Ѕвездено здружение
Ѕвездено здружение (ѕвездена асоцијација) — мошне разредено ѕвездено јато со 10 до 100 или повеќе ѕвезди кои имаат заедничко потекло, но станале гравитациски и се движат заедно низ вселената. Се препознаваат по тоа што ѕвездите имаат заеднички вектор на движење и иста старост. Хемискиот состав исто така има улога.
Првпат се откриени од ерменскиот астроном Виктор Амбарѕумјан во 1947 г.[1] Обично ги носат имињата (или скратениците) на соѕвездијата во кои се наоѓаат; видот на здружението, а понекогаш и бројчена ознака.
Видови
[уреди | уреди извор]Амбарѕумјан ги категоризирал ѕвездените здруженија во две групи: OB и T, во зависност од својствата на нивните везди.[1] Подоцна канадскиот астроном Сидни ван ден Берг ја вовел третата категорија R за здруженијата кои осветлуваат отсјајни маглини.[2]
Здруженијата OB, T и R образуваат континуум од групи на млади ѕвезди. Засега не е познато дали станува збор за развојна низа, или пак последица од некој друг чинител.[3] Некои групи имаат својства и од OB и од T, па затоа категоризацијата не е секогаш совршена.
OB-здруженија
[уреди | уреди извор]Младите здруженија опфаќаат по 10–100 масивни ѕвезди од спектралните класи O и B, и се нарекуваат OB-здруженија. Се смета дека се образуваат во еден мал простор во џиновски молекуларен облак. Откако ќе се оддуваат прашината и гасот во околината, преостанатите ѕвезди ја губат врската и почнуваат да се оддалечуваат една од друга.[4] Се верува дека највеќето ѕвезди во Млечниот Пат настанале во OB-здруженија.[4]
Ѕвездите од класата O се кратковечни и се претвораат во супернови по околу милион години. Поради ова, OB-здруженијата се стари највеќе до неколку милиони години. Ѕвездите во нив целосно согоруваат во рок од 10 милиони години. (За разлика од тоа, нашето Сонце е старо 5 милијарди години.)
Со сателитот „Хипаркос“ се утврдени дузина OB-здруженија во досег од 650 парсеци од Сонцето.[5] Најблиското OB-здружение е Скорпија–Кентаур, located about 400 сг од Сонцето.[6]
OB-здруженијата се среќаваат и во Големиот Магеланов Облак и галаксијата Андромеда. Овие се доста ретки, протегајќи се во пречник од 1.500 сг.[7]
T-здруженија
[уреди | уреди извор]Младите ѕвездени групи може да содржат извесен број неразвиени ѕвезди од типот T Бик кои сè уште се во фаза на навлегување во главната низа. Овие проретчени населенија бројат до илјада ѕвезди и се познати како T-здруженија. Најблискиот пример е здружението Бик-Кочијаш T, на растојание од 140 парсеци од Сонцето.[8] Други примери се здруженијата R Јужна Круна, Волк T, Камелеон T и Едро T. T-здруженијата честопати се среќаваат во близина намолекуларниот облак од којшто потекнале. Некои имаат и ѕвезди од класата O-B. Имаат иста старост, исто потекло и ист хемиски состав, ист замав и ист правец на брзинскиот вектор.
R-здруженија
[уреди | уреди извор]Ѕвездените здруженија што ги осветлуваат отсјајните маглини се нарекуваат R-здруженија — име кое им го дал Сидни ван дер Берг откако открил дека ѕвездите во овие маглини имаат нерамномерна распределеност.[2] Младите ѕвездени групи опфаќаат ѕвезди од главната низа кои не се доволно масивни за да ги растераат меѓуѕвездените облаци во кои настанале.[3] Ова им дава прилика на астрономите да ги испитаат својствата на околниот темен облак. Бидејќи R-здруженијата се побројни од OB-здруженијата, можат да се употребат за исцртување на структурата на галактички спирални краци.[9] Пример за R-здружение е Еднорог R2, сместен 830 ± 50 парсеци од Сонцето.[3]
Познати здруженија
[уреди | уреди извор]Подвижната група во Голема Мечка е еден пример за ѕвездено здружение. (Освен α Голема Мечка и η Голема Мечка, сите ѕвезди во Плуг/Голема Кола се дел од таа група.)
Други млади подвижни групи се:
- Месно Здружение (подв. група Плејади)
- Поток на Хијадите
- суперјато IC 2391
- Бета Сликар
- Кастор
- AB Златна Рипка
- Зета Херкул
- Алфа Персеј
Поврзано
[уреди | уреди извор]Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ 1,0 1,1 Israelian, Garik (1997). „Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996“. Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (4): 1466–1467. Посетено на 2008-12-05.
- ↑ 2,0 2,1 Herbst, W. (1976). „R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae“. Astronomical Journal. 80: 212–226. Bibcode:1975AJ.....80..212H. doi:10.1086/111734.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Herbst, W.; Racine, R. (1976). „R associations. V. MON R2“. Astronomical Journal. 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ 4,0 4,1 „OB Associations“. The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. 2000-04-06. Посетено на 2006-06-08.
- ↑ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (1999). „A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations“. The Astronomical Journal. 117 (1): 354–399. arXiv:astro-ph/9809227. Bibcode:1999AJ....117..354D. doi:10.1086/300682.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ Maíz-Apellániz, Jesús (2001). „The Origin of the Local Bubble“. The Astrophysical Journal. 560: L83–L86. arXiv:astro-ph/0108472. Bibcode:2001ApJ...560L..83M. doi:10.1086/324016.
- ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). „The Formation of Star Clusters“. American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. Архивирано од изворникот на 2016-07-01. Посетено на 2006-08-23.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. (1999). „New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga“. Astronomy and Astrophysics. 325: 613–622. Архивирано од изворникот на 2010-08-07. Посетено на 2018-02-28.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
- ↑ Herbst, W. (1975). „R-associations III. Local optical spiral structure“. Astronomical Journal. 80: 503. Bibcode:1975AJ.....80..503H. doi:10.1086/111771.
Надворешни врски
[уреди | уреди извор]- Ѕвезденокинематички групи, суперјата, подвижни групи — Д. Монтес, Универзитет „Компултенсе“, Мадрид
- Нови здруженија на млади ѕвезди — Д. Монтес, Универзитет „Компултенсе“, Мадрид
| ||||||||||||||