Cúmulo aberto
Os cúmulos estelares abertos son grupos de estrelas formados a partir dunha mesma Nube molecular, sen estrutura e en xeral asimétricos. Tamén se denominan cúmulos galácticos, xa que se poden encontrar por todo o plano galáctico.
As estrelas dos cúmulos abertos atópanse ligadas entre si gravitacionalmente, pero en menor medida que as dos cúmulos globulares. As estrelas que albergan adoitan ser novas, masivas e moi quentes e o seu número pode oscilar desde unha decena ata varios miles. Atópanse repartidos en espazos da orde da trintena de anos luz e, debido ás forzas de marea producidas polo centro da galaxia, vanse disgregando lentamente.[1] Tan só se observan cúmulos abertos en galaxias espirais e irregulares, debido a que nelas a formación estelar é máis activa.
O diámetro medio dos cúmulos abertos é duns 10 parsecs (30 anos luz), e aínda que se clasificaron ao redor de 1.100 cúmulos abertos na nosa galaxia, estímase que a cifra podería ser cen veces superior.[2] Este número tan escaso débese a que os cúmulos que se atopan a máis de 5.000 anos luz respecto da nosa posición (o diámetro da Vía Láctea é de 100 000 anos luz) non poden ser vistos nin sequera cos telescopios máis potentes, xa que o po galáctico dificulta a súa observación provocando o que se coñece como absorción interestelar (o medio interestelar absorbe parte da luz, chegando á Terra máis debilitada), a cal, ademais, afecta en maior grao á luz azul, polo que os cúmulos abertos, ricos en estrelas azuis e localizados especialmente no disco galáctico, vense moi prexudicados neste sentido.
Os cúmulos abertos máis novos poden estar contidos aínda na nube molecular que lles deu orixe, iluminándoa e orixinando unha rexión H II. Co paso do tempo, a presión de radiación proveniente do cúmulo provocará que a nube molecular se disperse. Polo xeral, estímase que o 10% da masa dunha nube de gas se condensará en forma de estrelas antes de que a presión de radiación expulsase o resto do gas.
Os cúmulos abertos son obxectos moi importantes para o estudo da formación estelar. Debido a que todas as estrelas do cúmulo teñen a mesma idade e similar composición química, pódense estudar máis facilmente os parámetros variables que nas estrelas illadas.
As Híades forman o cúmulo aberto máis próximo á Terra, mentres que o das Pléiades é o exemplo máis famoso de cúmulo aberto, o máis brillante e conspicuo de todos, ambas na constelación de Tauro.
Observación a través da historia[editar | editar a fonte]
Xa desde a antigüidade os cúmulos abertos máis destacados, como as Pléiades, as Híades ou Praesepe foron recoñecidos como grupos de estrelas. Tolomeo, no ano 138 a. C., xa mencionaba algúns cúmulos abertos como o que leva o seu nome (Cúmulo de Tolomeo) ou o próximo Melote 111. Outros crían que eran nebulosas e, por fin, tras a invención do telescopio en 1609, Galileo Galilei observou Praesepe e recoñeceu por primeira vez que estaba constituído por estrelas. Como os cúmulos abertos son moi brillantes, podíanse ver facilmente cos primeiros telescopios, e en 1782 xa se coñecían 66 cúmulos abertos diferentes. As observacións telescópicas descubriron dous tipos distintos de cúmulos: algúns deles contiñan centos de estrelas que se encontraban distribuídas formando unha esfera regular, e adoitaban aparecer en torno ao centro da Vía Láctea; e outros presentaban unha escasa poboación de estrelas, distribuídas irregularmente, encontrándose dispersos en toda a galaxia. Os astrónomos dividiron os cúmulos estelares en cúmulos globulares e cúmulos abertos, respectivamente.
