Ցրված աստղային կուտակումներ

**Ցրված աստղային կուտակումներ** (), իրենից ներկայացնում է աստղային խումբ (թվային քանակը մինչև մի քանի հազար), որը կազմված է մի հսկա մոլեկուլային ամպից և ունի մոտավորապես նույն հասակը։ Մեր գալակտիկայում հայտնաբերվել է ավելի քան 1100 ցրված կուտակումներ, սակայն ենթադրվում է, որ շատ ավելին կա։ Աստղերի նման կուտակումները կապված են միմյանց հետ համեմատաբար թույլ գրավիտացիոն ուժերի միջոցով, ուստի, երբ նրանք շրջում են գալակտիկական կենտրոնի շուրջ, կուտակումներները կարող են քանդվել, այլ կուտակումների կամ գազի ամպերի մոտ  անցումից։ Կուտակումների բնորոշ տարիքը մի քանի հարյուր միլիոն տարի է։ Ցրված աստղային կուտակումները հայտնաբերվում են միայն պարույր և անկանոն գալակտիկաներում, որտեղ տեղի են ունենում ակտիվ աստղերի ձևավորման գործընթացները։

Որպես կանոն, գազի ամպի զանգվածի միայն 10% -ն է կարողանում աստղեր ձևավորել, մինչ մնացած գազը ցրվում է լույսի ճնշմամբ։

Ցրված աստղային կուտակումներն աստղային էվոլյուցիայի ուսումնասիրման առանցքային առարկաներ են : Պայմանավորված է այն հանգամանքով, որ կուտակումները ունեն նույն տարիքի ու քիմիական բաղադրությունը։

## Պատմական դիտարկումներ
Պլեյադերի պայծառ ցրված աստղային կուտակումները հայտնի է հնագույն ժամանակներից ի վեր, իսկ Հյադեսը Թաուզի համաստեղությունների մի մասը, ամենահին աստղերից մեկը։ 1603 թվականին Իյեգան Բայերն նման ձևակերպումներ է տվել այդ ձևավորմանը, կարծես նրանք առանձին աստղեր էին :
մինի
Առաջին մարդը, որը կիրառել է աստղադիտակը 1609 թվականին դիտելու աստղային երկինքը և արձանագրել այդ դիտարկումների արդյունքները, եղել է իտալացի աստղագետ Գալիլեո Գալիլեին : Պտղոմեոսի կողմից նկարագրված մի քանի մշուշոտ օբյեկտների ուսումնասիրության ժամանակ Գալիլեոն հայտնաբերեց, որ դրանք ոչ թե անհատական աստղեր են, այլ մեծ թվով աստղերի քանակ։ Այսպիսով, Յասլախում նա առանձնացրեց ավելի քան 40 աստղ : Թեև իր նախորդները հայտնաբերեցին 6-7 աստղ, որոնք գտնվում էին Պլեյադերում, Գալիլեոն հայտնաբերել էր գրեթե 50։  Իր երկասիրության մեջ 1610 թվականին, «Sidereus Nuncius» գրում է. «... Գալաքսիան ոչինչ չէ, բայց մի հավաքածու բազմաթիվ աստղերի, կազմակերպվում են խմբերով»։  Ներշնչված աշխատանքի Գալիլեյի, որ աստղագետ Ջովանի ժամանակակից դարձավ թերևս առաջին աստղագետ, ով գտել է օգտագործելով աստղադիտակի նախկինում անհայտ բաց կուտակումներների։ 1654-ին հայտնաբերել է այնպիսի օբյեկտներ, որոնք այժմ կոչվում են Մեսսե 41, Մեսսե 47,NGC 2362 և NGC 2451:

