pen clusters are loose collections

pen clusters are loose collections of stars that are bound together by their mutual gravity. They are sometimes referred to as galactic clusters because they lie within the disk of the galaxy.

Open clusters can contain anywhere from a few dozen to a few hundred stars. They have an familial heritage: They were all born out of the same parent nebula (or "stellar nursery"). Because a nebula generally has a single rate of movement through the galaxy, the stars that form from it will have that same relative velocity.

This similar relative velocity is what prevents open clusters together: If everything is moving in the same direction at the same speed, then there's no way for them to move apart.

However, since open cluster stars are only loosely bound together by gravity, it is fairly easy for stars that they pass by to disrupt them and to dissipate the cluster. Because of this, almost all open clusters are fairly young - generally no older than a few hundred million years. There are exceptions, though, such as the "King Cobra Cluster" (also known as M67) which has been dated to be about 3-5 billion years old.

In a very young open cluster, the stars will still have some material from their parent nebula in between them. This is because the intense radiation that young stars emit has not yet been able to destroy the interstellar dust and gas between them.

Open Cluster M45 (Pleiades)
This is a 3-color composite of probably the most famous open cluster - The Pleiades (also known as M45). Nearly 1000 stars are members of the cluster, even though it has been named the "Seven Sisters" for over 2,000 years. It lies approximately 440 light-years away. The nebula that can be seen in the image is actually not related to the cluster, but the stars are just moving through it. This photograph was taken by the Palomar 48" telescope.
Uses

Stellar Evolution: Please Note: This sub-section will likely not make sense if you have not read the page on the Hertzsprung-Russell Diagram.

In stellar evolution models, there are many different variables to consider, especially the mass of the star and the composition (how much hydrogen vs. helium vs. heavier elements), as well as the age.

Open clusters are useful in validating models of stellar evolution because one of the major variables - composition - is identical among all the stars, and the time-dependent variable of age is also identical. In this sense, an open cluster represents a "snap-shot" of up to hundreds of stars that are all identically aged and composed, but just having different masses.

In addition, any differences in brightness and color are a true reflection of the star brightness and color because they are all the same distance from Earth (astronomically speaking).

The Astronomical Distance Ladder: Determining distances in astronomy is very important to our understanding of the universe for many different reasons, not the least of which are that, without distance, we don't know how bright something actually is and so we can't know its mass, energy output, size, or other characteristics.

Open clusters form an important rung on the astronomical distance ladder (discussed in-depth under the "Foundations of Astronomy" section of this site on the page, "How to Measure Distances"). The distances to the closest clusters - out to about 500 light-years - can be calculated via the parallax method.

Once a few nearby open cluster distances are calculated, they can be used to determine the distances to other open clusters, out to a distance of about 30,000-40,000 light-years (10-15 kpc (kilo-parsec)). Once the distances to these is calculated, the distance to a special type of star known as a Cepheid Variable can be calculated if they are within the cluster.

Cepheid variable stars are the next step of the distance ladder, and they can be used to calculate distances out to about 50,000,000 light-years (15 Mpc). See either the page on Variable Stars or How to Measure Distances for more information on Cepheid variables.

Hubble Gallery of Open Clusters

Open Cluster NGC 602
This is a Hubble Space Telescope image of the open cluster NGC 602. It is a very young cluster, and the intense radiation from the young stars is rapidly blowing a cavity in the nebula that surrounds it. This cluster is approximately 200,000 light-years away in the Small Magellanic Cloud. Click here for the HubbleSite description and more images.


Open Cluster NGC 28
This is a Hubble Space Telescope image of the open cluster NGC 265. It is an open cluster that lies in the Small Magellanic Cloud. Click here for the HubbleSite description and more images.


Open Cluster LH 95

This is a Hubble Space Telescope image of the large star-forming region LH 95 in the Large Magellanic Cloud, about 160,000 light-years away. Click here for the HubbleSite description and more images.

