Oppene Stärekoup

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen
Riets ënnen am Bild ass deen e puer Millioune Joer ale Stärekoup Hodge 301 ze gesinn. Hien erhellt Deeler vum Tarantelniwwel vun der Grousser Magellanescher Wollek.

Een oppene Stärekoup (oder e galaktesche Koup) ass eng Usammlung vun zwanzeg bis e puer dausend Stären. D'Stären entstinn aus derselwechter Risemoleküllwollek. Hir Konzentratioun am Koupzentrum ass relativ kleng. Trotzdeem hiewe si sech däitlech vum Stärenhannergrond of. Konzentréiert Usammlunge vu Stäre ginn als Kugelstärekoup bezeechent. Oppe Stärekéip fënnt een nëmmen an enger Spiralgalaxis- oder enger Irregulärer Galaxis, an deene Stären entstinn. Si si seele méi al wéi e puer honnert Millioune Joer, well si ginn duerch Zesummenstéiss mat anere Stärekéip oder Gaswolleken zerstéiert.

Jonk oppe Stärekéip kënnen ëmmer nach an der Moleküllwollek sinn, aus där si entstane sinn. Dës ginn doduerch opgehellt an et entsteet en H-II-Gebitt. Dogéint féiert de Stralendrock vun de Stären dozou, datt d'Moleküllwollek zerstreet gëtt. Fir gewéinlech ginn 10 % vun der Gaswollekemass fir d'Stäregebuerte benotzt, nach ir de Stralungsdrock de Rescht zerstreet.

Fir d'Ënnersiche vun der Stäregebuert sinn oppe Stärekéip ganz wichteg Objeten. De Grond heifir läit doran, datt d'Stären all ongeféier de gläichen Alter an déiselwecht chemesch Zesummesetzung hunn. Sou fale kleng Ënnerscheeder vun den Eegeschafte méi séier op, wéi wann een nëmmen isoléiert Stäre kuckt.

Observatiounsgeschicht[änneren | Quelltext änneren]

De bekanntsten oppene Stärekoup sinn d'Plejaden a gi schonn zanter der Antikitéit als Grupp vu Stären opgefaasst. Anerer goufen als Liichtfleck observéiert, konnten awer eréischt mat der Erfindung vum Teleskop als Stärekoup identifizéiert ginn. No weideren Observatioune goufen d'Stärekéip an zwou verschidden Aarten ënnerdeelt. Déi eng bestinn aus dausende vu Stären an enger regelméisseger, kugelfërmeger Gestalt a goufen haaptsächlech am Zentrum vun der Mëllechstrooss fonnt. Déi aner Gruppen hu manner Stären, eng onregelméisseg Form an et fënnt ee s'iwwerall um Himmel. An der éischter Grupp sinn Kugelstärekéip an an der zweeter sinn d'oppe Stärekéip. Oppe Stärekéip ginn heiansdo och galaktesch Kéip genannt, well e se bal nëmmen um galaktesche Plang vun der Mëllechstrooss fënnt.

Et gouf festgestallt, datt d'Stären an engem oppene Stärekoup ähnlech Eegeschaften hunn. De Geeschtleche John Michel hat 1767 d'Wahrscheinlechkeet, datt eng Stäregrupp wéi d'Plejaden nëmmen eng zoufälleg Glidderung um Stärenhimmel wier, mat 1 zu 496.000 berechent. Wéi d'Astrometrie méi genee ginn ass, gouf erausfonnt, datt sech all d'Stären am Koup mat derselwechter Eegebewegung duerch den Nuetshimmel bewegen. Duerch spektroskopesch Observatioune gouf och déiselwecht Radialvitesse ermëttelt. Doraus gouf geschloss, datt d'Stären zur selwechter Zäit entstane sinn an als Grupp matenee verbonne sinn.

Genesis[änneren | Quelltext änneren]

All Stäre entstinn aus Méifachstäresystemer, well nëmmen eng Gaswollek mat enger villfacher Sonnemass ass schwéier genuch, fir ënner hirer eegener Schwéierkraaft ze kollabréieren, dogéint kann awer sou eng schwéier Wollek net zu engem eenzelne Stär kollabréieren.

D'Genesis vun engem oppene Stärekoup fänkt mam Kollaps vun engem Deel vun enger Risemolekülwollek, enger Gaswollek mat dem Gewiicht vun e puer dausend Sonnemassen un. Vill Faktore kënnen den Ausléiser dofir sinn. Soubal d'Risemolekülwollek ufänkt ze kollabréieren, fänkt d'Stäregebuert duerch d'Bildung vun ëmmer méi klenge Fragmenter, aus deenen um Enn vläicht etlech dausend Stäre entstinn. An eiser Galaxis bilden sech oppe Stärekéip all puer dausend Joer.

Soubal déi éischt Stäre entstane sinn, stoussen déi gréisst a gliddegst Stäre eng enorm Mass ultravioletter Stralung aus. Dës Stralung ioniséiert dat ëmleiend Gas vun der Risemolekülwollek, wouduerch sech en H-II-Gebitt bilt. Stärewande vun de schwéiere Stäre an den Stralungsdrock verdrängen dat ëmleiend Gas. No e puer Millioune Joer kënnt et zu der éischter Supernova vun engem Stär, wouduerch weider Gas aus dem System erausgeschleidert gëtt. No etleche Zéngmillioune Joer ass nëmme nach souvill Gas iwwreg, datt et net méi zu enger Stäregebuert komme kann. Meeschtens gi vum ufängleche Gas nëmmen 10 % fir d'Stärebildung genotzt. De Rescht gëtt ewechgeblosen.