1767, անգլիացի գիտնական վերապատվելի Ջոն Միշելլը հաշվարկել են, որ նույնիսկ այդպիսի մի խմբի, այն հավանականությունը, որ նրա բաղադրիչ աստղերը կնճռոտ համար պատահական երկրային դիտորդի վրա նույն գծում, հավասար է 1-ի 496 000, պարզ դարձավ, որ կուտակումներների աստղերը ֆիզիկապես կապված են 1774-1781թթ. Ֆրանսիացի աստղագետ Չարլզ Մեսսերը հրատարակել է երկնային օբյեկտների կատալոգ, որը գիսաստղային նման փխրուն տեսք ունի։ Այս կատալոգը բաղկացած է 26 սփռված կուտակումներներից։  1790-ական թվականներին անգլերեն աստղագետ Ուիլյամ Հերսշելը սկսեց մառախուղային երկնային օբյեկտների համապարփակ ուսումնասիրություն։ Նա պարզեց, որ այդ կազմավորումներից շատերը կարող են բաժանվել առանձին աստղերի խմբերի։ Հերսշելը առաջարկել է, որ աստղերը նախապես տարածված էին տարածության մեջ, իսկ հետո, ձգողական ուժերի արդյունքում, ձևավորվել են աստղային համակարգեր։ Նա թաղանթները բաժանել է 8 կարգի և վերանայել VI-VIII դասերը աստղային կուտակումներների համար :

Աստղագետների ջանքերով սկսեցին աճել հայտնի կուտակումներների քանակը։ Հարյուրավոր բաց կուտակումներների ցուցակվել են նոր գլխավոր Կատալոգ (NGC), առաջին անգամ հրատարակվել է 1888 թվականի իռլանդական աստղագետ Ջոն. Լ. Է. Դրեյերի, ինչպես նաև երկու լրացուցիչ ծածկագիր դիրեկտորիաների, լույսը տեսնեն այն տարիներին 1896 և 1905  դիտարկումները հնարավորություն տվեցին հայտնաբերել երկու տարբեր տեսակի կուտակումներներ։ Առաջինը բաղկացած էր հազարավոր աստղերից, կազմված ըստ ճիշտ սուլֆիկ բաշխման։ նրանք հանդիպեցին երկնքին, բայց ամենից շատ `Կաթնային ճանապարհի կենտրոնի ուղղությամբ ։ Վերջինների աստղային բնակչությունը ավելի ցածր էր, և ձեւը ավելի անկանոն էր։ Նման կուտակումներները սովորաբար գտնվում էին գալակտիկական հարթության ներսում կամ մոտակայքում Աստղագետները առաջին գլոբալ աստղային կուտակումներներն անվանեցին, եւ վերջինս ցրված աստղային կուտակումներները։ Քանի որ իր գտնվելու բաց պարկիկները են երբեմն կոչվում գալակտիկաների կուտակումներների, իսկ ժամկետն էր 1925 թվականին Շվեյցարական-ամերիկյան աստղագետ Ռոբերտ Ջուլիուսոմ Տրյումպլերոմ
:

Չափման դիրքերի աստղերի կուտակումներների, որոնք արտադրվել առաջին անգամ 1877 թվականին։ Ըստ գերմանական աստղագետ Է. Շյոնֆելդոմ և ապա ամերիկյան աստղագետ Է. Է.  Բարնարդի հետ  1898-1921 թվականներին ։ Այս փորձերը աստղերի շարժման նշաններ չեն հայտնաբերել ։ Սակայն, 1918-ին, հոլանդական-ամերիկյան աստղագետ Ադրիաան վան Մաանեն համեմատելով լուսանկարչական թիթեղները ձեռնարկված տարբեր ժամանակներում, կարողացել է չափել պատշաճ միջնորդությունը աստղերի համար։ Քանի որ աստղագետները ավելի ճշգրիտ դարձան, պարզ դարձավ, որ աստղերի կուտակումներները տարածվում են միեւնույն ներքին շարժման մեջ։ Համեմատելով լուսանկարչական թիթեղները են, ստացված 1918 թվականին, հետ սալերի 1943 թվականին, Վան Մաանեն կարողանում էր բացահայտել այն աստղերը, պատշաճ միջնորդությունը, որը նման է միջինը շուրջ կուտակումների, եւ այդպիսով բացահայտել հավանական անդամներին պարս։ Սպեկտրոսկոպիկ դիտարկումները ցույց տվեցին ընդհանուր ռադիալ արագությունները, ցույց տալով, որ մի խումբները միմյանց կապող աստղերի բաղկացուցիչներից են։

