Alfa Persei Klaszter | |
Megfigyelési adatok ( Epoch J2000.0 ) | |
---|---|
csillagkép | Perseus |
Jobb felemelkedés (α) | 03 ó 26 m 42,0 s |
Deklináció (δ) | 48 ° 48 ′ 00 ″ |
Látszólagos nagyság (V) | +1.2 |
Látszólagos méretek (V) | 185 ' |
Helyszín a csillagképben: Perseus | |
Asztrometria | |
Radiális sebesség | −0,29 ± 0,08 km / s |
Tiszta mozgás | μ α = +22,929 mas / a μ δ = −25,556 mas / a |
Parallaxis | 5,718 ± 0,005 mas |
Távolság | kb. 172 pc (∼561 al ) |
Fizikai jellemzők | |
Objektumtípus | Nyissa meg a fürtöt |
Osztály | III 3 m |
Méretek | ∼86,7 al (∼26,6 pc ) |
Kor | 50 × 10 6 a |
Felfedezés | |
Megnevezés (ek) | Mel 20, Cr 39; OCl 392,0, Perseus OB3 |
A nyitott klaszterek listája | |
Az Alpha Persei klasztere, amelyet a Melotte 20 jelöléssel is ismerünk , a Collinder 39 vagy a Perseus OB 3 , a Perseus csillagképben látható nagy nyitott klaszter , amely magában foglalja az Alpha Persei fényes csillagot (Mirfak).
Nagy fényereje ellenére sokáig nem tekintették "égi objektumnak" a nagy kiterjedés miatt, inkább aszterizmusként . Ma már tudjuk, hogy a kék-fehér csillagok egy csoportja tartozik a Gould-övhez , amelynek tagjai közös eredetűek és együtt mozognak az űrben.
A klaszter távolsága, amelyet a Hipparcos műhold és a csillagok szín-nagyságrend diagramja alapján becsültek meg, körülbelül 172 pc (∼561 al ). Az e két független méréssel megállapított távolság összhangban van, így a klaszter fontos mércévé válik a csillagászat távolságainak mérésében .
Körülbelül 50 millió éves. Úgy gondolják, hogy egy hatalmas csillagok generációjának része, amelyek erősen kölcsönhatásba lépnek a környező csillagközi közeggel , segítenek meghatározni galaktikus régiónk főbb struktúráinak genezisét.
Az Alfa Persei klaszter nagy gazdagságú objektum, valamint a Naprendszer egyik legközelebbi nyitott klasztere . A Perseus csillagkép északi részén helyezkedik el, és úgy tűnik, hogy a Mirfak csillag , vagy az α Persei uralja a Bayer jelölésében , amely egy 1,79-es nagyságú sárga-fehér szuperóriás , amely szintén az objektum nevét adja. Fő végtagjai szabad szemmel jól láthatók , negyedik és ötödik nagyságúak, és gazdag csillagegyüttest alkotnak Mirfak körül. Még olyan kicsi távcső is elegendő, mint a 7 × 30 méretű csillagok tucatjainak felbontása 8-as erősségig, míg 10 × 50-nél több mint száz csillag látható. A klaszter északnyugatról délkelet felé halad, és δ Persei és ε Persei csillagok határolják . Nagyobb nagyítású hangszerek nem ajánlottak, mert nagy mérete miatt a teljes fürt már nem látható. A megfigyelés ideális eszköze tehát a távcső, vagy legfeljebb egy kis távcső .
Az északi szélességeken augusztus végétől március végéig este könnyen megfigyelhető, és magasan emelkedik az égen, különösen késő őszi és téli éjszakákon. Magasan északi deklinációjának köszönhetően cirkumpoláris az északi félteke nagy részéből, az északi szélesség kb. 40 ° -ig. A déli féltekéről viszont megfigyelése meglehetősen büntetett, és csak közepesen alacsony mérsékelt szélességi fokokon és csak néhány hónapban látható.