Pronto se percataron de que as estrelas dos cúmulos abertos se encontraban fisicamente relacionadas. En 1767, o reverendo John Michell calculou que a probabilidade de que un grupo de estrelas, como as Pléiades, sexa o resultado da disposición que se observa desde a Terra se fosen estrelas sen relación, é de só 1 entre 496.000.[3] A astrometría volveuse máis precisa, revelando que as estrelas do cúmulo posúen un movemento propio común a través do espazo,[4] e as medidas espectroscópicas mostraron unha velocidade radial común, demostrando definitivamente que as estrelas dos cúmulos naceron ao mesmo tempo, que se encontran á mesma distancia de nós e que están relacionadas entre elas como grupo.
A pesar de que os cúmulos abertos e os cúmulos globulares forman dous grupos distintos, realmente non existe diferenza apreciable entre un cúmulo globular de moi escasa densidade e un cúmulo aberto con moita poboación de estrelas. Algúns astrónomos cren que os dous tipos de cúmulos estelares funcionan a partir do mesmo mecanismo, sendo a única diferenza que as condicións que permitiron a formación dos cúmulos globulares que conteñen centos de miles de estrelas xa non se dan actualmente na nosa galaxia.
Formación[editar | editar a fonte]
Unha gran parte das estrelas formáronse orixinalmente en sistemas múltiples (é dicir, de máis dunha estrela),[5] xa que unha soa nube de gas que conteña varias veces a masa do Sol sería o suficientemente pesada como para colapsar baixo a súa propia gravidade, pero non tería maneira de facelo nunha estrela illada.[6]
Os cúmulos abertos tardan moi pouco tempo en formarse se os comparamos coa vida dos mesmos. A súa formación comeza co colapso de parte dunha gran nube molecular, unha densa e inmesa nube de gas moi frío que alberga varios centos de veces a masa do Sol. Existen multitude de factores que poden iniciar o colapso da nube molecular, ou de parte dela, e polo tanto comezar a formar o cúmulo aberto, como poden ser as ondas de choque dunha supernova próxima ou as interaccións gravitacionais, entre outros moitos. Unha vez que a nube molecular comezou a colapsar, vaise fragmentando en grupos cada vez máis pequenos, obtendo como resultado a formación de varios miles de estrelas. Na nosa galaxia, estímase que o ritmo de formación de cúmulos abertos é dun cada poucos miles de anos.[7]
Unha vez que a formación das estrelas comezou, as máis quentes e masivas (de tipo OB) emitirán inxentes cantidades de radiación ultravioleta. Esta radiación ioniza rapidamente o gas circundante da gran nube molecular, o que causa a formación dunha rexión H II. Os ventos estelares das estrelas masivas, xunto coa presión de radiación, dirixen cara a fóra os gases da nube e vanos expulsando co tempo; ao cabo duns poucos millóns de anos o cúmulo experimentará a súa primeira supernova, contribuíndo en gran medida a expulsar gas do sistema. Pasadas varias ducias de millóns de anos, o cúmulo xa se encontra libre de gas e a formación de estrelas finalizou. Polo xeral, menos do 10% do gas inicial do cúmulo chega a formar parte das estrelas antes de ser disipado.
Outro modelo posible é que o cúmulo se forme rapidamente a causa da contracción do núcleo da nube molecular e, unha vez que as estrelas máis masivas comezan a contraerse ata que o gas é repelido, adoitan pasar dun a tres millóns de anos, e debido a que xeralmente só o 30% ou o 40% do gas do núcleo da nube forma estrelas, o proceso de expulsión do gas residual pode prexudicar seriamente o cúmulo, podendo perder gran parte das súa estrelas, ou incluso a totalidade delas.[8] Os cúmulos que se forman deste modo sofren unha perda de masa bastante significativa nas primeiras etapas de formación, e unha parte importante das estrelas morre no proceso. Debido a que a maioría das estrelas, se non todas, se forman en cúmulos, coñéceselles como piares fundamentais da construción das galaxias. A violenta expulsión de gas que dá forma aos cúmulos estelares no momento do seu nacemento deixa pegada na morfoloxía e estrutura cinemática da galaxia.[9]
Pode suceder que dous ou máis cúmulos abertos separados se formasen a partir da mesma nube molecular. Un exemplo disto témolo na Gran Nube de Magalhães, onde os cúmulos Hodge 301 e R136 se formaron na Nebulosa da Tarántula. Na nosa galaxia, o rastrexo do movemento de dous importantes cúmulos abertos próximos, Híades e Praesepe, suxire que se formaron a partir da mesma nube uns 600 millóns de anos atrás.[10]
En ocasións, dous cúmulos que nacen ao mesmo tempo poden chegar a formar un cúmulo binario, e cálculase que aproximadamente o 8% dos cúmulos abertos o son. O mellor exemplo da Vía Láctea son os cúmulos "h Persei" e "χ Persei", os cales forman o chamado Cúmulo Dobre de Perseo, aínda que se coñece que existen con seguridade, polo menos dez cúmulos dobres máis.[11] Non obstante, coñécense moitos máis casos tanto na Pequena como na Gran Nube de Magalhães, pois a súa detección resulta máis fácil en sistemas externos que na nosa propia galaxia, debido a que os efectos de proxección poden provocar que os cúmulos sen relación algunha aparezan moi próximos uns dos outros.
