Üldine astronoomia. Täheparved ja ühendused
Kaasaegsete andmete kohaselt on vähemalt 70% Galaktika tähtedest osa kahend- ja mitmiksüsteemidest ning üksikud tähed (näiteks meie Päike) on pigem erand reeglist. Kuid sageli kogunevad tähed arvukamatesse "kollektiividesse" - täheparvedesse. Täheparv on tähtede rühm, mis paiknevad kosmoses üksteise lähedal ja mida ühendab ühine päritolu ja vastastikune gravitatsioon. Kõik parve kuuluvad tähed on meist samal kaugusel (kuni parve suuruseni) ning neil on ligikaudu sama vanus ja keemiline koostis, kuid samal ajal on nad evolutsiooni erinevates etappides (määratud algmassi järgi). iga tähe kohta), mis muudab need mugavaks objektiks tähtede päritolu ja evolutsiooni teooriate testimiseks. Täheparvesid on kahte tüüpi: kerakujulised ja avatud. Esialgu võeti see jaotus vastu vastavalt välimus, kuid edasi uurides sai selgeks, et kerakujulised ja avatud klastrid erinevad sõna otseses mõttes kõiges – vanuses, tähtede koostises, liikumise olemuses jne.
Kerakujulised täheparved sisaldab kümneid tuhandeid kuni miljoneid tähti. Seda tüüpi klastrile on iseloomulik korrapärane sfääriline või veidi lapik kuju (mis on ilmselt märk klastri aksiaalsest pöörlemisest). Kuid tuntud on ka tähevaesed parved, mis on välimuselt eristamatud lahtistest (näiteks NGC 5053) ja klassifitseeritakse kerasteks. iseloomulikud tunnused spektri-heleduse diagrammid. Kerasparvedest kaks heledaimat on tähistatud Omega Centauri (NGC 5139) ja 47 Tucanae (NGC 104) kui tavalised tähed, sest tänu oma märkimisväärsele näilisele heledusele (vastavalt +3, m 6 ja +4, m 1) nad on palja silmaga selgelt nähtavad, kuid ainult sisse lõunapoolsed riigid. Ja põhjapoolkera keskmistel laiuskraadidel on Amburi (M22) ja Heraklese (M13) tähtkujudes vaid kaks palja silmaga ligipääsetavad, ehkki raskesti (isegi tumeda, valgustamata taeva puhul).
Omega Centauri on absoluutsuuruses üks eredamaid, selle jaoks on see -10. m 2, samas kui ühel nõrgemal (NGC 6366) on vaid -5. m. Kerasparvede lineaarsed läbimõõdud jäävad üldiselt vahemikku 15–200 pc, samas kui tähtede kontsentratsioon nende keskpiirkondades ulatub tuhandetesse ja kümnetesse tuhandetesse 1 tk 3 kohta (Päikese läheduses vaid 0,13 tähte 1 tk 3 kohta). Nähtavad nurkmõõtmed sõltuvad nii joondiameetrist kui ka kaugusest klastrisse ning erinevad seetõttu tugevamalt. Suurim on jällegi Omega Centauri (54" – rohkem kui poolteist korda suurem kui Kuu näiv diameeter!) ja põhjapoolkera keskmistel laiuskraadidel nähtavatest - M4 Scorpius (34" ja pealegi on see on üks lähimaid, kuni selleni on 2 kpc) ja juba mainitud M22 Amburis (32"). Väiksematel on nähtav nurga suurus on umbes 1".
Praegu on Galaktikas teada umbes 150 kerasparve, kuid on ilmne, et see on vaid väike osa neist, mis tegelikult eksisteerivad (nende koguarvuks hinnatakse umbes 400-600). Nende jaotus taevasfääris on ebaühtlane – nad on tugevalt koondunud galaktika keskme poole, moodustades selle ümber laiendatud halo. Umbes pooled neist asuvad mitte kaugemal kui 30 kraadi Galaktika nähtavast keskpunktist (Amburis), s.o. piirkonnas, mille pindala on vaid 6% kogu taevasfääri pindalast. Selline jaotus tuleneb kerasparvede ümber galaktika keskpunkti pöörlemise iseärasustest, mis on iseloomulikud sfäärilise alamsüsteemi objektidele - väga piklikel orbiitidel. Kord perioodi jooksul (10 8–10 9 aastat) läbib kerasparv Galaktika ja selle ketta tihedaid keskpiirkondi, mis aitab kaasa tähtedevahelise gaasi "väljapühkimisele" parvest (vaatlused kinnitavad, et seda on väga vähe gaas nendes klastrites). Mõned kerasparved asuvad galaktika keskpunktist nii kaugel (NGC 2419 – 100 kpc), et neid võib klassifitseerida galaktikatevaheliseks.
