Because open clusters tend to be di

Because open clusters tend to be dispersed before most of their stars reach the end of their lives, the light from them tends to be dominated by the young, hot blue stars. These stars are the most massive, and have the shortest lives of a few tens of millions of years. The older open clusters tend to contain more yellow stars.[citation needed]

Some open clusters contain hot blue stars which seem to be much younger than the rest of the cluster. These blue stragglers are also observed in globular clusters, and in the very dense cores of globulars they are believed to arise when stars collide, forming a much hotter, more massive star. However, the stellar density in open clusters is much lower than that in globular clusters, and stellar collisions cannot explain the numbers of blue stragglers observed. Instead, it is thought that most of them probably originate when dynamical interactions with other stars cause a binary system to coalesce into one star.[45]

Once they have exhausted their supply of hydrogen through nuclear fusion, medium- to low-mass stars shed their outer layers to form a planetary nebula and evolve into white dwarfs. While most clusters become dispersed before a large proportion of their members have reached the white dwarf stage, the number of white dwarfs in open clusters is still generally much lower than would be expected, given the age of the cluster and the expected initial mass distribution of the stars. One possible explanation for the lack of white dwarfs is that when a red giant expels its outer layers to become a planetary nebula, a slight asymmetry in the loss of material could give the star a 'kick' of a few kilometres per second, enough to eject it from the cluster.[46]

Because of their high density, close encounters between stars in an open cluster are common. For a typical cluster with 1,000 stars with a 0.5 parsec half-mass radius, on average a star will have an encounter with another member every 10 million years. The rate is even higher in denser clusters. These encounters can have a significant impact on the extended circumstellar disks of material that surround many young stars. Tidal perturbations of large disks may result in the formation of massive planets and brown dwarfs, producing companions at distances of 100 AU or more from the host star.[47]

Kết quả (Việt) 1:

Bởi vì mở cụm có xu hướng được phân tán trước khi hầu hết các ngôi sao của họ đạt được kết thúc của cuộc sống của họ, ánh sáng từ họ có xu hướng được chi phối bởi các ngôi sao trẻ, nóng màu xanh. Những ngôi sao lớn nhất và có cuộc sống ngắn nhất của một vài chục triệu năm. Cụm mở lớn có xu hướng chứa hơn vàng sao. [cần dẫn nguồn]Một số cụm mở chứa ngôi sao xanh nóng mà dường như nhiều trẻ hơn phần còn lại của cụm. Các đội màu xanh cũng được quan sát trong cụm sao cầu, và trong các lõi rất dày đặc của cụm sao cầu họ được cho là phát sinh khi sao va chạm, tạo thành một ngôi sao nóng hơn, lớn hơn nhiều. Tuy nhiên, mật độ sao trong cụm mở là thấp hơn nhiều hơn trong cụm sao cầu, và sao va chạm không thể giải thích các con số của màu xanh đội quan sát. Thay vào đó, người ta cho rằng đa số có lẽ bắt nguồn khi động lực tương tác với các ngôi sao khác gây ra một hệ thống nhị phân để kết hợp lại thành một ngôi sao. [45]Một khi họ đã cạn kiệt nguồn cung cấp của hiđrô thông qua phản ứng tổng hợp hạt nhân, phương tiện truyền thông để thấp khối lượng sao nhà kho của lớp bên ngoài để tạo thành một tinh vân hành tinh và tiến hóa thành sao lùn trắng. Trong khi hầu hết cụm trở thành phân tán trước khi một tỷ lệ lớn của các thành viên đã đạt đến giai đoạn sao lùn trắng, số lượng sao lùn trắng trong cụm mở là vẫn còn thấp hơn thường nhiều hơn sẽ được mong đợi, cho tuổi của cụm và phân phối hàng loạt ban đầu dự kiến của các ngôi sao. Một có thể giải thích cho thiếu của sao lùn trắng là rằng khi một sao khổng lồ đỏ trục xuất các lớp bên ngoài để trở thành một tinh vân hành tinh, một đối xứng nhẹ trong sự mất mát của vật liệu có thể cung cấp cho ngôi sao 'đá' của một vài cây số mỗi giây, đủ để đẩy ra khỏi cụm sao. [46]Do mật độ cao của họ, cuộc gặp gỡ gần gũi giữa các ngôi sao trong cụm sao mở là phổ biến. Đối với một cụm điển hình với 1.000 ngôi sao với một bán kính nửa khối lượng cách 0.5 parsec, Trung bình một ngôi sao sẽ có một cuộc chạm trán với một thành viên mỗi năm 10 triệu. Tỷ lệ là cao hơn trong các cụm dày đặc hơn. Các cuộc gặp có thể có một tác động đáng kể trên đĩa mở rộng circumstellar của tài liệu mà bao quanh nhiều ngôi sao trẻ. Các nhiễu loạn thủy triều lớn đĩa có thể dẫn đến sự hình thành của các hành tinh khổng lồ và sao lùn nâu, sản xuất companions ở khoảng cách 100 AU hoặc nhiều hơn từ các máy chủ sao. [47]

