შინაარსზე გადასვლა

ღია ვარსკვლავთგროვა

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია
პლეიადები დედამიწასთან უახლოესი ღია ვარსკვლავთგროვა

ღია ვარსკვლავთგროვა (ინგლ. Open cluster) — ვარსკვლავთგროვის ტიპი, შემდგარი ათეულებიდან რამდენიმე ათასამდე ვარსკვლავისგან, რომლებიც ერთი და იგივე გიგანტური მოლეკულური ღრუბლიდან წარმოიქმნა და დაახლოებით იგივე ასაკისაა. ირმის ნახტომის გალაქტიკაში 1100-ზე მეტი ღია ვარსკვლავთგროვა აღმოაჩინეს და ითვლება, რომ კიდევ ბევრი არსებობს.[1] თითოეული მათგანი სუსტად არის დაკავშირებული გრავიტაციით და იშლება სხვა ვარსკვლავთგროვასთან და გაზის ღრუბლებთან ახლო შეჯახებისას, როდესაც ისინი გალაქტიკის ცენტრის გარშემო ბრუნავენ. ამან შეიძლება გამოიწვიოს ვარსკვლავთგროვის წევრების დაკარგვა შიდა ახლო შეჯახების გზით და გალაქტიკის ძირითად სხეულში დისპერსია.[2] ღია ვარსკვლავთგროვა ზოგადად რამდენიმე ასეული მილიონი წლის განმავლობაში ცოცხლობს, ყველაზე მასიური კი რამდენიმე მილიარდი წლის განმავლობაში. ამის საპირისპიროდ, ვარსკვლავების უფრო მასიური სფეროსებრი ვარსკვლავთგროვა უფრო ძლიერ გრავიტაციულ მიზიდულობას ახდენს თავის წევრებზე და შეიძლება უფრო დიდხანსაც კი იარსებოს. ღია ვარსკვლავთგროვა მხოლოდ სპირალურ და არარეგულარულ გალაქტიკებშია აღმოჩენილი, რომლებშიც აქტიური ვარსკვლავთწარმოქმნა ხდება.[3]

ახალგაზრდა ღია ვარსკვლავთგროვა შეიძლება შედიოდეს მოლეკულურ ღრუბელში, საიდანაც ისინი წარმოიქმნნენ, რაც ანათებს მას H II რეგიონის შესაქმნელად.[4] დროთა განმავლობაში, გროვის რადიაციული წნევა გაფანტავს მოლეკულურ ღრუბელს. როგორც წესი, გაზის ღრუბლის მასის დაახლოებით 10% ვარსკვლავებად გაერთიანდება, სანამ რადიაციული წნევა დანარჩენ გაზს არ გაფანტავს.

ღია ვარსკვლავთგროვები ვარსკვლავური ევოლუციის შესწავლის ძირითადი ობიექტებია. რადგან გროვის წევრები მსგავსი ასაკისა და ქიმიური შემადგენლობის არიან, მათი თვისებები (როგორიცაა მანძილი, ასაკი, მეტალურობა, ჩაქრობა და სიჩქარე) უფრო ადვილად განისაზღვრება, ვიდრე იზოლირებული ვარსკვლავების შემთხვევაში.[1] ღია ვარსკვლავთგროვების რიგი, როგორიცაა პლეიადები, ჰიადები და ალფა პერსეის გროვა, შეუიარაღებელი თვალითაც ჩანს. ზოგიერთი სხვა, მაგალითად ორმაგი გროვა, ძლივს შესამჩნევია ინსტრუმენტების გარეშე, ხოლო ბევრად მეტის დანახვა ბინოკლის ან ტელესკოპის გამოყენებით არის შესაძლებელი. გარეული იხვის ვარსკვლავთგროვა, M11, ამის მაგალითია.[5]

ისტორიული დაკვირვებები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
VISTA-ს მონაცემებიდან აღმოჩენილი 30 ღია ვარსკვლავთგროვის მოზაიკა. ღია ვარსკვლავთგროვები ირმის ნახტომის მტვერით იყო დაფარული.[6]

კუროს თანავარსკვლავედში მდებარე ცნობილი ღია ვარსკვლავთგროვა პლეიადები ანტიკური ხანიდან ვარსკვლავთა ჯგუფად იყო აღიარებული, ხოლო ჰიადები (რომლებიც ასევე კუროს ნაწილს წარმოადგენენ) ერთ-ერთი უძველესი ღია ვარსკვლავთგროვაა. სხვა ღია ვარსკვლავთგროვები ადრეული ასტრონომების მიერ აღინიშნა, როგორც სინათლის გაუხსნელი ბუნდოვანი ლაქები. თავის „ალმაგესტში“ რომაელი ასტრონომი პტოლემე ახსენებს პრასეპეს გროვას, პერსევსის ორმაგ გროვას, ბერენიკეს თმების გროვას და პტოლემეოსის გროვას, ხოლო სპარსელმა ასტრონომმა ალ-სუფიმ დაწერა ომიკრონ ველორუმის გროვის შესახებ.[7] თუმცა, ამ „ნისლეულების“ შემადგენელ ვარსკვლავებად დაყოფისთვის ტელესკოპის გამოგონება იქნებოდა საჭირო.[8] მართლაც, 1603 წელს იოჰან ბაიერმა ამ გროვის სამს მიანიჭა აღნიშვნა, თითქოს ისინი ერთი ვარსკვლავი იყვნენ.[9]

ვარსკვლავური გროვა NGC 3590[10]

პირველი ადამიანი, ვინც ღამის ცის დასაკვირვებლად და დაკვირვებების ჩასაწერად 1609 წელს ტელესკოპი გამოიყენა, იყო იტალიელი მეცნიერი გალილეო გალილეი. როდესაც მან ტელესკოპი პტოლემეოსის მიერ ჩაწერილი ნისლიანი ლაქებისკენ მიმართა, აღმოაჩინა, რომ ისინი ერთი ვარსკვლავი კი არა, მრავალი ვარსკვლავის დაჯგუფება იყო. პრაესეპეს შემთხვევაში მან 40-ზე მეტი ვარსკვლავი აღმოაჩინა. მაშინ, როდესაც ადრე დამკვირვებლები პლეიადებში მხოლოდ 6-7 ვარსკვლავს ამჩნევდნენ, მან თითქმის 50 იპოვა.[11] თავის 1610 წლის ტრაქტატში „Sidereus Nuncius“, გალილეო გალილეიმ დაწერა: „გალაქტიკა სხვა არაფერია, თუ არა გროვებში ერთად ჩარგული უამრავი ვარსკვლავის მასა“.[12] გალილეოს ნაშრომის გავლენით, სიცილიელი ასტრონომი ჯოვანი ჰოდიერნა შესაძლოა პირველი ასტრონომი გახდა, რომელმაც ტელესკოპი გამოიყენა აქამდე აღმოუჩენელი ღია ვარსკვლავთგროვების მოსაძებნად.[13] 1654 წელს მან აღმოაჩინა ობიექტები, რომლებიც ამჟამად ცნობილია, როგორც მესიე 41, მესიე 47, NGC 2362 და NGC 2451.[14]

