L'amas ouvert
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Un amas ouvert est un groupe de jusqu'?? quelques milliers ??toiles qui ont ??t?? form??s ?? partir du m??me nuage mol??culaire g??ant et ont ?? peu pr??s le m??me ??ge. Plus de 1 100 amas ouverts ont ??t?? d??couverts dans le Voie Lact??e , et beaucoup d'autres sont soup??onn??es d'exister. Ils sont plus ou moins li??s entre eux d'un commun attraction gravitationnelle et deviennent perturb?? par des rencontres rapproch??es avec d'autres clusters et des nuages de gaz en orbite autour du centre galactique, ce qui entra??ne une migration vers le corps principal de la galaxie ainsi que la perte de membres de la grappe ?? travers des rencontres proches internes. Les amas ouverts survivent g??n??ralement pour quelques centaines de millions d'ann??es. En revanche, les plus massives amas globulaires d'??toiles exercent une forte attraction gravitationnelle sur leurs membres, et peuvent survivre pendant plusieurs milliards d'ann??es. Les amas ouverts ont ??t?? trouv??s seulement dans en spirale et galaxies irr??guli??res, dans laquelle actif la formation des ??toiles se produit.
Les jeunes amas ouverts peuvent encore ??tre contenus dans le nuage mol??culaire ?? partir de laquelle ils ont form??, illuminant pour cr??er une r??gion H II . Avec le temps, pression de radiation de la grappe sera disperser le nuage mol??culaire. Typiquement, environ 10% de la masse d'un nuage de gaz se fondre en ??toiles avant pression de radiation entra??ne le reste du gaz de suite.
Les amas ouverts sont des objets cl??s de l'??tude de l'??volution stellaire. Parce que les membres de la grappe sont du m??me ??ge et de la composition chimique , les effets d'autres propri??t??s stellaires sont plus faciles ?? d??terminer que ce qu'ils sont pour les ??toiles isol??es. Un certain nombre d'amas ouverts, comme le Pleiades , Hyades ou Alpha Persei Cluster sont visibles ?? l'??il nu. D'autres, tels que la Double Cluster, sont ?? peine perceptible sans instruments, tandis que beaucoup plus peut ??tre vu ?? l'aide de jumelles ou t??lescopes . Le Amas du Canard Sauvage, M11, est un exemple.
Les observations historiques
Les Pl??iades amas ouvert ??minents a ??t?? reconnu comme un groupe d'??toiles depuis l'antiquit??, tandis que le Hyades fait partie de Taureau, une des constellations les plus anciennes. Autres amas ouverts ont ??t?? relev??es par les premiers astronomes que les patchs flous non r??solus de la lumi??re. L'astronome romain Ptol??m??e mentionne le Praesepe, le Double cluster dans Pers??e, et Ptol??m??e Cluster, tandis que l'astronome persan Al-Sufi ??crit de la P??le Omicron Velorum. Cependant, il faudrait l'invention du t??lescope pour r??soudre ces n??buleuses dans leurs ??toiles constitutifs. En effet, en 1603 Johann Bayer a donn?? trois de ces groupes d??signations comme se ils ??taient des ??toiles simples.
La premi??re personne ?? utiliser un t??lescope pour observer le ciel de nuit et enregistrer ses observations ??tait le savant italien Galileo Galilei en 1609. Quand il a tourn?? le t??lescope vers certains des correctifs n??buleux enregistr??es par Ptol??m??e, il a trouv?? qu'ils ne ??taient pas une seule ??toile, mais groupements de nombreuses stars. Pour la Praesepe, il a trouv?? plus de 40 ??toiles. L?? o?? auparavant les observateurs avaient not?? seulement 6-7 ??toiles dans les Pl??iades, il trouva presque 50. Dans son trait?? de 1610 Sidereus Nuncius, Galileo Galilei a ??crit, "la galaxie est rien d'autre mais une masse d'innombrables ??toiles plant??s ensemble en grappes." Influenc?? par les travaux de Galil??e, l'astronome sicilienne Giovanni Hodierna est devenu peut-??tre le premier astronome ?? utiliser un t??lescope pour trouver amas ouverts pr??c??demment inconnues. En 1654, il a identifi?? les objets d??sormais d??sign??s M41, M47, NGC 2362 et NGC 2451.