Kerasparvede spektri-heleduse diagrammil on iseloomulik kuju, kuna põhijada harul puuduvad massiivsed tähed. See viitab kerasparvede märkimisväärsele vanusele (10-12 miljardit aastat, s.t. need tekkisid samaaegselt Galaktika enda tekkega) – selle aja jooksul ammenduvad vesiniku varud tähtedes, mille mass on Päikesel lähedal ning nad lahkuvad põhijadast (ja mida suurem on tähe algmass, seda kiiremini), moodustades alamhiiglaste ja hiiglaste haru. Seetõttu kerasparvedes kõige rohkem heledad tähed on punased hiiglased. Lisaks täheldatakse neis muutuvaid tähti (eriti sageli RR Lyrae tüüpi), aga ka massiivsete tähtede evolutsiooni lõppsaadusi (kaasa arvatud lähedastes kaksiksüsteemides tavaline täht valged kääbused, neutrontähed ja mustad augud), mis avalduvad röntgenikiirguse allikatena erinevad tüübid. Kuid üldiselt on kaksiktähed kerasparvedes haruldased. Tuleb märkida, et teistes galaktikates (näiteks Magellani pilvedes) on leitud välimuselt tüüpilisi kerasparvesid, mille tähekoostis on väike ja seetõttu peetakse selliseid objekte noorteks kerasparvedeks. Kerasparvede teine tunnus on raskete (heeliumist raskemate) elementide sisalduse vähenemine neid moodustavate tähtede atmosfääris. Võrreldes nende sisaldusega Päikeses, on kerasparvede tähed nendes elementides 5–10 korda kahanenud ja mõnes klastris kuni 200 korda. See omadus on iseloomulik Galaktika sfäärilises komponendis olevatele objektidele ja on seotud ka parvede suure vanusega – nende tähed tekkisid ürggaasist, Päike aga palju hiljem ja sisaldab raskeid elemente, mille on moodustanud varem arenenud tähed.
Avatud täheparved sisaldavad suhteliselt vähe tähti - mitmekümnest kuni mitme tuhandeni ja reeglina pole siin mingist korrapärasest kujust juttugi. Tuntuim avatud parv on Plejaadid, mis on nähtavad Sõnni tähtkujus. Samas tähtkujus on veel üks parv – Hyades – heledate Aldebarani ümber olevate nõrkade tähtede rühm.
Avatud täheparvesid on teada umbes 1200, kuid arvatakse, et Galaktikas on neid palju rohkem (umbes 20 tuhat). Samuti on nad jaotunud ebaühtlaselt üle taevasfääri, kuid erinevalt kerasparvedest on nad tugevalt koondunud Galaktika tasapinna poole, mistõttu on peaaegu kõik seda tüüpi parved Linnutee lähedal nähtavad ja ei ole tavaliselt kaugemal kui 2 kpc. päike. See asjaolu seletab, miks vaadeldakse nii väikest osa klastrite koguarvust – paljud neist on liiga kaugel ja on Linnutee suure tähtede tiheduse taustal kadunud või peituvad valgust neelavad gaasi- ja tolmupilved. , samuti koondunud galaktilisele tasandile. Nagu ka teised galaktilise ketta objektid, tiirlevad avatud klastrid ümber galaktika keskpunkti peaaegu ringikujulistel orbiitidel. Avatud parvede läbimõõt on vahemikus 1,5 kuni 15-20 tk ja tähtede kontsentratsioon on vahemikus 1 kuni 80 1 tk 3 kohta. Kobarad koosnevad reeglina suhteliselt tihedast tuumast ja hõredamast võrast. Avatud klastrite hulgas on tuntud kahekordsed (näiteks Chi ja Al Perseus) ja mitmekordsed, s.o. rühmad, mida iseloomustab nende ruumiline lähedus ja sarnased õiged liikumised ja radiaalsed kiirused.
