Μετάβαση στο περιεχόμενο

Ανοικτό σμήνος

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Το ανοικτό σμήνος NGC 3572 με το εντυπωσιακό νεφελωματώδες περιβάλλον του[1]

Ανοικτό σμήνος ή ανοικτό αστρικό σμήνος ονομάζεται στην αστρονομία μία ομάδα μέχρι και λίγων χιλιάδων αστέρων που έχουν κοινή προέλευση και ηλικία. Τα ανοικτά σμήνη ονομάζονται και γαλαξιακά (αστρικά) σμήνη.

Περισσότερα από 1100 ανοικτά σμήνη έχουν ανακαλυφθεί μέσα στον Γαλαξία μας και πιστεύεται ότι υπάρχουν πολλά άλλα που δεν έχουν ανακαλυφθεί, ενώ και οι περισσότεροι παρόμοιοι με τον δικό μας γαλαξίες του Σύμπαντος πρέπει να έχουν παρόμοιους αριθμούς τέτοιων σμηνών. Οι αστέρες που αποτελούν το κάθε ανοικτό σμήνος είναι χαλαρά δεσμευμένοι από τη βαρύτητά του, με αποτέλεσμα τα σμήνη αυτά να χάνουν αστέρες ή και να διαλύονται από κοντινές διαβάσεις άλλων σμηνών ή νεφών αερίου καθώς περιφέρονται σε τροχιά γύρω από το γαλαξιακό κέντρο. Γενικώς, τα ανοικτά σμήνη επιβιώνουν επί λίγες εκατοντάδες εκατομμύρια έτη, με τα μεγαλύτερης μάζας να φθάνουν τα 2 ή 3 δισεκατομμύρια έτη σε ηλικία. Οι ιδιότητες αυτές τα ξεχωρίζουν από το άλλο είδος αστρικών σμηνών, τα σφαιρωτά σμήνη, τα οποία είναι πολύ μεγαλύτερα σε μάζα, έχουν πολύ περισσότερους αστέρες το καθένα, είναι γενικώς γηραιότερα και οι αστέρες τους είναι ισχυρώς δεσμευμένοι βαρυτικά. Ανοικτά σμήνη έχουν βρεθεί μόνο σε σπειροειδείς και ανώμαλους γαλαξίες, στους οποίους σχηματίζονται ακόμα νέοι αστέρες[2].

Τα νεαρότερα ανοικτά σμήνη μπορεί να περιέχονται ακόμα μέσα στο γιγάντιο μοριακό νέφος από το οποίο σχηματίσθηκαν, φωτίζοντάς το και ιονίζοντάς το ώστε να δημιουργήσουν μία περιοχή Η II[3]. Με την πάροδο των αιώνων, η πίεση ακτινοβολίας του φωτός από το σμήνος θα διαλύσει το μοριακό νέφος. Στη μέση περίπτωση, περί το 10% της μάζας του νέφους θα καταρρεύσει σχηματίζοντας αστέρες προτού η πίεση ακτινοβολίας ωθήσει μακριά το υπόλοιπο αέριο.

Τα ανοικτά σμήνη κατέχουν ρόλο-κλειδί στη μελέτη της αστρικής εξελίξεως. Επειδή οι αστέρες-μέλη του κάθε σμήνους έχουν παρόμοια ηλικία και χημική σύσταση, οι ιδιότητές τους (απόσταση, ηλικία, μεταλλικότητα κ.ά.) προσδιορίζονται ευκολότερα από ό,τι για απομονωμένους αστέρες[4]. Λίγα ανοικτά σμήνη είναι ορατά με γυμνό μάτι στον νυκτερινό ουρανό της Γης, όπως οι πολύ γνωστές Πλειάδες (η Πούλια) και Υάδες, καθώς και το Σμήνος του α Περσέως. Κάποια άλλα, όπως το λεγόμενο Διπλό Σμήνος, διακρίνονται πολύ καλύτερα με κιάλια, ενώ πολύ περισσότερα μπορούν να παρατηρηθούν με μικρό τηλεσκόπιο, π.χ. το «Σμήνος της Αγριόπαπιας» (M11)[5].

Ιστορικά στοιχεία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Μωσαϊκό 30 ανοικτών σμηνών, κρυμμένων πίσω από τη σκόνη του Γαλαξία, που ανακαλύφθηκαν από τα δεδομένα του τηλεσκοπίου VISTA[6]. Εικόνα του Ευρωπαϊκό Νότιο Αστεροσκοπείο.

Οι Πλειάδες είχαν αναγνωρισθεί ως ομάδα άστρων από την αρχαιότητα, ενώ άλλα ανοικτά σμήνη σημειώθηκαν από τους πρώτους αστρονόμους ως θολά υπόλευκα σύννεφα. Ο Κλαύδιος Πτολεμαίος αναφέρει το σμήνος Φάτνη, το Διπλό Σμήνος στον Περσέα και το λεγόμενο σήμερα «Σμήνος του Πτολεμαίου» (Μ 7), ενώ ο Πέρσης αστρονόμος Αλ Σούφι έγραψε για το IC 2391 στον αστερισμό Ιστία[7]. Ωστόσο, χρειαζόταν η εφεύρεση του τηλεσκοπίου για την ανάλυση αυτών των «νεφελωμάτων» στους αστέρες που τα αποτελούν[8]. Πραγματικά, ο πρώτος άνθρωπος που το επέτυχε ήταν ο Γαλιλαίος το 1609 με το μικρό τηλεσκόπιό του. Διέκρινε στη Φάτνη περισσότερους από 40 αστέρες. Ενώ οι προηγούμενοι παρατηρητές έβλεπαν μόλις 6 ως 8 αστέρες στις Πλειάδες, εκείνος μέτρησε σχεδόν 50.[9] Στο βιβλίο του Sidereus Nuncius (1610), ο Γαλιλαίος έγραψε: «ο Γαλαξίας δεν είναι παρά μία μάζα αναρίθμητων άστρων φυτευμένων μαζί σε σμήνη»[10]. Επηρεασμένος από το έργο του Γαλιλαίου, ο Σικελός αστρονόμος Τζιοβάννι Οντιέρνα έγινε ίσως ο πρώτος αστρονόμος που χρησιμοποίησε τηλεσκόπιο για να βρει ανοικτά σμήνη που δεν είχαν καθόλου ανακαλυφθεί έως τότε[11]: Το 1654 ταυτοποίησε τα σμήνη που είναι σήμερα γνωστά ως Μεσιέ 41, Μεσιέ 47, NGC 2362 και NGC 2451.[12]