Nagy fényerejének köszönhetően az Alpha Persei klasztert valószínűleg a legősibb időkben is megfigyelni kellett. A tárgy első tudományos leírása azonban csak a XVII . Század közepére nyúlik vissza , amikor Giovanni Battista Hodierna katalogizálta ; ködös természetű tárgyként írja le az Alfa Persei csillag körül.
Charles Messier csillagász úgy döntött, hogy nem veszi fel ezt a tárgyat ismert katalógusába , valamint más különösen kiterjedt tárgyakat, mint például a Hyades vagy a Berenice Haj csillagcsomója . A 1910 megfigyelhető volt, az Arthur Eddington , aki leírta, hogy a ragyogó szórt csillag egyesület . Néhány évvel később ez először egy csillagászati katalógusba került, amelyet teljes egészében a nyílt klasztereknek szenteltek. Philibert Jacques Melotte 20. szám alatt katalogizálta az 1915-ben megjelent, nyílt klaszterek híres katalógusában .
Csillag |
Spektrális típus |
Látszólagos nagyság |
---|---|---|
Mirfak ( α Persei ) | F5Ib | 1.81 |
δ Per | B5III | 3.01 |
φ Per | B1.5 V: e | 4.06 |
ψ Per | B5Ve | 4.31 |
34 Per | B3V | 4.67 |
HD 21278 | B5V | 4.99 |
31 Per | B5V | 5.05 |
29 Per | B3V | 5.16 |
HD 20809 | B5V | 5.30 |
HD 21699 | B9III | 5.46 |
30 Per | B8V | 5.49 |
HR 1037 | B6Vn | 5.57 |
HD 21551 | B8V | 5.82 |
HD 21071 | B7V | 6.09 |
A Hipparcos műhold által összegyűjtött adatok elemzése azt mutatja, hogy az Alpha Persei klaszter legalább 30 B spektrális , 33 A, 12 F osztályú, 2 G osztályú és két osztályú csillagból áll K. K. annak relatív fiatal kora miatt végtagok és a korai spektrális típusú csillagok száma , a klaszter minden tekintetben OB asszociációnak számít, és Perseus OB3 néven is ismert.
Az Alfa-Persei klaszter tagcsillagainak számának meghatározásakor a legnagyobb nehézség az, hogy közeli távolságban van a csillagok áramlása és egy újabb kor szétszórt asszociációja, amelyek Perseus és a Bika irányába koncentrálódnak, valamint a hasonlóság kinematikája a helyi egyesület csillagainak kinematikájához. Egy 2006-os tanulmány adatai szerint a Tycho-2 katalógusban 139 csillag szerepel, és az Alpha Persei klaszterhez tartozik, amelyek mindegyike körülbelül 26,6 pc (∼86, 8 al ) átmérőjű , és amely adott 190 parsek távolsága a klasztertől egyenértékű körülbelül 4 ° -os szögátmérővel . A Gaia műhold adatai , amelyek pontosabbak és a Hipparcosnál jóval halványabb csillagok asztrometriai paramétereit mérik , lehetővé tették a klaszter 517 tagjának azonosítását, amelynek árapálysugara körülbelül 9, 5 pc (∼31) volt. al ).
Csillagai közül harminc bináris egy 1992-ben publikált elemzés szerint; ezeket kiegészítette további öt bináris fájl, amelyeket az asztrometrikus mérések azonosítanak . Összességében az eredmény az, hogy tagjainak csak mintegy 20% -a bináris csillag, ez szerény százalék a környéken található G spektrális osztályokéhoz képest, és lényegesen alacsonyabb, mint a legközelebbi nyitott klasztereké, vagyis Hyades és a Plejádok . Ugyanez vonatkozik a nagy kettéválasztású vizuális kettős csillagokra .
A röntgen megfigyelések más különbségeket mutattak a környező klaszterekhez képest az e hullámhosszakon erősen kibocsátó csillagok eloszlása tekintetében . A magas röntgensugárzással járó csillagok, amelyek általában alacsony és közepes tömegű, nagy forgási sebességű csillagok, gyengén vannak jelen a klaszter központi régióiban. Valójában a legtöbb egy halóban koncentrálódik több mint 10 parszek alatt, távol a központtól, valószínűleg maga a klaszter árapálysugarán kívül. Ez a tömeges szegregáció jelenségével magyarázható , amely a klaszterben a legnagyobb tömegű, ezért alacsony röntgensugárzással rendelkező csillagok középső régióiban koncentrálódni szokott. A hatalmas csillag, Mirfak helyzete azonban e tekintetben némileg ellentmondásos.
