Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Messier 80 шаровое скопление в созвездии Скорпиона находится около 30000 световых лет от Солнца и содержит сотни тысяч звезд. [1]

Шаровое скопление представляет собой сферическую совокупность звезд , которая вращается вокруг галактического ядра . Шаровые скопления очень плотно связаны гравитацией , что придает им сферическую форму и относительно высокую плотность звезд по направлению к их центрам. Название этой категории звездного скопления происходят от латинского , Глобулус -a шарик. Иногда шаровое скопление называют просто шаровым .

Шаровые скопления находятся в гало из в Галактике . Шаровые скопления старше, чем менее плотные рассеянные скопления , которые находятся в диске галактики , и содержат значительно больше звезд . Шаровые скопления довольно распространены; в Млечном Пути в настоящее время известно от 150 [2] до 158 [3] шаровых скоплений, и , возможно, еще 10-20 еще не обнаружены. [4] В более крупных галактиках может быть больше: например, в галактике Андромеды их может быть до 500. [5] Некоторые гигантские эллиптические галактики (особенно те, что находятся в центрах скоплений галактик)), такие как M87 , [6], имеют целых 13 000 шаровых скоплений.

Каждая галактика достаточной массы в Местной группе имеет связанную группу шаровых скоплений, и почти каждая большая исследованная галактика обладает системой шаровых скоплений. [7] Стрелец карликовая галактика , и спорная Пёс карликовая галактика , как представляются, в процессе жертвуя связанных с ними шаровыми скоплениями (такие как Palomar 12 ) к Млечному Пути. [8] Это показывает, сколько шаровых скоплений этой галактики могло быть получено в прошлом.

Хотя кажется, что шаровые скопления содержат одни из первых звезд, образовавшихся в галактике, их происхождение и их роль в галактической эволюции все еще неясны. Совершенно очевидно, что шаровые скопления существенно отличаются от карликовых эллиптических галактик и образовались как часть звездообразования родительской галактики, а не как отдельная галактика. [9]

История наблюдений [ править ]

Открытия ранних шаровых скоплений
Название кластераОбнаружилГод
П 22Авраам Иле1665
ω CenЭдмонд Галлей1677
M 5Готфрид Кирх1702 г.
П 13Эдмонд Галлей1714 г.
M 71Филипп Луа де Шезо1745
M 4Филипп Луа де Шезо1746
П 15Жан-Доминик Маральди1746
M 2Жан-Доминик Маральди1746

Первое известное шаровое скопление, теперь называемое M 22 , было обнаружено в 1665 году немецким астрономом-любителем Абрахамом Иле . [10] [11] Однако, учитывая небольшую апертуру ранних телескопов , отдельные звезды внутри шаровых скоплений не были разрешены до тех пор, пока Шарль Мессье не наблюдал M 4 в 1764 году. [12] [13] Первые восемь обнаруженных шаровых скоплений показаны на рисунке стол. Впоследствии аббат Лакайль внесет в список NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 иNGC 6397 в его каталоге 1751–1752 гг. [а]

Когда Уильям Гершель начал свой всесторонний обзор неба с помощью больших телескопов в 1782 году, было известно 34 шаровых скопления. Гершель сам обнаружил еще 36 и был первым, кто разделил практически все из них на звезды. Он ввел термин «шаровое скопление» в своем Каталоге второй тысячи новых туманностей и скоплений звезд, опубликованном в 1789 году [14] [15].

Число обнаруженных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 в 1915 году, 93 в 1930 году и 97 к 1947 году. В настоящее время в галактике Млечный Путь было обнаружено 152 шаровых скопления из примерно 180 ± 20. [ 4] Считается, что эти дополнительные неоткрытые шаровые скопления скрыты за газом и пылью Млечного Пути.

Начиная с 1914 года Харлоу Шепли начал серию исследований шаровых скоплений, опубликованных примерно в 40 научных статьях. Он исследовал переменные RR Лиры в скоплениях (которые, как он предполагал, были переменными цефеид ) и использовал их соотношение период – светимость для оценок расстояния. Позже было обнаружено, что переменные RR Лиры слабее, чем переменные цефеид, из-за чего Шепли переоценивал расстояния между скоплениями. [16]

NGC 7006 - это высококонцентрированное шаровое скопление класса I.

