Otvoreni skup

Izvor: Wikipedia
NGC 3603, rasejano zvezdano jato još uvek okruženo maglinom iz koje je nastalo. Snimak Hablovog teleskopa

Rasejano ili otvoreno zvezdano jato je grupa mladih zvezda nastalih gotovo istovremeno iz istog molekularnog oblaka. Ovakva jata mogu sadržavati od desetak do nekoliko hiljada zvezda koje su međusobno vezane gravitacionom silom.[1]

Rasejana zvezdana jata se nalaze samo u nepravilnim galaksijama i u diskovima spiralnih galaksija, jer se samo u njima formiraju nove zvezde. Zvezde nastaju grupno u molekularnim oblacima, i po formiranju one zajedno obrazuju otvoreno zvezdano jato. Zbog toga se metaforički kaže da su molekularni oblaci zvezdana porodilišta, a otvorena jata da su zvezdane jasle.

Mlada otvorena jata se po formiranju i dalje nalaze u molekularnom oblaku iz kojeg su nastale. U početku zvezde jonizuju gas oko njih i tako stvaraju HII region. Zatim će pritisak zračenja kojeg zvezde stvaraju razbiti oblak u kojem su nastale i prosto oduvati gas i prašinu iz jata. Ostatak oblaka, tj. gasa koji preostane, reflektuje svetlost sa zvezda, pa se zapaža kao refleksiona maglina.

Većina rasejanih jata je mlađa od sto miliona godina. Razlog je to što su ovakva jata slabije gravitaciono vezana, pa se vremenom raspadaju usled interakcije i bliskih prolazaka sa drugim jatima i molekularnim oblacima, a gube članove i zbog međusobne interakcije, tj. bliskih prolazaka među samim zvezdama u jatu.

Izučavanje rasejanih jata je bitno za bolje razumevanje zvezdane evolucije. Sve zvezde u jatu su približno iste starosti i istog hemijskog sastava. Pa se zato ostali faktori koji utiču na zvezdanu evoluciju mogu proučavati lakše nego kad se posmatraju pojedinačne zvezde (koje ne pripadaju nekakvom zvezdanom jatu).[2]

Pojedina zvezdana jata, kao što su Plejade, Hijade, Prezepe itd, mogu se na nebu videti i golim okom. Ipak, za posmatranje većine jata je potreban teleskop ili dvogled.

Istorijska posmatranja[uredi - уреди]

Prezepe (dole levo) u sazvežđu Raka su jedno od najstarijih poznatih otvorenih jata. Vide se golim okom kao magličasti objekat. Na slici pored Prezepa je i kometa -{C/2001 Q4 (NEAT)}-

Najsjajnije grupe zvezda poput Plejada poznate su od davnina. Neka druga jata su bila poznata kao magličasti objekti. Plejade su još u stara vremena bile poznate kao sedam sestara, jer se sedam najsjajnijih zvezda lako uoče i golim okom. Arat iz Sola 260. godine p. n. e. u svojoj poemi Fenomeni, opisuje Prezepe kao „mali oblak“, jer se pojedinačne zvezde ne mogu videti slobodnim okom. Do otkrića teleskopa priroda tih magličastih objekata je bila nepoznata. Tek su teleskopi uspeli da daju veću sliku tih maglina gde su se videla kao grupacije zvezda.[3]

Teleskopska posmatranja skupova zvezda pokazala su da postoje dve vrste zvezdanih jata. Prva su okrugla i vrlo gusta i nalaze se u halou Mlečnog puta. Druga vrsta skupova su nepravilnog oblika i manje gustine. Prvospomenuta jata su prozvana globularnim, a druga otvorenim zvezdanim jatima.