ჯერ კიდევ 1767 წელს გაირკვა, რომ გროვის ვარსკვლავები ფიზიკურად ერთმანეთთან დაკავშირებული იყო,[15] როდესაც ინგლისელმა ნატურალისტმა, რევერენდ ჯონ მიჩელმა, გამოთვალა, რომ დედამიწიდან დანახული შემთხვევითი განლაგების შედეგის ალბათობა, როგორიცაა პლეიადები, მხოლოდ 1-დან 496 000-მდე იყო.[16] 1774-1781 წლებში ფრანგმა ასტრონომმა შარლ მესიემ გამოაქვეყნა ციური ობიექტების კატალოგი, რომლებსაც კომეტების მსგავსი ნისლიანი გარეგნობა ჰქონდათ. ეს კატალოგი მოიცავდა 26 ღია ვარსკვლავთგროვას.[9] 1790-იან წლებში ინგლისელმა ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა დაიწყო ნისლიანი ციური ობიექტების ფართომასშტაბიანი შესწავლა. მან აღმოაჩინა, რომ ამ მახასიათებლების უმეტესობა შეიძლებოდა ცალკეული ვარსკვლავების დაჯგუფებად დაყოფა. ჰერშელმა წამოაყენა იდეა, რომ ვარსკვლავები თავდაპირველად კოსმოსში იყო მიმოფანტული, მაგრამ მოგვიანებით გრავიტაციული მიზიდულობის გამო ვარსკვლავურ სისტემებად გაერთიანდნენ.[17] მან ნისლეულები რვა კლასად დაყო, რომელთაგან VI-დან VIII-მდე კლასები გამოიყენებოდა ვარსკვლავთგროვების კლასიფიკაციისთვის.[18]

NGC 265, ღია ვარსკვლავური გროვა პატარა მაგელანის ღრუბელში

ცნობილი ვარსკვლავური გროვების რაოდენობა ასტრონომების ძალისხმევით კვლავ იზრდებოდა. ასობით ღია ვარსკვლავთგროვა ჩამოთვლილი იყო ახალ საერთო კატალოგში, რომელიც პირველად გამოქვეყნდა 1888 წელს დანიელ-ირლანდიელი ასტრონომის, ჯონ ლუდვიგ ემილ დრეიერის მიერ, და ორ დამატებით საინდექსო კატალოგში, რომლებიც გამოქვეყნდა 1896 და 1905 წლებში.[9] ტელესკოპური დაკვირვებებით გამოვლინდა ვარსკვლავური გროვების ორი განსხვავებული ტიპი, რომელთაგან ერთი შეიცავდა ათასობით ვარსკვლავს რეგულარული სფერული განაწილებით და გვხვდებოდა მთელ ცაზე, მაგრამ უპირატესად ირმის ნახტომის ცენტრისკენ.[19] მეორე ტიპი შედგებოდა უფრო არარეგულარული ფორმის ვარსკვლავების ზოგადად უფრო იშვიათი პოპულაციისგან. ისინი ძირითადად გვხვდებოდა ირმის ნახტომის გალაქტიკურ სიბრტყეში ან მის მახლობლად.[20][21] ასტრონომებმა პირველს სფეროსებრი ვარსკვლავთგროვები უწოდეს, ხოლო მეორეს ღია ვარსკვლავთგროვები. მათი მდებარეობის გამო, ღია ვარსკვლავთგროვებს ზოგჯერ გალაქტიკურ ვარსკვლავთგროვებს უწოდებენ, ტერმინი, რომელიც 1925 წელს შემოიღო შვეიცარიელ-ამერიკელმა ასტრონომმა რობერტ ჯულიუს ტრამპლერმა.[22]

ვარსკვლავების პოზიციების მიკრომეტრიული გაზომვები გროვაში ჯერ კიდევ 1877 წელს ჩაატარა გერმანელმა ასტრონომმა ე. შიონფელდმა და შემდგომ განაგრძო ამერიკელმა ასტრონომმა ე. ბარნარდმა მის გარდაცვალებამდე, 1923 წელს. ამ ძალისხმევის შედეგად ვარსკვლავური მოძრაობის არანაირი ნიშანი არ დაფიქსირებულა.[23] თუმცა, 1918 წელს ჰოლანდიელ-ამერიკელმა ასტრონომმა ადრიან ვან მაანენმა შეძლო პლეიადების გროვის ნაწილში ვარსკვლავების საკუთარი მოძრაობის გაზომვა სხვადასხვა დროს გადაღებული ფოტოფირფიტების შედარებით.[24] როდესაც ასტრომეტრია უფრო ზუსტი გახდა, აღმოჩნდა, რომ გროვის ვარსკვლავებს სივრცეში საერთო საკუთარი მოძრაობა აქვთ. 1918 წელს გადაღებული პლეიადების გროვის ფოტოფირფიტების 1943 წელს გადაღებულ სურათებთან შედარებით, ვან მაანენმა შეძლო იმ ვარსკვლავების იდენტიფიცირება, რომლებსაც ჰქონდათ გროვის საშუალო მოძრაობის მსგავსი საკუთარი მოძრაობა და, შესაბამისად, უფრო სავარაუდოა, რომ წევრები იყვნენ.[25] სპექტროსკოპიულმა გაზომვებმა გამოავლინა საერთო რადიალური სიჩქარეები, რაც აჩვენებს, რომ გროვა შედგება ჯგუფად შეკრული ვარსკვლავებისგან.[1]

ღია ვარსკვლავთგროვების პირველი ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამები გამოაქვეყნა ეინარ ჰერცშპრუნგმა 1911 წელს, სადაც პლეიადებისა და ჰიადების ვარსკვლავთგროვების გრაფიკი იყო მოცემული. მან ეს სამუშაო ღია ვარსკვლავთგროვებზე მომდევნო ოცი წლის განმავლობაში განაგრძო. სპექტროსკოპიული მონაცემებიდან მან შეძლო ღია ვარსკვლავთგროვების შინაგანი მოძრაობის ზედა ზღვრის დადგენა და იმის შეფასება, რომ ამ ობიექტების საერთო მასა მზის მასას რამდენიმე ასეულჯერ არ აღემატებოდა. მან აჩვენა კავშირი ვარსკვლავების ფერებსა და მათ სიდიდეებს შორის და 1929 წელს შენიშნა, რომ ჰიადებისა და პრასეპეს ვარსკვლავთგროვებს პლეიადებისგან განსხვავებული ვარსკვლავური პოპულაციები ჰქონდათ. ეს შემდგომში განიმარტებოდა, როგორც სამივე ვარსკვლავთგროვების ასაკის სხვაობა.[26]

ფორმირება

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ინფრაწითელი სინათლე ავლენს ორიონის ნისლეულის გულში წარმოქმნილ მკვრივ ღია ვარსკვლავთგროვას
ე.წ. „შექმნის სვეტები“, არწივის ნისლეულის რეგიონი, სადაც მოლეკულურ ღრუბელს ახალგაზრდა, მასიური ვარსკვლავები აორთქლებენ.