Morfoloxía e clasificación[editar | editar a fonte]
Os cúmulos abertos poden variar desde cúmulos moi dispersos duns poucos membros ata densas aglomeracións de miles de estrelas. Adoitan seguir a mesma estrutura: un núcleo denso e rodeado dunha coroa máis difusa. Polo xeral, o núcleo ten un diámetro de 3-4 anos luz, e a coroa esténdese ata os 20 anos luz do centro do cúmulo. No centro do cúmulo a densidade adoita ser da orde de 1,5 estrelas por cada ano luz cúbico, unhas 500 veces máis elevada que próxima do Sol.[12]
En 1930, Harlow Shapley ideou un sistema moi sinxelo de clasificación de cúmulos abertos, que describe a riqueza do número de estrelas e a concentración do cúmulo. Consiste simplemente nunha letra, de "a" a "g":[13]
- a: Irregularidades de campo
- b: Asociacións estelares
- c: Cúmulos irregulares e moi levemente ligados
- d: Cúmulos levemente ligados
- e: Cúmulos con riqueza e concentración intermedia
- f: Cúmulos bastante concentrados
- g: Cúmulos cunha gran riqueza e concentración
No mesmo ano, Robert Trumpler ideou un sistema de clasificación de cúmulos abertos moito máis complexo. Segundo dito sistema, cada cúmulo recibe tres caracteres:
- O primeiro deles, en numeración romana, pode oscilar entre I e IV e indica a súa concentración e tamaño ata a estrela máis próxima (de maior a menor).
- O segundo escríbese en numeración arábiga, pode variar entre 1 e 3, e revela información sobre a luminosidade dos seus membros (de menos a máis)
- O último carácter pode ser un p, un m ou un r, e indica se o cúmulo é pobre (menos de 30), medio (entre 50 e 100) ou rico (máis de 100) en estrelas, respectivamente. Ademais, se o cúmulo se atopa dentro dunha nebulosa, ao final engádese a letra n.[14]
En 1990 publicouse un compendio de todos os cúmulos abertos da nosa galaxia coñecidos ata entón, todos eles clasificados co sistema de Trumpler.[15]
As Pléiades, baixo o sistema de clasificación de Trumpler, queda catalogado como "I3rn" (moi concentrado e luminoso, rico en poboación de estrelas, e incluído dentro dunha nebulosa), mentres que a clasificación das Hyades é "II3m" (máis disperso e con poucas estrelas).
Distribución nas galaxias[editar | editar a fonte]
Nas galaxias espirais, os cúmulos abertos sempre se atopan nos brazos espirais, onde a densidade dos gases é maior. Ademais, os cúmulos abertos sitúanse no plano da galaxia.[16]
Nas galaxias irregulares, os cúmulos abertos poden encontrarse en calquera lugar, aínda que por regra xeral canto maior é a densidade dos gases maior número de cúmulos adoitan formarse. Non obstante, non existen evidencias de cúmulos abertos nas galaxias elípticas, pois a formación de estrelas alí rematou moitos millóns de anos atrás, e polo tanto os cúmulos abertos que se puideron formar no pasado tiveron tempo para dispersarse.