## Ձևավորում
մինի|ձախից
Ձևավորումը բաց կուտակումների սկսվում է փլուզման հսկա մոլեկուլային ամպի, մի ցուրտ ամպի մեջ գազի և փոշու զանգվածը բազմաթիվ հազարավոր անգամ ավելի մեծ է, քան Արեգակի զանգվածի։ Այս ամպերը ունեն խտություն  102-ից մինչև 106 մոլեկուլների չեզոք ջրածնի մեկ սմ³, իսկ աստղի ձևավորումը սկսվում է մասերի հետ խտությունից ավելի 104 մոլեկուլային/ սմ³: Որպես կանոն, ամպի ծավալի միայն 1-10% է գերազանցում այս խտությունը։  Նախքան փլուզումը նման ամպերի կարող է պահպանել մեխանիկական հավասարակշռությունը։

Կան բազմաթիվ գործոններ, որոնք կարող են խախտել հավասարակշռությունը մի հսկա մոլեկուլային ամպի, որը կհանգեցնի նրան փլուզման, որի արդյունքում բաց կուտակումներ կարող են տեղի ունենալ։ Սրանք ընդգրկում են ցնցող ալիքները, որոնք գերազանցում են գերտերությունները, բախվում են այլ ամպերի, գրավիտացիոն փոխազդեցությունների հետ։ Բայց նույնիսկ բացակայության դեպքում արտաքին գործոնների, որոշ ամպերի կարող է հասնել միջավայր, երբ նրանք դառնում են անկայուն և հակվածակի փլուզվել։
մինի|աջից
Առավել զանգվածային տաք եւ նորաստեղծ աստղերի (հայտնի է որպես ԲԱ աստղերի) ինտենսիվորեն ռադիացումը ուլտրամանուշակագույն որ շարունակաբար իլ... շրջապատող գազի ամպեր և մոլեկուլային ձևերը H II տարածաշրջանում։ Աստղային քամի և ռադիացիոն ճնշումը զանգվածային աստղերի սկսում է ցրել տաք իոնացված գազը արագությամբ համեմատելի արագությամբ ձայնի գազի։ Հետո մի քանի միլիոն տարվա կուտակումների տեղի է ունենում առաջին գերնոր (), որը նույնպես դրդում է գազը իրենց շրջապատից. Շատ դեպքերում այս գործընթացները արագացնում են բոլոր գազերը 10 միլիոն տարիների ընթացքում, իսկ աստղերի ձեւավորումը դադարում է։ Սակայն մոտ կեսը ձևավորված պրոտոաստղերով շրջապատված։

Քանի որ ամպի կենտրոնից գազի միայն 30-40 տոկոսը կազմում է աստղերը, գազի ցրումը մեծապես բարդացնում է աստղերի ձևավորման գործընթացը։ Հետեւաբար, բոլոր կուտակվածությունները սկզբնական փուլում մեծ զանգվածի կորուստ են ապրում, եւ այս փուլում բավականին մեծ մասը ամբողջովին կուտակվում է։ Այս տեսանկյունից, ցրված կուտակումների ձեւավորումը կախված է նրանից, թե արդյոք կապող աստղերը կապվում են. եթե դա այդպես չէ, ապա կուտակումների փոխարեն կդառնա ոչ մի կապ չունեցող աստղային միություն։ Եթե կուտակումները նման Պլեյադ, դեռևս լինելով ձևավորվել, ապա դա կարող է զբաղեցնել միայն 1/3 է բուն թվով աստղերի, իսկ մնացած մասը այլեւս պարտավորված լինելու շուտ գազը չի փարատվել։  Երիտասարդ աստղերը, որոնք դադարել են պատկանել հայրենի կուտակումներին, կդառնան Կաթնային ճանապարհի ընդհանուր բնակչության մի մասը։

Շնորհիվ, որ գրեթե բոլոր աստղերը ձևավորվում են կուտակումներներում, վերջինս համարվում են գալակտիկաների հիմնական կառուցվածքային բլոկները։ Ինտենսիվ գազ խորտակելով, որոնք երկուսն էլ ձեւը եւ ոչնչացնել շատ աստղերի, կուտակումներների ծնվելիս թողնում իրենց հետքը մորֆոլոգիական եւ kinematic կառույցների գալակտիկաների։ Նորաստեղծ սփռված կուտակումներների մեծ մասը 100 աստղանի բնակչություն ունի եւ 50 արեգակի զանգված։ Ամենամեծ պարկիկները կարող է ունենալ կշիռ մինչև 104 արևային (զանգվածային կուտակման Westerlund 1 գնահատվում է 5 × 104 արեւային), որը շատ մոտ է զանգվածների գնդաձև աստղակույտերի
: Մինչ ցրված, և գնդաձև աստղակույտեր ներկայացնում են բոլորովին այլ ձեւավորմանը, որի հայտնվելը առավել նոսր գնդաձև և բաց կուտակումներների ամենահարուստ չի կարող այնքան շատ տարբեր են։ Որոշ աստղագետներ կարծում են, որ ձևավորման հիմք այդ երկու կուտակումներների տեսակի մեկն է և նույնն է մեխանիզմ, այն տարբերությամբ, որ անհրաժեշտ պայմանները ձեւավորման համար մի շատ հարուստ գնդաձև աստղակույտերի - համարակալումը է հարյուր հազարավոր աստղերի - Ծիր Կաթինում այլեւս գոյություն չունի։