Το 1767 συνειδητοποιήθηκε ότι οι αστέρες σε ένα σμήνος σχετίζονταν στην πραγματικότητα[13], όταν ο Βρετανός φυσιοδίφης αιδεσιμότατος Τζων Μίτσελ υπολόγισε ότι η πιθανότητα να είναι τυχαία η ευθυγράμμιση από την οπτική γωνία της Γης μιας ομάδας αστέρων όπως οι Πλειάδες ήταν μόλις 1 στις 496.000.[14] Μεταξύ του 1774 και του 1781, ο Γάλλος αστρονόμος Σαρλ Μεσιέ δημοσίευσε τον ομώνυμο κατάλογο ουράνιων σωμάτων με νεφελώδη όψη, παρόμοια με κομήτες. Αυτός ο κατάλογος περιείχε 26 ανοικτά σμήνη[15]. Μετά το 1790 ο Ουίλιαμ Χέρσελ άρχισε μία εκτεταμένη μελέτη τέτοιων σωμάτων και βρήκε ότι πολλά από αυτά μπορούσαν να αναλυθούν υπό υψηλή μεγέθυνση σε ομάδες ξεχωριστών αστέρων. Ο Χέρσελ υπέθεσε ότι οι αστέρες αυτοί ήταν αρχικώς διάσπαρτοι στο διάστημα και αργότερα ομαδοποιήθηκαν σε αστρικά συστήματα εξαιτίας της αμοιβαίας βαρυτικής έλξεως[16]. Υποδιαίρεσε τα νεφελώματα σε 8 τάξεις, με τις τάξεις από VI ως VIII να αναφέρονται σε σμήνη αστέρων[17].

Το NGC 265, ένα ανοικτό σμήνος στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου

Ο αριθμός των γνωστών σμηνών συνέχισε να μεγαλώνει από τις προσπάθειες των αστρονόμων. Εκατοντάδες καταλογογραφήθηκαν στον Νέο Γενικό Κατάλογο (1888) και τους δύο συμπληρωματικούς καταλόγους-παραρτήματα (Index Catalogues, 1896 και 1905)[15]. Οι παρατηρήσεις με τηλεσκόπιο οδήγησαν στην ανακάλυψη δύο διαφορετικών τύπων σμηνών, των σφαιρωτών και των ανοικτών, με τα δεύτερα να έχουν λίγο-πολύ ακανόνιστο αντί σφαιρωτό σχήμα. Διαπιστώθηκε ότι τα ανοικτά σμήνη βρίσκονται γενικώς μέσα ή πολύ κοντά στον δίσκο του Γαλαξία μας[18][19] και για τον λόγο αυτό ονομάζονται και «γαλαξιακά» (όρος που τους αποδόθηκε για πρώτη φορά από τον Ελβετο-αμερικανό αστρονόμο Ρόμπερτ Γιούλιους Τράμπλερ), αφού τα σφαιρωτά σμήνη περιφέρονται έξω από τον δίσκο και τον πυρήνα (δηλαδή έξω από τον κυρίως φωτεινό όγκο) του Γαλαξία.

Μικρομετρικές μετρήσεις των θέσεων των αστέρων των σμηνών άρχισαν από το 1877 από τον Γερμανό αστρονόμο Έντουαρντ Σένφελντ και συνεχίστηκαν από τον Αμερικανό E.E. Μπάρναρντ, χωρίς να ανιχνευθεί κάποια κίνηση των αστέρων[20]. Αλλά το 1918 ο Ολλανδοαμερικανός αστρονόμος Αντριάν βαν Μάανεν κατόρθωσε να μετρήσει την ιδία κίνηση αστέρων σε ένα τμήμα των Πλειάδων συγκρίνοντας φωτογραφικές πλάκες διαφορετικών ετών[21]. Καθώς η αστρομετρία γινόταν ακριβέστερη, ανακαλύφθηκε ότι οι αστέρες των σμηνών έχουν κοινή ιδία κίνηση στον χώρο. Συγκρίνοντας τις φωτογραφικές πλάκες των Πλειάδων από το 1918 με φωτογραφίες του 1943, ο βαν Μάανεν μπόρεσε να βρει ποιοι αστέρες είχαν ιδία κίνηση παρόμοια με τη μέση κίνηση του σμήνους και για τον λόγο αυτό ήταν πιθανότατα μέλη του[22]. φασματοσκοπικές παρατηρήσεις φανέρωσαν επίσης ότι οι ακτινικές ταχύτητες των μελών ενός σμήνους ήταν κοινές, αποδεικνύοντας έτσι ότι τα ανοικτά σμήνη αποτελούνται από αστέρες «δεμένους» μεταξύ τους ως μία ομάδα[4].

Τα πρώτα διαγράμματα χρώματος-μεγέθους ανοικτών σμηνών δημοσιεύθηκαν από τον Έιναρ Χέρτζσπρουνγκ το 1911, όταν έδωσε το διάγραμμα για τις Πλειάδες και τις Υάδες. Συνέχισε την εργασία αυτή κατά τα επόμενα 20 χρόνια. Εξετάζοντας φασματοσκοπικά δεδομένα, μπόρεσε να βρει το ανώτατο όριο εσωτερικών ταχυτήτων στα ανοικτά σμήνη και να εκτιμήσει ότι η συνολική τους μάζα δεν ξεπερνούσε τις χίλιες ηλιακές μάζες. Απέδειξε επιπλέον ότι υπήρχε μία σχέση ανάμεσα στα χρώματα και τα μεγέθη (λαμπρότητες) των αστέρων, ενώ το 1929 σημείωσε ότι οι Υάδες και η Φάτνη είχαν διαφορετικούς αστρικούς πληθυσμούς από τις Πλειάδες, κάτι που θα ερμηνευόταν αργότερα ως διαφορά στις ηλικίες των τριών σμηνών[23].

