’n Sterreswerm[1] is ’n groot groep sterre. Twee soorte word onderskei: bol- en oop swerms. Eersgenoemde is ’n digte groep wat uit honderdduisende tot miljoene baie ou sterre bestaan wat swaartekraggebonde is, terwyl laasgenoemde yler is en gewoonlik hoogstens ’n paar honderd jonger sterre bevat.
Oop swerms versprei mettertyd weens die swaartekraginvloed van reusagtige molekulêre wolke terwyl hulle deur die hemelruim beweeg, maar al die sterre in die groep sal min of meer in dieselfde rigting bly beweeg al is hulle nie meer swaartekraggebonde nie. Hulle is dan bekend as sterassosiasies en soms as bewegingsgroepe.
Sterreswerms wat met die blote oog gesien kan word, sluit in die Plejades en Hiades.
Oop swerms
Oop sterreswerms[1] verskil baie van bolswerms. Anders as die ronde bolswerms, hang hulle vorm van die galaktiese vlak af. Hulle kom feitlik altyd in spiraalarms voor. Hulle is gewoonlik jong voorwerpe van tot tien miljoene jare oud, met 'n paar seldsame uitsonderings wat tot 'n paar miljard jaar oud is, soos Messier 67 (die naaste en mees bestudeerde oop swerm aan ons).[2] Hulle vorm H II-gebiede soos die Orionnewel.
Oop swerms het gewoonlik 'n paar honderd lede en is sowat 30 ligjare breed. Omdat hulle minder sterre bevat as bolswerms, is hulle minder swaartekraggebonde en word hulle mettertyd deur die swaartekrag van reuseagtige molekulêre wolke en ander sterreswerms versteur. As oop swerms na aan mekaar kom, kan van hulle sterre uit die groepe gewerp word.
Die prominentste oop swerms is die Plejades en Hiades in die Bul. Oop swerms word dikwels oorheers deur jong, blou sterre: Hoewel sulke sterre nie lank bestaan in vergelyking met ander sterre nie (net 'n paar tien miljoene jare) is oop swerms geneig om verstrooi te raak voordat die sterre ophou bestaan.
Die vasstelling van presiese afstande na oop swerms maak die kalibrasie moontlik van die verhouding tussen periode en ligsterkte wat eie aan Cepheïed- veranderlike sterre is. Dit word dan gebruik as standaardafstandsaanduiders. Cepheïede is helder en kan gebruik word om beide die afstand na verafgeleë sterrestelsels en die uitdyingstempo van die heelal (die Hubblekonstante) te bereken. Die oop swerm NGC 7790 bevat juis drie klassieke Cepheïede wat noodsaaklik vir sulke berekenings is.[3][4]
Omringde swerms
'n X-straalbeeld van die omringde Trapezium-swerm wat die omringende wolke penetreer.Die sterreswerm NGC 3572 en sy daramtiese omgewing.
Omringde swerms is groepe baie jong sterre wat gedeeltelik of ten volle omring is deur interstellêre stof of gas wat die sig dikwels belemmer. Dié swerms vorm in molekulêre wolke, wanneer die wolk begin instort en sterre vorm. Daar is gewoonlik voortgesette stervorming in die swerms, en daarom kan dit allerhande soorte stervoorwerpe huisves, soos protosterre en sterre wat nog nie in die hoofreeks inbeweeg het nie.
'n Voorbeeld van 'n omringde swerm is die Trapezium-swerm in die Orionnewel. In die Rho Ophiuchi-wolk (L1688) se kernstreek is daar 'n omringde swerm.[5]
Dié fase kan verskeie miljoene jare lank duur, totdat die gas in die wolk deur stervorming uitgeput of deur winde, strome of supernovas weggeblaas is. Voor dan word sowat 30% van die wolk se massa in sterre omgeskakel. Die meeste omringde swerms raak verstrooi kort nadat stervorming opgehou het, want die energie verander met die afname in wolkmassa.[6]
Die oop swerms in die Melkweg is voormalige omringde swerms wat vroeë swermevolusie deurstaan het. Feitlik alle vrybewegende sterre, insluitende die Son,[7] het egter oorspronklik ontstaan in omringde swerms wat verstrooi geraak het.[6]
Bolswerms
Bolswerms[1] is rofweg ronde groepe van 10 000 tot verskeie miljoene sterre in streke van 10 tot 30 ligjare breed. Hulle bestaan gewoonlik uit baie ou Populasie_II-sterre – hulle is net 'n paar honderd miljoen jaar jonger as die heelal self – wat hoofsaaklik geel en rooi is, met massas van minder as 2 sonmassas.[8]
Sulke sterre oorheers in die swerms, omdat warmer en groter sterre al as supernovas ontplof het, of deur planetêre fases beweeg en witdwerge geword het. 'n Paar blou sterre kom egter in bolswerms voor. Hulle het vermoedelik uit samesmeltings ontstaan en is bekend as bloudwaalsterre.
