991MNRAS.249...76B. doi:10.1093/mnras/249.1.76.
  30. ^ Kroupa, Pavel; Aarseth, Sverre; Hurley, Jarrod (March 2001), "The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 321 (4): 699–712, arXiv:astro-ph/0009470, Bibcode:2001MNRAS.321..699K, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04050.x, S2CID 11660522
  31. ^ Kroupa, P. (October 4–7, 2004). "The Fundamental Building Blocks of Galaxies". In C. Turon; K.S. O'Flaherty; M.A.C. Perryman (eds.). Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576). Observatoire de Paris-Meudon (published 2005). p. 629. arXiv:astro-ph/0412069. Bibcode:2005ESASP.576..629K.
  32. ^ Elmegreen, Bruce G.; Efremov, Yuri N. (1997). "A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas". The Astrophysical Journal. 480 (1): 235–245. Bibcode:1997ApJ...480..235E. doi:10.1086/303966.
  33. ^ Eggen, O. J. (1960). "Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 120 (6): 540–562. Bibcode:1960MNRAS.120..540E. doi:10.1093/mnras/120.6.540.
  34. ^ Subramaniam, A.; Gorti, U.; Sagar, R.; Bhatt, H. C. (1995). "Probable binary open star clusters in the Galaxy". Astronomy and Astrophysics. 302: 86–89. Bibcode:1995A&A...302...86S.
  35. ^ "Buried in the Heart of a Giant". Retrieved 1 July 2015.
  36. ^ Nilakshi, S.R.; Pandey, A.K.; Mohan, V. (2002). "A study of spatial structure of galactic open star clusters". Astronomy and Astrophysics. 383 (1): 153–162. Bibcode:2002A&A...383..153N. doi:10.1051/0004-6361:20011719.
  37. ^ Trumpler, R.J. (1930). "Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters". Lick Observatory Bulletin. Berkeley: University of California Press. 14 (420): 154–188. Bibcode:1930LicOB..14..154T. doi:10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T.
  38. ^ 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 (3): 871–873. arXiv:astro-ph/0203351. Bibcode:2002A&A...389..871D. doi:10.1051/0004-6361:20020668. S2CID 18502004.
  39. ^ Janes, K.A.; Phelps, R.L. (1980). "The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk". The Astronomical Journal. 108: 1773–1785. Bibcode:1994AJ....108.1773J. doi:10.1086/117192.
  40. ^ Hunter, D. (1997). "Star Formation in Irregular Galaxies: A Review of Several Key Questions". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 937–950. Bibcode:1997PASP..109..937H. doi:10.1086/133965.
  41. ^ Binney, J.; Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. OCLC 39108765.
  42. ^ Friel, Eileen D. (1995). "The Old Open Clusters Of The Milky Way". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 381–414. Bibcode:1995ARA&A..33..381F. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121.
  43. ^ van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). "Galactic distribution of the oldest open clusters". Astronomy & Astrophysics. 88: 360. Bibcode:1980A&A....88..360V.
  44. ^ Torres, Guillermo; Latham, David W.; Quinn, Samuel N. (2021). "Long-term Spectroscopic Survey of the Pleiades Cluster: The Binary Population". The Astrophysical Journal. 921 (2): 117. arXiv:2107.10259. Bibcode:2021ApJ...921..117T. doi:10.3847/1538-4357/ac1585. S2CID 236171384.
  45. ^ Andronov, N.; Pinsonneault, M.; Terndrup, D. (2003). "Formation of Blue Stragglers in Open Clusters". Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 1343. Bibcode:2003AAS...203.8504A.
  46. ^ Fellhauer, M.; Lin, D.N.C.; Bolte, M.; Aarseth, S.J.; Williams K.A. (2003). "The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes". The Astrophysical Journal. 595 (1): L53–L56. arXiv:astro-ph/0308261. Bibcode:2003ApJ...595L..53F. doi:10.1086/379005. S2CID 15439614.
  47. ^ Thies, Ingo; Kroupa, Pavel; Goodwin, Simon P.; Stamatellos, Dimitrios; Whitworth, Anthony P. (July 2010), "Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks", The Astrophysical Journal, 717 (1): 577–585, arXiv:1005.3017, Bibcode:2010ApJ...717..577T, doi:10.1088/0004-637X/717/1/577, S2CID 3438729