Peamine erinevus avatud klastrite ja kerasparvede vahel on spektri-heleduse diagrammide suur mitmekesisus esimestes, mis on tingitud nende vanuse erinevustest. Noorimad klastrid on umbes 1 miljon aastat vanad, vanimad 5-10 miljardit aastat vanad Seetõttu on avatud parvede tähekoostis mitmekesine – need sisaldavad siniseid ja punaseid superhiiglasi, hiiglasi, muutujaid. erinevat tüüpi- põletamine, tsefeidid jne. Keemiline koostis avatud parvedesse kuuluvad tähed on üsna homogeensed ning raskete elementide sisaldus on keskmiselt ligilähedane galaktilise ketta objektidele omasele päikese omale.
Avatud parvede teine omadus on see, et need on sageli nähtavad koos gaasi-tolmu udukoguga – jäänukiga pilvest, millest kunagi tekkisid selle parve tähed. Tähed võivad "oma" udukogu soojendada või valgustada, muutes selle nähtavaks. Tuntud Plejaadid (vt fotot) on samuti sukeldatud sinisesse külma udukogusse. Galaktikas saavad avatud parved eksisteerida ainult seal, kus on palju gaasipilvi. Spiraalgalaktikates, nagu meie oma, leidub selliseid kohti galaktika lamedas komponendis ohtralt ja noored klastrid on head spiraalstruktuuri näitajad, kuna nende tekkimisest möödunud aja jooksul pole neil aega liikuda. eemal spiraalharudest, milles see moodustumine toimub.
Avatud klastri eritüüp on liikuvad klastrid, mille puhul on võimalik täpselt mõõta selles sisalduvate tähtede õigeid liikumisi. Sellised klastrid on näiteks hüaadid, plejad, sõim ja mõned teised. Nende liikumiste suundade jätkumine (kas tagasi või edasi) ristub punktis, mida nimetatakse kiirguseks - see on paralleelsete joonte lähenemine perspektiivi tõttu. Selliste parvede uurimine on ülioluline, kuna teadmised tähtede õigest liikumisest, nende radiaalkiirustest ja nurkkaugustest kiirgusega võimaldavad arvutada nende tähtede ruumilise kogukiiruse ja seega ka täpse kauguse tähtedest. neid (täpsemalt kui trigonomeetrilise parallaksi meetodil). Ja kauguse teadmine võimaldab vähemalt ühel klastril spektri-heleduse diagrammi “kalibreerida”, s.t. siduda see absoluutsete tähesuurustega. Selline viide on väga oluline kauguste määramisel teiste klastriteni otse vaatlustest saadud "spekter-nähtava valguse" diagrammidel, kuna sellise diagrammi põhijärjestuse kombineerimine "kalibreeritud" annab kohe erinevuse nähtava ja absoluutse suuruse vahel. , olenevalt ainult kaugusest. Hyades on kõige mugavam kasutada "referentsi" klastrina, kuna see on kõige lähemal (40 tk) ja võib liialdamata öelda, et kuni viimase ajani (enne HIPPARCOS-i missiooni käivitamist) oli kogu tähtedevaheliste kauguste skaala. hooldati Hyadedel.
Staaride ühendused- haruldased täherühmad, mille vanus ei ületa mitukümmend miljonit aastat (nendest noorim ei ole vanem kui miljon aastat). Tavaliselt on täheühenduse suurus 50–100 tk ja see sisaldab mõnest kuni mitmesajani tähte, erineb seega noortest täheparvedest. suur suurus ja tähtede madalam tihedus. Tähtede tõmme assotsiatsioonides on tavaliselt liiga nõrk, et neid koos hoida ja seetõttu ei kesta assotsiatsioonid kaua (kosmiliste standardite järgi) – kõigest 10-20 miljoni aastaga paisuvad nad nii palju, et nende tähed ei eristu enam teiste tähtede seast. Väga erineva vanusega täheparvede ja koosluste olemasolu Galaktikas viitab vaieldamatult sellele, et tähed ei moodustu üksi, vaid rühmadena ning tähtede tekkeprotsess ise jätkub ka praegu. Täheühenduse näide on noorte siniste tähtede rühm Orioni tähtkujus, mille tuumaks on "Orioni trapets".