ღია ვარსკვლავთგროვის ფორმირება იწყება გიგანტური მოლეკულური ღრუბლის ნაწილის კოლაფსით, რომელიც გაზისა და მტვრის ცივი, მკვრივი ღრუბელია, რომელიც მზის მასას ათასობითჯერ აღემატება. ამ ღრუბლების სიმკვრივე მერყეობს 102-დან 106 ნეიტრალური წყალბადის მოლეკულამდე სმ3-ზე, ხოლო ვარსკვლავთწარმოქმნა ხდება იმ რეგიონებში, სადაც სიმკვრივე სმ3-ზე 104 მოლეკულას აღემატება. როგორც წესი, ღრუბლის მოცულობით მხოლოდ 1–10% აღემატება ამ უკანასკნელ სიმკვრივეს.[27] კოლაფსამდე, ეს ღრუბლები ინარჩუნებენ მექანიკურ წონასწორობას მაგნიტური ველების, ტურბულენტობისა და ბრუნვის მეშვეობით.[28]

გიგანტური მოლეკულური ღრუბლის წონასწორობა შეიძლება დაირღვეს მრავალმა ფაქტორმა, რაც იწვევს კოლაფსს და ვარსკვლავთწარმოქმნის აფეთქებას, რამაც შეიძლება გამოიწვიოს ღია ვარსკვლავთგროვა. ესენია ახლომდებარე სუპერნოვას დარტყმითი ტალღები, სხვა ღრუბლებთან შეჯახება და გრავიტაციული ურთიერთქმედება. გარე ფაქტორების გარეშეც კი, ღრუბლის რეგიონებმა შეიძლება მიაღწიონ პირობებს, სადაც ისინი არასტაბილური ხდებიან კოლაფსის მიმართ.[28] კოლაფსირებადი ღრუბლის რეგიონი იერარქიულ ფრაგმენტაციას განიცდის სულ უფრო პატარა გროვებად, მათ შორის განსაკუთრებით მკვრივ ფორმად, რომელიც ცნობილია როგორც ინფრაწითელი მუქი ღრუბლები, რაც საბოლოოდ რამდენიმე ათასამდე ვარსკვლავის ფორმირებას გამოიწვევს. ეს ვარსკვლავთწარმოქმნა იწყება კოლაფსირებადი ღრუბლის გარშემო, რაც პროტოვარსკვლავებს ხედვისგან ბლოკავს, მაგრამ ინფრაწითელ დაკვირვებას საშუალებას იძლევა.[27] ირმის ნახტომის გალაქტიკაში ღია ვარსკვლავთგროვების ფორმირების სიჩქარე, სავარაუდოდ, ყოველ რამდენიმე ათას წელიწადში ერთხელ ხდება.[29]

ახლად წარმოქმნილი ვარსკვლავებიდან ყველაზე ცხელი და ყველაზე მასიური (ცნობილი როგორც OB ვარსკვლავები) გამოყოფენ ინტენსიურ ულტრაიისფერ გამოსხივებას, რომელიც სტაბილურად იონიზაციას უკეთებს გიგანტური მოლეკულური ღრუბლის მიმდებარე გაზს და ქმნის H II რეგიონს. მასიური ვარსკვლავების ვარსკვლავიერი ქარები და რადიაციული წნევა იწყებს ცხელი იონიზებული გაზის განდევნას გაზში ხმის სიჩქარის შესაბამისი სიჩქარით. რამდენიმე მილიონი წლის შემდეგ გროვები განიცდის თავის პირველ ბირთვის კოლაფსირებულ სუპერნოვას, რომელიც ასევე გამოდევნის გაზს მიმდებარე ტერიტორიიდან. უმეტეს შემთხვევაში, ეს პროცესები ათი მილიონი წლის განმავლობაში გაზისგან გაათავისუფლებს გროვას და ვარსკვლავთწარმოქმნა აღარ მოხდება. მიუხედავად ამისა, შედეგად მიღებული პროტოვარსკვლავური ობიექტების დაახლოებით ნახევარი დარჩება გარშემორტყმული ცირკუმვარსკვლავური დისკებით, რომელთაგან ბევრი ქმნის აკრეციის დისკებს.[27]

რადგან ღრუბლის ბირთვში არსებული გაზის მხოლოდ 30-40 პროცენტი ქმნის ვარსკვლავებს, ნარჩენი გაზის გამოდევნის პროცესი დიდ ზიანს აყენებს ვარსკვლავთწარმოქმნის პროცესს. ამრიგად, ყველა გროვა განიცდის მნიშვნელოვან ახალბედების წონის კლებას, ხოლო დიდი ნაწილი განიცდის ახალბედების სიკვდილიანობას. ამ ეტაპზე, ღია ვარსკვლავთგროვის ფორმირება დამოკიდებული იქნება იმაზე, არიან თუ არა ახლად წარმოქმნილი ვარსკვლავები გრავიტაციულად შეკრული ერთმანეთთან; წინააღმდეგ შემთხვევაში, წარმოიქმნება შეუზღუდავი ვარსკვლავთა ასოციაცია. მაშინაც კი, როდესაც გროვა, როგორიცაა პლეიადები, წარმოიქმნება, მას შეუძლია შეინარჩუნოს ორიგინალური ვარსკვლავების მხოლოდ მესამედი, ხოლო დანარჩენი გაზის გამოდევნის შემდეგ იშლება.[30] ახალგაზრდა ვარსკვლავები, რომლებიც გამოთავისუფლდებიან თავიანთი დაბადების გროვიდან, გალაქტიკური ველის პოპულაციის ნაწილი ხდებიან.

რადგან ვარსკვლავების უმეტესობა, თუ არა ყველა, გროვაში ყალიბდება, ვარსკვლავთგროვები უნდა ჩაითვალოს გალაქტიკების ფუნდამენტურ საშენ მასალად. ძლიერი გაზის გამოტყორცნის მოვლენები, რომლებიც ქმნიან და ანადგურებენ მრავალ ვარსკვლავურ გროვას დაბადებისას, კვალს ტოვებს გალაქტიკების მორფოლოგიურ და კინემატიკურ სტრუქტურებში.[31] ღია ვარსკვლავთგროვების უმეტესობა ყალიბდება მინიმუმ 100 ვარსკვლავით და 50 ან მეტი მზის მასით. უდიდეს გროვებს შეიძლება ჰქონდეს 104 M☉-ზე მეტი წონა, მასიური გროვა ვესტერლუნდ 1 შეფასებულია 5×104 M☉-ად, ხოლო R136 თითქმის 5×105 M☉-ად, რაც ტიპიურია სფეროსებრი ვარსკვლავთგროვებისთვის.[27] მიუხედავად იმისა, რომ ღია ვარსკვლავთგროვები და სფეროსებრი ვარსკვლავთგროვები ქმნიან ორ საკმაოდ განსხვავებულ ჯგუფს, შესაძლოა დიდი შინაგანი განსხვავება არ იყოს ძალიან მეჩხერ სფეროსებრ ვარსკვლავთგროვას, როგორიცაა პალომარი 12, და ძალიან მდიდარ ღია ვარსკვლავთგროვას შორის. ზოგიერთი ასტრონომი თვლის, რომ ვარსკვლავური გროვების ორი ტიპი ერთი და იგივე ძირითადი მექანიზმით ყალიბდება, იმ განსხვავებით, რომ პირობები, რომლებმაც ხელი შეუწყო ასობით ათასი ვარსკვლავისგან შემდგარი ძალიან მდიდარი სფეროსებრი ვარსკვლავთგროვების ფორმირებას, ირმის ნახტომში აღარ არსებობს.[32]

ერთი და იგივე მოლეკულური ღრუბლიდან ორი ან მეტი ცალკეული ღია ვარსკვლავთგროვის წარმოქმნა ხშირია. მაგელანის დიდ ნისლეულში, როგორც Hodge 301, ასევე R136 ტარანტულის ნისლეულის გაზებიდან წარმოიქმნა, ხოლო ჩვენს გალაქტიკაში, ორი თვალსაჩინო ახლომდებარე ღია ვარსკვლავთგროვის, ჰიადებისა და პრაესეპეს, სივრცეში მოძრაობის კვალის დაკვირვება იმაზე მიუთითებს, რომ ისინი დაახლოებით 600 მილიონი წლის წინ ერთსა და იმავე ღრუბელში ჩამოყალიბდნენ.[33] ზოგჯერ, ერთდროულად დაბადებული ორი გროვა ორმაგ გროვას ქმნის. ირმის ნახტომში ყველაზე ცნობილი მაგალითია NGC 869 და NGC 884 ორმაგი გროვა (ასევე ცნობილი როგორც h და χ Persei), მაგრამ ცნობილია კიდევ სულ მცირე 10 ორმაგი გროვის არსებობა.[34] ახალი კვლევა მიუთითებს, რომ ცეფეიდების მასპინძელი M25 შეიძლება სამმაგი ვარსკვლავთგროვა იყოს NGC 6716-თან და Collinder 394-თან ერთად.[35] მცირე და დიდ მაგელანის ღრუბლებში ცნობილია კიდევ ბევრი ბინარული კლასტერი — მათი აღმოჩენა გარე სისტემებში უფრო ადვილია, ვიდრე ჩვენს გალაქტიკაში, რადგან პროექციის ეფექტებმა შეიძლება გამოიწვიოს ირმის ნახტომში არსებული ერთმანეთთან დაუკავშირებელი კლასტერების ერთმანეთთან ახლოს გამოჩენა.