Il a ??t?? r??alis?? d??s 1767 que les ??toiles dans un amas ??taient li??s physiquement, lorsque le naturaliste anglais r??v??rend John Michell calcul?? que la probabilit?? de m??me un seul groupe d'??toiles des Pl??iades comme ??tant le r??sultat d'un alignement fortuit vu de la Terre ??tait juste 1 496 000. Entre 1774-1781, astronome fran??ais Charles Messier a publi?? un catalogue d'objets c??lestes qui avaient une apparence similaire ?? n??buleuse com??tes . Ce catalogue comprend 26 amas ouverts. Dans les ann??es 1790, l'astronome anglais William Herschel a commenc?? une ??tude approfondie des objets c??lestes n??buleux. Il a d??couvert que bon nombre de ces caract??ristiques pourraient ??tre r??solus en groupements d'??toiles individuelles. Herschel a con??u l'id??e que les ??toiles ont d'abord ??t?? dispers??es dans l'espace, mais est devenu plus tard regroup??s ensemble comme les syst??mes d'??toiles en raison de l'attraction gravitationnelle. Il a divis?? les n??buleuses en huit classes, avec des classes VI ?? VIII ??tant utilis??s pour classer les amas d'??toiles.
Le nombre de groupes connus continu?? d'augmenter sous les efforts des astronomes. Des centaines de groupes ouverts ont ??t?? r??pertori??s dans le Nouveau catalogue g??n??ral, d'abord publi?? en 1888 par l'astronome danois-irlandaise JLE Dreyer, et les deux suppl??mentaire Index Catalogues, publi??s en 1896 et 1905. Les observations t??lescopiques r??v??l?? deux types distincts de groupes, dont l'un contenait des milliers d'??toiles dans une distribution sph??rique r??guli??re et a ??t?? trouv?? dans l'ensemble du ciel, mais pr??f??rentiellement vers le centre de la Voie Lact??e . L'autre type est compos??e d'une population clairsem??e g??n??ralement des ??toiles dans une forme plus irr??guli??re. Ils ont ??t?? g??n??ralement dans ou pr??s de la plan galactique de la Voie Lact??e. Les astronomes surnomm?? les anciens amas globulaires , et les derniers amas ouverts. En raison de leur emplacement, amas ouverts sont parfois appel??s des clusters galactiques, un terme qui a ??t?? introduit en 1925 par l'astronome am??ricano-suisse Robert Jules Trumpler.
mesures microm??triques de la position des ??toiles dans les amas ont ??t?? faites d??s 1877 par l'astronome allemand E. Sch??nfeld et poursuivie par l'astronome am??ricain EE Barnard avant sa mort en 1923. Aucune indication de mouvement stellaire a ??t?? d??tect??e par ces efforts. Cependant, en 1918 l'astronome hollandais-am??ricain Adriaan van Maanen a pu mesurer le mouvement propre des ??toiles dans une partie du amas des Pl??iades en comparant des plaques photographiques prises ?? des moments diff??rents. Comme astrom??trie est devenu plus pr??cis, ??toiles de l'amas ont ??t?? trouv??s pour partager une commune mouvement propre ?? travers l'espace. En comparant les plaques photographiques de l' amas des Pl??iades prises en 1918 avec des images prises en 1943, van Maanen ??tait en mesure d'identifier ces ??toiles qui ont eu un mouvement propre similaire ?? la vitesse moyenne de la grappe, et ??taient donc plus susceptibles d'??tre membres. Mesures spectroscopiques ont r??v??l?? commune vitesses radiales, montrant ainsi que les groupes se composent d'??toiles li??es ensemble en tant que groupe.
La premi??re diagrammes couleur-magnitude de amas ouverts ont ??t?? publi??s par Ejnar Hertzsprung en 1911, donnant l'intrigue pour le Pleiades et Hyades amas d'??toiles. Il a continu?? ce travail sur les amas ouverts pour les vingt prochaines ann??es. A partir des donn??es spectroscopiques, il ??tait en mesure de d??terminer la limite sup??rieure de mouvements internes pour amas ouverts, et pourrait estimer que la masse totale de ces objets ne d??passe plusieurs centaines de fois la masse du Soleil Il a d??montr?? une relation entre les couleurs des ??toiles et leurs grandeurs, et en 1929, a remarqu?? que les Hyades et Grappes Praesepe avaient diff??rentes populations stellaires que les Pl??iades. Ce sera ensuite interpr??t??e comme une diff??rence d'??ge des trois groupes.