Brzo se otkrila fizička povezanost zvezda u otvorenim skupovima. Džon Mičel, misionar iz 18. veka, izračunao je da je verovatnoća da zvezde, gledano sa Zemlje, naprave grupaciju kao Plejade samo 1:496.000.[4] Kako je astrometrija napredovala tako se saznalo da zvezde otvorenih jata imaju zajedničko kretanje kroz prostor. Spektroskopske metode kasnije su potvrdile da otvorena jata imaju slične radijalne brzine. Na osnovu toga se zaključilo da su zvezde iz jednog otvorenog jata nastale u zajedno, u istoj grupi.[3]

Svojstva[uredi - уреди]

Nastanak[uredi - уреди]

Infracrveni snimak (desno) središta Orionove magline otkriva rasejano jato skriveno oblakom gasa i prašine.

Sve zvezde su gotovo nastale u molekularnim oblacima i potom bile članovi nekog otvorenog jata. Molekularni oblak koji sadrži gas i prašinu mase od nekoliko desetina Sunčeve mase urušava se i formira više zvezda, a ne samo jednu zvzedu.

Formiranje otvorenog jata počinje urušavanjem dela molekularnog oblaka, koji mogu imati masu i do nekoliko hiljada puta veću od Sunčeve. Različiti faktori mogu izazvati promenu gustine u oblaku što će izazvati zgrušavanje njegovih pojedinih delova, što pokreće i formiranje zvezda. To mogu biti udarni talasi od obližnje eksplozije supernove ili sudar ili samo blizak prolazak sa drugim molekularnim oblakom. Tada se stvara različit broj zgrušnjenja u samom oblaku i to će odrediti broj zvezda koje će se formirati. Veruje se da u našoj Galaksiji u proseku svakih nekoliko hiljada godina nastane jedno otvoreno jato.[5]

Kada jato nastane, mlade, sjajne i najmasivnije zvezde u njemu (koje pripadaju spektralnim klasama O i B) počeće zračiti ogromne količine UV zračenja. Ovo zračenje stvara brzu jonizaciju gasa oko njih. Jonizacija uzrokuje nastanak HII regiona. Zvezdani vetrovi masivnih zvezda i pritisak zračenja oduvavaju ostatke oblaka iz jata. Tipično, posle desetak miliona godina otvoreni skup će doživeti prvu eksploziju supernove koja će ubrzati izbacivanje gasa iz jata. Nakon više desetina miliona godina u otvorenom jatu gotovo neće više biti gasa. Na formiranje zvezda se potroši tek 10% mase početnog molekularnog oblaka.[6] Moguće je čak i da više rasejanih jata nastanu iz jednog istog molekularnog oblaka.[7] Pretpostavlja se da su Hijade i Prezepe, dva velika otvorena jata relativno blizu nas, nastale iz istog molekularnog oblaka pre nekih 600 miliona godina.[8]

Morfologija[uredi - уреди]

Među rasejanim jatima moguće je naći primere sa svega nekoliko zvezda razbacanih na velikom prostoru ili kao suprotnost, guste skupove od nekoliko hiljada članova. Tipičan skup se sastoji od središta gde ima najviše zvezda, i korone gde su zvezde ređe raspoređene. Jezgro jata se u proseku proteže na 3 do 4 svetlosne godine, dok se korona može protezati i do 20 s. g. Prosečna gustina zvezda u jatu je oko 15 zvezda po kubnom parseku. To možemo uporediti sa gustinom zvezda u okolini Sunca koja iznosi 0.03 zvezde po kubnom parseku, dok u zbijenim jatima gustina može biti i 1000 zvezda po kubnom parseku.[9]

Klasifikacija jata se radi najčešće po metodi koju je razvio Robert Trampler (eng. Robert Trumpler) 1930. godine. Šema Tramplerove klasifikacije daje svakom objektu tri oznake. Rimski brojevi od I do IV označavaju koncentraciju i izdvojenost otvorenog jata od susednog galaktičkog okruženja (od jake do slabe koncentracije), arapski brojevi 1-3 opisuju raspon u sjaju zvezda u otvorenom jatu (1 je mala, 3 velika razlika u sjaju između članova) i slova -{p}-, -{m}- i -{r}- koja govore da li je skup siromašan (p, od eng. poor), umereno bogat (m, od eng. medium) ili bogat (r, od eng. rich) zvezdama. Slovo -{n}- označava da u jatu postoji i maglina.[10]