მორფოლოგია და კლასიფიკაცია

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
NGC 2367 არის ახალშობილი ვარსკვლავური დაჯგუფება, რომელიც მდებარეობს ირმის ნახტომის კიდეებზე უზარმაზარი და უძველესი სტრუქტურის ცენტრში.[36]

ღია ვარსკვლავთგროვები მერყეობს ძალიან იშვიათი გროვებიდან მხოლოდ რამდენიმე წევრით დიდ აგლომერაციებამდე, რომლებიც ათასობით ვარსკვლავს შეიცავს. ისინი, როგორც წესი, შედგება საკმაოდ მკაფიო მკვრივი ბირთვისგან, რომელიც გარშემორტყმულია გროვის წევრების უფრო დიფუზური „გვირგვინით“. ბირთვი, როგორც წესი, დაახლოებით 3-4 სინათლის წლის დიამეტრისაა, გვირგვინი კი გროვის ცენტრიდან დაახლოებით 20 სინათლის წლამდეა გადაჭიმული. გროვის ცენტრში ვარსკვლავების ტიპიური სიმკვრივე დაახლოებით 1.5 ვარსკვლავია კუბურ სინათლის წელიწადში. შედარებისთვის, მზის მახლობლად ვარსკვლავების სიმკვრივე დაახლოებით 0.003 ვარსკვლავია კუბურ სინათლის წელიწადში.[37]

ღია ვარსკვლავთგროვები ხშირად კლასიფიცირდება რობერტ ტრამპლერის მიერ 1930 წელს შემუშავებული სქემის მიხედვით. ტრამპლერის სქემა გროვებს სამნაწილიან აღნიშვნას ანიჭებს, რომაული ციფრით I-IV მცირედან ძალიან განსხვავებულამდე, არაბული ციფრით 1-დან 3-მდე წევრების სიკაშკაშის დიაპაზონისთვის (პატარიდან დიდ დიაპაზონამდე) და p, m ან r იმის მითითებით, არის თუ არა ვარსკვლავებით მდიდარი, საშუალო თუ ღარიბი გროვები. 'n' ემატება, თუ გროვები ნისლეულების შიგნით მდებარეობს.[38]

ტრამპლერის სქემის მიხედვით, პლეიადები კლასიფიცირდება როგორც I3rn, ხოლო ახლომდებარე ჰიადები კლასიფიცირდება როგორც II3m.

გროვების რაოდენობა და მათი გავრცელება

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
NGC 346, ღია ვარსკვლავთგროვები პატარა მაგელანის ღრუბელში

ჩვენს გალაქტიკაში 1100-ზე მეტი ცნობილი ღია ვარსკვლავთგროვებაა, მაგრამ რეალური ოდენობა შეიძლება ათჯერ მეტი იყოს.[39] სპირალურ გალაქტიკებში ღია ვარსკვლავთგროვები ძირითადად სპირალურ მკლავებში გვხვდება, სადაც გაზის სიმკვრივე ყველაზე მაღალია და ამიტომ ხდება ვარსკვლავთწარმოქმნის უმეტესი ნაწილი, ხოლო გროვები, როგორც წესი, იფანტება მანამ, სანამ მათ სპირალური მკლავის მიღმა გასვლის დრო ექნებათ. ღია ვარსკვლავთგროვები ძლიერ კონცენტრირებულია გალაქტიკურ სიბრტყესთან ახლოს, ჩვენს გალაქტიკაში მასშტაბის სიმაღლე დაახლოებით 180 სინათლის წელია, გალაქტიკური რადიუსის დაახლოებით 50,000 სინათლის წელთან შედარებით.[40]

არარეგულარულ გალაქტიკებში ღია ვარსკვლავთგროვები შეიძლება აღმოჩენილი იყოს მთელ გალაქტიკაში, თუმცა მათი კონცენტრაცია ყველაზე მაღალია იქ, სადაც გაზის სიმკვრივე ყველაზე მაღალია.[41] ღია ვარსკვლავთგროვები არ შეინიშნება ელიფსურ გალაქტიკებში: ვარსკვლავთწარმოქმნა შეწყდა მრავალი მილიონი წლის წინ ელიფსურ გალაქტიკებში და ამიტომ თავდაპირველად არსებული ღია ვარსკვლავთგროვები დიდი ხნის წინ გაიფანტა.[42]

ირმის ნახტომის გალაქტიკაში გროვების განაწილება დამოკიდებულია ასაკზე, სადაც ძველი გროვები უპირატესად გვხვდება გალაქტიკური ცენტრიდან უფრო დიდ მანძილზე, ზოგადად გალაქტიკური სიბრტყის ზემოთ ან ქვემოთ მნიშვნელოვან მანძილზე.[43] მოქცევითი ძალები გალაქტიკის ცენტრთან ახლოს უფრო ძლიერია, რაც ზრდის გროვების რღვევის სიჩქარეს, ასევე გიგანტური მოლეკულური ღრუბლები, რომლებიც გროვების რღვევას იწვევენ, კონცენტრირებულია გალაქტიკის შიდა რეგიონებისკენ, ამიტომ გალაქტიკის შიდა რეგიონებში არსებული გროვები, როგორც წესი, უფრო ახალგაზრდა ასაკში იფანტებიან, ვიდრე მათი ანალოგები გარე რეგიონებში.[44]

ვარსკვლავური შემადგენლობა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ქვედა მარჯვენა კუთხეში რამდენიმე მილიონი წლის ვარსკვლავთა გროვა ანათებს ტარანტულის ნისლეულს დიდ მაგელანის ღრუბელში.

რადგან ღია ვარსკვლავთგროვები, როგორც წესი, იფანტებიან მანამ, სანამ მათი ვარსკვლავების უმეტესობა სიცოცხლის ბოლომდე მიაღწევს, მათგან გამომავალ სინათლეს, როგორც წესი, ახალგაზრდა, ცხელი ლურჯი ვარსკვლავები დომინირებენ. ეს ვარსკვლავები ყველაზე მასიურია და აქვთ ყველაზე მოკლე სიცოცხლე, რამდენიმე ათეული მილიონი წელი. უფრო ძველი ღია ვარსკვლავთგროვები, როგორც წესი, უფრო მეტ ყვითელ ვარსკვლავს შეიცავს.[45]

ორჯერადი ვარსკვლავური სისტემების სიხშირე უფრო მაღალია ღია ვარსკვლავთგროვებში, ვიდრე ღია ვარსკვლავთგროვების გარეთ. ეს იმის დასტურია, რომ ცალკეული ვარსკვლავები ღია ვარსკვლავთგროვებიდან დინამიური ურთიერთქმედების გამო გამოიტყორცნებიან.[46]