Minden nyitott klaszter hajlamos az idő múlásával felbomlani, mivel kölcsönhatásba lép a környező csillagközi közeggel és a galaktikus lemez árapályerejével. Így a kialakulást követő néhány millió évben egyes csillagai fokozatosan kiűződnek, fokozatosan beolvadnak a környező csillagmezőkbe, vagy adott események következtében szökevény csillagokká válhatnak . Ezeket az elűzött csillagokat különösen azért keresik, mert kiűzésük nagy könnyedséggel és nagy pontossággal datálható. Az elemzett 9300 csillag közül csak egy ilyen típusú eseményt fedeztek fel. Ez a vörös törpe Gliese 82, amelyet valószínűleg körülbelül 47 millió évvel ezelőtt vetettek ki a klaszterből. Ez egy olyan csillag, amely erős emissziót mutat a Hα sávban , valószínűleg fiatal korának és nagy forgási sebességének köszönhetően.
A csillagokból származó lítium bőségét használó datálási technika alapján a klaszter csillagainak 60-65 millió év körüli minimális életkorát származtatták, és feltehetően 75 millió év körüliek. Vagy ha azt vesszük, ha a néhány alacsony tömegű csillag, de amelynek tényleges tagságát még meg kell erősíteni. A fotometriával kapott mérések körülbelül 50 millió éves értéket szolgáltattak. Úgy tűnik, hogy ezt a becslést más tanulmányok is elfogadják.
Az Alpha Persei klaszter története fontos ahhoz, hogy megértsük galaktikus régiónk fejlődését az elmúlt 50 millió évben. A 2000-es évek elején kifejlesztett kinematikai modellek szerint körülbelül 50 millió évvel ezelőtt nagy társulások keletkeztek az OB-típusú csillagképződés elhúzódó epizódjának eredményeként , amelyek közül kiemelkedik a Cassiopeia-Taureau széles, immár teljesen feloszlott egyesület. Ez a társulás magában foglalta az Alfa Persei klasztert és a Cepheus OB6 egyesületet . A kombinált akció a csillagközi szél a szövetség legnagyobb tömegű csillagok és az azt követő robbanás a szupernóva generált hatalmas lökéshullámok , hogy elmosta minden gáznemű maradékot tartozó ősi óriás molekuláris felhő , amelyben ezek a csillagok. Szül. Maradványai egy 200–500 parszek közötti sugarú, szuperbuborékokból álló gigantikus szerkezet szélén halmozódtak fel . Így egy nagy gázgyűrűt képeznek, amelyet Lindblad (it) gyűrűnek hívnak .
A felgyülemlett gáz ekkor több helyen összeomlani kezdett, így új, fiatal és fényes csillagok gyűrűje keletkezett, amelyet Gould Belt néven ismernek, és különböző OB szövetségek alkotják, amelyek közül kiemelkedik a Scorpion-Centaur egyesület , az OB2 egyesület Orion (it) és Cepheus (it) OB2 szövetsége .
A Hipparcos műhold adatai szerint az Alpha Persei klaszter és glóriája valójában az egykori Cassiopeia-Taurus egyesület (rövidítve Cas-Tau) központi régióját képezné. A bizonyítást a két egyesülethez tartozó csillagok megfelelő mozgásának elemzése szolgáltatta , amelynek tehát közös eredete és kora lenne. A Cas-Tau egyesület azonban, ellentétben az Alfa Persei csoporttal, szétesett, és nagyszerű csillagárammá vált . Szintén a Hipparcos adatai szerint nincs kapcsolat a Cas-Tau egyesület és a Taurus felhő között , amely egy óriási molekuláris felhő, amely a csillagképződési folyamatok közelében található, és kis tömegű csillagokat generál.