Gromada otwarta – grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonychgrawitacjągwiazd (w odróżnieniu odgromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednego olbrzymiegoobłoku molekularnego. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w galaktykachspiralnych inieregularnych, gdzie wciąż odbywa sięproces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażone na bliski kontakt z innymi gromadami czy obłokami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy.
Młode gromady otwarte wciąż mogą leżeć wewnątrz obłoków, z których powstały, rozświetlając je. Z biegiem czasuwiatr gwiazdowy gromady wywiewa ten gaz. Zwykle tylko z około 10% całkowitej masy obłoku powstaną gwiazdy, zanimciśnienie promieniowania wypchnie resztę w przestrzeń rozpraszając obłok.
Gromady otwarte są bardzo ważnymi obiektami w badaniachewolucji gwiazd. Ponieważ gwiazdy w gromadzie mają podobny wiek iskład chemiczny, efekty subtelnych czynników są znacznie lepiej dostrzegane niż w przypadku odizolowanych gwiazd.
Najbardziej widoczne gromady otwarte, takie jakPlejady, rozpoznano jako grupygwiazd już w starożytności. Inne, widziane jako źródła rozmytego światła, czekały na odkrycie ich gwiazdowej natury aż do wynalezieniateleskopów. Obserwacje teleskopowe ujawniły dwa różne typygromad gwiazd – jeden z nich to gromady zawierające setki tysięcy gwiazd, o regularnej kulistej koncentracji, znajdujące się głównie wokół centrumDrogi Mlecznej; drugi to gromady znacznie mniej bogate w gwiazdy, o bardziej nieregularnych kształtach, rozsiane po całym niebie. Te pierwsze astronomowie ochrzciligromadami kulistymi, te drugie – otwartymi (nazywane też czasemgromadami galaktycznymi)[potrzebny przypis].
Już bardzo wcześnie zauważono, że gwiazdy w gromadach otwartych są fizycznie powiązane. W 1767 rokuJohn Michell obliczyłprawdopodobieństwo tego, że choćby jedna gromada gwiazd podobna do Plejad jest wynikiem przypadku na 1 do 496 tysięcy[1]. Gdyastrometria stała się dokładniejsza, zauważono, że gwiazdy wewnątrz gromady poruszają się tym samymruchem własnym. Wraz z rozpowszechnieniemspektroskopii odkryto natomiast, że mają również tę samąprędkość radialną. Te obserwacje wykazały, że gromady składają się z gwiazd uformowanych w tym samym czasie i związanych w grupę[potrzebny przypis].
Gromady otwarte i kuliste są generalnie łatwo rozróżnialnymi typamiciał niebieskich. Gdy jednak gromada kulista jest słabiej skoncentrowana lub gromada otwarta wyjątkowo bogata, wtedy trudniej jest je odróżnić. Niektórzy astronomowie twierdzą, że oba typygromad gwiazd powstają w ten sam sposób, z tą tylko różnicą, że warunki sprzyjające powstawaniu niezwykle bogatych gromad kulistych, zawierających setki tysięcy gwiazd, już nie zachodzą w naszej Galaktyce. Obecnie (sierpień 2011) w Drodze Mlecznej znamy około 2500 gromad otwartych, choć astronomowie szacują, że może ich być nawet 30 000, wciąż ukrywających się za gazem i pyłem[2].
Wszystkie gwiazdy powstają wukładach wielokrotnych, ponieważ tylko obłok gazu omasie wielokrotnie większej niżmasa Słońca jest w stanie zapaść się pod wpływem własnej grawitacji. Jednocześnie, tak duży obłok generalnie nie może się zapaść w pojedynczą gwiazdę[3].