ზოგიერთი ღია ვარსკვლავთგროვები შეიცავს ცხელ ლურჯ ვარსკვლავებს, რომლებიც, როგორც ჩანს, გაცილებით ახალგაზრდები არიან, ვიდრე გროვის დანარჩენი ნაწილი. ეს ლურჯი ჩამორჩენილები ასევე შეინიშნება სფეროსებრი გროვებში და სფეროსებრი ვარსკვლავების ძალიან მკვრივ ბირთვებში, ითვლება, რომ ისინი წარმოიქმნება ვარსკვლავების შეჯახების დროს, რაც ქმნის ბევრად უფრო ცხელ, უფრო მასიურ ვარსკვლავს. თუმცა, ღია ვარსკვლავთგროვებში ვარსკვლავური სიმკვრივე გაცილებით დაბალია, ვიდრე სფეროსებრ გროვებში და ვარსკვლავური შეჯახებები ვერ ხსნის დაკვირვებული ლურჯი ჩამორჩენილი ვარსკვლავების რაოდენობას. ამის ნაცვლად, ითვლება, რომ მათი უმეტესობა, სავარაუდოდ, მაშინ წარმოიქმნება, როდესაც სხვა ვარსკვლავებთან დინამიური ურთიერთქმედება იწვევს ბინარული სისტემის ერთ ვარსკვლავად გაერთიანებას.[47]

როდესაც ისინი ამოწურავენ წყალბადის მარაგს თერმობირთვული რეაქციის გზით, საშუალო და დაბალი მასის ვარსკვლავები კარგავენ თავიანთ გარე ფენებს, ქმნიან პლანეტური ნისლეულს და ვითარდებიან თეთრ ჯუჯებად. მიუხედავად იმისა, რომ გროვების უმეტესობა იფანტება მანამ, სანამ მათი წევრების დიდი ნაწილი მიაღწევს თეთრი ჯუჯის სტადიას, ღია ვარსკვლავთგროვებში თეთრი ჯუჯების რაოდენობა მაინც ზოგადად გაცილებით დაბალია, ვიდრე მოსალოდნელი იყო, გროვის ასაკისა და ვარსკვლავების მოსალოდნელი საწყისი მასის განაწილების გათვალისწინებით. თეთრი ჯუჯების არარსებობის ერთ-ერთი შესაძლო ახსნა ის არის, რომ როდესაც წითელი გიგანტი გამოდევნის თავის გარე ფენებს პლანეტარულ ნისლეულად გადაქცევისთვის, მასალის დაკარგვის მცირე ასიმეტრიამ შეიძლება ვარსკვლავს წამში რამდენიმე კილომეტრის „გადაცემა“ მიანიჭოს, რაც საკმარისია გროვიდან მის გამოსადევნად.[48]

მაღალი სიმკვრივის გამო, ღია ვარსკვლავთგროვის ვარსკვლავებს შორის ახლო შეჯახებები ხშირია.[49] ტიპიური გროვისთვის, რომელიც შეიცავს 1000 ვარსკვლავს 0.5 პარსეკის ნახევარმასის რადიუსით, საშუალოდ, ვარსკვლავი სხვა წევრს ხვდება ყოველ 10 მილიონ წელიწადში ერთხელ. ეს მაჩვენებელი კიდევ უფრო მაღალია უფრო მკვრივ გროვაში. ამ შეჯახებებს შეიძლება მნიშვნელოვანი გავლენა მოახდინოს გაფართოებულ ვარსკვლავთშორის დისკებზე, რომლებიც გარს აკრავს ბევრ ახალგაზრდა ვარსკვლავს. დიდი დისკების მოქცევითმა პერტურბაციებმა შეიძლება გამოიწვიოს მასიური პლანეტებისა და ყავისფერი ჯუჯების წარმოქმნა, რაც წარმოქმნის თანამგზავრებს მასპინძელი ვარსკვლავიდან 100 ასტრონომიული ერთეულის ან მეტის მანძილზე.[50]

საბოლოო ბედი

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
სამკუთხედის გალაქტიკაში NGC 604 არის ძალიან მასიური ღია ვარსკვლავთგროვა, რომელიც გარშემორტყმულია H II რეგიონით.

ბევრი ღია ვარსკვლავთგროვა ბუნებით არასტაბილურია, საკმარისად მცირე მასით, რომ სისტემის მეორე კოსმოსური სიჩქარე უფრო დაბალი იყოს, ვიდრე შემადგენელი ვარსკვლავების საშუალო სიჩქარე. ეს გროვა სწრაფად გაიფანტება რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში. ბევრ შემთხვევაში, ცხელი ახალგაზრდა ვარსკვლავების რადიაციული წნევის შედეგად წარმოქმნილი გაზის გამოყოფა, რომელიც გროვას წარმოქმნის, ამცირებს გროვას მასას იმდენად, რამდენადაც ეს საშუალებას იძლევა სწრაფი გაფანტვის.[51]

გროვები, რომლებსაც საკმარისი მასა აქვთ გრავიტაციულად შეკავშირებისთვის, მას შემდეგ, რაც მიმდებარე ნისლეული აორთქლდება, შეიძლება განსხვავებული დარჩნენ მრავალი ათეული მილიონი წლის განმავლობაში, მაგრამ დროთა განმავლობაში, შიდა და გარე პროცესებიც აფანატებენ მათ. შინაგანად, ვარსკვლავებს შორის მჭიდრო შეჯახებამ შეიძლება გაზარდოს წევრის სიჩქარე გროვის გაქცევის სიჩქარეზე მეტად. ეს იწვევს გროვის წევრების თანდათანობით „აორთქლებას“.[52]

გარედან, დაახლოებით ყოველ ნახევარ მილიარდ წელიწადში ერთხელ ღია ვარსკვლავთგროვა, როგორც წესი, შეწუხებულია გარე ფაქტორებით, როგორიცაა მოლეკულურ ღრუბელთან ახლოს ან მის გავლით გავლა. ასეთი შეჯახებით წარმოქმნილი გრავიტაციული მოქცევითი ძალები, როგორც წესი, არღვევს გროვას. საბოლოოდ, გროვა ხდება ვარსკვლავების ნაკადი, რომელიც არ არის საკმარისად ახლოს, რომ გროვა იყოს, მაგრამ ყველა დაკავშირებულია და მოძრაობს მსგავსი მიმართულებით მსგავსი სიჩქარით. დროის მასშტაბი, რომლის განმავლობაშიც გროვა იშლება, დამოკიდებულია მის საწყის ვარსკვლავურ სიმკვრივეზე, უფრო მჭიდროდ შეკრული გროვები უფრო დიდხანს ნარჩუნდება. გროვის ნახევარდაშლის სავარაუდო პერიოდი, რომლის შემდეგაც თავდაპირველი გროვის წევრების ნახევარი დაიკარგება, 150-800 მილიონი წლის ფარგლებში მერყეობს, რაც დამოკიდებულია თავდაპირველ სიმკვრივეზე.[52]

გროვის გრავიტაციულად გათავისუფლების შემდეგ, მისი შემადგენელი ვარსკვლავების უმეტესობა კვლავ მოძრაობს კოსმოსში მსგავსი ტრაექტორიებით, ე.წ. ვარსკვლავური ასოციაციის, მოძრავი გროვის ან მოძრავი ჯგუფის სახით. დიდი დათვის „გუთნის“ რამდენიმე ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი ღია ვარსკვლავთგროვის ყოფილი წევრები არიან, რომლებიც ამ შემთხვევაში დიდი დათვის მოძრავი ჯგუფის ასოციაციას ქმნიან.[53] საბოლოოდ, მათი ოდნავ განსხვავებული ფარდობითი სიჩქარეები მათ მთელ გალაქტიკაში გაფანტვას გამოიწვევს. უფრო დიდი გროვა შემდეგ ნაკადის სახელითაა ცნობილი, თუ აღმოვაჩენთ სხვაგვარად კარგად გამოყოფილი ვარსკვლავების მსგავს სიჩქარეებსა და ასაკს.[54][55]

ვარსკვლავური ევოლუციის შესწავლა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამები ორი ღია ვარსკვლავთგროვისთვის. NGC 188 უფრო ძველია და მთავარი მიმდევრობიდან უფრო დაბალ გადახრას აჩვენებს, ვიდრე M67-ში დაფიქსირებული.