Kết quả (Việt) 1:

bút cụm là lỏng lẻo bộ sưu tập của sao mà bị ràng buộc với nhau bởi lực hấp dẫn của họ lẫn nhau. Họ đôi khi được gọi là Thiên Hà cụm vì họ nằm trong đĩa Thiên Hà.Mở cụm có thể chứa bất cứ nơi nào từ một vài chục đến vài trăm sao. Họ có một di sản gia đình: họ đã được sinh ra cùng một phụ huynh tinh vân (hoặc "sao vườn ươm"). Bởi vì một tinh vân thường có một tỷ lệ duy nhất di chuyển qua các thiên hà, những ngôi sao đã hình thành từ nó sẽ có rằng vận tốc tương đối giống nhau.Vận tốc tương đối này tương tự như là những gì ngăn cản mở cụm với nhau: nếu tất cả mọi thứ đang chuyển động trong cùng một hướng tại cùng một tốc độ, sau đó có là không có cách nào cho chúng để di chuyển ra xa nhau.Tuy nhiên, kể từ cụm sao chỉ lỏng lẻo bị ràng buộc với nhau bởi lực hấp dẫn, nó là khá dễ dàng cho sao mà họ đi qua để phá vỡ chúng và tiêu tan cụm sao. Bởi vì điều này, hầu như tất cả cụm mở là khá trẻ - nói chung không lớn hơn một vài trăm triệu năm. Có những trường hợp ngoại lệ, mặc dù, chẳng hạn như "Rắn hổ mang vua cụm" (cũng được gọi là M67) đã được ngày là khoảng 3-5 tỷ năm tuổi.Trong một cụm sao mở rất trẻ, các ngôi sao sẽ vẫn còn có một số tài liệu từ tinh vân cha mẹ của họ ở giữa họ. Điều này là do bức xạ cường độ cao phát ra các ngôi sao trẻ tuổi đã không chưa được thể phá hủy các bụi liên sao và khí giữa chúng.Mở Cluster M45 (Pleiades)Đây là một hỗn hợp 3-màu của có lẽ nổi tiếng nhất mở cụm - The Pleiades (còn được gọi là M45). Gần 1000 sao là thành viên của cụm, mặc dù nó đã được đặt tên là "Seven Sisters" cho hơn 2.000 năm. Nó nằm khoảng 440 năm ánh sáng. Tinh vân mà có thể được nhìn thấy trong hình ảnh thực sự là không liên quan đến cụm, nhưng các ngôi sao chỉ cần di chuyển qua nó. Bức ảnh này được chụp bằng Palomar 48" kính viễn vọng.Sử dụngTiến hóa sao: Xin lưu ý: phần này phụ sẽ có khả năng không làm cho ý nghĩa nếu bạn chưa đọc các trang trên đồ Hertzsprung - Russell.Trong sự tiến hóa sao mô hình, có rất nhiều biến khác nhau để xem xét, đặc biệt là khối lượng của ngôi sao và các thành phần (bao nhiêu hiđrô so với heli so với nguyên tố nặng hơn), cũng như tuổi.Mở cụm là hữu ích trong phê chuẩn mô hình sao tiến hóa bởi vì một trong các yếu tố chính - thành phần - là giống hệt nhau trong số tất cả các ngôi sao, và biến phụ thuộc vào thời gian tuổi cũng là giống hệt nhau. Trong ý nghĩa này, một cụm sao mở đại diện cho một "snap-shot" của