Powstanie gromady otwartej rozpoczyna się przez zapadanie ogromnego, zimnego, gęstegoobłoku molekularnego (lub jego części), zawierającego sumaryczną masę do tysięcy mas Słońca. Wiele czynników wpływa na zapoczątkowanie zapadania i przez to formowanie się gwiazd – na przykładfale uderzeniowe z wybuchających w pobliżusupernowych lub gwałtowne oddziaływania grawitacyjne. Zapadający się obłok nie jest jednorodny – dzieli się stopniowo na mniejsze, gęstsze obszary, a ostatecznie z najgęstszych skupisk może powstać do kilku tysięcy gwiazd. Oszacowano, że w naszej galaktyce gromady otwarte formują się w tempie jedna na kilka tysięcy lat[4].
Gdy już rozpocznie się formowanie gwiazd, największe i najgorętsze z nich (znane jakogwiazdy typu OB) zacznąemitować spore ilościpromieniowania ultrafioletowego, które szybkojonizuje otaczający gazobłoku molekularnego tworząc ostatecznieobszar H II[5]. Silnywiatr gwiazdowy iciśnienie promieniowania pochodzące od największych gwiazd zacznie wywiewać obłok. Kilka milionów lat później w gromadzie pojawi się pierwszasupernowa – jej wybuch wypchnie kolejne porcje gazu w przestrzeń. Po kilkunastu, kilkudziesięciu milionach lat w gromadzie nie będzie już w ogóle gazu (oprócz tego w gwiazdach) i proces powstawania nowych gwiazd się zakończy. Zwykle z nie więcej niż 10% całkowitej masy obłoku uformowane zostaną gwiazdy, zanim reszta gazu się rozproszy[4].
Często zdarza się, że z jednego obłoku molekularnego powstaje nie jedna a kilka gromad otwartych. Na przykładHodge 301 orazR136 tworzą się z gazówMgławicy Tarantula wWielkim Obłoku Magellana. Również w naszej galaktyce znamy takie przypadki. RuchHiad oraz gromadyMessier 44 sugeruje, że powstały one w tym samym obłoku około 600 milionów lat temu[6].
Niekiedy zachodzi ciekawa sytuacja, gdy dwie gromady narodzone w tym samym czasie zwiążą się siłami grawitacji by stworzyć układ podwójny gromad. Najlepszym znanym tego przykładem jestPodwójna gromada Perseusza(h i χ Persei), ale znanych jest jeszcze co najmniej 10 innych struktur tego typu[7]. Znacznie więcej gromad podwójnych obserwujemy wMałym iWielkim Obłoku Magellana – są łatwiejsze do zauważenia i rozpoznania w galaktykach innych niż nasza, gdyż efekt rzutowania może sprawiać wrażenie bliskości niepowiązanych gromad[potrzebny przypis].
Gromady otwarte znacznie różnią się między sobą liczbą składników – najmniejsze zawierają jedynie kilka gwiazd, podczas gdy największe mogą być ogromnymi skupiskami tysięcy gwiazd. Gęste centrum typowej gromady otwartej zwykle otacza bardziej rozproszonakorona gwiazd. Jądro rozciąga się średnio na 3–4lata świetlne, a cała gromada do około 20 lat świetlnych od niego. Gęstość centralnego obszaru gromad otwartych to typowo 1,5 gwiazdy na rok świetlny sześcienny (dla porównania, ta sama przestrzeń zeSłońcem w centrum ma gęstość 0,003 gwiazdy)[8].
Gromady otwarte są często klasyfikowane według reguł podanych w 1930 przezRoberta Trumplera. Schemat ten opisuje trzy cechy gromady:rzymskie liczby od I do IV charakteryzują stopień skoncentrowania lub rozproszenia gromady (od bardzo gęstego do luźnego),arabskie od 1 do 3 opisują zakres jasności składników (od małego zróżnicowania do dużego), oraz literap,m albor oznaczają liczbę gwiazd w gromadzie, od niewielkiej (ang.poor), przez średnią (medium) do dużej (rich). Opcjonalnie, jeśli gromada zawieramgławicę, dopisuje się na końcu literęn (ang.nebulosity)[9].
W schemacie Trumplera,Plejady sklasyfikowane są jako I,3,r,n (mocno skoncentrowane, bogate, zawierające mgławicę), natomiast leżące w pobliżuHiady jako II,3,m (luźniejsze, z mniejszą liczbą gwiazd).