Մեկ մոլեկուլային ամպի մեկից ավելի ցրված կուտակումների ձևավորումը բնորոշ երևույթ է։ Այսպիսով, խոշոր Մագելլանում, Hodge 301 և R136 կազմված են Tarantula Nebula- ի գազից, հետեւել շարժման որ Hyades եւ մսուր, երկու ուշագրավ նրանք պարկիկները են Ծիր Կաթինի հանգեցնում է այն եզրակացության, որ նրանք նույնպես ձևավորված է նույն ամպի շուրջ 600 միլիոն տարի առաջ։ Երբեմն միաժամանակ ծնված կուտակումներները կրկնակի կուտակումներ են ձեւավորում։ Դրա վառ օրինակն է մեր Գալակտիկայի կրկնակի կուտակումների է Պերսեյա որը բաղկացած է NGC 869 եւ NGC 884 (երբեմն սխալմամբ կոչվում է «χ և h Պերսեյա», թեև h վերաբերում է հարակից աստղին և χ - ից, այնպես էլ կուտակումներներ), սակայն բացի այդ, առնվազն 10 նման կուտակումներներ հայտնի են։ Նույնիսկ ավելի բացահայտ, ովքեր մեծ ու փոքր Մագելլանային ամերով։ այդ օբյեկտները կարող են ավելի հեշտ է հայտնաբերել արտաքին համակարգերի քան մեր Գալակտիկայի, քանի որ պայմանավորված է ուժի մեջ նախագծումը հեռու են միմյանցից կուտակումների կարող տեսքը կապված են միմյանց հետ։

## Մորֆոլոգիա և դասակարգում
Ցրված կուտակումներները կարող են ներկայացնել ինչպես մի քանի աստղերի խիտ խմբեր, այնպես էլ մեծ ագլոմերացիաներ, որոնք ներառում են հազարավոր անդամներ։ Նրանք, որպես կանոն, բաղկացած են լավ տարբերակված խիտ հիմքով, շրջապատված աստղերի ավելի ցրված «պսակը»։ Հիմնական տրամագիծը սովորաբար 3-4 սվ. և պսակներ - 40 ք. լ. կուտակումների կենտրոնում ստանդարտ աստղային խտությունը 1,5 աստղ / սվ. 3 (համեմատության համար `արևի մոտակայքում այս թիվը հավասար է ~ 0.003 Sv / գ 3)։

Ցրված աստղային կուտակումներները հաճախ դասակարգվում են 1930 թվականին Ռոբերտ Թրամփլերի կողմից մշակված սխեմայով։ Դասի անվանումը, ըստ սխեմայի, բաղկացած է 3 մասից։ Առաջին մասը վերաբերում է հռոմեական թիվ I-IV թվին և նշանակում է կուտակումների համակենտրոնացումը եւ դրա հստակությունը շրջակա աստղային դաշտից (ուժեղից թույլ)։ Երկրորդ մասը արաբական թվանշանն է, 1-ից 3-ը, ինչը նշանակում է, որ անդամների պայծառությունը խառնաշփոթ է (փոքրից խոշոր ցրվածից)։ Երրորդ մասը p, m կամ r տառատեսակն է, որը նշանակում է համապատասխանաբար ցածր, միջին կամ մեծ թվով աստղերի կուտակումներ։ Եթե կուտակումները գտնվում է ջրաղացին ներսում, ապա վերջում նոտան ավելացվում է ։