Formation
La formation d'un amas ouvert commence avec l'effondrement d'une partie de nuage mol??culaire g??ant, un nuage dense froid de gaz et de poussi??re contenant jusqu'?? plusieurs milliers de fois les masse du Soleil Ces nuages ont des densit??s qui varient de 10 f??v au 10 juin mol??cules de hydrog??ne neutre par cm 3, avec formation d'??toiles se produisant dans les r??gions avec des densit??s sup??rieures ?? 10 quatre mol??cules par cm 3. Typiquement, seulement 1-10% du nuage en volume est sup??rieur ?? la derni??re densit??. Avant de se effondrer, ces nuages maintiennent leur ??quilibre m??canique ?? travers les champs magn??tiques, la turbulence et rotation.
De nombreux facteurs peuvent perturber l'??quilibre d'un nuage mol??culaire g??ant, d??clenchant un effondrement et d'initier l'??clatement de formation d'??toiles qui peut se traduire par un amas ouvert. Il se agit notamment des ondes de choc ?? proximit?? d'une supernova , les collisions avec d'autres nuages, ou des interactions gravitationnelles. M??me sans d??clencheurs externes, les r??gions du nuage peuvent atteindre des conditions o?? ils deviennent instables contre l'effondrement. La r??gion des nuages se effondrer subira fragmentation hi??rarchique en plus en plus petits bouquets, y compris une forme particuli??rement dense connu sous le nom nuages sombres infrarouges, pour aboutir finalement ?? la formation de jusqu'?? plusieurs milliers d'??toiles. Cette formation d'??toiles commence envelopp?? dans le nuage se effondrer, bloquant les proto??toiles de vue, mais permettant l'observation infrarouge. Dans la galaxie de la Voie Lact??e, le taux d'amas ouverts de formation est estim?? ?? un tous les quelques milliers d'ann??es.
La plus chaude et la plus massive des ??toiles nouvellement form??es (connu sous le nom ??toiles OB) ??mettent intense rayonnement ultraviolet , qui ionise le gaz environnant r??guli??rement du nuage mol??culaire g??ant, formant une r??gion H II . Les vents stellaires et pression de radiation des ??toiles massives commence ?? chasser le gaz ionis?? chaud ?? une vitesse correspondant ?? la vitesse du son dans le gaz. Apr??s quelques millions d'ann??es le cluster va conna??tre sa premi??re supernovae, qui sera ??galement expulser le gaz du voisinage. Dans la plupart des cas, ces processus seront d??pouiller le cluster de gaz dans les dix millions d'ann??es et aucune autre formation d'??toiles auront lieu. Pourtant, environ la moiti?? des objets protostellaires r??sultant seront laiss??s entour?? disques circumstellaires, dont beaucoup forment disques d'accr??tion.
Comme seulement 30 ?? 40 pour cent du gaz dans les formes de base de nuage ??toiles, le processus d'expulsion de gaz r??siduelle est tr??s dommageable pour le processus de formation d'??toiles. Tous les groupes subissent donc une perte significative de poids des nourrissons, alors qu'une grande fraction subit la mortalit?? infantile. ?? ce stade, la formation d'un amas ouvert d??pendra de savoir si les ??toiles nouvellement form??es sont gravitationnellement li??s les uns aux autres; sinon un non li??e association stellaire entra??ner. M??me quand un cluster comme les Pl??iades se forme, il ne peut se accrocher ?? un tiers des ??toiles originales, le reste devenant non li??e une fois que le gaz est expuls??. Les jeunes ??toiles ainsi mis de leur groupe natal deviennent partie de la population sur le terrain Galactic.