In die Melkweg is bolswerms rofweg sferies verspreid in die galaktiese halo, om die galaktiese middel, en wentel in hoogs elliptiese bane om die middel. In 1917 het die sterrekundige Harlow Shapley die eerste eerbare raming van die Son se afstand vanaf die galaktiese middel gedoen, geskoei op die verspreiding van bolswerms.
Tot die middel 1990's was bolswerms 'n groot raaisel in sterrekunde, want teorieë van sterevolusie het daarop gedui dat bolswerms ouer as die geraamde ouderdom van die heelal is. Grootliks verbeterde afstandmetings na bolswerms met die Hipparcos-satelliet en toenemend akkurate metings van die Hubblekonstante het die paradoks opgelos. Ramings van die heelal se ouderdom was sowat 13 miljard jaar en van die oudste sterre 'n paar honderd miljoen jaar minder.
Die Melkweg het sowat 150 bolswerms,[8] waarvan sommige vasgevange kerns van klein sterrestelsels kan wees wat vroeër in hulle buitestreke van hulle sterre gestroop is weens die getye van die Melkweg, soos die geval blyk te wees met M79. Sommige sterrestelsels het baie meer bolswems: Die groot elliptiese sterrestelselM87 het meer as duisend.
'n Paar van die helderste bolswerms is met die blote oog sigbaar. Die helderste een, Omega Centauri, is in die oudheid waargeneem en in die dae voor teleskope as 'n ster aangeteken. Die helderste bolswerm in die Noordelike Halfrond is M13 in die sterrebeeld Hercules.
Messier 68, 'n los bolswerm waarvan die sterre 'n stuk ruimte van 100 ligjare breed beslaan.
Tussenvorm
In 2005 het sterrekundiges 'n nuwe soort sterreswerm in die Andromeda-sterrestelsel ontdek. Hulle stem in baie opsigte met bolswerms ooreen, maar is baie minder dig. Geen sulke swerms kom sover bekend in die Melkweg voor nie. Die drie wat in Andromeda ontdek is, is M31WFS C1,[9] M31WFS C2 en M31WFS C3.
Dié nuwe swerms bevat ook, nes bolswerms, honderde duisende sterre en het dieselfde ander eienskappe, soos die sterpopulasies en metaalinhoud. Wat hulle onderskei, is dat hulle veel groter is – verskeie honderde ligjare breed – en honderde kere minder dig. Die afstande tussen die sterre is dus veel groter. Die swerms se eienskappe is tussen dié van bolswerms en elliptiese dwergsatellietstelsels.[10]
Dit is nog nie bekend hoe dié sterreswerms vorm nie, maar dit kan verband hou met die vorming van bolswerms. Dit is ook nie bekend hoekom Andromeda hulle het en die Melkweg nie. Verder is dit nog onbekend of ander sterrestelsels sulke swerms het, maar Andromeda kan nie die enigste een wees nie.[10]
Verwysings
↑ 1,01,11,2Van Zyl, J.E. Ontsluier die heelal, Protea Boekhuis, Pretoria. Tweede uitgawe. 2002. Gedruk en gebind deur Interpak. SBN 191-9-8254-44
↑Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Berdnikov, L.; Balam, D.; Moyano, M.; Gallo, L.; Turner, D.; Lane, D.; Gieren, W.; Borissova, J.; Kovtyukh, V.; Beletsky, Y. (2013). "Anchors for the cosmic distance scale: The Cepheids U Sagittarii, CF Cassiopeiae, and CEab Cassiopeiae". Astronomy & Astrophysics. 560: A22. arXiv:1311.0865. Bibcode:2013A&A...560A..22M. doi:10.1051/0004-6361/201322670. S2CID55934597.
↑Greene, Thomas P; Meyer, Michael R (1995). "An Infrared Spectroscopic Survey of the rho Ophiuchi Young Stellar Cluster: Masses and Ages from the H-R Diagram". Astrophysical Journal. 450: 233. Bibcode:1995ApJ...450..233G. doi:10.1086/176134.