Օրինակ, ըստ տրյումպերովական սխեմայի, Պլեյադները  դասակարգվում են որպես I3rn (բարձր խտացված, հարուստ աստղերը, կա մի nebula), և ավելի մոտ Գիադի նման են՝ ինչպես II3m (ավելի անջատված է ըավելի փոքր թվով)։

## Միավորներ և բաշխում
մինի|ձախից
Մեր Գալակտիկայի բացվել է ավելի քան 1000 բաց կուտակումներների, սակայն ընդհանուր թիվը կարող է լինել մինչև 10 անգամ ավելի մեծ։ Այն պարույր գալակտիկաների բաց պարկիկները սովորաբար կազմակերպվում են երկայնքով պարույրի զենքի, որտեղ գազի խտությունը բարձրագույն և, հետևաբար, առավել ակտիվ աստղանի ձեւավորման գործընթացներ տեղի են ունենում։ Նման խոչընդոտները սովորաբար ցրվում են, մինչեւ նրանք կարողանան հեռանալ թևից։ Ցրված կուտակումներները ուժեղ միտում ունեն գալակտիկական հարթության մոտ։

Անկանոն գալակտիկաների, բաց պարկիկները կարող է լինել ամենուր, թեեւ նրանց կոնցենտրացիան ավելի բարձր է, որտեղ ավելի մեծ է խտությունը գազի։ Բաց պարկիկները են նկատվում էլիպտիական գալակտիկաների, ինչպես աստղանի ձևավորման գործընթացները անցյալում են դադարել միլիոնավոր տարիներ առաջ, իսկ վերջին կուտակումներների ձևավորված, քանի որ վաղուց անհետացել է։

Բաշխումը բաց կուտակումներների մեր Գալակտիկայի կախված է տարիքից ավելի հին պարկիկները են հիմնականում խոշոր հեռավորությունների գալակտիկական կենտրոնում, և մի զգալի հեռավորության վրա գալակտիկական հարթությունում։ Սա է այն պատճառով, որ գալակտիկաների կենտրոնի մոտ ավելի բարձր են հանգստյան ուժերը, որոնք նպաստում են կուտակումներների ոչնչացմանը։ մյուս կողմից, հսկա մոլեկուլային ամպերը, որոնք նույնպես հանգեցնում են ոչնչացման, կենտրոնացած են գալակտիկայի սկավառակի ներքին շրջաններում, հետևաբար, ներքին շրջաններում գտնվող կուտակումներները ոչնչացվում են ավելի վաղ տարիքից, քան արտաքին շրջաններում իրենց «գործընկերները»։

## Աստղային կազմ
մինի|աջից
Պայմանավորված է այն հանգամանքով, որ ցրված աստղակույտեր սովորաբար կոտրել մինչեւ առավել իրենց աստղերի լրացնել իրենց կյանքի ցիկլի, մեծ մասը ճառագայթման կուտակումներների մի լույսի երիտասարդ տաք կապույտ աստղերի. Նման աստղերը ունեն ամենամեծ զանգվածը եւ ամենակարճ ժամկետը, տասնյակ միլիոնավոր տարիների կարգի վրա։ Ավելի հին աստղային կուտակումներները ավելի շատ դեղին աստղեր են պարունակում։

Որոշ աստղային կուտակումներներ պարունակում են կապույտ աստղեր, որոնք շատ ավելի երիտասարդ են թվում, քան մնացած կուտակումներները։ Այս կապույտ ցրված աստղերը դիտվում են գլոբուլային կուտակումներների մեջ. ենթադրվում է, որ խիտ բնակեցված կուտակումներների գնդերով դրանք ձևավորվում են բախման եւ ձևավորման աստղերի ավելի քան տաք ու զանգվածային աստղերի։ Սակայն, աստղային խտությունը բաց կուտակումներների շատ ավելի ցածր է, քան գնդակը, եւ մի շարք դիտարկվող երիտասարդ աստղերից չի կարող բացատրվել են նման բախումների։ Ենթադրվում է, որ նրանց մեծ մասը ձևավորվում է, երբ մի կրկնակի աստղ համակարգ շնորհիվ դինամիկ փոխազդեցության հետ, այլ անդամների միաձուլելով մեկ աստղ։