An der Regel bilden sech aus enger Molekülwollek zwee oder méi oppe Stärekéip. An der grousser Magellanescher Wollek sinn souwuel Hodge 301 wéi och R136 aus Gase vum Tarantelniwwel ervirgaangen. E Beispill aus eiser Galaxis wären Hyaden an de Praesepe. Duerch Zréckverfolgung vun hirer Bewegung hëlt een un, datt si sech aus derselwechter Wollek viru 600 Millioune Joer gebilt hunn.

Heiansdo formen sech zwéin Stärekéip, déi an der gläicher Zäit entstane sinn a bilden sougenannt Duebelstärekéip. Dat bekanntest Beispill an der Mëllechstrooss ass den Duebelstärekoup h Persei an den Chi Persei, weider zéng Duebelstärekéip si bekannt. Et goufe eng etlech an der klenger an an der grousser Magellanescher Wollek fonnt. Si sinn an anere Galaxien méi einfach opzefannen, well Projektiounseffeter an der Mëllechstrooss dozou féiere kënnen, datt Stäre, déi net zesumme gehéieren, sou wierken, wéi wann si sech dicht niewenenee befannen.

Gestalt a Klassifikatioun[änneren | Quelltext änneren]

D'Zuel vun de Stären an engem oppene Stärekoup variéiert tëscht e puermol zéng Stäre bis hin zu groussen Usammlungen vun e puer dausend Stären. Si hu meeschtens en dichte Kär, ëm deen eng Korona aus weidere Stären ass. De Kär huet meeschtens en Duerchmiesser vun 3 bis 4 Liichtjoer, während d'Korona op enger Distanz vu ronn 20 Liichtjoer vum Zentrum ass. Am Kär si ronn 1,5 Stäre pro Kubikliichtjoer (d'Stärendicht am Gebitt ëm eis Sonn ass zirka 0,0035 Stäre pro Kubikliichtjoer)

Oppe Stärekéip gi meeschtens no engem vum Robert Trumpler entwéckelte Schema vun 1930 klassifizéiert. Dofir sinn dräi Donnéeën néideg. Déi Réimesch Zuele vun I-IV ginn d'Konzentratioun an Lassléisung vum ëmleiende Stärefeld un (vu staark bis schwaach Konzentréiert). Déi Arabesch Ziffere vun 1 bis 3 ginn un, wéi staark sech déi eenzel Stären an hiren Hellegkeeten ënnerscheeden (vu wéineg bis staark). D'Buschstawe p, m, oder r ginn un ob de Kluster wéineg (poor), duerchschnëttlech (medium) oder vill (rich) Stären huet. En 'n' bedeit, datt de Kluster an engem Niwwel läit. No dësem Schema sinn d'Plejaden beispillsweis als I3rn klassifizéiert (staark konzentréiert mat räicher Populatioun an engem Niwwel), d'Hyaden si klassifizéiert als II3m (méi zerstreet a manner Stären)

Literatur[änneren | Quelltext änneren]

  • Battinelli P., Capuzzo-Dolcetta R. (1991), Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 249, p. 76-83 PDF (ADS)
  • van den Bergh S., McClure R.D. (1980), Galactic distribution of the oldest open clusters, Astronomy & Astrophysics, v.88, p. 360 PDF (ADS)
  • 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, v. 429, p. 881-886
  • Brown A.G.A. (2001), Open clusters and OB associations: a review, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, v. 11, p89-96 PDF (ADS)
  • 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, v. 389, p. 871-873
  • Eggen O. J. (1960), Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 120, p. 540
  • 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, v. 595, pp. L53-L56
  • de La Fuente M.R. (1998), Dynamical Evolution of Open Star Clusters, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, v. 110, pp. 1117–1117
  • Hanson R.B. (1975), A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster, Astronomical Journal, v. 80, p. 379-401
  • Janes K.A., Phelps R.L. (1980), The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk, The Astronomical Journal, v. 108, p. 1773-1785
  • 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, v. 57, p. 234-264
  • Nilakshi S.R., Pandey A.K., Mohan V. (2002), A study of spatial structure of galactic open star clusters, Astronomy and Astrophysics, v. 383, p. 153-162
  • Subramaniam A., Gorti U., Sagar R., Bhatt H. C. (1995), Probable binary open star clusters in the Galaxy, Astronomy and Astrophysics, v.302, p. 86
  • Trumpler R.J. (1930), Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters, Lick Observatory bulletin no. 420, Berkeley : University of California Press, p. 154-188
  • 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, v. 116, pp. 997–1011
  • Whitmore, B.C. (2003), The Formation of Star Clusters, In: A decade of Hubble Space Telescope science, ed. Mario Livio, Keith Noll, Massimo Stiavelli. Space Telescope Science Institute symposium series, Vol. 14. Cambridge, Cambridge University Press, p. 153 - 178, ISBN 0521824591 preprint

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Commons: Open clusters – Biller, Videoen oder Audiodateien