Aglomerado de estrelas aberto

O aglomerado de estrelas Hodge 301 , que tem alguns milhões de anos, pode ser visto na parte inferior direita da imagem . Ela ilumina partes da Nebulosa da Tarântula da Grande Nuvem de Magalhães .

Como coleções de aglomerados abertos são de cerca de cem a alguns milhares de estrelas denota que da mesma nuvem molecular gigante (GMC Engl.) Se formaram. Sua concentração no centro do cluster é relativamente baixa. No entanto, eles se destacam claramente do fundo da estrela. Eles diferem dos aglomerados globulares densamente compactados em tamanho, localização, idade e formação, mas acima de tudo em sua menor densidade de estrelas.

Aglomerados de estrelas abertos só podem ser encontrados em galáxias espirais ou irregulares nas quais a formação de estrelas ainda está ocorrendo (para as quais, por exemplo, galáxias elípticas são muito antigas). Os aglomerados raramente têm mais do que algumas centenas de milhões de anos porque perdem membros devido ao movimento adequado das estrelas, seus processos internos ou por distúrbios orbitais mútuos . Às vezes, eles também são destruídos por colisões com outros aglomerados de estrelas ou nuvens de gás .

Jovens aglomerados de estrelas ainda podem ser encontrados na nuvem molecular da qual surgiram. Isso é iluminado e uma área H-II ionizada é criada . No entanto, a pressão de radiação das estrelas jovens faz com que a nuvem molecular se dissipe gradualmente. Normalmente, 10% da massa da nuvem de gás é usada para a formação de estrelas antes que a pressão da radiação sopre o resto.

Aglomerados estelares abertos são objetos muito importantes para estudar a formação estelar. A razão para isso é que todas as estrelas do aglomerado têm aproximadamente a mesma idade e composição química . Pequenas diferenças nas propriedades são percebidas muito mais rapidamente do que se apenas se observassem estrelas isoladas. Sua direção comum de movimento ( paralaxe de corrente estelar ) também pode ser usada para determinar a distância.

História de observação

Os mais famosos aglomerados de estrelas abertas, como as Plêiades , são considerados um grupo de estrelas desde os tempos antigos. Outros foram observados como pontos de luz, mas só puderam ser identificados como aglomerados de estrelas com a invenção do telescópio . Após outras observações, os aglomerados de estrelas foram divididos em duas classes. Algumas consistiam em milhares de estrelas em forma esférica regular e podem ser encontradas em todo o céu. O outro grupo tinha menos estrelas, uma forma mais irregular, e é encontrada quase que exclusivamente no plano galáctico da Via Láctea . O primeiro grupo foi chamado de aglomerados globulares e o segundo foi chamado de aglomerados abertos de estrelas ou aglomerados galácticos.

Descobriu-se que as estrelas em um aglomerado de estrelas aberto têm propriedades semelhantes. Em 1767, o clérigo John Michel calculou a probabilidade de um grupo de estrelas como as Plêiades ser meramente um arranjo aleatório no céu estrelado em 1 em 496.000. À medida que a astrometria se tornou mais precisa, descobriu-se que as estrelas do aglomerado se moviam com o mesmo movimento adequado no céu noturno. A mesma velocidade radial também foi determinada por observações espectroscópicas . A partir disso, concluiu-se que as estrelas se formaram ao mesmo tempo e estão conectadas como um grupo.

Embora os aglomerados globulares e os aglomerados abertos de estrelas formem grupos claramente separados, as diferenças entre os aglomerados globulares esparsos e os aglomerados abertos muito ricos podem ser pequenas. Alguns astrônomos acreditam que os dois tipos de aglomerados de estrelas se baseiam nos mesmos mecanismos, com a diferença de que as causas que levam à formação de grandes aglomerados globulares de estrelas não existem mais em nossa galáxia.

Emergência

Todas as estrelas surgem de sistemas estelares múltiplos , porque apenas uma nuvem de gás com uma massa solar múltipla é pesada o suficiente para colapsar sob sua própria gravidade , mas tal nuvem pesada não pode colapsar em uma única estrela.

A formação de um aglomerado de estrelas aberto começa com o colapso de parte de uma nuvem molecular gigante , uma nuvem de gás pesando vários milhares de massas solares. Muitos fatores podem ser o gatilho para isso. Assim que a nuvem molecular gigante começa a entrar em colapso, a formação de estrelas começa por meio da formação de fragmentos cada vez menores, que no final podem se transformar em vários milhares de estrelas. Em nossa galáxia, aglomerados abertos de estrelas se formam a cada poucos milhares de anos.