Երբ գործընթացը միջուկային փոքր և միջին աստղերև ծախսելով  մատակարարում էին ջրածին, նրանք թափում են իրենց արտաքին շերտերը ձևավորելով մոլորակային թուման ձևավորելու սպիտակ կարլիկ։ Նույնիսկ չնայած այն հանգամանքին, որ առավել բաց կուտակումներների արձակելու նախքան մեծամասնությունը իրենց անդամների հասնել սպիտակ փուլ, թվով սպիտակ թզուկների կուտակումներների, սովորաբար, դեռ շատ ավելի քիչ է, քան պետք է ակնկալել հիման վրա տարիքը կուտակումների եւ գնահատված նախնական բաշխման աստղերի զանգվածների ։ Մի հնարավոր բացատրությունը համար բացակայության սպիտակ թզուկների այն է, որ երբ մի կարմիր հսկա սփռում է իր և ձևավորում մոլորակային Կարլիկ, որևէ փոքր անհամաչափություն զանգվածային լիցքաթափված նյութերի կարող է պատմելով մի քանի կիլոմետր վայրկյանում, բավարար է, որպեսզի նա թողել է կուտակումների ։

Քանի որ մեծ աստղային խտության սերտ ընդունումից աստղերի բաց կուտակումներների - հազվադեպ չեն։ Մի տիպիկ կուտակումների շարք 1000 Աստղեր և շառավիղով 0,5 պկ, միջին հաշվով, յուրաքանչյուր աստղը զուգամիտել հետ մի քանի այլ յուրաքանչյուր 10 մլն տարի։ Այս անգամ անգամ ավելի խիտ կուտակումներներում։ Նման հատվածները կարող են մեծապես ազդել խնդրո առարկա մոտակա աստղային սկավառակների վրա `շատ երիտասարդ աստղերի շուրջ։ Մակընթացային հուզմունք խոշոր սկավառակների կարող է առաջացնել ձևավորմանը զանգվածային մոլորակները և դարչնագույն թզուկների, որը պետք է տեղակայված 100 և հեռավորությունների. ե կամ ավելի հիմնական աստղից։

## Ճակատագիր
մինի|ձախից
Շատ սփռված կուտակումներները, ըստ էության, անկայուն են։ Փոքր զանգվածի պատճառով համակարգի փախուստի արագությունը պակաս է իր բաղադրիչ աստղերի միջին արագությունից։ Այդպիսի կուտակումներները շատ արագ փչանում են մի քանի միլիոն տարի։ Շատ դեպքերում գազի երիտասարդ աստղերից ճառագայթման արտանետումը, որից կազմված ամբողջ համակարգը նվազեցնում է կուտակումների զանգվածը, որպեսզի այն շատ արագ տատանվի։

Պարկիկները որ հետո փարատել շրջակա  պետք է բավարար զանգվածային է պարտավորված, կարող է պահպանել իր ձևը, շատ տասնյակ միլիոնավոր տարիներ, սակայն ժամանակի ընթացքում ներքին և արտաքին գործընթացները, նաև հանգեցնել իրենց փլուզումից։ Մի աստղի մոտ մեկ աստղի փակ անցումը կարող է բարձրացնել աստղերից մեկի արագությունը այնքանով, որքանով այն գերազանցում է փլուզման արագությունը կուտակումներից։ Նման գործընթացները հանգեցնում են կուտակումների անդամների աստիճանական «գոլորշիացմանը» ։

Միջին կես միլիարդ տարեկան աստղային կուտակումներները զգում են արտաքին գործոնների ազդեցությունը, օրինակ, անցնելու կամ մոլեկուլային ամպի միջոցով։ Նման մոտակա հարեւանությունից կախված ուժային ուժերը, որպես կանոն, ոչնչացնում են աստղային կուտակումները։ Որպես հետևանք, այն դառնում է աստղային հոսք, քանի որ այն մեծ հեռավորությունների միջև աստղերի, ուստի խումբը չի կարելի անվանել կուտակումների, չնայած դրա բաղադրիչ աստղերը կապված են միմյանց հետ, և շարժվել նույն ուղղությամբ, միեւնույն արագությամբ։ Ժամանակահատվածը, որի միջոցով ագրեգացումը դադարում է, կախված է վերջինիս ստանդարտ ստանդարտ խտությունից։ ավելի մոտ են ապրում։ կուտակումների գնահատման կեսը (որի միջոցով կստանա սկզբնական աստղերի կեսը) փոխվում է 150-ից 800 միլիոն տարի, կախված նախնական խտությունից։