WDrodze Mlecznej znanych jest ponad tysiąc gromad otwartych, ale całkowita ich liczba może być nawet 10 razy większa[10]. Wgalaktykach spiralnych gromady otwarte znajdujemy wyłącznie naramionach spiralnych, gdzie gęstość gazu jest największa i gdzie procesy gwiazdotwórcze są najaktywniejsze. Gromady zwykle umierają, zanim zdążą zejść z ramion. Są one rozmieszczone głównie w płaszczyźnie dysku galaktycznego, nie dalej niż 90lat świetlnych od niego[11].
Wgalaktykach nieregularnych gromady otwarte są porozmieszczane dowolnie, jednak ich największe skupiska występują tam, gdzie gwiazdotworzenie może zachodzić najgwałtowniej, czyli w obszarach o największej gęstości gazu. Wgalaktykach eliptycznych nie obserwujemy gromad otwartych – procesy gwiazdotwórcze zakończyły się w nich miliony lat temu, nie ma więc możliwości powstania nowych gromad, a stare zdążyły umrzeć[potrzebny przypis].
W naszej galaktyce, rozmieszczenie gromad zależy od wieku, przy czym starsze gromady częściej znajdują się w większych odległościach od centrum galaktyki.Siły pływowe są tym większe, im bliżejjądra galaktyki zwiększając zagrożenie rozpadu gromad. Gromady znajdujące się w wewnętrznych częściach galaktyki mają tendencję do umierania w młodszym wieku niż te, które narodziły się w znacznych odległościach od centrum galaktyki[12].
Zwykle gromady otwarte rozpraszają się, zanim poszczególnegwiazdy gromady umrą. Dlatego ich światło jest raczej zdominowane przez młode, gorące, błękitne gwiazdy – najbardziejmasywne i najkrócej żyjące (kilkadziesiąt milionów lat). W starszych gromadach częściej obserwuje się żółte gwiazdy[potrzebny przypis].
Niektóre gromady otwarte zawierają gorące niebieskie gwiazdy, które wydają się znacznie młodsze od reszty gromady. Nazywa się jebłękitnymi maruderami. Są one obserwowane również wgromadach kulistych, głównie w ich gęstych jądrach. Naukowcy sugerują, że powstają one podczas kolizji innych gwiazd tworząc znacznie gorętszą, dużo masywniejszą gwiazdę. Jednak w gromadach otwartych, w których gwiazd jest znacznie mniej i są one luźniej ułożone, ta teoria nie może tłumaczyć ich sporej liczby. Zamiast niej sugeruje się, że większość błękitnych maruderów powstaje przez łączenie sięukładów podwójnych podczas ich dynamicznych wzajemnych oddziaływań z innymi gwiazdami[13].
Gwiazdy o małych i średnich masach, gdyspalą całe zasobywodoru, odrzucają swoje zewnętrzne warstwy tworzącmgławice planetarne, a same zmieniają się wbiałe karły. Mimo że gromada zwykle rozprasza się, zanim większość jej gwiazd osiąga stadium karła, ich obserwowana liczba jest znacznie mniejsza niż oczekiwana, oszacowana na podstawie wieku gromady i początkowej masy. Sugeruje się, że gdyczerwony olbrzym zużywa całe swoje paliwo, wyrzuca zewnętrzne warstwy nierównomiernie na powierzchni (w różnym tempie i różnych ilościach), zatem pojawia się dodatkowy, niezrównoważonypęd nadający gwieździe prędkość rzędu kilku kilometrów na sekundę. Może to spowodować jej ucieczkę z gromady. Stąd mniejsza od oczekiwanej liczba białych karłów w gromadach otwartych[14].