Assim que as primeiras estrelas são formadas, as estrelas maiores e mais quentes emitem enormes quantidades de radiação ultravioleta . Essa radiação ioniza o gás em torno da nuvem molecular gigante, criando uma área H-II . Os ventos das estrelas pesadas e a pressão da radiação deslocam o gás circundante. Depois de alguns milhões de anos, ocorre a primeira supernova de uma estrela, fazendo com que mais gás seja ejetado do sistema. Depois de algumas dezenas de milhões de anos, resta apenas tanto gás que as estrelas não podem mais se formar. Na maioria das vezes, apenas 10% do gás inicialmente disponível é usado para a formação de estrelas. O resto vai ser surpreendido.

Até então, os jovens aglomerados de estrelas ainda estão visivelmente embutidos nesta nuvem molecular ou na nebulosa de emissão . Exemplos bem conhecidos disso são a roseta e a nebulosa do casulo .

Como regra, dois ou mais aglomerados abertos de estrelas são formados a partir de uma nuvem molecular. Na grande Nuvem de Magalhães , Hodge 301 e R136 emergiram de gases da nebulosa tarântula . Um exemplo de nossa galáxia seria Hyaden e Praesepe . Ao rastrear seu movimento, acredita-se que se formaram na mesma nuvem há 600 milhões de anos.

Às vezes, dois aglomerados de estrelas que se formaram ao mesmo tempo formam e formam os chamados aglomerados de estrelas duplas . O exemplo mais conhecido na Via Láctea são os aglomerados de estrelas duplas h Persei e Chi Persei , mas outros dez são conhecidos. Muitos foram encontrados nas pequenas e grandes Nuvens de Magalhães . Eles são mais fáceis de detectar em outras galáxias, pois os efeitos de projeção na Via Láctea podem fazer estrelas que não pertencem uma à outra parecem estar próximas.

Forma e classificação

O número de estrelas em um aglomerado aberto varia de algumas dezenas de estrelas a grandes aglomerados de alguns milhares de estrelas. Eles geralmente contêm um núcleo mais denso que é rodeado por uma extensa coroa formada por outras estrelas. O núcleo tem geralmente 3 a 4 anos-luz de diâmetro , enquanto a coroa se estende por cerca de 20 anos-luz do centro. No núcleo existem cerca de 1,5 estrelas por ano-luz cúbico (a densidade de estrelas na área ao redor do nosso Sol é de aproximadamente 0,0035 estrelas por ano-luz cúbico).

Os aglomerados de estrelas abertos são classificados principalmente de acordo com um esquema desenvolvido por Robert Trumpler a partir de 1930. Para isso, são necessárias três informações. Os algarismos romanos de I a IV indicam concentração e separação do campo estelar circundante (de forte a fraca concentração). Os algarismos arábicos de 1 a 3 indicam o quanto as estrelas individuais diferem em seu brilho (de baixo a alto). As letras p, m ou r indicam se o cluster tem poucas (pobres), médias (médias) ou muitas (ricas) estrelas. Além disso (opcional), três outros critérios podem ser especificados: n (nebulosidade - nebelig) = interestelar, nuvens luminosas de matéria estão embutidas no aglomerado; e (alongado) = O aglomerado de estrelas parece alongado em uma direção; u (assimétrico) = As estrelas do aglomerado estão espalhadas em diferentes direções. De acordo com este esquema, por exemplo, as Plêiades são classificadas como I3rn (altamente concentradas com uma população rica com nuvens de matéria), as Hyades são classificadas como II3m (mais dispersas e menos estrelas).

Número e distribuição

Existem mais de 1.000 aglomerados abertos de estrelas conhecidos em nossa galáxia, mas acredita-se que o número real seja até dez vezes maior. Em galáxias espirais , eles são encontrados quase exclusivamente nos braços espirais. A razão é que, por causa da densidade mais alta do gás, a maioria das estrelas é formada aqui e os aglomerados de estrelas desaparecem novamente antes que possam passar dos braços espirais. Eles estão concentrados em nossa galáxia no plano galáctico com uma extensão da altura de cerca de 180 anos-luz (em comparação com o raio da Via Láctea de cerca de 100.000 anos-luz)

Em galáxias irregulares , aglomerados abertos de estrelas podem ser encontrados em qualquer lugar da galáxia. Sua concentração é maior onde a concentração de gás também é maior. No entanto, eles não são encontrados em galáxias elípticas , uma vez que foi aqui que o processo de formação de estrelas parou há muitos anos, de modo que todos os aglomerados de estrelas abertos já se dissolvem.

