Remanente de racimo abierto - Open cluster remnant

En astronomía , un remanente de cúmulo abierto ( OCR ) es la etapa final en la evolución de un cúmulo de estrellas abierto .

Teoría

Viktor Ambartsumian (1938) y Lyman Spitzer (1940) demostraron que, desde un punto de vista teórico, era imposible que un cúmulo estelar se evaporara por completo; además, Spitzer señaló dos posibles resultados finales para la evolución de un cúmulo de estrellas: la evaporación provoca colisiones físicas entre estrellas, o la evaporación continúa hasta que se produce un sistema binario estable o de multiplicidad superior.

Observaciones

Utilizando placas de prisma objetivo, Lodén (1987, 1988, 1993) ha investigado la posible población de remanentes de cúmulos abiertos en nuestra Galaxia bajo el supuesto de que las estrellas de estos cúmulos deberían tener una luminosidad y un tipo espectral similares . Descubrió que alrededor del 30% de los objetos de su muestra podrían catalogarse como un posible tipo de remanente de racimo. La membresía de estos objetos es ≥ 15. La edad típica de estos sistemas es de aproximadamente 150 Myr con un rango de 50-200 Myr. Muestran una densidad significativa de binarios y una gran cantidad de binarios ópticos . Las estrellas de estos OCR tienen una tendencia a ser estrellas masivas y, por lo tanto, de tipo temprano (AF), aunque este método de observación incluye un efecto de selección notable porque los espectros brillantes de tipo temprano son más fáciles de detectar que los más débiles y posteriores. De hecho, casi ninguna estrella con tipo espectral posterior a F aparece entre sus objetos. Por otro lado, sus resultados no fueron del todo concluyentes porque hay regiones conocidas en el cielo con muchas estrellas del mismo tipo espectral pero en las que es difícil encontrar dos estrellas con los mismos movimientos propios o velocidad radial . Un ejemplo sorprendente de este hecho es Upgren 1; inicialmente, se sugirió que este pequeño grupo de siete estrellas F era el remanente de un antiguo cúmulo (Upgren & Rubin 1965) pero más tarde, Gatewood et al. (1988) concluyó que Upgren 1 es solo una alineación aleatoria de estrellas F resultante del paso cercano de miembros de dos conjuntos de estrellas dinámicamente diferentes. Muy recientemente, Stefanik et al. (1997) han demostrado que uno de los conjuntos está formado por 5 estrellas que incluyen un sistema binario de período largo y un sistema triple inusual.

Simulaciones

Con respecto a las simulaciones numéricas, para sistemas con unas 25 a 250 estrellas, von Hoerner (1960, 1963), Aarseth (1968) y van Albada (1968) sugirieron que el resultado final de la evolución de un cúmulo abierto es uno o más binarios estrechamente ligados. (o incluso un triple sistema jerárquico). Van Albada señaló varios candidatos de observación (σ Ori, ADS 12696, ρ Oph, 1 Cas, 8 Lac y 67 Oph) como OCR y Wielen (1975) indicó otro, el grupo móvil de la Osa Mayor (Collinder 285).

Referencias

  • Aarseth, SJ; 1968, Bull. Astron. Ser., 3, 3, 105
  • van Albada, TS; 1968, Bull. Astron. Inst. Neth., 19, 479
  • Ambartsumian, VA; 1938, Ann. Len. State Univ., # 22, 4, 19 (traducción al inglés en: Dynamics of Star Clusters, eds. J. Goodman, P. Hut, (Dordrecht: Reidel) p. 521)
  • Gatewood, G .; De Jonge, JK; Castelaz, M .; et al., 1988, ApJ, 332, 917
  • von Hoerner, S .; 1960, Z. Astrophys., 50, 184
  • von Hoerner, S .; 1963, Z. Astrophys., 57, 47
  • Lodén, LO; 1987, Ir. Astron. J., 18, 95
  • Lodén, LO; 1988, A&SS, 142, 177
  • Lodén, LO; 1993, A&SS, 199, 165
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  • Stefanik, RP; Caruso, JR; Torres, G .; Jha, S .; Latham, DW; 1997, Astronomía báltica, 6, 137
  • Upgren, AR; Rubin VC; 1965, PASP, 77, 355
  • Wielen, R .; 1975, en: Dynamics of Stellar Systems, ed. A. Hayli, (Dordrecht: Reidel) p. 97
Otras lecturas
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  • Carraro, G .; de la Fuente Marcos, Raúl; Villanova, S .; Moni Bidin, C .; de la Fuente Marcos, Carlos; Baumgardt, H .; Solivella, G .; 2007, A&A, 466, 931-941 [3]
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