Wiele gromad otwartych jest nietrwałych z powodu na tyle małej masy, żeprędkość ucieczki układu jest mniejsza niż średnia prędkość pojedynczych gwiazd. Takie gromady rozrzedzą się i szybko znikną w ciągu kilku milionów lat. W wielu przypadkach wywiewanie gazuciśnieniem promieniowania młodych gorących gwiazd redukuje masę gromady wystarczająco do takiego błyskawicznego rozpraszania[potrzebny przypis].
Gromady, które są na tyle masywne, że wiążą je mocne oddziaływania grawitacyjne, mogą po wypchnięciu otaczającego obłoku molekularnego przeżyć dziesiątki milionów lat. Jednak z upływem czasu zachodzące wewnętrzne i zewnętrzne procesy bardziej sprzyjają rozproszeniu gromady niż umacnianiu więzi. Bliskie oddziaływania pomiędzy poszczególnymi członkami układu często powodują wzrost prędkości jednego z nich do wartości wystarczającej do ucieczki. Skutkuje to stopniowym opuszczaniem gromady przez kolejne gwiazdy[potrzebny przypis].
Zewnętrznie, najczęstszą okolicznością jest spotkanie gromady z przypadkowymi gwiazdami. Takie wypadki zatrzymują lub wypychają z układu pojedyncze gwiazdy. Najważniejszym czynnikiem jest jednak przejście gromady przez innyobłok molekularny, zachodzące raz na około 500 milionów lat. Grawitacyjnesiły pływowe powstające w takich zdarzeniach zwykle rozpraszają cały układ. Czasem gromada zmienia się w łańcuch gwiazd. Chociaż poszczególne gwiazdy poruszają się wtedy wciąż z podobną prędkością i w tym samym kierunku, nie można go już jednak traktować jak gromady, gdyż odległości pomiędzy gwiazdami zwykle są zbyt duże. Czas, po jakim gromada się rozprasza, zależy od jej masy i początkowej gęstości gwiazdowej (bardziej skoncentrowane gromady żyją dłużej). Oszacowanie wartości tzw.okresu półtrwania (inaczej:czasu połowicznego rozpadu,ang.half life), po którym gromada traci połowę gwiazd, zawiera się pomiędzy 150 a 800 milionami lat w zależności od początkowej gęstości[15].
Gdy gromada przestaje być związana grawitacyjnie, wiele z jej gwiazd składowych wciąż porusza się w przestrzeni na podobnych trajektoriach – taki układ nazywa sięasocjacją gwiazdową. Kilka z najjaśniejszych gwiazdgwiazdozbioruWielkiej Niedźwiedzicy, które niegdyś tworzyły gromadę otwartą, w tej chwili tworzą właśnie taką poruszającą się grupę,Asocjację Wielkiej Niedźwiedzicy. Ostatecznie, minimalne różnice prędkości tych gwiazd sprawią, że asocjacja się rozpadnie i gwiazdy rozejdą się w przestrzeni na spore odległości. Taka grupa gwiazd (o podobnym wieku, prędkościach i składzie chemicznym) nazywa się strumieniem[potrzebny przypis].
Nadiagramie Hertzsprunga-Russella dla gromady otwartej większość gwiazd leży naciągu głównym. Najbardziej masywne gwiazdy schodzą z ciągu głównego ewoluując w stronęczerwonych olbrzymów. Miejsce na wykresie, gdzie takie gwiazdy zaczynają schodzić z ciągu głównego, zależy od wieku gromady i może zostać użyte do jego oszacowania[potrzebny przypis].
Jako że wszystkie gwiazdy w gromadach otwartych znajdują się w niemal identycznej odległości od Ziemi, powstały w podobnym czasie i mają ten sam skład chemiczny, różnice pomiędzy ichobserwowanymi jasnościami wynikają tylko z różnic w ichmasach. To sprawia, że gromady otwarte są niezastąpionymi źródłami wiedzy na tematewolucji gwiazd, ponieważ można pominąć wiele z tych czynników, które zwykle w takich badaniach bierze się pod uwagę[potrzebny przypis].