Из шаровых скоплений в Млечном Пути большинство находится в ореоле вокруг ядра галактики, и подавляющее большинство находится в небесном небе с центром в ядре. В 1918 году это сильно асимметричное распределение было использовано Шепли для определения общих размеров галактики. Предполагая примерно сферическое распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики, он использовал положения скоплений, чтобы оценить положение Солнца относительно центра галактики. [17] Хотя его оценка расстояния была со значительной ошибкой (хотя в пределах того же порядка величины, что и принятое в настоящее время значение), она показала, что размеры галактики были намного больше, чем считалось ранее. [b]

Измерения Шепли также показали, что Солнце находится относительно далеко от центра галактики, что также противоречит тому, что ранее предполагалось на основе очевидно почти равномерного распределения обычных звезд. На самом деле, большинство обычных звезд находятся внутри диска галактики, и те звезды, которые лежат в направлении центра галактики и дальше, закрыты газом и пылью, тогда как шаровые скопления лежат за пределами диска и их можно увидеть на гораздо больших расстояниях.

Классификация [ править ]

Основная статья: Концентрационный класс Шепли – Сойера

Впоследствии Шепли помогали в его исследованиях кластеров Генриетта Свуп и Хелен Бэттлс Сойер (позже Хогг). В 1927–1929 годах Шепли и Сойер классифицировали кластеры в зависимости от степени концентрации каждой системы по отношению к ее ядру. Наиболее концентрированные кластеры были идентифицированы как класс I с последовательно уменьшающейся концентрацией до класса XII. [c] Это стало известно как концентрационный класс Шепли – Сойера . [18] В 2015 году на основе данных наблюдений был предложен новый тип шаровых скоплений: темные шаровые скопления . [19]

Формирование [ править ]

NGC 2808 состоит из трех разных поколений звезд. [20] Изображение НАСА

Формирование шаровых скоплений остается малоизученным явлением, и остается неясным, образуются ли звезды в шаровых скоплениях в одном поколении или порождаются несколькими поколениями в течение нескольких сотен миллионов лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звезд находятся примерно на одной и той же стадии звездной эволюции , что позволяет предположить, что они образовались примерно в одно время. [21] Однако история звездообразования варьируется от скопления к скоплению, при этом некоторые скопления показывают различные популяции звезд. Примером этого являются шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке (БМО), которые демонстрируют бимодальную популяцию. В молодости эти LMC-кластеры, возможно, встречали гигантские молекулярные облака.это вызвало второй раунд звездообразования. [22] Этот период звездообразования относительно короткий по сравнению с возрастом многих шаровых скоплений. [23] Было также высказано предположение, что причина такой множественности звездного населения может иметь динамическое происхождение. В галактике Антенны , например, космический телескоп Хаббла наблюдал скопления скоплений, области в галактике, которые охватывают сотни парсеков, где многие скопления в конечном итоге столкнутся и сольются. Многие из них имеют значительный диапазон возрастов, следовательно, возможно, металличности , и их слияние могло бы привести к образованию скоплений с бимодальным или даже множественным распределением популяций. [24]

Шаровое звездное скопление Мессье 54 . [25]

Наблюдения за шаровыми скоплениями показывают, что эти звездные образования возникают в основном в областях эффективного звездообразования и там, где межзвездная среда имеет более высокую плотность, чем в обычных областях звездообразования. Образование шаровидных скоплений преобладает в областях со вспышками звездообразования и во взаимодействующих галактиках . [26] Исследования указывают на корреляцию между массой центральных сверхмассивных черных дыр (СМЧД) и протяженностью систем шаровых скоплений эллиптических и линзовидных галактик . Масса сверхмассивной чёрной дыры в такой галактике часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики. [27]

Никакие известные шаровые скопления не демонстрируют активного звездообразования, что согласуется с мнением о том, что шаровые скопления обычно являются самыми старыми объектами в Галактике и были одними из первых образовавшихся скоплений звезд. Очень большие области звездообразования, известные как суперзвездные скопления , такие как Вестерлунд 1 в Млечном Пути , могут быть предшественниками шаровых скоплений. [28]

Состав [ править ]

Звезды Джорговского 1 содержат водород и гелий, но не более того. С астрономической точки зрения их называют «бедными металлами». [29]

Шаровые скопления , как правило , состоит из сотен тысяч низкого металла , старых звезд. Тип звезд , обнаруженных в шаровом скоплении аналогичны тем , которые в выпуклость в виде спиральной галактики , но ограничивается объемом всего лишь несколько миллионов кубических парсеков . Они не содержат газа и пыли, и предполагается, что весь этот газ и пыль давно превратились в звезды или унесены из скопления во время начальной вспышки звездообразования.