Parce que la plupart, sinon toutes les ??toiles forment en cluster, amas d'??toiles doivent ??tre consid??r??es les ??l??ments constitutifs fondamentaux de galaxies. Les ??v??nements de gaz expulsion violente cette forme et de d??truire de nombreux amas d'??toiles ?? la naissance laissent leur empreinte dans les structures morphologiques et cin??matiques des galaxies. La plupart des amas ouverts forment avec au moins 100 ??toiles et une masse de 50 ou plus masses solaires. Les plus grands groupes peuvent avoir 10 4 masses solaires, avec l'amas massif Westerlund 1 est estim?? ?? 5 ?? 10 4 masses solaires; proche de celle d'un amas globulaire. Alors que les amas ouverts et les amas globulaires forment deux groupes assez distinctes, il peut ne pas ??tre une grande diff??rence d'aspect entre un amas globulaire tr??s clairsem??e et un tr??s riche amas ouvert. Certains astronomes pensent que les deux types de amas d'??toiles forment via le m??me m??canisme de base, la diff??rence ??tant que les conditions qui ont permis la formation de tr??s riches amas globulaires contenant des centaines de milliers d'??toiles ne existent plus dans la Voie Lact??e.
Il est commun pour deux ou plusieurs amas ouverts distincts pour former de la m??me nuage mol??culaire. Dans le Grand Nuage de Magellan, ?? la fois Hodge 301 et R136 se forment ?? partir des gaz de la N??buleuse de la Tarentule, alors que dans notre propre galaxie, retra??ant le mouvement ?? travers l'espace de la Hyades et Praesepe, deux clusters ?? proximit?? ouverts ??minents, sugg??re qu'ils formaient dans le m??me nuage il ya environ 600 millions d'ann??es. Parfois, deux groupes n??s ?? la fois forment un groupe binaire. L'exemple le plus connu dans la Voie Lact??e est le Double Cluster de NGC 869 et NGC 884 (parfois appel??e ?? tort h et χ Persei; h se r??f??re ?? une ??toile voisine et χ aux deux groupes), mais au moins 10 autres grappes doubles sont connus pour exister. Beaucoup d'autres sont connus dans la Petites et Grandes Nuages de Magellan-elles sont plus faciles ?? d??tecter dans les syst??mes externes que dans notre propre galaxie, car des effets de projection peuvent causer des grappes non reli??s au Voie Lact??e apparaissent pr??s de l'autre.
Morphologie et classification
Les amas ouverts vont de grappes tr??s rares avec seulement quelques membres ?? grande agglom??rations contenant des milliers d'??toiles. Ils se composent g??n??ralement d'un noyau dense assez distincte, entour?? d'un ??corona?? plus diffuse des membres du cluster. Le noyau est g??n??ralement d'environ 3-4 ann??es-lumi??re de diam??tre, avec la couronne se ??tendant ?? environ 20 ann??es-lumi??re du centre de l'amas. Densit??s typiques ??toiles dans le centre d'un cluster sont environ 1,5 ??toiles par ann??e-lumi??re cube; la densit?? stellaire pr??s du soleil est d'environ 0,003 ??toiles par ann??e-lumi??re cube.
Les amas ouverts sont souvent class??s selon un syst??me d??velopp?? par Robert Trumpler en 1930. r??gime Le Trumpler donne un cluster une d??signation en trois parties, avec un chiffre romain du I-IV indiquant sa concentration et le d??tachement du champ d'??toiles entourant (de fortement concentr??e, faiblement), un chiffre arabe 1-3 indiquant la gamme de luminosit?? des membres (de petite ?? grande port??e), et p, m ou r pour indiquer si le cluster est mauvaise, moyenne ou riche en ??toiles. Un 'n' est ajout?? si le cluster se trouve dans n??bulosit??.
En vertu du r??gime Trumpler, les Pl??iades sont class??s comme I3rn (fortement concentr??e et richement peupl?? de n??bulosit?? pr??sent), tandis que les Hyades proximit?? sont class??s comme II3m (plus dispers??s, et avec moins de membres).
Nombre et la r??partition
Il ya plus de 1 000 amas ouverts connus dans notre galaxie, mais le nombre r??el pourrait ??tre jusqu'?? dix fois plus ??lev?? que cela. En galaxies spirales, amas ouverts sont en grande partie trouv?? dans les bras spiraux o?? la densit?? de gaz sont les plus ??lev??s et la formation de mani??re plus ??toiles se produit, et les clusters disperser habituellement avant qu'ils ne aient eu le temps de voyager au-del?? de leur bras spiral. Les amas ouverts sont fortement concentr??es ?? proximit?? du plan galactique, avec un hauteur d'??chelle dans notre galaxie d'environ 180 ann??es-lumi??re, par rapport ?? un rayon galactique d'environ 100 000 ann??es-lumi??re.
