Hiady (gromada gwiazd) - Hyades (star cluster)

Gromada Hiady
Gromada Hiady
	Zdjęcie gromady Hiady
Dane obserwacyjne ( epoka J2000.0 )
Konstelacja	byk
rektascensja	4 h 27 m
Deklinacja	+15° 52′
Dystans	153 l (47 szt.)
Pozorna wielkość (V)	0,5
Pozorne wymiary (V)	330′
Charakterystyka fizyczna
Masa	400 M ☉
Promień	10 lat świetlnych (promień rdzenia)
Szacowany wiek	625 milionów lat
Wybitne cechy	Najbliższy otwarty klaster
Inne oznaczenia	Caldwell 41, Cr 50, Mel 25
	Zobacz też: Klaster otwarty , Lista klastrów otwartych

Hiady ( / H aɪ . Ə d ı oo / , grecki Ὑάδες, znany również jako Caldwell 41 , Collinder 50 lub Melotte 25 ) jest najbliższa otwarty klastra i jednym z najlepiej zbadanych grup gwiazd . Znajduje się około 153 lata świetlne (47 parseków) od Słońca i składa się z mniej więcej kulistej grupy setek gwiazd o tym samym wieku, miejscu pochodzenia, właściwościach chemicznych i ruchu w przestrzeni. Z perspektywy obserwatorów na Ziemi gromada Hiady pojawia się w konstelacji Byka , gdzie jej najjaśniejsze gwiazdy tworzą kształt litery „V” wraz z jeszcze jaśniejszym Aldebaranem . Jednak Aldebaran nie jest związany z Hiadami, ponieważ znajduje się znacznie bliżej Ziemi i po prostu leży na tej samej linii wzroku.

Pięć najjaśniejszych gwiazd składowych Hiad pochłonęło paliwo wodorowe w swoich jądrach i obecnie ewoluuje w gwiazdy olbrzymy . Cztery z tych gwiazd, z oznaczeniami Bayera Gamma , Delta 1 , Epsilon i Theta Tauri , tworzą asteryzm, który jest tradycyjnie identyfikowany jako głowa Byka Byka. Piątą z tych gwiazd jest Theta ¹ Tauri, ciasna, widoczna gołym okiem towarzyszka jaśniejszej Theta ² Tauri. Epsilon Tauri, znany jako Ain ("Oko byka"), ma kandydata na gazowego giganta egzoplanet, pierwszą planetę, jaką można znaleźć w dowolnej gromadzie otwartej.

Wiek Hiad szacuje się na około 625 milionów lat. Jądro gromady, gdzie gwiazdy są najgęściej upakowane, ma promień 8,8 lat świetlnych (2,7 parseków), a promień pływowy gromady – gdzie gwiazdy są silniej pod wpływem grawitacji otaczającej Drogi Mlecznej – wynosi 33 lata świetlne (10 parseków). Jednak około jedną trzecią potwierdzonych gwiazd członkowskich zaobserwowano daleko poza drugą granicą, w rozszerzonym halo gromady; gwiazdy te są prawdopodobnie w trakcie ucieczki przed jego grawitacyjnym wpływem.

Lokalizacja i ruch

Mapa gwiazd gromady Hiady

Gromada jest wystarczająco blisko Słońca, aby jej odległość można było bezpośrednio zmierzyć obserwując wielkość przesunięcia paralaksy gwiazd członkowskich, gdy Ziemia okrąża Słońce. Pomiar ten został wykonany z dużą dokładnością przy użyciu satelity Hipparcos i Kosmicznego Teleskopu Hubble'a . Alternatywną metodą obliczania odległości jest dopasowanie członków gromady do znormalizowanego diagramu barwy i jasności w podczerwieni dla gwiazd tego typu i wykorzystanie uzyskanych danych do wywnioskowania ich jasności wewnętrznej. Porównanie tych danych z jasnością gwiazd widzianych z Ziemi pozwala oszacować ich odległości. Obie metody dały oszacowanie odległości 153 lat świetlnych (47 parseków) do centrum gromady. Fakt, że te niezależne pomiary są zgodne, czyni Hiady ważnym szczeblem w metodzie kosmicznej drabiny odległości do szacowania odległości obiektów pozagalaktycznych.