lên đến hàng trăm sao mà là tất cả giống nhau trong độ tuổi và bao gồm, nhưng chỉ có khối lượng khác nhau.Ngoài ra, bất kỳ sự khác biệt trong độ sáng và màu sắc là một sự phản ánh đúng của ngôi sao sáng và màu sắc bởi vì họ là tất cả cùng khoảng cách từ trái đất (nói astronomically).Các bậc thang thiên văn khoảng cách: Xác định khoảng cách trong thiên văn học là rất quan trọng đối với chúng tôi sự hiểu biết của vũ trụ vì nhiều lý do khác nhau, không phải ít nhất trong đó là rằng, nếu không có khoảng cách, chúng tôi không biết làm thế nào sáng một cái gì đó thực sự là và vì vậy chúng tôi không thể biết khối lượng của nó, sản lượng năng lượng, kích thước, hoặc đặc điểm khác.Mở cụm hình thành một rung quan trọng trên các bậc thang khoảng cách thiên văn (được thảo luận chi tiết trong phần "Cơ sở của thiên văn học" của trang web này trên trang, "Làm thế nào để đo khoảng cách"). Khoảng cách đến gần nhất cụm - ra đến khoảng 500 năm ánh sáng - có thể được tính bằng phương pháp sai.Một khi một vài trong gần đó mở cụm khoảng cách được tính, họ có thể được sử dụng để xác định khoảng cách đến các cụm mở, ra đến khoảng 30.000 – 40.000 năm ánh sáng (10-15 kpc (kg-parsec)). Khi khoảng cách này được tính, khoảng cách đến một loại đặc biệt của ngôi sao được biết đến như là Cepheid biến có thể được tính nếu họ trong cụm sao.Sao biến quang Cepheid bước tiếp theo của bậc thang khoảng cách, và họ có thể được sử dụng để tính toán khoảng cách ra đến khoảng 50.000.000 năm ánh sáng (15 Mpc). Xem hai trang trên sao biến quang hoặc làm thế nào để đo khoảng cách cho thêm thông tin về Cepheid biến.Hubble bộ sưu tập của mở cụmCụm sao mở NGC 602Đây là một hình ảnh kính viễn vọng không gian Hubble của cụm sao mở NGC 602. Nó là một cụm sao rất trẻ, và bức xạ cường độ cao từ các ngôi sao trẻ nhanh chóng thổi một khoang trong tinh vân bao quanh nó. Cụm sao này là khoảng 200,000 năm ánh sáng đi trong đám mây Magellan nhỏ. Bấm vào đây để mô tả HubbleSite và hình ảnh chi tiết. Cụm sao mở NGC 28Đây là một hình ảnh kính viễn vọng không gian Hubble của cụm sao mở NGC 265. Nó là một cụm sao mở nằm trong đám mây Magellan nhỏ. Bấm vào đây để mô tả HubbleSite và hình ảnh chi tiết. Mở Cluster LH 95Đây là một hình ảnh kính viễn vọng không gian Hubble của vùng rộng lớn hình thành sao LH 95 trong đám mây Magellan lớn, khoảng 160.000 năm ánh sáng. Bấm vào đây để mô tả HubbleSite và hình ảnh chi tiết.