En galaxies irr??guli??res, amas ouverts peuvent ??tre trouv??s dans toute la galaxie, m??me si leur concentration est la plus ??lev??e o?? la densit?? de gaz est la plus ??lev??e. Les amas ouverts ne sont pas visibles dans galaxies elliptiques: la formation des ??toiles cess?? plusieurs millions d'ann??es il ya dans les galaxies elliptiques, et ainsi les amas ouverts qui ??taient pr??sents ?? l'origine ont depuis longtemps dispers??e.
Dans notre galaxie, la r??partition des grappes d??pend de l'??ge, avec des grappes plus ??g??s ??tant pr??f??rentiellement trouv?? ?? de plus grandes distances de la centre galactique, g??n??ralement ?? des distances importantes au-dessus ou en dessous de la plan galactique. Les forces de mar??e sont plus forts pr??s du centre de la galaxie, l'augmentation du taux de perturbation des clusters, ainsi que les nuages mol??culaires g??ants qui causent la perturbation de grappes sont concentr??s vers les r??gions int??rieures de la galaxie, donc grappes dans les r??gions int??rieures de la galaxie ont tendance ?? se disperser ?? un ??ge plus jeune que leurs homologues dans les r??gions ext??rieures.
Composition Stellar
Parce que les amas ouverts tendent ?? ??tre dispers??es avant que la plupart de leurs ??toiles atteignent la fin de leur vie, la lumi??re d'eux tend ?? ??tre domin?? par les jeunes ??toiles chaudes et bleues. Ces ??toiles sont les plus massives, et ont les plus courtes vies de quelques dizaines de millions d'ann??es. Les amas ouverts plus ??g??s ont tendance ?? contenir plus d'??toiles jaunes.
Certains amas ouverts contiennent ??toiles bleues chaudes qui semblent ??tre beaucoup plus jeune que le reste de la grappe. Ces tra??nards bleus sont ??galement observ??es dans les amas globulaires, et dans les noyaux tr??s denses amas globulaires de qu'ils sont cens??s survenir lorsque ??toiles entrent en collision, formant une ??toile beaucoup plus chaud, plus massive. Cependant, la densit?? stellaire dans les amas ouverts est beaucoup plus faible que dans les amas globulaires, et les collisions stellaires ne peut pas expliquer le nombre de tra??nards bleus observ??s. Au lieu de cela, on pense que la plupart d'entre eux proviennent probablement lorsque interactions dynamiques avec d'autres ??toiles provoquent un syst??me binaire de coalescence dans une ??toile.
Une fois qu'ils ont ??puis?? leur approvisionnement en hydrog??ne par le biais fusion nucl??aire, ?? moyen et ?? ??toiles de faible masse perdent leurs couches externes pour former une n??buleuse plan??taire et d'??voluer dans les naines blanches . Alors que la plupart des groupes se dispersent devant une grande proportion de leurs membres ont atteint le stade de naine blanche, le nombre de naines blanches dans les amas ouverts est encore g??n??ralement beaucoup plus faible que pr??vu, compte tenu de l'??ge de l'amas et la distribution de masse initiale pr??vue de les ??toiles. Une explication possible de l'absence de naines blanches est que quand une g??ante rouge expulse ses couches externes de devenir une n??buleuse plan??taire, une l??g??re asym??trie dans la perte de mat??riel pourrait donner l'??toile d'un coup-franc de quelques kilom??tres par seconde, assez pour l'??jecter du cluster.
En raison de leur haute densit??, rencontres rapproch??es entre les ??toiles dans un amas ouvert sont communs. Pour un cluster typique avec 1000 ??toiles avec un rayon de demi-masse parsec 0,5, en moyenne une ??toile aura une rencontre avec un autre membre tous les 10 millions d'ann??es. Le taux est encore plus ??lev?? dans les grappes denses. Ces rencontres peuvent avoir un impact significatif sur les disques circumstellaires ??tendues de mat??riaux qui entourent beaucoup de jeunes ??toiles. Perturbations mar??e de gros disques peuvent entra??ner la formation de plan??tes massives et naines brunes, produisant compagnons ?? des distances de 100 UA ou plus de l'??toile h??te.