როდესაც ღია ვარსკვლავთგროვისთვის ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამაა აგებული, ვარსკვლავების უმეტესობა მთავარ მიმდევრობაზე მდებარეობს.[56] ყველაზე მასიური ვარსკვლავები მთავარი მიმდევრობიდან ევოლუციას იწყებენ და წითელ გიგანტებად იქცევიან; მთავარი მიმდევრობიდან გადახრის პოზიციის გამოყენება შესაძლებელია გროვის ასაკის შესაფასებლად.[57]

რადგან ღია ვარსკვლავთგროვის ვარსკვლავები დედამიწიდან დაახლოებით ერთსა და იმავე მანძილზე არიან და დაახლოებით ერთსა და იმავე ნედლეულისგან წარმოიშვნენ, გროვის წევრებს შორის აშკარა სიკაშკაშის სხვაობა მხოლოდ მათი მასით არის განპირობებული.[56] ეს ღია ვარსკვლავთგროვებს ძალიან სასარგებლოს ხდის ვარსკვლავური ევოლუციის შესწავლაში, რადგან ერთი ვარსკვლავის მეორესთან შედარებისას, ცვლადი პარამეტრების უმეტესობა ფიქსირებულია.[57]

ღია ვარსკვლავთგროვის ვარსკვლავებში ლითიუმისა და ბერილიუმის სიმრავლის შესწავლამ შეიძლება მნიშვნელოვანი მინიშნებები მოგვცეს ვარსკვლავების ევოლუციისა და მათი შიდა სტრუქტურების შესახებ. მიუხედავად იმისა, რომ წყალბადის ბირთვები ვერ შერწყმავენ ჰელიუმის წარმოსაქმნელად მანამ, სანამ ტემპერატურა დაახლოებით 10 მილიონ K-ს არ მიაღწევს, ლითიუმი და ბერილიუმი იშლება შესაბამისად 2.5 მილიონი K და 3.5 მილიონი K ტემპერატურაზე. ეს ნიშნავს, რომ მათი სიმრავლე ძლიერ არის დამოკიდებული იმაზე, თუ რამდენად ხდება შერევა ვარსკვლავის ინტერიერში. ღია ვარსკვლავთგროვის ვარსკვლავებში მათი სიმრავლის შესწავლით შესაძლებელია ისეთი ცვლადების დადგენა, როგორიცაა ასაკი და ქიმიური შემადგენლობა.[58]

კვლევებმა აჩვენა, რომ ამ მსუბუქი ელემენტების სიმრავლე გაცილებით დაბალია, ვიდრე ვარსკვლავური ევოლუციის მოდელები პროგნოზირებენ. მიუხედავად იმისა, რომ ამ სიჭარბის მიზეზი ჯერ კიდევ ბოლომდე არ არის გასაგები, ერთ-ერთი შესაძლებლობა ის არის, რომ ვარსკვლავის ინტერიერში კონვექციამ შეიძლება „გადააჭარბოს“ იმ რეგიონებს, სადაც რადიაცია ჩვეულებრივ ენერგიის გადაცემის დომინანტური რეჟიმია.[58]

ასტრონომიული მანძილის შკალა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
M11, ასევე ცნობილი როგორც „ველური იხვის გროვა“, არის ძალიან მდიდარი გროვა, რომელიც მდებარეობს ირმის ნახტომის ცენტრისკენ

ასტრონომიულ ობიექტებამდე მანძილის განსაზღვრა მათი გაგებისთვის უმნიშვნელოვანესია, თუმცა ობიექტების დიდი უმრავლესობა იმდენად შორსაა, რომ მათი მანძილის პირდაპირ განსაზღვრა შეუძლებელია. ასტრონომიული მანძილის შკალის კალიბრაცია ეფუძნება არაპირდაპირი და ზოგჯერ გაურკვეველი გაზომვების თანმიმდევრობას, რომელიც უახლოეს ობიექტებს, რომელთა მანძილების პირდაპირ გაზომვაც შესაძლებელია, სულ უფრო შორეულ ობიექტებთან აკავშირებს.[59] ღია ვარსკვლავთგროვები ამ თანმიმდევრობაში გადამწყვეტი ნაბიჯია.

ახლომდებარე ღია ვარსკვლავთგროვებამდე მანძილის გაზომვა შესაძლებელია ორი მეთოდიდან ერთ-ერთით. პირველი, ახლო ღია ვარსკვლავთგროვებში მყოფი ვარსკვლავების პარალაქსის (წლის განმავლობაში დედამიწის მზის გარშემო ორბიტის ერთი მხრიდან მეორეზე გადაადგილებით გამოწვეული თვალსაჩინო პოზიციის მცირე ცვლილება) გაზომვა შესაძლებელია, სხვა ინდივიდუალური ვარსკვლავების მსგავსად. ისეთი გროვები, როგორიცაა პლეიადები, ჰიადები და კიდევ რამდენიმე, დაახლოებით 500 სინათლის წლის რადიუსში, საკმარისად ახლოს არიან, რომ ეს მეთოდი სიცოცხლისუნარიანი იყოს და ჰიპარკოსის პოზიციის საზომი თანამგზავრის შედეგებმა რამდენიმე გროვებისთვის ზუსტი მანძილი გამოავლინა.[60][61]

მეორე პირდაპირი მეთოდია ე.წ. მოძრავი გროვების მეთოდი. ეს ეფუძნება იმ ფაქტს, რომ გროვების ვარსკვლავები სივრცეში საერთო მოძრაობას ახორციელებენ. გროვის წევრების საკუთარი მოძრაობების გაზომვა და ცაზე მათი აშკარა მოძრაობების გამოსახვა გამოავლენს, რომ ისინი გაქრობის წერტილში იკრიბებიან. გროვის წევრების რადიალური სიჩქარე შეიძლება განისაზღვროს მათი სპექტრების დოპლერის წანაცვლების გაზომვებიდან და როგორც კი რადიალური სიჩქარე, საკუთარი მოძრაობა და კუთხური მანძილი გროვიდან მის გაქრობის წერტილამდე ცნობილი გახდება, მარტივი ტრიგონომეტრია გამოავლენს მანძილს გროვამდე. ჰიადები ამ მეთოდის ყველაზე ცნობილი გამოყენებაა, რომელიც აჩვენებს, რომ მათი მანძილი 46.3 პარსეკია.[62]

მას შემდეგ, რაც ახლომდებარე გროვამდე მანძილი დადგინდება, შემდგომი ტექნიკით შესაძლებელია მანძილის შკალის გაფართოება უფრო შორეულ გროვამდე. ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამის მთავარი თანმიმდევრობის ცნობილ მანძილზე მდებარე გროვის უფრო შორეულ გროვასთან შესაბამისობით, შესაძლებელია უფრო შორეულ გროვამდე მანძილის შეფასება. უახლოესი ღია ვარსკვლავთგროვა არის ჰიადები: ვარსკვლავური ასოციაცია, რომელიც შედგება პლუის ვარსკვლავების უმეტესობისგან, ჰიადების მანძილის დაახლოებით ნახევარზეა, მაგრამ ეს არის ვარსკვლავური ასოციაცია და არა ღია ვარსკვლავთგროვა, რადგან ვარსკვლავები გრავიტაციულად არ არიან ერთმანეთთან დაკავშირებული. ჩვენს გალაქტიკაში ყველაზე შორეული ცნობილი ღია ვარსკვლავთგროვაა ბერკლი 29, დაახლოებით 15,000 პარსეკის დაშორებით.[63] ღია ვარსკვლავთგროვები, განსაკუთრებით სუპერვარსკვლავური გროვები, ასევე ადვილად აღმოჩენილია ადგილობრივი ჯგუფის ბევრ გალაქტიკაში და მათ მახლობლად: მაგალითად, NGC 346, SSC R136, NGC 1569 A და B.