Kết quả (Việt) 2:

cụm bút là tập hợp lỏng lẻo của các ngôi sao đang bị ràng buộc với nhau bởi lực hấp dẫn lẫn nhau của họ. Chúng đôi khi được gọi là các cụm thiên hà vì chúng nằm trong đĩa của các thiên hà. Mở các cụm có thể chứa từ vài chục đến vài trăm sao. Họ có một di sản gia đình: Họ đều sinh ra từ tinh vân cùng cha mẹ (hoặc "tạo sao"). . Bởi vì một tinh vân thường có một tỷ lệ duy nhất của chuyển động thông qua các thiên hà, các ngôi sao hình thành từ đó sẽ có mà vận tốc tương đối cùng một vận tốc tương đối tương tự này là những gì ngăn cản cụm sao mở với nhau: Nếu tất cả mọi thứ đang chuyển động theo cùng một hướng với tốc độ tương tự , sau đó không có cách nào để họ di chuyển ra xa nhau. Tuy nhiên, kể từ khi sao cụm sao mở được chỉ lỏng lẻo liên kết với nhau bởi lực hấp dẫn, nó là khá dễ dàng cho các ngôi sao mà họ đi qua để phá vỡ chúng và làm tiêu tan cluster. Bởi vì điều này, gần như tất cả các cụm mở là khá trẻ - nói chung không lớn tuổi hơn một vài trăm triệu năm. Có những ngoại lệ, tuy nhiên, chẳng hạn như "King Cobra Cluster" (còn được gọi là M67) đã được ngày là khoảng 3-5 tỷ năm tuổi. Trong một cụm rất trẻ mở, các ngôi sao vẫn sẽ có một số tài liệu từ họ tinh vân mẹ ở giữa chúng. Điều này là do các bức xạ mãnh liệt rằng ngôi sao trẻ phát ra vẫn chưa thể tiêu diệt các bụi và khí giữa chúng. Mở Cụm M45 (Pleiades) Đây là một hỗn hợp 3 màu có lẽ là cụm sao mở nổi tiếng nhất - The Pleiades (cũng được gọi là M45). Gần 1000 ngôi sao là các thành viên của nhóm, mặc dù nó đã được đặt tên là "Seven Sisters" trong hơn 2.000 năm. Nó nằm khoảng 440 năm ánh sáng. Tinh vân này có thể được nhìn thấy trong các hình ảnh được thực sự không liên quan đến các cluster, nhưng các ngôi sao chỉ di chuyển qua nó. . Bức ảnh này được chụp bởi các Palomar 48 "kính thiên văn dụng tiến hóa Stellar: Xin lưu ý: phần phụ này có thể sẽ không có ý nghĩa nếu bạn chưa đọc các trang trên Sơ đồ Hertzsprung-Russell. Trong mô hình tiến hóa sao, có rất nhiều khác nhau biến để xem xét, đặc biệt là khối lượng của các ngôi sao và các thành phần (bao nhiêu hydro so với heli vs nguyên tố nặng hơn), cũng như tuổi tác. cụm mở là hữu ích trong việc chứng thực các mô hình tiến hóa sao bởi vì một trong những biến số lớn - thành phần - là giống hệt nhau trong tất cả các ngôi sao, và các biến phụ thuộc thời gian của tuổi tác cũng là giống hệt nhau Trong ý nghĩa này, một cụm sao mở đại diện cho một "snap-shot" lên đến hàng trăm ngôi sao mà là tất cả hệt tuổi và sáng tác, nhưng chỉ. . có khối lượng khác nhau Ngoài ra, bất kỳ sự khác biệt về độ sáng và màu sắc là một sự phản ánh đúng độ sáng sao và màu sắc bởi vì họ là tất cả cùng một khoảng cách từ Trái đất (nói theo thiên văn học). The Distance thiên văn Ladder: Xác định khoảng cách trong thiên văn học là rất quan trọng để sự hiểu biết của chúng ta về vũ trụ vì nhiều lý do khác nhau, không ít trong số đó được rằng, không có khoảng cách, chúng tôi không biết làm thế nào một cái gì đó thực sự là sáng và vì vậy chúng tôi không thể biết khối lượng của nó, sản lượng năng lượng, kích thước, hoặc các đặc tính khác. mở cụm tạo thành một nấc thang quan trọng trên các bậc thang khoảng cách thiên văn (được thảo luận sâu dưới "Foundations of Astronomy" của trang web này trên trang, "Làm thế nào để đo lường Khoảng cách"). Khoảng cách đến các cụm gần nhất - ra khoảng 500 năm ánh sáng - có thể được tính toán bằng phương pháp sai. Sau khi một vài khoảng cách cụm lân cận mở được tính toán, họ có thể được sử dụng để xác định khoảng cách tới cụm mở khác, ra đến một khoảng cách khoảng 30.000-40.000 năm ánh sáng (10-15 kpc (kilo-parsec)). Một khi khoảng cách đến những tính toán, khoảng cách đến một loại đặc biệt của ngôi sao được biết đến như một biến thể Cepheid có thể được tính toán nếu họ đang trong cluster. Cepheid sao biến là bước tiếp theo của bậc thang khoảng cách, và chúng có thể được sử dụng để tính toán khoảng cách ra khoảng 50.000.000 năm ánh sáng (15 Mpc). Xem hoặc các trang trên Sao Variable hoặc Làm thế nào để đo lường Khoảng cách để biết thêm thông tin về các biến Cepheid. Thư viện Hubble của Open Clusters mở Cụm NGC 602 này là một hình ảnh kính viễn vọng Hubble của cụm sao mở NGC 602. Đó là một cụm rất trẻ, và các bức xạ cao từ các ngôi sao trẻ đang nhanh chóng thổi một khoang trong tinh vân bao quanh nó. Cụm sao này là khoảng 200.000 năm ánh sáng trong Đám mây Magellan Nhỏ. Nhấn vào đây để mô tả HubbleSite và thêm hình ảnh. Mở Cụm NGC 28 Đây là một hình ảnh kính viễn vọng Hubble của cụm sao mở NGC 265. Đây là một cụm sao mở nằm trong Đám mây Magellan Nhỏ. Nhấn vào đây để mô tả HubbleSite và thêm hình ảnh. Mở Cụm LH 95 Đây là một hình ảnh kính viễn vọng Hubble của hình thành sao lớn khu vực LH 95 trong Đám mây Magellan lớn, khoảng 160.000 năm ánh sáng. Nhấn vào đây để mô tả HubbleSite và thêm hình ảnh.