Gwiazdy Hiad są bardziej wzbogacone w cięższe pierwiastki niż nasze Słońce i inne zwykłe gwiazdy w sąsiedztwie Słońca, z ogólną metalicznością gromady mierzoną na poziomie +0,14. Gromada Hiady jest powiązana z innymi grupami gwiazd w sąsiedztwie Słońca. Jej wiek, metaliczność i ruch własny pokrywają się z tymi z większej i bardziej odległej Gromady Praesepe , a trajektorie obu gromad można prześledzić z powrotem do tego samego obszaru przestrzeni, co wskazuje na wspólne pochodzenie. Innym współpracownikiem jest Strumień Hiad , duży zbiór rozproszonych gwiazd, które również mają podobną trajektorię z Gromadą Hiad. Ostatnie wyniki wykazały, że co najmniej 15% gwiazd w strumieniu Hiad ma ten sam chemiczny odcisk palca, co gwiazdy gromady Hiad. Wykazano jednak, że około 85% gwiazd w Strumieniu Hiad jest całkowicie niezwiązanych z pierwotną gromadą z powodu odmiennego wieku i metalizacji; ich wspólny ruch przypisuje się efektom pływowym masywnego obracającego się pręta w centrum galaktyki Drogi Mlecznej . Wśród pozostałych członków Strumienia Hiad, gwiazda-gospodarz egzoplanety, Iota Horologii, została niedawno zaproponowana jako uciekinier z pierwotnej gromady Hiad.

Hiady nie są powiązane z dwiema innymi pobliskimi grupami gwiezdnymi, Plejadami i Wielkim Strumieniem Niedźwiedzicy , które są łatwo widoczne gołym okiem pod czystym, ciemnym niebem.

Hiady widziane przez teleskop

Historia

Wraz z inną przyciągającą wzrok otwartą gromadą gwiazd Plejad Hiady tworzą Złotą Bramę Ekliptyki , znaną od kilku tysięcy lat.

W mitologii greckiej Hiady były pięcioma córkami Atlasa i przyrodnimi siostrami Plejad . Po śmierci ich brata, Hyasa, płaczące siostry przekształciły się w gromadę gwiazd, która później kojarzyła się z deszczem.

Jako obiekt widoczny gołym okiem, gromada Hiady znana jest od czasów prehistorycznych. Wspomina o nim wielu autorów klasycznych od Homera do Owidiusza . W księdze 18 Iliady gwiazdy Hiad pojawiają się wraz z Plejadami , Wielką Niedźwiedzicą i Orionem na tarczy, którą bóg Hefajstos stworzył dla Achillesa .

W Anglii klaster był znany jako „April Rainers” od związku z kwietniowymi deszczami, co zostało nagrane w pieśni ludowej „ Green Grow the Rushes, O ”.

Gromada została prawdopodobnie po raz pierwszy skatalogowana przez Giovanniego Battistę Hodiernę w 1654 roku, a następnie pojawiła się w wielu atlasach gwiazd z XVII i XVIII wieku. Jednak Charles Messier nie umieścił Hiad w swoim katalogu obiektów głębokiego nieba z 1781 roku. W związku z tym brakuje jej liczby Messiera, w przeciwieństwie do wielu innych, bardziej odległych gromad otwartych – np. M44 (Praesepe), M45 ( Plejady ) i M67 .

W 1869 astronom RA Proctor zaobserwował, że wiele gwiazd znajdujących się w dużych odległościach od Hiad ma podobny ruch w przestrzeni. W 1908 roku Lewis Boss poinformował o prawie 25-letnich obserwacjach potwierdzających to założenie, argumentując za istnieniem poruszającej się grupy gwiazd, którą nazwał Strumieniem Byka (obecnie znanym jako Strumień Hiad lub Supergromada Hiad). Boss opublikował mapę, która prześledziła ruchy rozproszonych gwiazd do wspólnego punktu zbieżności.

