Sterassosiasie
'n Sterassosiasie is 'n baie los sterreswerm, losser as beide 'n oop en bolswerm. Sterassosiasies bevat gewoonlik van 10 tot 100 of meer sigbare sterre. Hulle word gewoonlik geïdentifiseer deur ooreenkomste in die lidsterre se bewegings, ouderdomme en chemiese samestellings. Dié gedeelde eienskappe dui gewoonlik daarop dat die lede 'n oorsprong deel. Hulle word egter nie meer deur swaartekrag verbind nie, anders as sterreswerms, en die lidsterre sal oor miljoene jare van mekaar af wegdryf en 'n bewegingsgroep word wanneer hulle in hulle deel van die sterrestelsel verstrooi raak.[1]
Sterassosiasies is in 1947 deur die Sowjetse astrofisikus Wiktor Ambartsoemjan ontdek.[2][3][4] Vir die konvensionele naam van 'n assosiasie word gewoonlik die afkorting gebruik van die sterrebeeld (of sterrebeelde) waarin dit voorkom; die tipe assosiasie; en, soms, 'n syfer.
Tipes
[wysig | wysig bron]Wiktor Ambartsoemjan het eerste sterassosiasies in twee groepe, OB en T, verdeel op grond van die eienskappe van hulle sterre.[3] 'n Derde kategorie, R, is later deur Sidney van den Bergh voorgestel vir assosiasies wat refleksienewels verlig.[5]
Die OB-, T- en R-assosiasies vorm 'n kontnuum van jong stergroepe. Sommige groepe toon eienskappe van beide OB- en T-assosiasies, en die kategorisering is nie altyd presies nie.
OB-assosiasies
[wysig | wysig bron]Jong assosiasies bevat 10-100 swaar sterre van spektraalklas O en B en is bekend as OB-assosiasies. Hulle vorm vermoedelik in dieselfde klein volume in 'n reuse- molekulêre wolk. Sodra die omringende stof en gas weggeblaas is, raak die oorblywende sterre onverbonde en begin hulle van mekaar af dryf.[6] Die meeste sterre in die Melkweg is vermoedelik in OB-assosiasies gevorm.[6]
Klas O-sterre bestaan net vir 'n kort tyd en sal rofweg ná 1 miljoen tot 15 miljoen jaar in supernovas eindig, na gelang van die massa van die ster. Daarom is dié assosiasies gewoonlik net 'n paar miljoen jaar of minder oud. Die O-B-sterre daarin sal al hulle brandstof binne 10 miljoen jaar opbrand. (In vergelyking daarmee is die Son tans sowat 5 miljard jaar oud.)
Die naaste OB-assosiasie aan die Son is die Scorpius-Centaurus-assosiasie, wat sowat 400 ligjare van hier geleë is.[7] OB-assosiasies kom ook in die Groot Magellaanse Wolk en die Andromeda-sterrestelsel voor. Hierdie assosiasies is sowat 1 500 ligjare breed en is baie verspreid.[8]
T-assosiasies
[wysig | wysig bron]Jong stergroepe kan verskeie T Tauri-sterre bevat wat nog besig is om in die hoofreeks in te beweeg. Dié verspreide populasies van tot 1 000 T Tauri-sterre is bekend as T-assosiasies. Die naaste voorbeeld is die Tau-Aur-T-assosiasie, sowat 456 ligjare van die Son af.[9] T-assosiasies word dikwels aangetref naby die molekulêre wolk waarin hulle ontstaan het. Sommige, maar nie almal nie, sluit O-B-sterre in.
R-assosiasies
[wysig | wysig bron]Assosiasies wat refleksienewels verlig, word R-assosiasies genoem. Sterre daarin het 'n nie-uniforme verspreiding.[5] Dié jong stergroepe bevat hoofreekssterre wat nie swaar genoeg is om die wolke waarin hulle gevorm het, op te breek nie.[10] Dit stel sterrekundiges in staat om die omringende, donker wolk te bestudeer. Omdat hulle volopper as OB-asosiasies is, kan hulle gebruik word om die struktuur van die galaktiese arms uit te stippel.[11] 'n Voorbeeld van 'n R-assosiasie is Monoceros R2, sowat 2 700 ligjare van die Son af.[10]
Sien ook
[wysig | wysig bron]Verwysings
[wysig | wysig bron]- ↑ "Discovery: New Moving Group in the Local Arm of the Milky Way". National Astronomical Observatories of China. Chinese Academy of Sciences. 13 Mei 2020. Besoek op 13 Julie 2024.
- ↑ Lankford, John, red. (2011) [1997]. "Ambartsumian, Viktor Amazaspovich (b. 1908)". History of Astronomy: An Encyclopedia. Routledge. p. 10. ISBN 9781136508349.
- ↑ 3,0 3,1 Israelian, Garik (1997). "Obituary: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [i.e. 1908] -1996". Bulletin of the American Astronomical Society. 29 (4): 1466–1467. Bibcode:1997BAAS...29.1466I.
- ↑ Saxon, Wolfgang (15 Augustus 1996). "Viktor A. Ambartsumyan, 87, Expert on Formation of Stars". The New York Times. p. 22.
- ↑ 5,0 5,1 Herbst, W. (1976). "R associations. I - UBV photometry and MK spectroscopy of stars in southern reflection nebulae". Astronomical Journal. 80: 212–226. Bibcode:1975AJ.....80..212H. doi:10.1086/111734.
- ↑ 6,0 6,1 "OB Associations". The GAIA Study Report: Executive Summary and Science Section. 6 April 2000. Besoek op 8 Junie 2006.
- ↑ Maíz-Apellániz, Jesús (2001). "The Origin of the Local Bubble". The Astrophysical Journal. 560 (1): L83–L86. arXiv:astro-ph/0108472. Bibcode:2001ApJ...560L..83M. doi:10.1086/324016. S2CID 119338135.
- ↑ Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). "The Formation of Star Clusters". American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:1998AmSci..86..264E. doi:10.1511/1998.3.264. S2CID 262334560. Besoek op 23 Augustus 2006.
- ↑ Frink, S.; Roeser, S.; Neuhaeuser, R.; Sterzik, M. K. (1999). "New proper motions of pre-main sequence stars in Taurus-Auriga". Astronomy and Astrophysics. 325: 613–622. arXiv:astro-ph/9704281. Bibcode:1997A&A...325..613F.
- ↑ 10,0 10,1 Herbst, W.; Racine, R. (1976). "R associations. V. MON R2". Astronomical Journal. 81: 840. Bibcode:1976AJ.....81..840H. doi:10.1086/111963.
- ↑ Herbst, W. (1975). "R-associations III. Local optical spiral structure". Astronomical Journal. 80: 503. Bibcode:1975AJ.....80..503H. doi:10.1086/111771.
Skakels
[wysig | wysig bron]- Stellar kinematic groups, Superclusters, Moving Groups - D. Montes, UCM
- New associations of young stars - D. Montes, UCM
Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal.