Na nosa galaxia, a distribución dos cúmulos depende en gran medida da idade, estando os máis antigos a grandes distancias do centro da galaxia. Isto débese a que as forzas de marea son máis potentes cerca do centro da galaxia e polo tanto as probabilidades de alterar o cúmulo son maiores. Por esta razón, os cúmulos que se orixinan nas rexións interiores da galaxia tenden a dispersarse con maior rapidez e a unha idade moi temperá, ao contrario do que sucede cos cúmulos que se orixinan nas rexións máis externas.[17]
Coñecemos ao redor de 1.100 cúmulos abertos na nosa galaxia, pero estímase que a cifra real podería ser cen veces máis elevada.[2]
Composición estelar[editar | editar a fonte]
Debido a que os cúmulos abertos se dispersan antes de que a maioría das súas estrelas finalicen as súas vidas, a luz que emite adoita estar dominada polas novas estrelas azuis, de gran luminosidade e temperatura. Estas estrelas son as máis masivas, e a súa vida, de só unhas poucas decenas de millóns de anos, é a máis curta de todas as estrelas. Por este motivo, os cúmulos abertos máis antigos adoitan conter un maior número de estrelas amarelas.
Algúns cúmulos abertos, non obstante, albergan estrelas azuis máis novas que o resto de estrelas do cúmulo. Estas estrelas, observadas tamén nos cúmulos globulares, reciben o nome de estrelas atrasadas azuis (blue stragglers en inglés). Crese que nos densos núcleos dos cúmulos globulares estas estrelas se orixinan debido á colisión entre estrelas, formando unha estrela máis masiva e quente. Non obstante, os cúmulos abertos non presentan a densidade de estrelas dos globulares polo que as colisións entre estrelas non poden explicar a súa formación. En lugar disto, pénsase que a gran maioría se orixinan debido a interaccións dinámicas con outras estrelas, formando un sistema binario e fusionándose nunha soa estrela.[18]
Co tempo, as estrelas de mediana e baixa masa esgotarán as súas reservas de hidróxeno e non poderán proseguir a fusión nuclear, deixando escapar as súas capas externas para formar unha nebulosa planetaria e converténdose en ananas brancas. A pesar de que a gran maioría dos cúmulos se dispersa antes de que o número de estrelas alcancen a etapa de ananas brancas nel sexa significativo, o número observado de estrelas é moito menor do que cabería esperar se temos en conta a idade do cúmulo e a súa distribución inicial de masas estelares. Unha posible explicación podería ser que cando se atopan na fase de xigante vermella e as súas capas externas son expulsadas, poderíase dar unha lixeira asimetría na perda de material, provocando unha especie de "golpe" que lanzaría a estrela a unha velocidade duns poucos quilómetros por segundo, suficiente para escapar do cúmulo.[19]
Destino final[editar | editar a fonte]
Moitos cúmulos abertos son inestables, isto é, que a velocidade de escape do sistema é menor que a velocidade media das estrelas que contén. Estes cúmulos se dispersan rapidamente en apenas uns cantos millóns de anos. En moitos casos, a expulsión de gas debida á presión de radiación das estrelas novas máis fortes reduce a masa do cúmulo o suficiente como para permitir unha rápida dispersión.
Os cúmulos que posúen masa suficiente para permanecer ligados pola gravidade, unha vez que a nebulosa se evaporou, poden permanecer facilmente distinguibles durante decenas de millóns de anos, pero co tempo, os procesos tanto internos como externos tenderán sempre a dispersalos. En canto aos procesos internos, poden ocorrer encontros entre dúas estrelas do cúmulo, provocando que a velocidade dunha delas se eleve ata superar a velocidade de escape do cúmulo, o que co paso do tempo se traduce nunha lenta pero gradual "evaporación" dos seus membros.