Mitte ainult parvedesse kuuluvad tähed, vaid ka parved ise ei ole igavesed. Tähtede vahelised kaugused avatud parvedes on suhteliselt suured, mis tähendab, et jõud gravitatsiooniline interaktsioon. Miljonite aastate jooksul lagunevad galaktikate loodete mõjul parved järk-järgult – neisse kuuluvad tähed eemalduvad üksteisest järjest kaugemale ja kaotavad järk-järgult oma gravitatsioonisidemed. Mõnikord võib üldise liikumise ja täherühma kauguse järgi aimata selles endist avatud parve. Selliseid rühmi nimetatakse tähevood. Vähesed teavad, et Ursa Major Dipperi 5 tähte kuuluvad ühte nendest rühmadest (vt fotot vasakul), mis asuvad Päikesele eriti lähedal (umbes 28 tk) ja hõivavad seetõttu taeva. suur ala. See voog koosneb umbes 100 tähest, mille hulgas on Gemma (põhjakrooni alfa) ja isegi Siirius!
Täheparvede teemas oleks kasulik lõpuks mainida tärnid- iseloomulikud konfiguratsioonid (sageli - õige vorm või mis meenutab mõne objekti piirjooni), mille moodustavad juhuslikud tähed, mis pole omavahel kuidagi seotud. Asterismidena peetakse ka suuri moodustisi, näiteks tähtkuju kujundeid (näiteks Orioni figuuri põhitähti nimetatakse “liblika” asterismiks) ja isegi mitut tähtkuju korraga (näiteks Vega, Deneb ja Altair moodustavad kaevu. tuntud "kevad-suve kolmnurk") ja väga väike, nähtav läbi binokli või teleskoobi (näiteks Lisichka "Riide" asterism). Asterismid ei paku teaduslikku huvi, kuid esteetilisest vaatenurgast võivad need olla üsna suurejoonelised.
Uurige täheparved Universum: kirjeldus, klassifikatsioon, hajutatud ja sfäärilised tüübid koos fotode ja videotega, klastrite loend, vanus, Messieri kataloog, hävitamine.
– tähtede rühm, millel on teatud aja jooksul ühine päritolu ja gravitatsiooniline seos. See kasulik tööriist astronoomidele, kuna need aitavad uurida ja modelleerida tähtede evolutsiooni. Täheparvesid on kahte peamist tüüpi: avatud parved (avatud) ja kerasparved. Lisateavet galaktika täheparvede kohta leiate huvitavast videost.
Astronoom Aleksei Rastorguev gravitatsiooni rollist universumis, avatud ja kerasparvedest ning galaktikate ajaloo uurimisest:
Seda nimetatakse seetõttu, et üksikuid tähti saab hõlpsasti lahendada. Näiteks Plejaadid ja hüaadid on nii lähedal, et üksikuid tähti on palja silmaga probleemideta näha. Neid nimetatakse mõnikord galaktikaparvedeks, kuna need asuvad tolmustes spiraalharudes. Avatud parve tähtedel on ühine päritolu (need moodustusid samast algsest molekulaarpilvest). Tavaliselt sisaldab klaster mitusada tähte (võib ulatuda mitme tuhandeni).
Tähed on seotud gravitatsiooniga, kuid see on üsna nõrk. Parv pöörleb ümber galaktika ja viimases etapis hajub gravitatsioonilise kontakti tõttu tugevamate objektidega. Arvatakse, et Päike ilmus avatud kobaras, mida seal enam pole. Seetõttu on need alati noored objektid. Udu on Plejaadidel endiselt nähtav, mis viitab hiljutisele tekkele.
Avatud klastrid on täidetud I populatsiooniga tähtedega – noored ja koos kõrge tase metallilisus. Laius on vahemikus 2 kuni 20 parseki.
Kerakujulised klastrid galaktikad sisaldavad sfäärilises gravitatsioonisüsteemis paari tuhande kuni miljoni tähte. Need on halos ja esindavad kõige iidsemaid tähti – II populatsiooni (arenenud, kuid madala metallilisusega). Parved on nii vanad, et iga täht (üle G või F klassi) on juba põhijada ületanud. Kerasparves on vähe tolmu ja gaasi, sest uusi tähti sinna ei teki. Tihedus sisepiirkondades on palju suurem kui Päikese lähedal asuvates piirkondades.