Կուտակումների դադարից հետո կախվածությունը կախված է ինքնահոսությունից, նրա բաղադրիչ աստղերից շատերը շարունակում են պահպանել իրենց արագությունը եւ շարժման ուղղությունը տիեզերքում. կլինեն այսպես կոչված աստղային միավորում (կամ աստղերի շարժիչ խումբ)։ Այնպես որ, մի քանի վառ աստղերը «շերեփ» է Մեծ շերեփ - նախկին անդամներ բաց կուտակումների, որն այսօր դարձել է ասոցիացիայի որը կոչվում է "Ursa Major Շարժվելով Group» : Ի վերջո, նրանց արագության փոքր տարբերությունների պատճառով նրանք ցրվում են Գալակտիկայում։ Ավելի մեծ կուտակումներներ են հոսում, պայմանով, որ նույն արագություններն ու տարիքը հաստատված են, հակառակ դեպքում աստղերը համարվում են անբավարար։

## Ստերլային էվոլյուցիայի ուսումնասիրություններ
Ցնցված կուտակումների համար Հերցսպրուն-Ռասել դիագրամում շատ աստղեր կանդրադառնան հիմնական հաջորդականությանը (GP): Որոշ կետում, որը կոչվում է շրջադարձային կետ, առավել զանգվածային աստղերը թողնում են GP-ը եւ դառնում են կարմիր հսկաներ. Այդպիսի աստղերի «հեռավորությունը» ԳՊ-ից թույլ է տալիս որոշել կուտակումների տարիքը։

Պայմանավորված է այն հանգամանքով, որ աստղերը կուտակումների են գրեթե նույն հեռավորության վրա։ Երկրի շուրջը ձևավորված,և միևնույն ժամանակ, մեկ ամպի, բոլոր տարբերությունները ակնհայտ պայծառությունը աստղերի կուտակումներների պատճառով իրենց տարբեր զանգվածի։ Սա ստիպում է ցրված աստղակույտեր շատ օգտակար օբյեկտների ուսումնասիրելու համար աստղային էվոլյուցիան, քանի որ, երբ համեմատելով բնութագրին աստղերի, շատ փոփոխականներ կարող եք վերցնել ֆիքսված է պարզ։

Օրինակ, մի ուսումնասիրություն բովանդակության լիթիումի եւ բերիլիումի ի աստղերի բաց կուտակումներների կարող է լրջորեն օգնել այն խորհուրդները էվոլյուցիայի աստղերի եւ դրանց ներքին կառուցվածքի։ Ջրածնի ատոմների չի կարող ձեւավորել հելիում ատոմների է ջերմաստիճանի ստորեւ 10 մլն K, բայց Լիթիում և բերիլիում միջուկներ ոչնչացվում են ջերմաստիճանի 2,5 միլիոնով կամ 3,5 մլն համապատասխանաբար։ Սա նշանակում է, որ դրանց բովանդակությունը ուղղակիորեն կախված է նրանից, թե որքան ուժեղ է այդ հարցը խառնվում աստղի գետերում։ կուտակումներային աստղերում դրանց բովանդակության ուսումնասիրության ժամանակ որոշվում են տարիքային և քիմիական կազմի այնպիսի փոփոխականներ։

Ուսումնասիրությունները ցույց են տվել, որ այս թեթեւ տարրերի բովանդակությունը շատ ավելի ցածր է, քան կանխատեսված է աստղային էվոլյուցիայի մոդելներով։ Դրա պատճառները ամբողջովին չեն հստակեցնում. մեկ բացատրությունն այն է, որ ներքին գործերի աստղի տեղի են ունենում նյութերի արտանետումն է կոնվենցիայով գոտում կայուն գոտու ճառագայթային փոխանցման ():

## Աստղաբանական հեռավորություն
մինի|ձախից
Աստղագիտության օբյեկտների հեռավորությունների սահմանումը նրանց համար հասկանալի կետն է, սակայն նման օբյեկտների մեծամասնությունը չափազանց հեռու է չափվում ուղղակիորեն։ Ուսումն ավարտելուց աստղագիտական հեռավորությունը մասշտաբները կախված է հաջորդականությամբ և երբեմն անորոշի անուղղակի չափումներ վերաբերյալ առաջիկա առաջին օբյեկտների, որոնք տարածությունները կարող են չափվել անմիջականորեն, եւ ապա ավելի ու ավելի հեռու. : Ցրված աստղային կուտակումներները այս աստիճանի ամենակարևոր քայլն են։