No referente aos procesos externos, un cúmulo aberto pode verse afectado por determinados eventos, como por exemplo, se pasa cerca ou a través dunha nube molecular, o que se calcula que adoita ocorrer cada 500 millóns de anos. As forzas de marea que se xeran no encontro tenden a alterar en gran medida o cúmulo. Finalmente, o cúmulo convértese nunha corrente de estrelas, sen estar o suficientemente xuntas como para considerarse cúmulo, pero tendo relación entre elas e movéndose en dirección e velocidades similares. O tempo que pasa ata que un cúmulo se ve afectado depende da densidade de estrelas inicial, tardando máis tempo os cúmulos máis comprimidos. Estímase que a vida media dun cúmulo (cando perdeu a metade das estrelas orixinais), oscila entre 150 e 800 millón de anos, dependendo da densidade inicial.[20]
Unha vez que un cúmulo deixa de estar unido gravitacionalmente, moitas das súas estrelas se moverán polo espazo en traxectorias moi similares, formando o que se coñece como asociación estelar, cúmulo móbil ou grupo móbil. Algunhas das estrelas máis brillantes da Ursa Major foron membros dun cúmulo aberto que agora forma unha asociación deste tipo, demominada asociación estelar da Ursa Maior, con 126 estrelas coñecidas. Finalmente, as súas diferentes velocidades relativas farán que se diseminen por toda a galaxia.
Estudo da evolución estelar[editar | editar a fonte]
Cando se traza o Diagrama de Hertzsprung-Russell para un cúmulo aberto, obsérvase que a maioría das súas estrelas se atopan na secuencia principal. As estrelas máis masivas comezaron a abandonar esa secuencia principal e estanse convertendo en xigantes vermellas; de feito, as estrelas que non se atopan na secuencia principal adoitan utilizarse para estimar a idade do cúmulo.
Debido a que todas as estrelas dun cúmulo aberto distan o mesmo da Terra e naceron practicamente á vez e do mesmo material, as diferenzas no brillo aparente das estrelas débense unicamente a súa masa. Este feito fai que os cúmulos sexan entes moi útiles para o estudo da evolución estelar, pois ao comparar dúas estrelas diferentes moitos dos parámetros variables están fixados.
O estudo das cantidades de litio e berilio nos cúmulos abertos achéganos importantes pistas sobre a evolución das estrelas e das súas estruturas internas. Mentres que o hidróxeno non pode fusionarse para formar helio ata que a temperatura alcanza os 10 millóns de K, o litio e o berilio fano a temperaturas de 2,5 e 3,5 millóns de K, respectivamente, o que significa que as súas cantidades dependen en gran medida da mestura no interior das estrelas. O estudo destes dous elementos permite fixar determinados parámetros variables tales como a idade ou a composición química.
Os estudos tamén revelan que a abundancia observada destes elementos é moito menor do esperado, segundo as predicións dos modelos de evolución estelar. A pesar de que aínda non se comprenden totalmente as causas desta carencia, unha posibilidade é que a convección no interior das estrelas poida chegar ata rexións onde a radiación é a forma dominante de transporte de enerxía.[21]
Os cúmulos abertos e a escaleira de distancias cósmicas[editar | editar a fonte]
A determinación das distancias dos diferentes obxectos astronómicos resulta crucial para a súa comprensión. Non obstante, a gran maioría destes obxectos atópanse demasiado lonxe como para determinar a distancia directamente. A escaleira de distancias cósmicas estima estas distancias baseándose nunha serie de medicións indirectas, e en ocasións incertas, nas que se involucran obxectos máis próximos aos que a súa distancia se determinou de forma directa para despois ir aumentando paulatinamente a outros obxectos máis distantes. Neste paso, os cúmulos abertos teñen un papel de gran relevancia.
