Univers

Stjerneklynger

Stjerneklynger

Stjernerne vises ikke isoleret, men danner grupper, som vi kalder "klynger". en stjerne klynge, er en gruppe af beslægtede stjerner, der holdes sammen af ​​effekten af ​​tyngdekraften.

Stjerneklynger er klassificeret i to grupper: åbne klynger, som ikke har nogen bestemt form, og kugleformede klynger, som er sfæriske eller næsten sfæriske. De åbne dannes af et par hundrede unge stjerner, mens de kugleformede klynger indeholder mere end tusind gange det beløb og generelt er meget gamle stjerner.

De kugleformede klynger danner en glorie omkring vores galakse, Mælkevejen, mens de åbne placeres i spiralens arme.

Åbne klynger er meget mere talrige end kugleformede: omkring 1.000 er kendt i vores galakse, mens der kun er 140 kugleformede.

Klynger af åbne stjerner

De to mest kendte åbne klynger er Pleiaderne og Hiatus, begge observerbare med det blotte øje, i stjernebilledet Tyren. Klyngen af ​​Hiadas er omkring 150 lysår fra Jorden og har en diameter på cirka 15 lysår. Pleiades-klyngen har en lignende diameter, men den er omkring 400 lysår, så den ser mindre ud.

Åbne klynger dannes af skyer af gas og støv i en spiralgalakse. De tæteste regioner sammentrækkes under deres egen tyngde og giver anledning til individuelle stjerner.

Orion-tågen er et eksempel på en region, hvor stjerner stadig dannes. I midten af ​​tågen findes en gruppe gamle stjerner, "Orion Trapeze." Nebelen indeholder nok gas til at danne hundreder af andre stjerner af samme type.

Det er kendt som "stjerneforening" til en klynge af stjerner, der ligner en klynge, men fordelt over et større område. Åbne klynger findes ofte inde i en forening i områder, hvor densiteten af ​​den gas, som foreningen blev dannet fra, er højere.

Medlemmerne af en klynge fødes sammen og fortsætter med at bevæge sig sammen gennem rummet. Dette tjener til at finde deres afstande. Ved at måle stjernenes bevægelse langs synslinjen og gennem synslinjen kan afstandene, der adskiller dem fra solsystemet, beregnes. Denne teknik er kendt som den mobile klyngemetode.

Klynger af kugleformede stjerner

De to lyseste kugleformede klynger er Omega Centauri og 47 Tucanae, begge kan ses med det blotte øje fra den sydlige halvkugle. Den mest fremtrædende kugleklynge på den nordlige halvkugle er M13 i stjernebilledet Hercules, som også kan ses med det blotte øje. Billedet viser den kugleformede klynge NGC 6388.

I kugleformede klynger kan koncentrationen af ​​stjerner i den centrale del være 100.000 gange større end i det område af det rum, vi besætter, og fra det jordiske perspektiv kan det se ud til, at stjernerne smelter sammen.

De kugleformede klynger indeholder nogle af de ældste stjerner i Mælkevejen med aldre på 10.000 millioner år, dobbelt så meget som solen.

Alderen på en klynge beregnes ved at sætte dens stjerner på et Hertzsprung-Russell-diagram. Da hastigheden i udviklingen af ​​en stjerne afhænger af dens masse, viser det punkt, hvor stjernen begynder at forlade hovedsekvensen for at blive en kæmpe, klyngens alder.

De kugleformede klynger dannede sig, da den enorme sky af støv og gas, der gav anledning til vores galakse, kollapsede. Da solen befinder sig i den ydre zone af galaksen, er de fleste af klyngerne placeret i halvdelen af ​​himlen mod midten af ​​galaksen.

◄ ForrigeNæste ►
Hvordan er Mælkevejen?Neblerne