Մոտակա կուտակումներների հեռավորությունը կարելի է չափել անմիջապես երկու տարբերակներից մեկի մեջ։ Նախ, որովհետեւ ամենամոտ պարկիկները աստղերի կարող է որոշել (մի փոքր տարահանումը է տեսանելի օբյեկտի ընթացքում տարվա պայմանավորված է միջնորդությամբ Երկրի ուղեծիր է արեւի), քանի որ սովորաբար արվում է անհատական աստղերի։ Մի քանի այլ ժողովներ մոտակայքում, 500 ք. տարի բավականին մոտ են, որ նրանց համար այդպիսի մեթոդը հստակ արդյունքներ է տվել, եւ Հիպպարուսի արբանյակից ստացված տվյալները հնարավորություն են տալիս մի շարք կուտակումներների համար ճշգրիտ հեռավորություններ ստեղծել։

Մեկ այլ ուղղակի մեթոդ է, այսպես կոչված, կուտակումներների շարժման մեթոդը։ Այն հիմնված է այն հանգամանքի վրա, որ կլաստրի աստղերը կիսում են միջավայրի տարածման ընդհանուր պարամետրերը։ կուտակումների անդամների միջնորդությունների չափումը և երկնքում իրենց ակնհայտ շարժումը քարտեզագրելու հնարավորությունը հնարավորություն կտա հաստատել, որ նրանք միավորվում են մի կետում։ կուտակումներային աստղերի ճառագայթման արագությունները կարող են որոշվել Դոպլերի տեղաշարժերի չափումներից `դրանց սպեկտրերում. երբ բոլոր երեք պարամետրերը - ճառագայթային արագություն, պատշաճ միջնորդությունը եւ անկյունային հեռավորությունից կուտակումների է իր անհետացման եզրին գտնվող կետի `հայտնի, պարզ հաշվարկները թույլ կտա հաշվարկել հեռավորությունը պարզ։ Այս մեթոդի կիրառման ամենահայտնի դեպքը վերաբերում էր Hyades- ին և թույլ տվեց որոշել նրանց հեռավորությունը 46.3 պարսեկում։

Երբ մոտակայքում գտնվող կուտակումներների հեռավորությունը հաստատված է, այլ մեթոդներ կարող են երկարացնել հեռավոր սանդղակը ավելի հեռավոր կուտակումներների համար։ Համեմատելով հիմնական հաջորդականությունը աստղերը Hertzsprung - Ռասել է կուտակումների, որ հեռավորությունը, որի հայտնի է, համապատասխան աստղերի ավելի հեռավոր կուտակումներների, դա հնարավոր է որոշել հեռավորությունը դեպի անցյալ։ Մոտ հայտնի կուտակումների - Hyades: թեև խումբը աստղերի Ursa մայոր մոտ կեսը, քանի որ հեռու է, բայց դա դեռ մի աստղային ասոցիացիա, այլ ոչ թե գերբնակվածություն, քանի որ այն աստղերը gravitationally պարտավորված են միմյանց։ Մեր Գալակտիկայում հայտնի ցրված կուտակումներների ամենափոքր հեռավորությունը Բերկլի 29-ն է, հեռավորությունը մոտ 15,000 պարսեկ է։  Բացի այդ, ցրված կուտակումներները կարող են հեշտությամբ հայտնաբերվել Տեղական խմբի բազմաթիվ գալակտիկաներում։

Ճշգրիտ գիտելիքները հեռավորության վրա բաց կուտակումներների կենսական նշանակություն ունի calibration, կախված »ժամանակահատված, - փայլ», որը գոյություն ունի փոփոխական աստղերի, ինչպիսիք են Cepheids եւ աստղերի RR Lyrae, որը կարող է օգտագործել դրանք որպես «ստանդարտ մոմեր»։ Այս հզոր աստղերը կարելի է տեսնել մեծ հեռավորության վրա եւ օգնությամբ տարածքի հետագա տարածման համար `տեղական խմբի մոտակա գալակտիկաներին։

## Ծանոթագրություններ

Կատեգորիա:Աստղաֆիզիկա