Δημιουργία

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Παρατηρήσεις στο υπέρυθρο φως αποκαλύπτουν το πυκνό ανοικτό σμήνος που σχηματίζεται στην καρδιά του Νεφελώματος του Ωρίωνα.

Η δημιουργία ενός ανοικτού σμήνους αρχίζει με τη βαρυτική κατάρρευση μέρους ενός γιγάντιου μοριακού νέφους, ενός ψυχρού και πυκνού νεφελώματος αερίου και σκόνης με χιλιάδες φορές τη μάζα του Ήλιου. Οι πυκνότητες αυτών των νεφών κυμαίνονται από 102 μέχρι 106 μόρια ουδέτερου υδρογόνου ανά cm3, ενώ ο σχηματισμός αστέρων συμβαίνει σε περιοχές με πυκνότητες πάνω από 104 μόρια ανά cm3. Συνήθως μόνο το 1 ως 10% του όγκου του νέφους είναι πάνω από την πυκνότητα σχηματισμού αστέρων. Πριν την κατάρρευση αυτά τα νέφη διατηρούν τη μηχανική τους ισορροπία με την περιστροφική και τυρβώδη τους κίνηση[24].

Πολλοί παράγοντες μπορούν να διαταράξουν αυτή την ισορροπία, πυροδοτώντας έτσι μία κατάρρευση και συνακόλουθα ένα κύμα σχηματισμού αστέρων που μπορεί να δημιουργήσει ένα ανοικτό σμήνος: ωστικά κύματα από ένα γειτονικό υπερκαινοφανή, συγκρούσεις με άλλα νέφη, ή βαρυτικές αλληλεπιδράσεις. Ακόμα και χωρίς εξωτερικές αιτίες, κάποιες περιοχές του μοριακού νέφους μπορεί να φθάσουν σε συνθήκες υπό τις οποίες γίνονται ασταθείς ως προς την κατάρρευση[24]. Η καταρρέουσα περιοχή θα υποστεί ιεραρχική κατάτμηση σε όλο και μικρότερα πυκνώματα, οδηγώντας τελικώς στον σχηματισμό μέχρι και μερικών χιλιάδων αστέρων. Αυτή η αστρική δημιουργία αρχίζει τυλιγμένη από το καταρρέον νέφος, που την αποκρύπτει από την παρατήρηση στο ορατό φως, και μόνο παρατηρήσεις στο υπέρυθρο μπορούν να τη διακριβώσουν[25]. Μέσα στον Γαλαξία μας ο ρυθμός δημιουργίας ανοικτών σμηνών εκτιμάται σε ένα σμήνος ανά μερικές χιλιάδες γήινα χρόνια.

Οι θερμότεροι και μεγαλύτερης μάζας αστέρες του νεογέννητου σμήνους θα εκπέμπουν έντονη υπεριώδη ακτινοβολία, η οποία σταθερά ιονίζει το περιβάλλον αέριο του γιγάντιου μοριακού νέφους, σχηματίζοντας μία περιοχή Η II. Οι αστρικοί άνεμοι και η πίεση ακτινοβολίας από τους αστέρες μεγάλης μάζας αρχίζει να απωθεί το θερμό ιονισμένο αέριο με ταχύτητα που πλησιάζει την ταχύτητα του ήχου μέσα στο αέριο. Μετά από λίγα εκατομμύρια χρόνια στο σμήνος θα εκραγούν οι πρώτοι υπερκαινοφανείς αστέρες, που επίσης θα αποδιώξουν αέριο από τη γειτονιά τους. Στις περισσότερες περιπτώσεις αυτές οι διαδικασίες θα απογυμνώσουν το σμήνος από το αέριό του μέσα σε 10 εκατομμύρια έτη και έτσι η δημιουργία νέων αστέρων θα σταματήσει. Περίπου οι μισοί από τους προκύψαντες πρωτοαστέρες θα περιβάλλονται από περιαστρικούς δίσκους.

Καθώς μόνο το 30 ως 40% του αερίου στον πυρήνα του νέφους συμπυκνώνεται σε αστέρες, η διαδικασία της απωθήσεως του υπολειπόμενου αερίου περιορίζει σημαντικά τη διαδικασία της αστρογένεσης. Τα αστρικά σμήνη στο σύνολό τους υποφέρουν έτσι από αυτή τη «βρεφική απώλεια βάρους», ενώ πολλά από αυτά πεθαίνουν. Ο σχηματισμός ενός ώριμου ανοικτού σμήνους θα εξαρτηθεί από το εάν τα νεογέννητα άστρα είναι βαρυτικά δέσμια μεταξύ τους, αλλιώς θα προκύψει μία αστρική ομάδα. Ακόμα και όταν ένα σμήνος σχηματισθεί, μπορεί να κρατήσει λιγότερους από τους μισούς αρχικούς αστέρες του, με τους υπόλοιπους να παύσουν να είναι βαρυτικώς συνδεδεμένοι μόλις το αέριο φύγει. Οι αστέρες που απελευθερώνονται με αυτό τον τρόπο από το γενέθλιο σμήνος τους καθίστανται μέρος του γαλαξιακού πληθυσμού πεδίου.