Kết quả (Việt) 2:

Bởi vì cụm sao mở có xu hướng bị phân tán trước khi hầu hết các ngôi sao của họ đạt được kết thúc của cuộc sống của họ, ánh sáng từ chúng có xu hướng bị chi phối bởi các ngôi sao màu xanh trẻ nóng. Những ngôi sao này là lớn nhất, và có cuộc sống ngắn nhất vài chục triệu năm. Các cụm cũ mở có xu hướng chứa các ngôi sao vàng hơn. [Cần dẫn nguồn] Một số cụm sao mở chứa sao nóng màu xanh mà dường như trẻ hơn nhiều so với phần còn lại của cụm. Những binh sĩ lê gót màu xanh cũng được quan sát thấy trong các cụm sao hình cầu, và trong lõi rất dày đặc của globulars họ được coi là phát sinh khi các ngôi sao va vào nhau, tạo thành một ngôi sao lớn và nhiều hơn nóng hơn nhiều. Tuy nhiên, mật độ sao trong cụm sao mở là thấp hơn nhiều so với những cụm sao hình cầu, và va chạm sao không thể giải thích những con số của stragglers xanh quan sát. Thay vào đó, người ta cho rằng hầu hết trong số họ có thể là nguồn gốc khi tương tác động lực với các ngôi sao khác gây ra một hệ thống nhị phân để kết hợp lại thành một ngôi sao. [45] Một khi họ đã cạn kiệt nguồn cung cấp của họ hydro thông qua phản ứng hạt nhân, trung và khối lượng thấp sao đổ lớp bên ngoài của họ để tạo thành một tinh vân hành tinh và phát triển thành sao lùn trắng. Trong khi hầu hết các cụm trở nên phân tán trước khi một tỷ lệ lớn các thành viên của họ đã đạt đến giai đoạn sao lùn trắng, số lượng các ngôi sao lùn trắng trong cụm sao mở vẫn là thường thấp hơn nhiều so với dự đoán, cho tuổi của các cụm và sự phân bố khối lượng ban đầu dự kiến các ngôi sao. Một cách giải thích cho việc thiếu các ngôi sao lùn trắng là khi một người khổng lồ đỏ tống lớp bên ngoài của nó để trở thành một tinh vân hành tinh, một sự bất đối xứng nhẹ sự mất mát của các chất liệu có thể cung cấp cho các ngôi sao một 'đá' một vài km mỗi giây, đủ để đẩy nó từ cluster. [46] Bởi vì mật độ cao, các cuộc gặp gỡ gần gũi giữa các ngôi sao trong một cụm sao mở là phổ biến. Đối với một cụm điển hình với 1.000 ngôi sao với một bán kính 0,5 parsec nửa khối lượng, trung bình một ngôi sao sẽ có một cuộc gặp gỡ với các thành viên khác trong mỗi 10 triệu năm. Tỷ lệ này còn cao hơn trong các cụm dày đặc hơn. Những cuộc gặp gỡ có thể có một tác động đáng kể trên các đĩa circumstellar mở rộng của vật liệu bao quanh nhiều ngôi sao trẻ. Nhiễu loạn triều của các ổ đĩa lớn có thể dẫn đến sự hình thành của các hành tinh khổng lồ và sao lùn nâu, sản xuất đồng ở khoảng cách 100 AU hoặc nhiều hơn từ các ngôi sao chủ. [47]