ღია ვარსკვლავთგროვების მანძილების ზუსტი ცოდნა სასიცოცხლოდ მნიშვნელოვანია ცვლადი ვარსკვლავების, მაგალითად, ცეფეიდების მიერ ნაჩვენები პერიოდ-სიკაშკაშის ურთიერთობის დასაკალიბრებლად, რაც საშუალებას იძლევა მათი გამოყენება სტანდარტული სანთლების სახით. ამ მანათობელი ვარსკვლავების აღმოჩენა შესაძლებელია დიდ მანძილებზე და შემდეგ გამოიყენება მანძილის შკალის გასაზრდელად ადგილობრივ ჯგუფში ახლომდებარე გალაქტიკებამდე.[64] მართლაც, NGC 7790-ად დანიშნული ღია ვარსკვლავთგროვები მასპინძლობს სამ კლასიკურ ცეფეიდს.[65][66] RR Lyrae ცვლადები ძალიან ძველია ღია ვარსკვლავთგროვებთან ასოცირებისთვის და, ამის ნაცვლად, გვხვდება სფეროსებრ ვარსკვლავთგროვებში.

პლანეტები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ღია ვარსკვლავთგროვებში მყოფ ვარსკვლავებს შეუძლიათ ეგზოპლანეტების მასპინძლობა, ისევე როგორც ღია ვარსკვლავთგროვების გარეთ მყოფ ვარსკვლავებს. მაგალითად, ღია ვარსკვლავთგროვები NGC 6811 შეიცავს ორ ცნობილ პლანეტურ სისტემას, Kepler-66-ს და Kepler-67-ს. გარდა ამისა, ცნობილია, რომ სკის ვარსკვლავთგროვაში რამდენიმე ცხელი იუპიტერი არსებობს.[67]