Επειδή οι περισσότεροι αστέρες σχηματίζονται σε σμήνη, τα αστρικά σμήνη θεωρούνται ως οι θεμελιώδεις δομικοί λίθοι των γαλαξιών. Τα βίαια γεγονότα εξοβελισμού του αερίου που διαμορφώνουν και διαλύουν πολλά σμήνη μετά τη γέννησή τους αφήνουν το αποτύπωμά τους στη μορφολογική και κινηματική δομή των γαλαξιών[26]. Τα περισσότερα ανοικτά σμήνη σχηματίζονται με τουλάχιστον 100 αστέρες και μάζα 50 ή περισσότερων ηλιακών μαζών. Τα μεγαλύτερα μπορεί να φθάσουν τις 10 χιλιάδες ηλιακές μάζες, με το σμήνος Westerlund 1 να εκτιμάται στις 50.000 ηλιακές μάζες[25]. Παρότι τα ανοικτά και τα σφαιρωτά σμήνη σχηματίζουν δύο αρκετά διαφορετικές κατηγορίες, μπορεί ένα πολύ αραιό σφαιρωτό σμήνος να μη διαφέρει πολύ στην εμφάνιση από ένα μεγάλο και πυκνό ανοικτό. Κάποιοι αστρονόμοι πιστεύουν ότι οι δύο τύποι σμηνών δημιουργούνται με τον ίδιο βασικό τρόπο, με τη διαφορά ότι οι συνθήκες που κάποτε επέτρεψαν τη δημιουργία των πλούσιων σφαιρωτών σμηνών με τις εκατοντάδες χιλιάδες αστέρες δεν επικρατούν πλέον στον Γαλαξία μας[27].

Είναι συνηθισμένο να σχηματίζονται δύο ή περισσότερα ξεχωριστά ανοικτά σμήνη από το ίδιο μοριακό νέφος. Στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου π.χ. τα σμήνη Hodge 301 και R136 σχηματίζονται από το άφθονο αέριο του Νεφελώματος της Ταραντούλας, ενώ στον δικό μας Γαλαξία ακολουθώντας προς τα πίσω στον χρόνο την κίνηση των Υάδων και της Φάτνης, δύο γειτονικών μας ανοικτών σμηνών, βρίσκουμε ότι θα πρέπει να σχηματίσθηκαν στο ίδιο νέφος πριν από περίπου 600 εκατομμύρια έτη. Κάποιες φορές, δύο σμήνη που γεννήθηκαν ταυτόχρονα σχηματίζουν ένα διπλό σμήνος: το γνωστότερο παράδειγμα στον Γαλαξία μας είναι το λεγόμενο «Διπλό Σμήνος», δηλαδή τα ανοικτά σμήνη NGC 869 και NGC 884 (κάποτε αναφερόμενα παραπλανητικά και ως «h/χ Περσέως»), αλλά τουλάχιστον 10 ακόμα διπλά σμήνη είναι γνωστά[28] σε αυτόν, ενώ πολύ περισσότερα έχουν παρατηρηθεί στα Νέφη του Μαγγελάνου — είναι ευκολότερο να ανακαλυφθούν σε άλλους γαλαξίες επειδή το αποτέλεσμα της προβολής στην ουράνια σφαίρα μπορεί να εμφανίζει άσχετα μεταξύ τους σμήνη στον Γαλαξία μας κοντά το ένα στο άλλο.

Μορφολογία και ταξινόμηση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Τα ανοικτά σμήνη κυμαίνονται από πολύ αραιά, με 10 ή και λιγότερους αστέρες, μέχρι μεγάλες συγκεντρώσεις χιλιάδων αστέρων. Αποτελούνται συνήθως από έναν αρκετά ευδιάκριτο πυκνό πυρήνα, που περιβάλλεται από ένα πιο διάχυτο «στεφάνι» μελών του σμήνους. Ο πυρήνας έχει συνήθως διάμετρο περί τα 3 ως 4 έτη φωτός, ενώ το στεφάνι εκτείνεται μέχρι τα 20 περίπου έτη φωτός από το κέντρο του σμήνους. Μέσες πυκνότητες αστέρων στα κέντρα των ανοικτών σμηνών είναι περίπου 1,5 αστέρας ανά κυβικό έτος φωτός. Για σύγκριση, η πυκνότητα αστέρων στη γειτονιά του Ηλιακού συστήματος είναι περίπου 0,003 αστέρας ανά κυβικό έτος φωτός.[29]

Τα ανοικτά σμήνη ταξινομούνται συχνά με βάση ένα ταξινομικό σχήμα που αναπτύχθηκε από τον Ρόμπερτ Τράμπλερ το 1930 και κατηγοριοποιεί ένα σμήνος με τρία διακριτικά: ένα ρωμαϊκό ψηφίο από το I ως το IV που δείχνει τη συγκέντρωσή του και τη διαφοροποίησή του από το περιβάλλον αστρικό πεδίο, ένα αραβικό ψηφίο από το 1 ως το 3 που δείχνει τη διαφορά λαμπρότητας των μελών (από τα αμυδρότερα ως τα φωτεινότερα, με το 1 να αντιστοιχεί στη μικρότερη διαφορά), και τα γράμματα p, m ή r να υποδεικνύουν αν το σμήνος είναι «φτωχό» (poor), μέσο (medium) ή «πλούσιο» (rich) σε αστέρες. Αν το σμήνος βρίσκεται μέσα σε νεφέλωμα προστίθεται και ένα n.[30]

Σε αυτή την ταξινόμηση, οι Πλειάδες είναι ένα σμήνος I3rn (με πυκνή συγκέντρωση και πλούσιο πληθυσμό, με παρουσία νεφελώματος), ενώ οι κοντινές Υάδες ταξινομούνται ως II3m (πιο διάχυτο, με λιγότερους αστέρες).

Αριθμοί και κατανομή

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το ανοικτό σμήνος NGC 346

Υπάρχουν περισσότερα από 1.100 γνωστά ανοικτά σμήνη στον Γαλαξία μας, αλλά ο πραγματικός αριθμός τους μπορεί να είναι ακόμα και δεκαπλάσιος αυτού[31]. Στους σπειροειδείς γαλαξίες τα ανοικτά σμήνη βρίσκονται σχεδόν πάντα μέσα στους σπειροειδείς βραχίονες, όπου οι πυκνότητες του αερίου είναι οι υψηλότερες και δημιουργούνται έτσι περισσότεροι αστέρες, ενώ τα σμήνη αυτά συνήθως διαλύονται πριν προφθάσουν να ταξιδέψουν πέρα από τα όρια του βραχίονά τους. Τα ανοικτά σμήνη συνωστίζονται κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο, με απόσταση κλίμακας στην περίπτωση του Γαλαξία μας περί τα 180 έτη φωτός, ενώ η διάμετρος του δίσκου του Γαλαξία είναι σχεδόν 100.000 έτη φωτός[32].