  48. ^ Hills, J. G. (February 1, 1980). "The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations". Astrophysical Journal. 235 (1): 986–991. Bibcode:1980ApJ...235..986H. doi:10.1086/157703.
  49. ^ a b de La Fuente, M.R. (1998). "Dynamical Evolution of Open Star Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110 (751): 1117. Bibcode:1998PASP..110.1117D. doi:10.1086/316220.
  50. ^ Soderblom, David R.; Mayor, Michel (1993). "Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group". Astronomical Journal. 105 (1): 226–249. Bibcode:1993AJ....105..226S. doi:10.1086/116422. ISSN 0004-6256.
  51. ^ Majewski, S. R.; Hawley, S. L.; Munn, J. A. (1996). "Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo". ASP Conference Series. 92: 119. Bibcode:1996ASPC...92..119M.
  52. ^ Sick, Jonathan; de Jong, R. S. (2006). "A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies". Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 1191. Bibcode:2006AAS...20921105S.
  53. ^ a b "Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare" (in Italian). O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Retrieved 2009-01-06.
  54. ^ a b Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2017). An Introduction to Modern Astrophysics (2nd ed.). Cambridge University Press. pp. 476–477. ISBN 978-1-108-42216-1.
  55. ^ a b VandenBerg, D.A.; Stetson, P.B. (2004). "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. 116 (825): 997–1011. Bibcode:2004PASP..116..997V. doi:10.1086/426340.
  56. ^ Keel, Bill. "The Extragalactic Distance Scale". Department of Physics and Astronomy - University of Alabama. Retrieved 2009-01-09.
  57. ^ Brown, A.G.A. (2001). "Open clusters and OB associations: a review". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 11: 89–96. Bibcode:2001RMxAC..11...89B.
  58. ^ Percival, S. M.; Salaris, M.; Kilkenny, D. (2003). "The open cluster distance scale - A new empirical approach". Astronomy & Astrophysics. 400 (2): 541–552. arXiv:astro-ph/0301219. Bibcode:2003A&A...400..541P. doi:10.1051/0004-6361:20030092. S2CID 10544370.
  59. ^ Hanson, R.B. (1975). "A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster". Astronomical Journal. 80: 379–401. Bibcode:1975AJ.....80..379H. doi:10.1086/111753.
  60. ^ Bragaglia, A.; Held, E.V.; Tosi M. (2005). "Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29". Astronomy and Astrophysics. 429 (3): 881–886. arXiv:astro-ph/0409046. Bibcode:2005A&A...429..881B. doi:10.1051/0004-6361:20041049. S2CID 16669438.
  61. ^ Rowan-Robinson, Michael (March 1988). "The extragalactic distance scale". Space Science Reviews. 48 (1–2): 1–71. Bibcode:1988SSRv...48....1R. doi:10.1007/BF00183129. ISSN 0038-6308. S2CID 121736592.
  62. ^ 샌다지, 앨런(1958)은하 군집의 세페이드. NGC 7790, AJ, 128의 I. CF 카스
  63. ^ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013).우주 거리 척도의 앵커: 세페이드 U 사지타리, CF 카시오페이아, CEab Cassiopeiae, A&A, 260
  64. ^ Quinn, Samuel N.; White, Russel J.; Latham, David W.; Buchhave, Lars A.; Cantrell, Justin R.; Dahm, Scott E.; Fűrész, Gabor; Szentgyorgyi, Andrew H.; Geary, John C.; Torres, Guillermo; Bieryla, Allyson; Berlind, Perry; Calkins, Michael C.; Esquerdo, Gilbert A.; Stefanik, Robert P. (2012-08-22). "Two 'b's in the Beehive: The Discovery of the First Hot Jupiters in an Open Cluster". The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 756 (2): L33. arXiv:1207.0818. Bibcode:2012ApJ...756L..33Q. doi:10.1088/2041-8205/756/2/L33. S2CID 118825401.

추가 읽기

  • Kaufmann, W. J. (1994). Universe. W H Freeman. ISBN 0-7167-2379-4.
  • Smith, E.V.P.; Jacobs, K.C.; Zeilik, M.; Gregory, S.A. (1997). Introductory Astronomy and Astrophysics. Thomson Learning. ISBN 0-03-006228-4.

외부 링크

이 기사 듣기(27분)
Spoken Wikipedia icon
이 오디오 파일은 2006년 7월 16일(2006-07-16)의 본 기사의 개정으로 만들어졌으며, 이후 편집된 내용을 반영하지 않는다.
(오디오 도움말 · 더 많은 구어 기사)