Kerasparvedes on tähtedel ka ühine päritolu. Kuid see tüüp hoiab objekte raskusjõu toimel kindlalt kinni (tähed ei haju). Linnuteel on ligikaudu 200 kerasparve. Nende hulgas võib meenutada 47 Tucanat, M4 ja Omega Centauri. Kuigi viimase kohta on vihjeid, et tegemist võiks olla sfäärilise kääbusgalaktikaga.
Kerakujulised klastrid
Astronoom Vladimir Surdin täheparvede tüüpidest, galaktilisest tuumast ja elust kerasparvede planeetidel:
Täheparved on astronoomidele uskumatult väärtuslikud, kuna neid saab kasutada tähe vanuse määramiseks ja selle arengu jälgimiseks.
Avatud klastrite tähtedel on üks päritolu, nii et nende metallilisuse tase läheneb, mis tähendab, et kõik liikmed läbivad samu evolutsioonietappe. Lisaks asuvad need samal kaugusel, mis võimaldab kuvada ka absoluutväärtust. Kui näete eredaid tähti, mis paistavad silma, on nad palju heledamad kui nende nõrgemad naabrid.
Selle teabe põhjal loovad teadlased klastrite jaoks digitaalsed diagrammid. Need kuvavad V näivat väärtust vertikaalteljel digitaalindeksi B – V suhtes horisontaalselt. Spektrograafilise parallaksi abil saab diagrammi kalibreerida absoluutväärtuse tuletamiseks.
Kui koostame nende jaoks diagrammid, saame alumise graafiku. Kuna need asuvad erinevatel vahemaadel, on see kalibreeritud absoluutväärtustele.
Paremal vertikaalteljel on näha uus skaala. “Aastad” on klastri vanus. Perseuse paar on nii noor, et enamik staare on põhijärjestuses. Plejaadid on veidi vanemad ja neil ei ole tähti üle 0 värviindeksi (spektriklass A0). Massiivsemad objektid on juba hiiglaslikele okstele üle astunud. M67-l pole kuumemat tähte kui värviindeks 0,4. Kõrgeim väärtus on diagrammil pöördepunkt, kus klaster lülitab põhijada välja. Mida madalam on põhijada, seda vanem on klaster.
Kerased on tavaliselt palju vanemad kui lahtised, nii et diagrammi värviline suurus näitab rohkem arenenud tähti. Samuti puuduvad neil suure massiga objektid. Seda punkti illustreeritakse allpool, kasutades M55 näidet.
Siin on näha väljalülituspunkti kohal kuumade põhijada tähtede rühm. Neid nimetatakse sinisteks lonkajateks. Teadlased usuvad, et kerasparvede suure tähetiheduse tõttu on mõned neist võimelised ühinema. Kombineeritud mass muudab tähe kuumemaks ja heledamaks kui peamine tähemass. Täheparved ei ole ajatud kujundused ja need hävitatakse. Õppige seda protsessi videost. Kasutage klastrite ise leidmiseks ka veebipõhist tähekaarti. Kui te ei saa teleskoopi osta, külastage meie lehte, kus on galaktika virtuaalne mudel Linnutee või vaadake fotot klastrite loendist.
Täheparvede kokkuvarisemine
Astronoom Aleksei Rastorguev tähedünaamikast, täheparvede elueast ja meie galaktika gravitatsioonipotentsiaalist
Astronoomid nimetavad täheparvedeks dünaamiliselt ühendatud rühmade rühmad, mis sisaldavad suur hulk tähed ning erinevad tüübi ja tähtede koostise poolest. Välimuse järgi eristatakse kahte täheparvede rühma: avatud parved, mis sisaldavad kümneid ja sadu tähti, ning kerasparved, mis võivad sisaldada kümneid ja sadu tuhandeid.
Avatud täheparved
foto: Kerakujuline täheparv m55
Kerakujulised täheparved
Kerasparvede tähtede värvus-nähtava suurusjärgu diagramm näitab tavaliselt selgelt iseloomulikku horisontaalset haru ehk hiiglaslikku haru, mis on ühendatud põhijadaga, aga ka põhijada ennast, mis algab madalama heledusega piirkonnast kui tavalises Hertzsprungis. - Russelli diagramm. Mõnikord võib kerasparvedes näha märkimisväärset kogust muutlikud tähed, enamasti RR Lyrae tüüpi, mis võimaldab määrata nende objektide kaugused.