Pódese medir directamente a distancia dos cúmulos abertos máis próximos mediante varios métodos. En primeiro lugar, a paralaxe (isto é, observar o obxecto desde a Terra cando esta se encontra nun punto da súa órbita ao redor do Sol e volver observalo cando se encontra no punto contrario, rexistrando entón o pequeno cambio na súa posición aparente) de estrelas nos cúmulos abertos próximos pode ser medida do mesmo modo que nas estrelas illadas. Cúmulos como as Pléiades, as Híades e algúns outros que se atopan dentro do rango dos 500 anos luz de distancia da Terra poden ser medidos por este método. O obxectivo do satélite Hipparcos consistiu en estimar con maior precisión estas distancias polo método da paralaxe.[22]
Outro método directo é o chamado método do cúmulo móbil e baséase no feito de que todas as estrelas dun cúmulo comparten o mesmo movemento a través do espazo. Se medimos o movemento relativo dos membros do cúmulo, podemos deducir que converxe nun punto de fuga. A velocidade radial dos membros do cúmulo pode determinarse mediante o efecto Doppler do seu espectro, e se xa coñecemos a velocidade radial, o movemento relativo e a distancia angular ao punto de fuga, mediante simple trigonometría podemos atopar a distancia ao cúmulo. As Híades son o exemplo máis coñecido da aplicación deste método, o que revela que a distancia Terra-Híades é de 46,34 ±0,27 pársecs (aproximadamente 151 anos luz).[23]
Unha vez que se estableceron as distancias aos cúmulos máis próximos, outras técnicas poden estender a escala de distancia ata cúmulos máis afastados. Pódese estimar a distancia a un cúmulo máis afastado relacionando a secuencia principal do diagrama de Hertzsprung-Russell cun cuxa distancia é coñecida. O cúmulo aberto máis próximo a nós é o das Híades e aínda que existe unha asociación estelar á metade de distancia que as Híades, esta non pode considerarse un cúmulo aberto porque as súas estrelas non se atopan ligadas gravitacionalmente. O cúmulo aberto coñecido máis afastado da Terra na nosa galaxia denomínase Berkeley 29, e atópase a unha distancia aproximada de 15 000 pársecs (case 50 000 anos luz).[24] Os cúmulos abertos pódense detectar facilmente noutras galaxias do Grupo Local.
Coñecer con precisión as distancias aos cúmulos abertos resulta de vital importancia para determinar a relación entre o período de luminosidade dalgúns tipos de estrelas variables, como as cefeidas ou as RR Lyra, que poden utilizarse como candeas estándar. As distancias destas estrelas luminosas poden determinarse aínda que o obxecto se atope moi lonxe, e serven para estender a escala de distancias cósmicas ata as galaxias próximas do Grupo Local.
Notas[editar | editar a fonte]
- ↑ "Cúmulo abierto". Glosario de Astronomía (en castelán). Espacio Profundo. Arquivado dende o orixinal o 30 de xuño de 2008. Consultado o 22 de xullo de 2008.
- ↑ 2,0 2,1 SEDS. "Open Star Clusters" (en inglés). Arquivado dende o orixinal o 30 de xullo de 2008. Consultado o 30 de xullo de 2008.
- ↑ Michell, John (1767). "An Inquiry into the probable Parallax, and Magnitude, of the Fixed Stars, from the Quantity of Light which they afford us, and the particular Circumstances of their Situation". Philosophical Transactions (en inglés) 57: 234–264.
- ↑ Proctor, Richard A. (1869). "Preliminary Paper on Certain Drifting Motions of the Stars". Proceedings of the Royal Society of London (en inglés) 18: 169–171.
- ↑ Mathieu, Robert D. (1994). "Pre-Main-Sequence Binary Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 465–530. doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.002341.
- ↑ Boss, Alan P. (1998). "The Jeans Mass Constraint and the Fragmentation of Molecular Cloud Cores". Astrophysical Journal Letters (en inglés) 501: L77. doi:10.1086/311447.
- ↑ Battinelli, Paolo; Capuzzo-Dolcetta, Roberto (1991). "Formation and evolutionary properties of the Galactic open cluster system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 249 (marzo): 76–83.
- ↑ Kroupa, P.; Aarseth, S.J.; Hurley, J. (2001). "The Formation of a Bound Star Cluster: From the Orion Nebula Cluster to the Pleiades". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 321: 699–712. arXiv:astro-ph/0009470v2.