W latach 20. XX wieku pogląd, że Hiady miały wspólne pochodzenie z Gromadą Praesepe, był szeroko rozpowszechniony, a Rudolf Klein-Wassink zauważył w 1927 roku, że te dwie gromady są „prawdopodobnie kosmiczne spokrewnione”. Przez większą część XX wieku badania naukowe nad Hiadami koncentrowały się na określeniu ich odległości, modelowaniu ich ewolucji, potwierdzaniu lub odrzucaniu kandydatów na członków oraz charakteryzowaniu poszczególnych gwiazd.

Morfologia i ewolucja

Wszystkie gwiazdy tworzą się w gromadach, ale większość gromad rozpada się mniej niż 50 milionów lat po zakończeniu formowania się gwiazd. Astronomicznym terminem na określenie tego procesu jest „ parowanie ”. Tylko niezwykle masywne gromady, krążące daleko od Centrum Galaktyki , mogą uniknąć parowania w długich skalach czasowych. Jako jeden z takich ocalałych, Gromada Hiady prawdopodobnie zawierała znacznie większą populację gwiazd w okresie niemowlęcym. Szacunki jego pierwotnej masy wahają się od 800 do 1600 mas Słońca ( M _☉ ), co implikuje jeszcze większą liczbę pojedynczych gwiazd.

Populacje gwiazd

Teoria przewiduje, że młoda gromada tej wielkości powinna rodzić gwiazdy i obiekty podgwiazdowe wszystkich typów widmowych, od ogromnych, gorących gwiazd typu O do ciemnych brązowych karłów . Jednak badania Hiad pokazują, że brakuje w nim gwiazd o obu skrajnych masach. W wieku 625 milionów lat główny ciąg gromady wyłącza się około 2,3 M _☉ , co oznacza, że wszystkie cięższe gwiazdy wyewoluowały w podolbrzymy, olbrzymy lub białe karły , podczas gdy mniej masywne gwiazdy nadal łączą wodór w ciągu głównym. Szeroko zakrojone przeglądy ujawniły w sumie 8 białych karłów w jądrze gromady, odpowiadających końcowemu etapowi ewolucji pierwotnej populacji gwiazd typu B (każdy około 3 M _☉ ). Poprzedni etap ewolucyjny jest obecnie reprezentowany przez cztery czerwone olbrzymy skupione w gromadzie. Ich obecny typ widmowy to K0 III, ale wszystkie są w rzeczywistości "starymi gwiazdami A" o wielkości około 2,5 M _☉ . Dodatkowym „białe olbrzymia” typu A7 III uzwojenie pierwotne θ² Tauri , do binarnego systemu, który zawiera mniej masywne towarzysza widmowej typu A; ta para jest wizualnie powiązana z θ¹ Tauri , jednym z czterech czerwonych olbrzymów, który ma również towarzysza typu A w układzie podwójnym.

Pozostała populacja potwierdzonych członków gromady obejmuje liczne jasne gwiazdy typu widmowego A (co najmniej 21), F (około 60) i G (około 50). Wszystkie te typy gwiazd są skoncentrowane znacznie gęściej w promieniu pływowym Hiad niż w równoważnym promieniu 10 parseków Ziemi. Dla porównania, nasza lokalna 10-parsekowa sfera zawiera tylko 4 gwiazdy A, 6 gwiazd F i 21 gwiazd G.

Kohorta Hiad gwiazd o mniejszej masie – typów widmowych K i M – pozostaje słabo poznana, pomimo bliskości i długich obserwacji. Co najmniej 48 karłów typu K jest potwierdzonymi członkami, wraz z około tuzinem karłów typu M o typach widmowych M0-M2. Zaproponowano dodatkowe karły typu M, ale niewiele jest późniejszych niż M3, a tylko około 12 brązowych karłów jest obecnie zgłaszanych. Ten niedobór na dole zakresu masy silnie kontrastuje z rozmieszczeniem gwiazd w obrębie 10 parseków Układu Słonecznego, gdzie znanych jest co najmniej 239 M karłów, stanowiących około 76% wszystkich sąsiednich gwiazd.