Studiowanie zasobówlitu iberylu w gromadach otwartych również może przynieść istotne wnioski na temat ewolucji gwiazd i ich wewnętrznej struktury. Podczas gdywodór w jądrze gwiazdy nie spali się dohelu, jeśli temperatura będzie niższa niż 10 milionówK, lit i beryl zapalają się już w temperaturach odpowiednio: 2,5 i 3,5 milionów K. To znaczy, że ich obfitość zależy mocno od mieszania następującego we wnętrzu gwiazdy. Zatem studiując ich zasoby w gwiazdach gromad otwartych, możemy całkowicie pominąć zmienne takie jak wiek i skład chemiczny[potrzebny przypis].
Badanie obfitości tych składników pokazały, że jest ich znacznie mniej niż przewidują modele ewolucji gwiazd. Przyczyna tego niedostatku nie jest do końca jasna, ale jedną z możliwości jestkonwekcyjne przenoszenie tych zasobów w miejsca, gdziepromieniowanie jest główną metodą transportuenergii[16].
M11, Gromada Dzika Kaczka jest bardzo bogatą gromadą położoną w kierunku centrumDrogi Mlecznej
Dla zrozumienia natury obiektów astronomicznych kluczowym jest wyznaczenie odległości do nich. Większość ciał niebieskich znajduje się jednak zbyt daleko, by tę odległość wyznaczyć bezpośrednio. Kalibracjaskali odległości we Wszechświecie jest wynikiem łączenia serii pośrednich i często mało dokładnych pomiarów wiążących obiekty najbliższe (do których odległość da się zmierzyć bezpośrednio) z coraz dalszymi. Istotnym etapem tej metody są właśnie gromady otwarte[potrzebny przypis].
Odległości do najbliższych gromad otwartych mogą być wyznaczone z wysoką dokładnością przy użyciu dwóch metod[potrzebny przypis].
Pierwszą z nich jest metodaparalaksy, czyli określania odległości do gwiazdy w gromadzie na podstawie niewielkiej zmiany jej pozornej pozycji na sferze niebieskiej wywołanej rocznym ruchem Ziemi dokoła Słońca. Metodę tę daje się stosować dla gromad w odległości do około 500lat świetlnych, czyli Hiad, Plejad i kilku innych gromad. Szczególnie dużą dokładność mają pomiary paralaksy przy użyciu satelityHipparcos[17].
Inna bezpośrednia metoda, specyficzna dla gromad otwartych, tometoda ruchu własnego. Opiera się ona na założeniu, że wszystkie gwiazdy w gromadzie mają niemal identyczny wektor prędkości względem Słońca. Jeżeli do tego rozmiar gromady jest porównywalny z jej odległością od Słońca, a przy tym możemy zaobserwowaćruch własny poszczególnych gwiazd z gromady oraz ichprędkości radialne, to odległość do gromady daje się dokładnie wyznaczyć z prostejtrygonometrii. Metoda ruchów własnych zastosowana doHiad pozwoliła na określenie odległości do środka gromady na 46,3parseków[18].
Znajomość odległości do bliskich gromad pozwala na rozszerzenie skali odległości do gromad bardziej odległych. Jest to możliwe dzięki wykorzystaniu statystycznych zależności między barwą a absolutną jasnością gwiazd (diagram Hertzsprunga-Russella). W ten sposób określane są odległości do gromad otwartych znajdujących się nawet na krańcach naszej Galaktyki (najdalsza znana gromada w Drodze Mlecznej toBerkeley 29 odległa o 15kiloparseków), a także w innych, pobliskich galaktykach, zwłaszcza należących doLokalnej Grupy Galaktyk[19].
William JW.J.KaufmannWilliam JW.J.,Universe, wyd. 4th ed, New York: W.H. Freeman, 1994,ISBN 0-7167-2379-4,OCLC28377180. Brak numerów stron w książce
E. Smith, K. Jacobs, M. Zeilik, S. Gregory (1997).Introductory Astronomy and Astrophysics. Singapore; London: Brooks/Cole / Thomson Learning,ISBN 0-03-006228-4.