- ↑ Kroupa, Pavel (2005). "The Fundamental Building Blocks of Galaxies". Proceedings of the Gaia Symposium "The Three-Dimensional Universe with Gaia": 629. arXiv:astro-ph/0412069v2.
- ↑ Eggen, Olin J. (1960). "Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 120: 540.
- ↑ Subramaniam, A.; Gorti, U.; Sagar, R.; Bhatt, H. C. (1995). "Probable binary open star clusters in the Galaxy". Astronomy and Astrophysics 302: 86.
- ↑ Nilakshi; Sagar, R.; Pandey, A. K.; Mohan, V. (2002). "A study of spatial structure of galactic open star clusters". Astronomy and Astrophysics 383: 153–162. doi:10.1051/0004-6361:20011719.
- ↑ Shapley, Harlow (1930). Star Clusters. Harvard Observatory Monographs, No. 2. Nova York, Londres: McGraw-Hill Book Company, Inc.
- ↑ Trumpler, Robert Julius (1930). "Preliminary results on the distances, dimensions and space distribution of open star clusters". Lick Observatory bulletin (420).
- ↑ Woldemar, Götz (1990). Die offenen Sternhaufen unserer Galaxies. Verlag Harri Deutsch: Frankfurt.
- ↑ Janes, K. A.; Phelps, R. L. (1994). "The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk". The Astronomical Journal 108 (5): 1773–1785. doi:10.1086/117192.
- ↑ van den Bergh, S.; McClure, R. D. (1980). "Galactic distribution of the oldest open clusters". Astronomy and Astrophysics 88 (3): 360–362.
- ↑ Andronov, N.; Pinsonneault, M.; Terndrup, D. (2003). "Formation of Blue Stragglers in Open Clusters". American Astronomical Society Meeting 203 (85).
- ↑ Fellhauer, M.; Lin, D. N. C.; Bolte, M.; Aarseth, S. J.; Williams, K. A. (2003). "The White Dwarf Deficit in Open Clusters: Dynamical Processes". The Astrophysical Journal 595 (1): L53–L56. doi:10.1086/379005.
- ↑ de La Fuente Marcos, Raúl (1998). "Dynamical Evolution of Open Star Clusters". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 110 (751): 1117.
- ↑ VandenBerg, Don A.; Stetson, P. B. (2004). "On the Old Open Clusters M67 and NGC 188: Convective Core Overshooting, Color-Temperature Relations, Distances, and Ages". The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 116 (825): 997–1011. doi:10.1086/426340.
- ↑ Brown , Anthony G. A. (2001). "Open Clusters and OB Associations: a Review". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (11): 89–96. Arquivado dende o orixinal o 11 de outubro de 2008. Consultado o 07 de xullo de 2015.
- ↑ 23,0 23,1 Perryman, M. A. C.; Brown, A. G. A.; Lebreton, Y.; Gomez, A.; Turon, C.; de Strobel, G. Cayrel; Mermilliod, J. C.; Robichon, N.; Kovalevsky, J.; Crifo, F. (1998). "The Hyades: distance, structure, dynamics, and age". Astronomy and Astrophysics 331: 81–120.
- ↑ Bragaglia, A.; Held, E.V.; Tosi, M. (2005). "Radial velocities and membership of stars in the old, distant open cluster Berkeley 29". Astronomy and Astrophysics 429: 881–886. doi:10.1051/0004-6361:20041049.
Véxase tamén[editar | editar a fonte]
Bibliografía[editar | editar a fonte]
- Meadows, A. J. (1986). Evolución estelar. Editorial Reverté S.A. ISBN 8-4291-4191-X.
- Kaufmann, William J. (1993). Universe. W.H. Freeman & Company. ISBN 0-7167-2379-4.
- Gregory, Stephen A.; Zeilik, Michael; Smith, E.V.P.; Jacobs, K.C. (1997). Introductory Astronomy and Astrophysics. Thomson Learning. ISBN 0-0300-6228-4.