Em nossa galáxia, a distribuição depende da idade. Os aglomerados de estrelas mais antigos são encontrados principalmente a distâncias maiores do centro galáctico . As forças das marés são mais fortes perto do centro de nossa galáxia, então os aglomerados de estrelas são destruídos com muito mais facilidade. Além disso, as nuvens moleculares gigantes, que também podem destruir os aglomerados abertos de estrelas, estão mais concentradas nas regiões internas da galáxia. Portanto, a maioria dos aglomerados de estrelas nas regiões internas da galáxia passa muito mais cedo do que aqueles nas regiões externas.

Composição das estrelas

Como os aglomerados de estrelas abertos se dispersam antes que a maioria de suas estrelas morra, a maior parte da luz vem de estrelas azuis quentes e jovens. Essas estrelas são as mais pesadas e têm a menor expectativa de vida de algumas dezenas de milhões de anos. Os aglomerados abertos mais antigos, por outro lado, têm mais estrelas amarelas.

Alguns aglomerados abertos de estrelas contêm estrelas azuis quentes que parecem mais jovens do que o resto das estrelas. Esses retardatários azuis também são observados em aglomerados globulares. Acredita-se que sejam formados quando as estrelas colidem e se fundem, formando uma estrela muito mais quente e pesada no processo. Em qualquer caso, a densidade de estrelas é muito mais baixa do que nos aglomerados globulares, de modo que as colisões de estrelas não podem explicar o número de retardatários. Em vez disso, acredita-se que a maioria deles se originou em um sistema estelar binário. As interações do sistema estelar binário com outras estrelas levam à fusão de ambas as estrelas em uma única estrela.

Assim que uma estrela esgota seu suprimento de hidrogênio e, portanto, a fusão nuclear não pode mais ocorrer, ela repele suas camadas externas e forma uma nebulosa planetária com uma anã branca dentro. A maioria dos aglomerados abertos de estrelas, no entanto, se dispersa antes que muitas de suas estrelas atinjam o estágio de anã branca. No entanto, o número de anãs brancas em aglomerados de estrelas abertas é muito menor do que o esperado. Uma possível explicação é a seguinte: quando uma gigante vermelha desprende suas camadas externas e forma uma nebulosa planetária, uma pequena assimetria do material derramado é suficiente para dar à estrela que sobrou um empurrão de alguns quilômetros por segundo . Este é forte o suficiente para deixá-lo escapar da pilha.

Destino dos aglomerados de estrelas abertas

NGC 604 na Nebulosa do Triângulo é um aglomerado de estrelas aberto muito pesado. É cercado por uma área H-II .

A duração de um aglomerado de estrelas depende principalmente de sua massa inicial. Muitos aglomerados abertos de estrelas são instáveis ​​desde sua formação. Sua massa total é tão pequena que a velocidade de escape desse sistema é menor que a velocidade média de suas estrelas. Esses aglomerados de estrelas se desintegram em alguns milhões de anos. Uma vez que o gás circundante é expulso pela pressão de radiação das jovens estrelas quentes, a massa é reduzida para que possa ser rapidamente dispersa.

Aglomerados de estrelas com uma massa grande o suficiente para unir permanentemente as estrelas por meio da gravidade podem existir por dezenas de milhões de anos, mas aqui também os processos internos e externos levam ao fato de que são gradualmente dispersos. Se as estrelas se aproximarem muito do interior, isso geralmente leva ao fato de que a velocidade de uma estrela é muito aumentada, a velocidade de escape do aglomerado de estrelas é excedida e ele pode, portanto, escapar dela. Isso leva à lenta dissolução do aglomerado de estrelas. O tempo de perda da metade das estrelas varia de 150 a 800 milhões de anos, dependendo da densidade inicial.