Στους ανώμαλους γαλαξίες τα ανοικτά σμήνη μπορούν να βρίσκονται οπουδήποτε μέσα στον όγκο τους, με τη συγκέντρωσή τους να είναι μεγαλύτερη εκεί όπου το διαστρικό αέριο είναι πυκνότερο[33]. Στους ελλειπτικούς γαλαξίες δεν παρατηρούνται ανοικτά σμήνη και ο λόγος είναι ότι η αστρογένεση έχει παύσει πριν από εκατοντάδες εκατομμύρια έτη σε αυτούς τους γαλαξίες και έτσι τα όποια ανοικτά σμήνη υπήρχαν αρχικώς εκεί έχουν διαλυθεί προ πολλού[34].

Στον Γαλαξία μας η κατανομή των σμηνών εξαρτάται από την ηλικία τους: Τα γηραιότερα σμήνη απέχουν κατά μέσο όρο περισσότερο από το γαλαξιακό κέντρο και γενικά βρίσκονται σε σημαντικές αποστάσεις και από το γαλαξιακό επίπεδο[35]. Οι παλιρροϊκές δυνάμεις είναι ισχυρότερες εγγύτερα στο κέντρο του Γαλαξία, κάτι που αυξάνει τον ρυθμό διαλύσεως των σμηνών, αλλά και τα πυκνά νεφελώματα που διαλύουν τα σμήνη είναι περισσότερο συγκεντρωμένα προς τις εσωτερικές περιοχές του Γαλαξία, ώστε τα σμήνη σε αυτές τις περιοχές τείνουν να διαλύονται σε μικρότερες ηλικίες από όσο τα αντίστοιχα σε πιο περιφερειακές θέσεις[36].

Αστρική σύσταση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το νεαρό ανοικτό αστρικό σμήνος κάτω δεξιά φωτίζει το Νεφέλωμα της Ταραντούλας στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου.

Επειδή τα ανοικτά σμήνη τείνουν να διαλύονται προτού οι περισσότεροι από τους αστέρες τους φθάσουν στο τέλος της ζωής τους, το φως του σμήνους προέρχεται περισσότερο από τους νεαρούς, κυανόλευκους αστέρες, που έχουν και τη μεγαλύτερη λαμπρότητα. Αυτοί οι αστέρες έχουν κατά πολύ μικρότερες διάρκειες ζωής, λιγότερο από 50 εκατομμύρια έτη. Τα γηραιότερα ανοικτά σμήνη τείνουν να περιέχουν πιο «κίτρινα» άστρα κατά μέσο όρο.

Μετά την εξάντληση των πυρηνικών τους «καυσίμων», οι μέσης και μικρής μάζας αστέρες απορρίπτουν τα εξωτερικά τους στρώματα, που σχηματίζουν ένα πλανητικό νεφέλωμα, και εξελίσσονται σε λευκούς νάνους. Ενώ τα περισσότερα ανοικτά σμήνη διαλύονται προτού τα περισσότερα μέλη τους φθάσουν στο στάδιο του λευκού νάνου, ο παρατηρούμενος αριθμός λευκών νάνων σε ανοικτά σμήνη είναι ακόμα μικρότερος από τον αναμενόμενο. Μία πιθανή εξήγηση για την έλλειψη λευκών νάνων είναι ότι, όταν ένας ερυθρός γίγαντας απωθεί τα εξωτερικά του στρώματα, μία ελαφρά ασυμμετρία στην απώλεια του υλικού θα μπορούσε να δώσει στον πυρήνα του αστέρα (ο οποίος δίνει τον λευκό νάνο) μία ώθηση με ταχύτητα μερικών χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο, αρκετή για να τον απομακρύνει από το σμήνος[37]. Με άλλα λόγια, η ταχύτητα διαφυγής του ανοικτού σμήνους είναι μικρότερη από αυτή.

Εξαιτίας της συγκεντρώσεώς τους στον χώρο, οι προσεγγίσεις μεταξύ αστέρων μέσα σε ένα ανοικτό σμήνος είναι συνηθισμένες. Για ένα τυπικό σμήνος χιλίων αστέρων με ακτίνα 1,5 έτους φωτός, μέσα στο οποίο είναι συγκεντρωμένη η μισή του μάζα, κατά μέσο όρο ένας αστέρας θα αλληλεπιδράσει βαρυτικά σημαντικά με ένα άλλο μέλος του σμήνους μία φορά κάθε 10 εκατομμύρια έτη. Ο ρυθμός αυτός είναι ακόμα ταχύτερος στα πυκνότερα σμήνη. Αυτές οι συναντήσεις μπορεί να έχουν μεγάλη επίδραση στους εκτεταμένους περιαστρικούς δίσκους υλικού που περιβάλλουν πολλούς νεαρούς αστέρες. Οι παλιρροϊκές διαταραχές μεγάλων δίσκων μπορεί να έχουν ως αποτέλεσμα τον σχηματισμό μεγάλης μάζας πλανητών και φαιών νάνων, παράγοντας συνοδούς σε αποστάσεις 100 AU ή περισσότερο από τον κεντρικό αστέρα[38].

Το τέλος των ανοικτών σμηνών

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το NGC 604 στον Γαλαξία του Τριγώνου είναι ένα ανοικτό σμήνος πολύ μεγάλης μάζας που περιβάλλεται από μία περιοχή Η II.

Πολλά ανοικτά σμήνη είναι ενδογενώς ασταθή, με αρκετά μικρή μάζα ώστε η ταχύτητα διαφυγής από αυτά να είναι μικρότερη από τη μέση ταχύτητα των αστέρων που τα αποτελούν. Αυτά τα σμήνη θα διαλυθούν μέσα σε λίγα εκατομμύρια έτη. Πολλές φορές η απώθηση και απώλεια του αερίου από το οποίο δημιουργήθηκε το σμήνος από την πίεση ακτινοβολίας των νεαρών θερμών αστέρων μειώνει αρκετά τη μάζα του σμήνους, ώστε αυτό το όριο μάζας διασχίζεται στην πορεία[39].

