Avoin tähtijoukko
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. |
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Avoin tähtijoukko (eli avonainen tähtijoukko) on joukko tähtiä, jotka ovat syntyneet samalla alueella tähtienvälisestä kaasu- ja pölypilvestä. Nuorissa avoimissa tähtijoukoissa on yleensä melko paljon nuoria O- tai B-spektriluokan tähtiä, ja niiden lähettyvillä on usein vielä tähtienvälistä kaasua jäljellä. Tämä kaasu muodostaa usein joukkoon heijastussumuja. Nämä molemmat ominaisuudet on luonnollinen seuraus siitä, ettei tähtien keskinäinen gravitaatio kykene pitämään joukkoa kasassa vaan avoimet tähtijoukot hajaantuvat ympäröivään avaruuteen satojen miljoonien vuosien kuluessa, joten havaittavissa olevat joukot ovat välttämättä nuoria.
Ominaisuudet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Useimmissa avoimissa tähtijoukoissa on ainakin 100 tähteä, joiden yhteismassa on 50 Auringon massaa. Suurimmissa tähtijoukoissa on tuhansia tähtiä, ja niiden massa on yli 10000 Auringon massaa.
Kaikkein suurimmat tunnetut avoimet tähtijoukot, esimerkiksi Westerlund 1 ja R136 tuovat mieleen pallomaiset tähtijoukot, mutta ovat näitä nuorempia. [1]Onkin vaikeaa erottaa pientä palloamista Palomar 12:n tyyppistä tähtijoukkoa hyvin tähtirikkaasta avoimesta joukosta.[2]
Pääsarjasovitus
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Avoimet tähtijoukot tarjoavat tärkeän ja yksinkertaisen tähtitieteellisen etäisyydenmittausmenetelmän, joka tunnetaan pääsarjasovituksena. Menetelmä perustuu siihen, että joidenkin avoimien tähtijoukkojen tähtien etäisyydet on mahdollista mitata suoraan trigonometrisen parallaksin avulla ja kunhan kunkin tähden näennäinen kirkkaus mitataan, tähtien absoluuttiset magnitudit tunnetaan. Kun tällaisen tähtijoukon tähdet merkitään Hertzsprungin–Russellin (HR) -diagrammiin siten, että vaaka-akselilla on tähden väri-indeksi (josta on ensin poistettu tähtienvälisen aineen aiheuttama punertuma) saadaan tunnistettua tähtijoukon tähtien pääsarja sekä tyypillisesti hieman asymptoottihaaraan kehittyviä jättiläistähtiä.
Jos nyt halutaan määrätä uuden, etäisyydeltään tuntemattoman tähtijoukon etäisyys, tehdään tästä uudesta tähtijoukosta samanlainen HR-diagrammi, mutta pystyakselina käytetään absoluuttisen sijasta näennäistä magnitudia. Kun tämän tähtijoukon HR-diagrammi asetetaan tunnetulla etäisyydellä sijaitsevan tähtijoukon diagrammin päälle ja diagrammeja siirretään magnitudiakselin suunnassa niin, että joukkojen pääsarjat menevät päällekkäin, tuntemattoman joukon näennäisen magnitudin (luettuna mistä kohtaa asteikkoa tahansa) ja vertailujoukon absoluuttisen magnitudin (luettuna tietysti samasta kohtaa kuin edellinen) erotus (nk. etäisyysmoduuli) ilmaisee välittömästi tuntemattoman joukon etäisyyden.
Vaikka menetelmä voi ensilukemalta vaikuttaa monimutkaiselta se on hyvin yksinkertainen ja tarkka. Menetelmä toimii, koska avoimessa tähtijoukossa on tyypillisesti useita satoja tähtiä ja koska kaikki tähdet ovat suurin piirtein samassa kehitysvaiheessa, jokseenkin kaikki saman väri-indeksin omaavat tähdet ovat yhtä kirkkaita. Lisäksi avoimien tähtijoukkojen läpimitat ovat mitättömiä havaitsijan ja tähtijoukon väliseen etäisyyteen verrattuna, joten kaikkien tähtien voidaan katsoa olevan samalla etäisyydellä.
Tunnetuimpia avoimia tähtijoukkoja
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Plejadit (Messier 45)
- Hyadit
- Praesepe (Messier 44)
- Perseuksen kaksoistähtijoukko
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ Charles J. Lada: The physics and modes of star cluster formation: observations. Philosophical Transactions of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences, 28.2.2010, 368. vsk, nro 1913, s. 713–731. doi:10.1098/rsta.2009.0264 ISSN 1364-503X Artikkelin verkkoversio. (englanti)
- ↑ Bruce G. Elmegreen, Yuri N. Efremov: A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas. The Astrophysical Journal, 1.5.1997, 480. vsk, nro 1, s. 235. doi:10.1086/303966 ISSN 0004-637X Artikkelin verkkoversio. (englanti)