1947. aastal avastas Nõukogude astrofüüsik Viktor Ambartsumjan ja tema kolleegid spetsiaalsed tähtede rühmad, mida nimetati täheühendusteks. Need on teatud tüüpi tähtede rühmad, mille tähetihedus on palju suurem kui seda tüüpi tähtede keskmine tähtede tihedus Galaktikas. Teadlased on tuvastanud kaks tüüpi. Esimesse - O-assotsiatsioonidesse - kuuluvad O-st B2-ni varajase spektritüübi tähed, mille suurus on kümneid ja sadu parseke, s.o. kordades suuremad kui avatud täheparved. Teist tüüpi assotsiatsioonid hõlmavad τ Tauri tüüpi tähti ja seetõttu nimetatakse neid assotsiatsioonideks τ.
riis. Värviskeem – kerasparve M3 näiv suurus
Üha rohkem tundma õppida suur hulk vaatlusobjektid meid käsitlevate artiklite sarjas kohtame sageli kosmoseobjekte nimega . Nende välimuse järgi jagunevad klastrid kahte tüüpi: hajutatud(või avatud) ja pall. Uurime nende kohta veidi rohkem.
Seda tüüpi kobaras on 20 kuni mitu tuhat tähte. Neid on lihtne jälgida ja pealt leida tähine taevas palja silmaga, aga lihtsa amatöörteleskoobiga saab näha üksikuid alasid. Tähed on omavahel ühendatud gravitatsiooniline külgetõmme ja on valdavalt noored ja kuumad.
Sellised klastrid asuvad Linnutee riba lähedal. Teada on umbes 1000 avatud klastrit, kuid astronoomide hinnangul võib nende arv ületada mitukümmend tuhat. Nad näevad välja nagu tähtede rühm, mis asuvad üksteise lähedal. Heledaim Maalt vaadeldud parv on Plejaadid(või M 45), mille suurus on 1,6 m.
Ülaltoodud fotol on kosmiline tolm tähtede vahel – tegelikult peegeldab see väga kuumade ja noorte tähtede sinist valgust.
Üks veel hea näide avatud klastrid on klaster Metspart(või M 11) tähtkujus .
Noorimaid avatud täheparvesid, mida ümbritsevad gaasi- ja tolmuudukogud, nimetatakse täheühendused. Selliseid seoseid on teiste tähtede taustal väga raske eristada, kuid spektraalmeetodite abil saab need jagada rühmadesse: O-ühing- sisaldab kuumi tähti O ja B; T-ühing- koosneb noortest tärkavatest klassidest F, G, K, M.
Kerasparved sisaldavad 10 tuhat kuni miljon tähte. Läbi binokli või amatöörteleskoobi näete ainult kuju ja mõningaid üldjooni. Üksikasjalikuma uuringu jaoks vajate võimsat tööriista.
Sellised klastrid asuvad meie Linnutee galaktika vahetus läheduses. Nad pöörlevad piklike elliptiliste orbiitidega ümber galaktika keskpunkti.
Kõik kerasparved on palli välimusega, keskelt väga heledad ja nõrgenevad servade suunas, kus tähtede kontsentratsioon väheneb. Tänu nende suurele heledusele ja tugevale heledusele on peaaegu kõik seda tüüpi klastrid vaadeldavad. Nende koguarv on veidi üle 100.
Kerakujuline täheparv M 12
Klaster M 12 asub tähtkujus ja suve esimesel kuul saab seda jahtida. Kerasparve teine särav esindaja, mis samuti selles tähtkujus asub, on M 14:
Hele kerasparv M 14
Kerasparvesid on huvitav jahtida isegi binokliga. Vaatamata asjaolule, et üksikasju pole võimalik kaaluda, on otsing ise väga põnev. Kunagi kirjutasin blogisse märkmeid. Loe seda.
Üldiselt on see kõik, mida peate teadma täheparvede tüübid et oleks võimalik neid tähistaevas eristada ja mõista, kus nad asuvad.