Σμήνη που έχουν αρκετή μάζα ώστε να επιβιώνουν και από αυτή τη διαδικασία, μπορούν να επιβιώσουν για 100 εκατομμύρια έτη ή και παραπάνω, αλλά με την πάροδο του χρόνου διάφορες άλλες εσωτερικές και εξωτερικές διαδικασίες τείνουν και πάλι να τα διαλύσουν:

  • Εσωτερικά, οι προσεγγίσεις ανάμεσα σε αστέρες τους μπορούν να αυξήσουν την ταχύτητα του ενός πέρα από την ταχύτητα διαφυγής του σμήνους, πράγμα που έχει ως αποτέλεσμα τη βαθμιαία «εξάτμιση» του σμήνους[40].
  • Εξωτερικά, περίπου μία φορά κάθε 500 εκατομμύρια έτη ένα ανοικτό σμήνος διαταράσσεται περνώντας κοντά ή μέσα από ένα μοριακό νέφος. Οι βαρυτικές παλιρροϊκές δυνάμεις που ασκούνται τότε τείνουν να διαλύσουν το σμήνος. Τελικώς, το σμήνος μετατρέπεται σε μία λωρίδα αστέρων που δεν είναι πλέον κοντά το ένα στο άλλο ώστε να σχηματίζουν σμήνος, αλλά σχετίζονται και κινούνται με σχεδόν την ίδια ταχύτητα στον χώρο.

Γενικά, εκτιμάται ότι η «ημιζωή» ενός ανοικτού σμήνους, ο χρόνος δηλαδή μετά από τον οποίο θα έχει απωλέσει τους μισούς από τους αρχικούς του αστέρες, κυμαίνεται από 150 ως 800 εκατομμύρια έτη, ανάλογα με την αρχική του πυκνότητα[40].

Μετά τη βαρυτική διάλυση του σμήνους, πολλοί από τους αστέρες-μέλη του θα κινούνται ακόμα στον χώρο σε παρόμοιες τροχιές, αποτελώντας αυτό που αποκαλείται αστρική ομάδα, κινούμενο σμήνος ή κινούμενη ομάδα. Πολλά από τα φωτεινότερα άστρα στην «κατσαρόλα» της Μεγάλης Άρκτου είναι πρώην μέλη ενός ανοικτού σμήνους, τα οποία συνιστούν σήμερα μία τέτοια ομάδα, την «Κινούμενη Ομάδα της Μεγάλης Άρκτου» ή Collinder 285.[41] Τελικώς, οι μικροδιαφορές στις ταχύτητές τους θα τα διασκορπίσουν στον Γαλαξία.

Ανοικτά σμήνη και αστρική εξέλιξη

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Διαγράμματα Hertzsprung-Russell για δύο γηραιά ανοικτά σμήνη. Το NGC 188 είναι γηραιότερο και δείχνει μία εκτροπή από την Κύρια Ακολουθία σε χαμηλότερο σημείο από ό,τι το M67.

Σε ένα Διάγραμμα Hertzsprung-Russell ενός ανοικτού σμήνους οι περισσότεροι αστέρες βρίσκονται στην Κύρια Ακολουθία. Οι αστέρες με τη μεγαλύτερη μάζα έχουν αρχίσει να εξελίσσονται πέρα από την Κύρια Ακολουθία, καθιστάμενοι ερυθροί γίγαντες. Η θέση της εκτροπής από την Κύρια Ακολουθία μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να εκτιμηθεί η ηλικία του σμήνους.

Επειδή όλοι οι αστέρες σε ένα ανοικτό σμήνος απέχουν περίπου το ίδιο από τη Γη και έχουν περίπου την ίδια ηλικία και χημική σύσταση, οι διαφορές στη φωτεινότητά τους οφείλονται αποκλειστικά στη διαφορετική μάζα τους[42]. Αυτή η ιδιότητα καθιστά τα ανοικτά σμήνη πολύ χρήσιμα στη μελέτη της αστρικής εξελίξεως, επειδή όταν συγκρίνουμε τον ένα αστέρα με τον άλλο, πολλές από τις μεταβλητές παραμέτρους έχουν την ίδια τιμή.

Η μελέτη της περιεκτικότητας σε λίθιο και βηρύλλιο των αστέρων σε ανοικτά σμήνη μπορεί να δώσει σημαντικά δεδομένα για την εξέλιξη και την εσωτερική δομή των αστέρων γενικότερα. Ενώ οι πυρήνες του υδρογόνου δεν μπορούν να δώσουν αντιδράσεις σχηματισμού ηλίου σε θερμοκρασίες κάτω των 10 εκατομμυρίων βαθμών K περίπου, το λίθιο και το βηρύλλιο καταστρέφονται σε θερμοκρασίες «μόλις» 2,5 και 3,5 εκατομμυρίων βαθμών K, αντιστοίχως. Αυτό σημαίνει ότι οι ποσότητές τους εξαρτώνται πολύ από το πόσο κυκλοφορούν τα συστατικά μέσα στο αστρικό εσωτερικό. Μελετώντας τις περιεκτικότητές τους σε αστέρες που ανήκουν σε ανοικτά αστρικά σμήνη, οδηγούμαστε σε χρήσιμα συμπεράσματα.

Τα ανοικτά σμήνη και η αστρονομική κλίμακα αποστάσεων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το «Σμήνος της Αγριόπαπιας» είναι ένα πολύ πυκνό ανοικτό σμήνος προς την κεντρική περιοχή του Γαλαξία μας.