Prema Tramplerovoj klasifikaciji, Plejade pripadaju tipu I 3 p n, tj. ovo jato je veoma izvdojeno u odnosu na galaktičko okruženje, dosta koncentrisano s velikom razlikom u sjaju među zvezdama, velikim brojem zvezda i pripadajućom maglinom. Obližnje Hijade su klasifikovane kao II 3 -{m}-, (manje koncentrisano, velika razliku u sjaju među članovima i umereno bogato zvezdama).

Broj i raspored[uredi - уреди]

Galaksija M 101 u čijim spiralnim kracima su jasno vidljiva rasejana jata kao plave grudve.

Postoji oko 1.000 poznatih otvorenih jata u našoj Galaksiji, ali njihov stvaran broj možda je i deset puta veći.[11] U spiralnim galaksijama rasejana jata se mogu pronaći samo u disku galaksije u spiralnim krakovima, gde je gustina gasa i prašine najveća, pa i intenzitet formiranja zvezda. Rasejana jata su snažno koncentrisana u ravni diska s visinom u odnosu na galaktički ekvator od 180 svetlosnih godina, što je neznatno u odnosu na prečnik galaksije koji iznosi 100.000 s. g.[12]

U nepravilnim galaksijama, otvorena jata su nasumično razbacana mada je njihova koncentracija najveća uz guste oblake prašine i gasa.[13] U eliptičnim galaksijama formiranje zvezda je prestalo u davnoj prošlosti, pa one ne sadrže rasejana jata, tj. jata su imala dovoljno vremena da se potpuno raspadnu.[14]

U našoj Galaksiji mlađa otvorena jata se nalaze više bliže središtu, gde su plimske sile Galaksije jače i molekularni oblaci gušći, pa je i stopa formiranja veća, ali i disperzija jata je veća. Starija jata se više nalaze u spoljnim delovima diska Galaksije. Jata u perifernijim delovima imaju sporiju disperziju.[15]

Zvezde u jatu[uredi - уреди]

Hodge 301, jato staro svega par miliona godina koje obasjava maglinu Tarantula u Velikom Magelanovom oblaku.

Rasejana jata se raspadnu pre nego što zvezde u njima dosegnu naprednije evolutivne stadijume, pa u rasejanim jatima uglavnom dominira svetlost mladih, plavih zvezda (klase O i B). To su i najmasivnije zvezde, pa je njihov život vrlo kratak, tek nekoliko desetina miliona godina.[16] Starija otvorena jata zato sadrže manje, većim delom žute zvezde (klase F, G).

Kada zvezda potroši sav vodonik koji održava nuklearnu fuziju u njoj, zvezde male ili srednje mase odbacuju spoljašnje slojeve i tako stvaraju planetarnu maglinu. Ono što ostane od zvezde je beli patuljak koji se polako hladi. U otvorenim jatima se često javlja manjak belih patuljaka, kad se uporedi sa nekom teorijskom vrednošću koja se dobije na osnovu mase i starosti jata. Jedno od mogućih objašnjenja je da crveni džin kad odbacuje spoljne slojeve od kojih nastaje planetarna maglina, zbog asimetrije mase koja se izbaci može da dobije dodatnu brzinu od par kilometara u sekundi što je dovoljno da napusti sistem.[17]

Proučavanje evolucije zvezda[uredi - уреди]

HR dijagram za jata M 67 i starijeg jata NGC 188.