Sort ??ventuel
De nombreux amas ouverts sont intrins??quement instables, avec une petite masse suffit que le la vitesse de lib??ration du syst??me est inf??rieure ?? la moyenne vitesse des ??toiles constitutifs. Ces groupes vont rapidement se disperser dans les quelques millions d'ann??es. Dans de nombreux cas, le d??pouillement du gaz ?? partir de laquelle le groupe form?? par la pression de radiation des jeunes ??toiles chaudes r??duit suffisamment la masse de cluster pour permettre la dispersion rapide.
Clusters qui ont assez de masse pour ??tre gravitationnellement li??s fois la n??buleuse environnante est ??vapor?? peut rester distinct pour plusieurs dizaines de millions d'ann??es, mais avec le temps les processus internes et externes ont ??galement tendance ?? les disperser. En interne, rencontres rapproch??es entre les ??toiles peuvent augmenter la vitesse d'un membre au-del?? de la vitesse de lib??ration de la grappe. Il en r??sulte une ????vaporation?? progressive des membres du cluster.
Ext??rieurement, environ toutes les demi milliard d'ann??es ou alors un amas ouvert tend ?? ??tre perturb??s par des facteurs externes tels que le passage ?? proximit?? ou ?? travers un nuage mol??culaire. Le gravitationnelle les forces de mar??e g??n??r??s par une telle rencontre ont tendance ?? perturber le cluster. Finalement, le cluster devient un courant d'??toiles, pas assez pr??s pour ??tre un cluster, mais tous li??s et se d??pla??ant dans des directions semblables ?? des vitesses similaires. L'??chelle de temps sur laquelle un groupe perturbe d??pend de sa densit?? stellaire initiale, avec des grappes plus serr??es persistant pendant plus longtemps. Estimation munitions des demi-vies , apr??s quoi la moiti?? des membres originaux de munitions auront ??t?? perdus, la gamme de 150 ?? 800 millions d'ann??es, en fonction de la densit?? de l'original.
Apr??s un cluster est devenu non li??e gravitationnellement, bon nombre de ses ??toiles constitutifs aura encore d??pla??ant dans l'espace sur des trajectoires similaires, dans ce qui est connu comme un association stellaire, d??placer cluster, ou d'un groupe en mouvement. Plusieurs des ??toiles les plus brillantes dans le ' Charrue 'de Ursa Major sont d'anciens membres d'un amas ouvert qui forment d??sormais une telle association, dans ce cas, le Groupe Ursa Major en mouvement. Finalement, leurs vitesses relatives l??g??rement diff??rentes seront les voir dispers??s dans toute la galaxie. Un cluster est plus grande alors connu comme un flux, si nous d??couvrons les vitesses et l'??ge des ??toiles contraire ind??pendants similaires.
Etudier l'??volution stellaire
Lorsqu'un Diagramme de Hertzsprung-Russell est trac??e pour un amas ouvert, la plupart des ??toiles se trouvent sur le s??quence principale. Les ??toiles les plus massives ont commenc?? ?? ??voluer loin de la s??quence principale et deviennent g??antes rouges ; la position de la bifurcation ?? partir de la s??quence principale peut ??tre utilis??e pour estimer l'??ge de la grappe.
Parce que les ??toiles dans un amas ouvert sont tous ?? peu pr??s ?? la m??me distance de la Terre , et sont n??s ?? peu pr??s le m??me temps ?? partir de la m??me mati??re premi??re, les diff??rences de luminosit?? apparente entre les membres de la grappe est due uniquement ?? leur masse. Cela rend amas ouverts tr??s utiles dans l'??tude de l'??volution stellaire, car lorsque l'on compare une ??toile ?? l'autre, un grand nombre de param??tres variables sont fix??s.