Ο προσδιορισμός των αποστάσεων των ουράνιων σωμάτων είναι σημαντικός για τη μελέτη τους, αλλά τα περισσότερα είναι πολύ μακριά για να προσδιορισθούν απευθείας οι αποστάσεις τους. Η βαθμονόμηση της «κοσμικής κλίμακας αποστάσεων» εξαρτάται από μία αλληλουχία έμμεσων και κάποτε αβέβαιων μετρήσεων που συσχετίζουν τα μακρινά με τα κοντινότερα σώματα, για τα οποία μπορούν να μετρηθούν άμεσα οι αποστάσεις τους[43]. Τα ανοικτά αστρικά σμήνη αποτελούν ένα κρίσιμο σκαλοπάτι σε αυτή την αλληλουχία.

Η απόσταση των κοντινότερων σε εμάς ανοικτών σμηνών μπορεί να μετρηθεί απευθείας με δύο διαφορετικές μεθόδους. Πρώτα, με την κλασική ηλιοκεντρική παράλλαξη των αστέρων του σμήνους, όπως γίνεται και με αστέρες εκτός σμηνών. Σμήνη όπως οι Υάδες και οι Πλειάδες βρίσκονται αρκετά κοντά για να εφαρμοσθεί αυτή η μέθοδος, ιδίως μετά την εποχή του δορυφόρου HIPPARCOS[44][45].

Η άλλη άμεση μέθοδος είναι η λεγόμενη μέθοδος του κινούμενου σμήνους. Σε αυτή χρησιμοποιείται το γεγονός ότι οι αστέρες ενός σμήνους έχουν ταυτόσημη κίνηση στον χώρο. Μετρώντας την ιδία κίνηση των μελών του σμήνους και σχεδιάζοντας αυτές τις κινήσεις στην ουράνια σφαίρα αποκαλύπτει ότι συγκλίνουν προς ένα σημείο Α. Η ακτινική ταχύτητα των αστέρων του σμήνους μπορεί να υπολογισθεί από τη μετατόπιση Doppler των φασμάτων και, με γνωστές την ακτινική ταχύτητα, την ιδία κίνηση και τη γωνιακή απόσταση από το σμήνος μέχρι το σημείο Α, υπολογίζεται με τριγωνομετρία η ζητούμενη απόσταση του σμήνους από τη Γη. Οι Υάδες είναι η γνωστότερη εφαρμογή αυτής της μεθόδου, που αποκαλύπτει την απόστασή τους ως 46,3 παρσέκ.[46]

Μετά τον προσδιορισμό των αποστάσεων των κοντινών σμηνών, άλλες τεχνικές μπορούν να επεκτείνουν την κλίμακα αποστάσεων σε απομακρυσμένα σμήνη: Συνταιριάζοντας την Κύρια Ακολουθία στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell ενός σμήνους με γνωστή απόσταση με την αντίστοιχη Κύρια Ακολουθία ενός μακρινότερου σμήνους, η απόσταση του δεύτερου μπορεί να εκτιμηθεί. Το κοντινότερο στη Γη ανοικτό σμήνος είναι οι Υάδες, καθώς η ομάδα των αστέρων της Μικράς Άρκτου που προαναφέρθηκε είναι υπερβολικά χαλαρή βαρυτικά ώστε να θεωρηθεί ανοικτό σμήνος. Το πιο μακρινό γνωστό ανοικτό σμήνος που βρίσκεται μέσα στον Γαλαξία μας είναι το Berkeley 29, σε απόσταση περίπου 15.000 παρσέκ[47]. Επίσης, ανοικτά σμήνη ανιχνεύονται εύκολα σε πολλούς γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας.

Η ακριβής γνώση των αποστάσεων των ανοικτών σμηνών είναι ζωτικής σημασίας για τη βαθμονόμηση της σχέσεως περιόδου-λαμπρότητας των κηφείδων και άλλων παλλόμενων μεταβλητών, πράγμα που τους επιτρέπει να χρησιμοποιούνται ως πρότυπες φωτιστικές μονάδες. Π.χ. το ανοικτό σμήνος NGC 7790 φιλοξενεί τρεις κλασικούς κηφείδες[48][49]. Στη θέση των κλασικών κηφείδων στα σφαιρωτά σμήνη υπάρχουν οι μεταβλητοί αστέρες τύπου RR Λύρας, αφού σε αυτά οι γιγάντιοι κηφείδες έχουν όλοι «αποβιώσει λόγω γήρατος».

Εξωηλιακοί πλανήτες

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το ανοικτό σμήνος NGC 6811 περιέχει δύο γνωστά πλανητικά συστήματα, τα Kepler 66 και Kepler 67.