Kada se za rasejano jato napravi Hercšprung-Raselov dijagram može se uočiti da većina zvezda pripada glavnom nizu (vidi sliku).[18] Najmasivnije zvezde u skupu već su počele evoluirati u crvene džinove i nalaze se u gornjem desnom delu dijagrama. Zato se linija glavnog niza lomi i skreće prema gornjem desnom uglu. Prema položaju loma linije glavnog niza može se odrediti starost jata.

Kako sve zvezde iz jednog jata imaju sličan sastav, jer su nastale iz istog oblaka gasa i prašine, rasejana jata su odličan poligon za posmatranje evolucije zvezda. Takođe sve zvezde u jatu se nalaze na gotovo istoj udaljenosti od Zemlje, pa je razlika u njihovom međusobnom sjaju direktno vezana samo za njihovu masu.[3] Time dobijamo da su određeni parametri vezani za celo jato, što olakšava proučavanje drugih promenljivih u zvezdanoj evoluciji.

Proučavanjem količine pojedinih elemenata poput litijuma ili berilijuma moguće je dobiti bitne podatke o evoluciji zvezda i procesima u unutrašnjosti zvezda. Berilijum i litijum, za razliku od vodonika fuzionišu na mnogo manjim temperaturama (oko 2,5 za litijum i 3,5 miliona Kelvina za berilijum) što znači da brzo sagore potpuno u središtu zvezde. Međutim, određivanje njihove količine u spoljnim slojevima zvezde nam govori o procesima mešanja materije u samim zvezdama.[19] A u rasejanim jatima imamo zvezde različite mase i strukture, a istog sastava i starosti, što ova jata čini odličnom laboratorijom za ovakva istraživanja.

Istraživanja su pokazala da je količina lakih elemenata u otvorenim jatima manja nego što teorijski modeli predviđaju. Razlog ovog nepoklapanja nije još jasan, ali rešenje leži u granici između sloja konvekcije i radijativnog sloja u zvezdi, standardnim procesima prenosa energije u unutrašnjosti zvezde.[20]

Evolucija otvorenih jata[uredi - уреди]

Rasejano jato M 11 u sazvežđu Štit u kojem se više ne vide ostaci molekularnog oblaka

Mnoga otvorena jata su nestabilne formacije. Sa masom koja je dovoljno mala da brzina oslobađanja (brzina potrebna da bi zvezda napustila sistem) manja od prosečne brzine zvezda u jatu. Takva jata teže da se brzo raspadnu i traju samo nekoliko miliona godina. Takođe, ostaci oblaka iz kojeg se jato stvorilo se izbacuju iz jata i time se dodatno smanjuje masa i time ubrzava njegova disperzija.[21]

Jata sa dovoljno mase da zadrže zvezde ostaju cela i nekoliko desetina miliona godina i posle perioda kada se masa naglo smalji zbog izbacivanja ostataka početnog oblaka, ali kroz vreme i njih rasprši kombinacija unutrašnjih i spoljnih uticaja. U unutrašnje faktore se ubrajaju bliski prolasci pojedinih zvezda, koji mogu uzrokovati izbacivanje jedne od zvezda.[22]

Spoljašnji uticaji na jato su sudari ili bliski prolasci sa drugim jatima ili molekularnim oblacima. U proseku svakih pola milijarde godina rasejano jato se sudari s molekularnim oblakom. Gravitacione plimske sile nastale usled sudara uzrokuju disperziju jata. Od jata na kraju ostane niz zvezda, nedovoljno bliskih da budu smatrane kao jato, ali se sve kreću u istom smeru i sličnim brzinama. Vreme u kojem će se jato održati zavisi od početne gustine zvezda u jatu. Koncentrisanija jata duže odolevaju uticajima. Srednja dužina života jednog rasejanog jata, tačnije starost jata pri kojem su polovina prvobitnih članova jata izašla iz sistema je oko 150 do 800 miliona godina.[22] Najstarija poznata otvorena jata u Mlečnom putu su NGC 6791 u sazvežđu Lire i -{Berkeley 17}-, u sazvežđu Kočijaš, sa procenjenom starošću od 7 milijardi godina. Ipak, najveći broj jata je mlađe od 50 miliona godina.[23]