Segregacja masowa

Obserwowane rozmieszczenie typów gwiazd w gromadzie Hiady pokazuje historię masowej segregacji . Z wyjątkiem białych karłów, dwa centralne parseki gromady (6,5 roku świetlnego) zawierają jedynie układy gwiezdne o wielkości co najmniej 1 M _☉ . Ta ciasna koncentracja ciężkich gwiazd nadaje Hiadom ogólną strukturę, z jądrem zdefiniowanym przez jasne, gęsto upakowane układy i halo składające się z bardziej odległych gwiazd, w których późniejsze typy widmowe są powszechne. Promień jądra wynosi 2,7 parseków (8,8 lat świetlnych, nieco więcej niż odległość między Słońcem a Syriuszem ), podczas gdy promień połowy masy, w którym zawarta jest połowa masy gromady, wynosi 5,7 parseków (19 lat świetlnych) . Promień pływowy wynoszący dziesięć parseków (33 lata świetlne) reprezentuje średnią zewnętrzną granicę Hiad, powyżej której jest mało prawdopodobne, aby gwiazda pozostawała związana grawitacyjnie z jądrem gromady.

W halo gromady zachodzi parowanie gwiazd, gdy mniejsze gwiazdy są rozpraszane na zewnątrz przez masywniejsze wnętrza. Z halo mogą następnie zostać utracone w wyniku pływów wywieranych przez jądro Galaktyki lub wstrząsów generowanych przez zderzenia z dryfującymi chmurami wodoru. W ten sposób Hiady prawdopodobnie straciły znaczną część swojej pierwotnej populacji karłów typu M, wraz ze znaczną liczbą jaśniejszych gwiazd.

Wielość gwiazd

Innym skutkiem segregacji masy jest koncentracja układów binarnych w rdzeniu klastra. Ponad połowa znanych gwiazd F i G to układy podwójne, które są preferencyjnie zlokalizowane w tym regionie centralnym. Podobnie jak w bezpośrednim sąsiedztwie Słońca, binarność wzrasta wraz ze wzrostem masy gwiazdy. Udział układów podwójnych w Hiadach wzrasta z 26% wśród gwiazd typu K do 87% wśród gwiazd typu A. Układy podwójne Hiady mają zwykle niewielkie separacje, przy czym większość par podwójnych znajduje się na wspólnych orbitach, których półosi wielkie są mniejsze niż 50 jednostek astronomicznych . Chociaż dokładny stosunek pojedynczych do wielu systemów w klastrze pozostaje niepewny, stosunek ten ma istotne implikacje dla naszego zrozumienia jego populacji. Na przykład Perryman i współpracownicy wymieniają około 200 członków Hiady o wysokim prawdopodobieństwie. Jeśli ułamek binarny wynosi 50%, całkowita populacja klastra będzie wynosić co najmniej 300 pojedynczych gwiazd.

Przyszła ewolucja

Badania wskazują, że 90% gromad otwartych rozpuszcza się mniej niż 1 miliard lat po uformowaniu, podczas gdy tylko niewielka część przetrwała do obecnego wieku Układu Słonecznego (około 4,6 miliarda lat). W ciągu następnych kilkuset milionów lat Hiady będą nadal tracić zarówno masę, jak i członkostwo, ponieważ ich najjaśniejsze gwiazdy wyewoluują z ciągu głównego, a najsłabsze gwiazdy wyparują z halo gromady. W końcu może zostać zredukowana do pozostałości zawierającej około tuzina systemów gwiezdnych, w większości binarnych lub wielokrotnych, które pozostaną podatne na ciągłe siły rozpraszające.

Najjaśniejsze gwiazdy

Jasne gwiazdy w jądrze Gromady Hiady

Oto lista gwiazd wchodzących w skład gromady Hiady, które mają jasność co najmniej 4mag.

**Hiady najjaśniejsze gwiazdy**
Przeznaczenie	HD	Pozorna wielkość	Klasyfikacja gwiazd
Theta² Tauryń	28319	3,398	A7III
Epsilon Tauri	28305	3,529	K0III
Gamma Tauri	27371	3,642	G8III
Delta¹ Taury	27697	3,753	G8III
Theta¹ Tauryń	28307	3.836	G7III
Kappa Tauri	27934	4.201	A7IV-V
90 Tauryń	29388	4.262	A6V
Upsilon Tauri	28024	4.282	A8Vn
Delta² Taury	27962	4.298	A2IV
71 Tauryń	28052	4.480	F0V...