Δείτε επίσης

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ «Young Stars Paint Spectacular Stellar Landscape». ESO Press Release. http://www.eso.org/public/news/eso1347/. Ανακτήθηκε στις 20 November 2013. 
  2. ↑ Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clustersΑπαιτείται δωρεάν εγγραφή. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. Bibcode:1979stcl.book.....P. ISBN 0-674-83440-2. 
  3. ↑ `Ενα καλό παράδειγμα είναι το NGC 2244 στο Νεφέλωμα της Ροζέτας. Δείτε επίσης Johnson, Harold L. (November 1962). «The Galactic Cluster, NGC 2244». Astrophysical Journal 136: 1135. doi:10.1086/147466. Bibcode: 1962ApJ...136.1135J. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1962-11_136_3/page/1135. 
  4. ↑ 4,0 4,1 Frommert, Hartmut· Kronberg, Christine (27 Αυγούστου 2007). «Open Star Clusters». SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 Ιουλίου 2008. Ανακτήθηκε στις 2 Ιανουαρίου 2009. 
  5. ↑ Neata, Emil. «Open Star Clusters: Information and Observations». Night Sky Info. Ανακτήθηκε στις 2 Ιανουαρίου 2009. 
  6. ↑ «VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust». ESO Science Release. http://www.eso.org/public/news/eso1128/. Ανακτήθηκε στις 3 August 2011. 
  7. ↑ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011), Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2nd έκδοση), Cambridge University Press, σελ. 339, ISBN 0-521-89935-4, http://books.google.com/books?id=2FNfjWKBZx8C&pg=PA339 
  8. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters. Practical astronomy handbook (2nd έκδοση). Cambridge University Press. σελίδες 6–7. ISBN 0-521-37079-5. 
  9. ↑ Maran, Stephen P.; Marschall, Laurence A. (2009), Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos, BenBella Books, σελ. 128, ISBN 1-933771-59-3, http://books.google.com/books?id=Cs41G1EZRm0C&pg=PA128 
  10. ↑ D'Onofrio, Mauro· Burigana, Carlo (2009). «Introduction». Στο: Mauro D'Onofrio· Carlo Burigana, επιμ. Questions of Modern Cosmology: Galileo's Legacy. Springer, 2009. σελ. 1. ISBN 3-642-00791-0. 
  11. ↑ 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 
  12. ↑ Jones, K. G. (August 1986). «Some Notes on Hodierna's Nebulae». Journal of the History of Astronomy 17 (50): 187–188. Bibcode: 1986JHA....17..187J. 
  13. ↑ Chapman, A. (December 1989), «William Herschel and the Measurement of Space», Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 30 (4): 399–418 
  14. ↑ 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 (0): 234–264. doi:10.1098/rstl.1767.0028. Bibcode: 1767RSPT...57..234M. 
  15. ↑ 15,0 15,1 Kaler, James B. (2006). Cambridge Encyclopedia of Stars. Cambridge University Press. σελ. 167. ISBN 0-521-81803-6. 
  16. ↑ 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. 
  17. ↑ Hoskin, M. (February 1987). «Herschel's Cosmology». Journal of the History of Astronomy 18 (1): 1–34. Bibcode: 1987JHA....18....1H.  See page 20.
  18. ↑ Binney, James; Merrifield, Michael (1998), Galactic astronomy, Princeton series in astrophysics, Princeton University Press, σελ. 377, ISBN 0-691-02565-7, http://books.google.com/books?id=arYYRoYjKacC&pg=PA377 
  19. ↑ Basu, Baidyanath (2003). An Introduction to Astrophysics. PHI Learning Pvt. Ltd. σελ. 218. ISBN 81-203-1121-3. 
  20. ↑ Barnard, E. E., «Micrometric measures of star clusters», Publications of the Yerkes Observatory 6: 1–106 
  21. ↑ 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 
  22. ↑ van Maanen, Adriaan (July 1945), «Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster», Astrophysical Journal 102: 26–31, doi:10.1086/144736 
  23. ↑ Strand, K. Aa. (December 1977), «Hertzsprung's Contributions to the HR Diagram», στο: Philip, A. G. Davis; DeVorkin, David H., επιμ., The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, held November 2, 1977, National Academy of Sciences, Washington, DC, σελ. 55–59 
  24. ↑ 24,0 24,1 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, doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000323 
  25. ↑ 25,0 25,1 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, doi:10.1098/rsta.2009.0264 
  26. ↑ Kroupa, P. (October 4–7, 2004). «The Fundamental Building Blocks of Galaxies». Στο: C. Turon, K.S. O'Flaherty, M.A.C. Perryman, επιμ. Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia (ESA SP-576). Observatoire de Paris-Meudon, p. 629. 
  27. ↑ 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. doi:10.1086/303966. Bibcode: 1997ApJ...480..235E. 
  28. ↑ 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. https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1995-10_302_1/page/86. 
  29. ↑ 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. doi:10.1051/0004-6361:20011719. Bibcode: 2002A&A...383..153N. 
  30. ↑ 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. 
  31. ↑ 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. doi:10.1051/0004-6361:20020668. Bibcode: 2002A&A...389..871D. 
  32. ↑ 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. doi:10.1086/117192. Bibcode: 1994AJ....108.1773J. 
  33. ↑ 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. doi:10.1086/133965. Bibcode: 1997PASP..109..937H. 
  34. ↑ Binney, J.· Merrifield, M. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. 
  35. ↑ Friel, Eileen D. (1995). «The Old Open Clusters Of The Milky Way». Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics 33: 381–414. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121. Bibcode: 1995ARA&A..33..381F. 
  36. ↑ van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). «Galactic distribution of the oldest open clusters». Astronomy & Astrophysics 88: 360. Bibcode: 1980A&A....88..360V. 
  37. ↑ 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. doi:10.1086/379005. Bibcode: 2003ApJ...595L..53F. 
  38. ↑ 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, doi:10.1088/0004-637X/717/1/577 
  39. ↑ 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. doi:10.1086/157703. Bibcode: 1980ApJ...235..986H. 
  40. ↑ 40,0 40,1 de La Fuente, M.R. (1998). «Dynamical Evolution of Open Star Clusters». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 110 (751): 1117–1117. doi:10.1086/316220. Bibcode: 1998PASP..110.1117D. 
  41. ↑ Soderblom, David R.; Mayor, Michel (1993). «Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group». Astronomical Journal 105 (1): 226–249. doi:10.1086/116422. ISSN 0004-6256. Bibcode: 1993AJ....105..226S. 
  42. ↑ «Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare» (στα Ιταλικά). O.R.S.A. - Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. Ανακτήθηκε στις 6 Ιανουαρίου 2009. 
  43. ↑ Keel, Bill. «The Extragalactic Distance Scale». Department of Physics and Astronomy - University of Alabama. Ανακτήθηκε στις 9 Ιανουαρίου 2009. 
  44. ↑ 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. 
  45. ↑ Percival, S.M.; Salaris, M.; Kilkenny, D. (2003). «The open cluster distance scale - A new empirical approach». Astronomy & Astrophysics 400 (2): 541–552. doi:10.1051/0004-6361:20030092. Bibcode: 2003A&A...400..541P. 
  46. ↑ Hanson, R.B. (1975). «A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster». Astronomical Journal 80: 379–401. doi:10.1086/111753. Bibcode: 1975AJ.....80..379H. 
  47. ↑ 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. doi:10.1051/0004-6361:20041049. Bibcode: 2005A&A...429..881B. 
  48. ↑ Sandage, Allan (1958). Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790., AJ, 128
  49. ↑ 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). Anchors for the cosmic distance scale: the Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae, A&A, 260

Πηγές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  • Kaufmann, W.J. (1994). Universe. W.H. Freeman & Co. 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. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Ανοικτό_σμήνος&oldid=10638141"