Kada se otvoreni skup raspadne iza njega će ostati grupa zvezda s sličnim smerom kretanja i brzinama. Takve grupe zvezda se zovu zvezdane asocijacije. Pet od sedam najsjajnijjih zvezda u sazvežđu Veliki Medved primer su takve grupe. Tačnije ova zvezdana asocijacija je značajno veća i sadrži zvezde koje se prostiru od sazvežđa Cefej do sazvežđa Južni Trougao. Sunce se nalazi blizu oboda ove zvezdane asocijacije, ali joj ne pripada. Sunce je starije od ovih zvezda čak oko deset puta. Ono se prosto tokom svog kretanja približilo ovim zvezdama.[24]

Prvobitno jato u kojem je nastalo Sunce, pre oko 4,6 milijardi godina, se potpuno raspalo i zvezde iz tog jata su rasute u disku Galaksije, bez načina da se razlikuju od svog galaktičkog okruženja.

Rasejana jata kao standardne sveće[uredi - уреди]

Glavni članak: Standardne sveće
NGC 346, rasejano jato u Malom Magelanovom oblaku

Rastojanja do rasejanih jata možemo meriti metodom paralakse ili metodom konvergentnih tačaka.

Posmatranje obližnjih otvorenih jata čije udaljenosti znamo dovoljno precizno može poslužiti za stvaranje metode kojom je moguće odrediti udaljenosti ostalih jata. Upoređujući HR dijagram obližnjeg rasejanog jata i nekog udaljenijeg, moguće je proceniti približnu udaljenost daljeg jata. Takva metoda korisna je i pri određivanju udaljenosti galaksija u Lokalnoj grupi jer su u njima otvorena jata lako uočljiva.

Reference[uredi - уреди]

  1. 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
  2. "Open Clusters". http://www.peripatus.gen.nz/Astronomy/OpeClu.html. pristupljeno 9. februar 2009. 
  3. 3.0 3.1 3.2 "Open Star Clusters". http://www.seds.org/messier/open.html. pristupljeno 9. februar 2009. 
  4. 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
  5. 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
  6. 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
  7. 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
  8. Eggen O. J. (1960). "Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 120: 540. pristupljeno na 9. februar 2009. 
  9. 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
  10. 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
  11. 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
  12. 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
  13. 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. pristupljeno na 9. februar 2009. 
  14. J. Binney, M. Merrifield (1998). Galactic Astronomy. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0. 
  15. van den Bergh S., McClure R.D. (1980), Galactic distribution of the oldest open clusters, Astronomy & Astrophysics, v.88, p.360
  16. (2003) "Formation of Blue Stragglers in Open Clusters". American Astronomical Society Meeting: 203. 
  17. 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
  18. "Diagrammi degli ammassi ed evoluzione stellare". http://www.orsapa.it/evstellare/Ammassi.htm. pristupljeno 9. februar 2009. 
  19. 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
  20. 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
  21. Hills, J. G. (1980). "The effect of mass loss on the dynamical evolution of a stellar system - Analytic approximations". Astrophysical Journal 235: 986-991. DOI:10.1086/157703. pristupljeno na 9. februar 2009. 
  22. 22.0 22.1 de La Fuente M.R. (1998). "Dynamical Evolution of Open Star Clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 110: 1117–1117. 
  23. Mark Allison (2005). Star Clusters and How to Observe Them. str. 15-16. ISBN 1-84628-190-3. 
  24. Soderblom, David R.; Mayor, Michel (1993). "Stellar kinematic groups. I - The Ursa Major group". Astronomical Journal 105. DOI:10.1086/116422. ISSN 0004-6256. pristupljeno na 9. februar 2009. 

Vanjske veze[uredi - уреди]