Em média, a cada meio milhão de anos, um aglomerado de estrelas aberto é destruído por um fator externo, como uma colisão com uma nuvem molecular. As forças de maré causadas pela gravidade levam à destruição da estrutura da estaca. Eventualmente, o aglomerado de estrelas se torna uma faixa de estrelas que, embora não sejam próximas o suficiente para serem chamadas de aglomerado, estão todas conectadas e se movendo na mesma direção.

Depois que a gravidade se tornou tão fraca que não é mais suficiente para prender as estrelas, a maioria das estrelas ainda está se movendo na mesma direção. Essa associação de estrelas também é chamada de aglomerado de estrelas em movimento ou aglomerado de estrelas em movimento. Muitas das estrelas mais brilhantes no 'arado' da Ursa Maior costumavam ser um aglomerado aberto de estrelas, que agora é um elo solto, o grupo da Ursa Maior .

Estudos de formação de estrelas

Se você inserir as estrelas de um aglomerado de estrelas aberto no diagrama de Hertzsprung-Russell , então elas geralmente estão na sequência principal . As estrelas mais pesadas estão um pouco fora da sequência principal e se tornam gigantes vermelhas . A posição dessas estrelas pode ser usada para determinar a idade do aglomerado de estrelas.

Uma vez que todas as estrelas em um aglomerado de estrelas aberto estão aproximadamente à mesma distância da Terra e foram formadas a partir da mesma matéria-prima aproximadamente ao mesmo tempo, as diferenças de brilho dependem apenas das diferentes massas das estrelas. Isso torna os aglomerados estelares abertos muito úteis ao estudar a evolução estelar . Porque se você quiser comparar duas estrelas de um aglomerado de estrelas, a maioria dos parâmetros falham.

A investigação dos depósitos de lítio e berílio em aglomerados estelares abertos são pistas importantes para a evolução das estrelas e suas estruturas internas. Enquanto os núcleos de hidrogênio não podem se fundir ao hélio abaixo de uma temperatura de 10 milhões de K , o lítio e o berílio são destruídos em temperaturas de 2,5 milhões de K e 3,5 milhões de K. Isso significa que sua ocorrência depende fortemente do que acontece dentro da estrela. Os dados podem ser usados ​​para inferir a idade e a composição química.

Medição de distância

Para entender um objeto astronômico, é imperativo saber sua distância. Os clusters mais próximos podem ser medidos usando dois métodos diretos diferentes. Por um lado, pode-se determinar a paralaxe , ou seja, o deslocamento aparente do objeto em relação a objetos muito distantes, que na verdade resulta do movimento da terra em torno do sol. O segundo método é o chamado método de agrupamento de estrelas em movimento (paralaxe de corrente estelar, veja paralaxe ). Baseia-se no fato de que as estrelas de um aglomerado de estrelas se movem juntas em direção a um ponto de fuga comum (vértice). A velocidade radial agora é determinada a partir do espectro estelar com a ajuda de medições de efeito Doppler . Assim que se conhece as velocidades radiais, o movimento adequado e o ângulo observado do aglomerado de estrelas ao ponto de fuga, pode-se calcular a distância com trigonometria simples. Os Hyades são o exemplo mais conhecido desse método sendo usado. Sua distância é de 46,3 parsecs .

Assim que a distância para aglomerados de estrelas próximos for conhecida, técnicas podem ser usadas para distâncias maiores que se baseiam nos dados obtidos para aglomerados de estrelas próximos. Os conjuntos de estrela próximas são conhecidos por estar na sequência principal do diagrama Hertzsprung-Russell a uma distância conhecida , e por isso pode-se facilmente determinar a distância para estrelar aglomerados que são muito mais distante da Terra.

Os aglomerados de estrelas abertos mais próximos da Terra são os Hyades. No entanto, eles são mais um aglomerado de estrelas em movimento do que um aglomerado de estrelas aberto. O aglomerado aberto mais distante na Via Láctea é o Berkeley 29 com uma distância de cerca de 15.000 Parsec . Aglomerados abertos de estrelas são encontrados em muitas galáxias de grupos locais.

A distância exata de aglomerados abertos de estrelas é importante para calibrar a relação período-luminosidade de certos tamanhos de estrelas variáveis ​​(estrelas cefeidas e RR Lyrae ). Essas estrelas são muito brilhantes e ainda podem ser vistas a uma distância muito grande. Eles são, portanto, usados ​​como uma vela padrão para calcular a distância às galáxias próximas no grupo local.

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Links da web

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