L'??tude des abondances de lithium et du b??ryllium dans les ??toiles ouverts de cluster peut donner des indices importants sur l'??volution des ??toiles et leurs structures int??rieures. Bien hydrog??ne noyaux ne peuvent pas fusionner pour former de l'h??lium jusqu'?? la temp??rature atteint environ 10 millions de K , le lithium et le b??ryllium sont d??truits ?? des temp??ratures de 2,5 millions et 3,5 millions K K respectivement. Cela signifie que leurs abondances d??pendent fortement de la quantit?? de m??lange se produit dans les int??rieurs stellaires. En ??tudiant leur abondance dans les ??toiles ouverts ?? sous-munitions, des variables telles que l'??ge et la composition chimique sont fix??s.
Des ??tudes ont montr?? que les abondances de ces ??l??ments l??gers sont beaucoup plus bas que les mod??les d'??volution stellaire pr??disent. Bien que la raison de cette sous-abondance ne est pas encore compl??tement compris, il est possible que convection dans les int??rieurs stellaires peut ??d??passement?? dans des r??gions o?? rayonnement est normalement le principal mode de transport de l'??nergie.
??chelle de distance astronomique
D??terminer les distances des objets astronomiques est crucial pour les comprendre, mais la grande majorit?? des objets sont trop loin pour leurs distances ?? d??terminer directement. Calibrage de la ??chelle de distance astronomique repose sur une s??quence de mesures indirectes et parfois incertains concernant les objets les plus proches, pour lesquels les distances peuvent ??tre mesur??es directement, ?? des objets de plus en plus ??loign??s. Les amas ouverts sont une ??tape cruciale dans cette s??quence.
Les amas ouverts les plus proches peuvent avoir leur distance mesur??e directement par l'une des deux m??thodes. Tout d'abord, la parallaxe (le petit changement de position apparente au cours d'une ann??e caus??e par la Terre d??pla??ant d'un c??t?? de son orbite autour du Soleil ?? l'autre) des ??toiles dans les amas ouverts ?? proximit?? peut ??tre mesur??e, comme d'autres ??toiles individuelles. Clusters tels que les Pl??iades, les Hyades et quelques autres dans environ 500 ann??es-lumi??re sont assez proches pour que cette m??thode soit viable, et les r??sultats de la Hipparcos satellite de mesure de position a abouti ?? des distances pr??cises pour plusieurs clusters.
L'autre m??thode directe est la soi-disant d??placer m??thode de cluster. Cela repose sur le fait que les ??toiles d'un cluster part une motion commune ?? travers l'espace. Mesurer les mouvements propres des membres du cluster et le trac?? de leurs mouvements apparents ?? travers le ciel va r??v??ler qu'ils convergent sur un point de fuite. La vitesse radiale des membres du cluster peut ??tre d??termin?? ?? partir Mesures de d??calage Doppler de leur spectres, et une fois la vitesse radiale, mouvement propre et la distance angulaire de la grappe ?? son point de fuite sont connus, simple trigonom??trie r??v??lera la distance au cluster. Le Hyades sont l'application la plus connue de cette m??thode, qui r??v??le leur distance ?? ??tre 46,3 parsecs.
Une fois les distances ?? grappes ?? proximit?? ont ??t?? cr????s, d'autres techniques peuvent ??tendre l'??chelle des distances ?? des groupes plus ??loign??s. En faisant correspondre les s??quence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell pour une grappe ?? une distance connue avec celle d'un groupe plus ??loign??, ?? la distance la plus ??loign??e de la grappe peut ??tre estim??e. L'amas ouvert le plus proche est le Hyades: l'association stellaire compos?? de la plupart des Plough ??toiles est ?? peu pr??s la moiti?? de la distance de la Hyades, mais est une association stellaire plut??t que d'un amas ouvert que les ??toiles ne sont pas gravitationnellement li??s entre eux. L'amas ouvert le plus lointain connu dans notre galaxie est Berkeley 29, ?? une distance d'environ 15 000 parsecs. Les amas ouverts sont ??galement facilement d??tect??s dans la plupart des galaxies de la Groupe local.
La connaissance pr??cise des distances de l'amas ouvert est essentiel pour calibrer la relation p??riode-luminosit?? montre ??toiles variables telles que Cepheid et RR Lyrae ??toiles, ce qui leur permet d'??tre utilis??s comme chandelles standard. Ces ??toiles lumineuses peuvent ??tre d??tect??es ?? de grandes distances, et sont ensuite utilis??s pour ??tendre l'??chelle de distance aux galaxies ?? proximit?? dans le Groupe Local.