რესურსები ინტერნეტში

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

სქოლიო

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
  1. 1 2 3 Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. (August 27, 2007) Open Star Clusters. SEDS. University of Arizona, Lunar and Planetary Lab. დაარქივებულია ორიგინალიდან — December 22, 2008. ციტირების თარიღი: 2009-01-02
  2. ↑ Karttunen, Hannu (2003). Fundamental astronomy, 4th, Physics and Astronomy Online Library, Springer, გვ. 321. ISBN 3-540-00179-4. 
  3. ↑ Payne-Gaposchkin, C. (1979). Stars and clusters. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. ISBN 0-674-83440-2. 
  4. ↑ A good example of this is NGC 2244, in the Rosette Nebula. See also Johnson, Harold L. (November 1962). „The Galactic Cluster, NGC 2244“. Astrophysical Journal. 136: 1135. Bibcode:1962ApJ...136.1135J. doi:10.1086/147466.
  5. ↑ Neata, Emil. Open Star Clusters: Information and Observations. Night Sky Info. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-09-08. ციტირების თარიღი: 2009-01-02
  6. ↑ „VISTA Finds 96 Star Clusters Hidden Behind Dust“. ESO Science Release. ციტირების თარიღი: 3 August 2011.
  7. ↑ Moore, Patrick; Rees, Robin (2011), Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2nd რედ.), Cambridge University Press, p. 339, ISBN 978-0-521-89935-2, https://books.google.com/books?id=2FNfjWKBZx8C&pg=PA339
  8. ↑ Jones, Kenneth Glyn (1991). Messier's nebulae and star clusters, 2nd, Practical astronomy handbook, Cambridge University Press, გვ. 6–7. ISBN 0-521-37079-5. 
  9. 1 2 3 Kaler, James B. (2006). Cambridge Encyclopedia of Stars. Cambridge University Press, გვ. 167. ISBN 0-521-81803-6. 
  10. ↑ „A Star Cluster in the Wake of Carina“. ESO Press Release. ციტირების თარიღი: 27 May 2014.
  11. ↑ Maran, Stephen P.; Marschall, Laurence A. (2009), Galileo's new universe: the revolution in our understanding of the cosmos, BenBella Books, p. 128, ISBN 978-1-933771-59-5, https://books.google.com/books?id=Cs41G1EZRm0C&pg=PA128
  12. ↑ D'Onofrio, Mauro (17 July 2009). „Introduction“, რედ. Mauro D'Onofrio: Questions of Modern Cosmology: Galileo's Legacy. Springer, 2009, გვ. 1. ISBN 978-3-642-00791-0. 
  13. ↑ 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,
  14. ↑ Jones, K. G. (August 1986). „Some Notes on Hodierna's Nebulae“. Journal for the History of Astronomy. 17 (50): 187–188. Bibcode:1986JHA....17..187J. doi:10.1177/002182868601700303. S2CID 117590918.
  15. ↑ Chapman, A. (December 1989), "William Herschel and the Measurement of Space", Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 30 (4): 399–418
  16. ↑ 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: 234–264. Bibcode:1767RSPT...57..234M. doi:10.1098/rstl.1767.0028.
  17. ↑ 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. doi:10.1177/002182867901000302. S2CID 125219390.
  18. ↑ Hoskin, M. (February 1987). „Herschel's Cosmology“. Journal for the History of Astronomy. 18 (1): 1–34, 20. Bibcode:1987JHA....18....1H. doi:10.1177/002182868701800101. S2CID 125888787.
  19. ↑ Bok, Bart J. (1981). The Milky Way, 5th, Harvard books on astronomy, Harvard University Press, გვ. 136. ISBN 0-674-57503-2. 
  20. ↑ Binney, James; Merrifield, Michael (1998), Galactic astronomy, Princeton series in astrophysics, Princeton University Press, p. 377, ISBN 0-691-02565-7, https://books.google.com/books?id=arYYRoYjKacC&pg=PA377
  21. ↑ Basu, Baidyanath (2003). An Introduction to Astrophysics. PHI Learning Pvt. Ltd., გვ. 218. ISBN 81-203-1121-3. 
  22. ↑ Trumpler, R. J. (December 1925). „Spectral Types in Open Clusters“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 37 (220): 307. Bibcode:1925PASP...37..307T. doi:10.1086/123509. S2CID 122892308.
  23. ↑ Barnard, E. E. (1931), "Micrometric measures of star clusters", Publications of the Yerkes Observatory 6: 1–106
  24. ↑ 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
  25. ↑ van Maanen, Adriaan (July 1945), "Investigations on Proper Motion. XXIV. Further Measures in the Pleiades Cluster", Astrophysical Journal 102: 26–31,
  26. ↑ Strand, K. Aa. (December 1977), „Hertzsprung's Contributions to the HR Diagram“, Philip, A. G. Davis; DeVorkin, David H., The HR Diagram, In Memory of Henry Norris Russell, IAU Symposium No. 80, held November 2, 1977, 80, National Academy of Sciences, Washington, DC, pp. 55–59
  27. 1 2 3 4 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, , PMID 20083503
  28. 1 2 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,
  29. ↑ Battinelli, P.; Capuzzo-Dolcetta, R. (1991). „Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 249: 76–83. Bibcode:1991MNRAS.249...76B. doi:10.1093/mnras/249.1.76.
  30. ↑ Kroupa, Pavel; Aarseth, Sverre; Hurley, Jarrod (March 2001), "The formation of a bound star cluster: from the Orion nebula cluster to the Pleiades", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 321 (4): 699–712,
  31. ↑ Kroupa, P. (October 4–7, 2004). „The Fundamental Building Blocks of Galaxies“. C. Turon. Observatoire de Paris-Meudon. 2005. p. 629.
  32. ↑ 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. Bibcode:1997ApJ...480..235E. doi:10.1086/303966.
  33. ↑ Eggen, O. J. (1960). „Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 120 (6): 540–562. Bibcode:1960MNRAS.120..540E. doi:10.1093/mnras/120.6.540.
  34. ↑ 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.
  35. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Usenko, I. (August 2024), "A Rare Cepheid-hosting Open Cluster Triad in Sagittarius", Research Notes of the AAS 8 (8): 205,
  36. ↑ Buried in the Heart of a Giant. ციტირების თარიღი: 1 July 2015
  37. ↑ 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. Bibcode:2002A&A...383..153N. doi:10.1051/0004-6361:20011719.
  38. ↑ 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. doi:10.5479/ADS/bib/1930LicOB.14.154T.
  39. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0203351. Bibcode:2002A&A...389..871D. doi:10.1051/0004-6361:20020668. S2CID 18502004.
  40. ↑ 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. Bibcode:1994AJ....108.1773J. doi:10.1086/117192.
  41. ↑ 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. Bibcode:1997PASP..109..937H. doi:10.1086/133965.
  42. ↑ Binney, J. (1998). Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. OCLC 39108765. 
  43. ↑ Friel, Eileen D. (1995). „The Old Open Clusters Of The Milky Way“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 381–414. Bibcode:1995ARA&A..33..381F. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002121.
  44. ↑ van den Bergh, S.; McClure, R.D. (1980). „Galactic distribution of the oldest open clusters“. Astronomy & Astrophysics. 88: 360. Bibcode:1980A&A....88..360V.
  45. ↑ What are star clusters? en (2021-10-06). ციტირების თარიღი: 2024-07-19
  46. ↑ Torres, Guillermo; Latham, David W.; Quinn, Samuel N. (2021). „Long-term Spectroscopic Survey of the Pleiades Cluster: The Binary Population“. The Astrophysical Journal. 921 (2): 117. arXiv:2107.10259. Bibcode:2021ApJ...921..117T. doi:10.3847/1538-4357/ac1585. S2CID 236171384.
  47. ↑ Andronov, N.; Pinsonneault, M.; Terndrup, D. (2003). „Formation of Blue Stragglers in Open Clusters“. Bulletin of the American Astronomical Society. 35: 1343. Bibcode:2003AAS...203.8504A.
  48. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0308261. Bibcode:2003ApJ...595L..53F. doi:10.1086/379005. S2CID 15439614.
  49. ↑ Davies, Melvyn B.; Bate, Matthew R.; Bonnell, Ian A.; Bailey, Vernon C.; Tout, Christopher A. (2006-07-17). „Stellar encounters involving massive stars in young clusters: Stellar encounters involving massive stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ინგლისური). 370 (4): 2038–2046. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10644.x.
  50. ↑ Thies, Ingo; Kroupa, Pavel; Goodwin, Simon P.; Stamatellos, Dimitrios (July 2010), "Tidally Induced Brown Dwarf and Planet Formation in Circumstellar Disks", The Astrophysical Journal 717 (1): 577–585,
  51. ↑ 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. Bibcode:1980ApJ...235..986H. doi:10.1086/157703.
  52. 1 2 de La Fuente, M.R. (1998). „Dynamical Evolution of Open Star Clusters“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110 (751): 1117. Bibcode:1998PASP..110.1117D. doi:10.1086/316220.
  53. ↑ Soderblom, David R.; Mayor, Michel (1993). „Stellar kinematic groups. I – The Ursa Major group“. Astronomical Journal. 105 (1): 226–249. Bibcode:1993AJ....105..226S. doi:10.1086/116422. ISSN 0004-6256.
  54. ↑ Majewski, S. R.; Hawley, S. L.; Munn, J. A. (1996). „Moving Groups, Stellar Streams and Phase Space Substructure in the Galactic Halo“. ASP Conference Series. 92: 119. Bibcode:1996ASPC...92..119M.
  55. ↑ Sick, Jonathan; de Jong, R. S. (2006). „A New Method for Detecting Stellar Streams in the Halos of Galaxies“. Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 1191. Bibcode:2006AAS...20921105S.
  56. 1 2 Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare it. O.R.S.A. – Organizzazione Ricerche e Studi di Astronomia. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2012-02-23. ციტირების თარიღი: 2009-01-06
  57. 1 2 Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (2017) An Introduction to Modern Astrophysics, 2nd, Cambridge University Press, გვ. 476–477. ISBN 978-1-108-42216-1. 
  58. 1 2 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. 116 (825): 997–1011. Bibcode:2004PASP..116..997V. doi:10.1086/426340.
  59. ↑ Keel, Bill. The Extragalactic Distance Scale. Department of Physics and Astronomy – University of Alabama. ციტირების თარიღი: 2009-01-09
  60. ↑ 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.
  61. ↑ Percival, S. M.; Salaris, M.; Kilkenny, D. (2003). „The open cluster distance scale – A new empirical approach“. Astronomy & Astrophysics. 400 (2): 541–552. arXiv:astro-ph/0301219. Bibcode:2003A&A...400..541P. doi:10.1051/0004-6361:20030092. S2CID 10544370.
  62. ↑ Hanson, R.B. (1975). „A study of the motion, membership, and distance of the Hyades cluster“. Astronomical Journal. 80: 379–401. Bibcode:1975AJ.....80..379H. doi:10.1086/111753.
  63. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0409046. Bibcode:2005A&A...429..881B. doi:10.1051/0004-6361:20041049. S2CID 16669438.
  64. ↑ Rowan-Robinson, Michael (March 1988). „The extragalactic distance scale“. Space Science Reviews. 48 (1–2): 1–71. Bibcode:1988SSRv...48....1R. doi:10.1007/BF00183129. ISSN 0038-6308. S2CID 121736592.
  65. ↑ Sandage, Allan (1958). Cepheids in Galactic Clusters. I. CF Cass in NGC 7790., AJ, 128
  66. ↑ 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
  67. ↑ Quinn, Samuel N.; White, Russel J.; Latham, David W.; Buchhave, Lars A.; Cantrell, Justin R.; Dahm, Scott E.; Fűrész, Gabor; Szentgyorgyi, Andrew H.; Geary, John C.; Torres, Guillermo; Bieryla, Allyson; Berlind, Perry; Calkins, Michael C.; Esquerdo, Gilbert A.; Stefanik, Robert P. (2012-08-22). „Two 'b's in the Beehive: The Discovery of the First Hot Jupiters in an Open Cluster“. The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 756 (2): L33. arXiv:1207.0818. Bibcode:2012ApJ...756L..33Q. doi:10.1088/2041-8205/756/2/L33. S2CID 118825401.
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=ღია_ვარსკვლავთგროვა&oldid=5508460“-დან