Шаровые скопления могут содержать большое количество звезд; в среднем около 0,4 звезды на кубический парсек , увеличиваясь до 100 или 1000 звезд на кубический парсек в ядре скопления. [30] Типичное расстояние между звездами в шаровом скоплении составляет около 1 светового года, [31] но в его ядре расстояние сопоставимо с размером Солнечной системы (в 100–1000 раз ближе, чем звезды около Солнечной системы). . [32]

Шаровые скопления не считаются благоприятным местом для выживания планетных систем. Планетарные орбиты динамически нестабильны в ядрах плотных скоплений из-за возмущений проходящих мимо звезд. Планета, вращающаяся на орбите в 1  астрономической единице вокруг звезды, которая находится в ядре плотного скопления, такого как 47 Тукана, проживет только порядка 10 8  лет. [33] Существует планетная система, вращающаяся вокруг пульсара ( PSR B1620-26 ), которая принадлежит шаровому скоплению M 4 , но эти планеты, вероятно, образовались после события, которое создало пульсар. [34]

Некоторые шаровые скопления, как Омега Центавра в Млечном Пути и G 1 в М31 , чрезвычайно массивная, с несколько миллионов солнечных масс ( M ☉ ) и кратных звездных популяций. И то, и другое можно рассматривать как свидетельство того, что сверхмассивные шаровые скопления на самом деле являются ядрами карликовых галактик , которые поглощаются более крупными галактиками. [35] Около четверти населения шарового скопления в Млечном Пути могло быть аккрецировано вместе с их карликовой галактикой. [36]

Несколько шаровых скопления (как M 15 ) имеют чрезвычайно массивные ядра , которые могут укрывают черные дыры , [37] , хотя моделирования показывают , что менее массивная черная дыра или центральная концентрация нейтронных звезд или массивных белых карликов объясняют наблюдения одинаково хорошо.

Металлический контент [ править ]

Мессье 53 содержит необычное количество звезд типа «синие отставшие». [38]

Шаровые скопления обычно состоят из звезд населения II , которые имеют низкую долю других элементов, кроме водорода и гелия, по сравнению со звездами населения I, такими как Солнце . Астрономы называют эти более тяжелые элементы металлами, а пропорции этих элементов - металличностью . Эти элементы производятся звездным нуклеосинтезом, а затем перерабатываются в межзвездную среду , где попадают в следующее поколение звезд. Следовательно, доля металлов может указывать на возраст звезды, при этом более старые звезды обычно имеют более низкую металличность. [39]

Голландский астроном Питер Устерхофф заметил , что , как представляется, две популяции шаровых скоплений, которые стали известны как Oosterhoff групп . Вторая группа имеет несколько более длинный период переменных звезд типа RR Лиры . [40] Обе группы имеют слабые линии металлических элементов . Но линии у звезд скопления Остерхоффа типа I (Oo I) не такие слабые, как у звезд типа II (Oo II). [40] Следовательно, тип I называют «богатым металлом» (например, Terzan 7 [41] ), а тип II - «бедным металлом» (например, ESO 280-SC06 [42] ).

Эти две популяции наблюдались во многих галактиках, особенно в массивных эллиптических галактиках . Обе группы почти так же стары, как сама Вселенная, и имеют схожий возраст, но различаются по содержанию металлов. Было предложено множество сценариев для объяснения этих субпопуляций, включая бурные слияния богатых газом галактик, аккрецию карликовых галактик и множественные фазы звездообразования в одной галактике. В Млечном Пути бедные металлами скопления связаны с гало, а богатые металлами скопления - с выпуклостью. [43]

В Млечном Пути было обнаружено, что подавляющее большинство скоплений с низкой металличностью выровнены по плоскости во внешней части гало галактики. Этот результат свидетельствует в пользу точки зрения, согласно которой скопления типа II в галактике были захвачены из галактики-спутника, а не являются старейшими членами системы шаровых скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Тогда разница между двумя типами скоплений будет объяснена временной задержкой между тем, когда две галактики сформировали свои системы скоплений. [44]

Экзотические компоненты [ править ]

Шаровые скопления имеют очень высокую звездную плотность, поэтому тесные взаимодействия и близкие столкновения звезд происходят относительно часто. Из-за этих случайных встреч некоторые экзотические классы звезд, такие как голубые отставшие , миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные системы , гораздо чаще встречаются в шаровых скоплениях. Считается, что «синий отставший» образовался в результате слияния двух звезд, возможно, в результате столкновения с двойной системой. [45] Полученная звезда имеет более высокую температуру, чем сопоставимые звезды в скоплении с такой же светимостью, и, таким образом, отличается от звезд главной последовательности, сформированных в начале скопления. [46]

Шаровое скопление M 15 может иметь в своем ядре черную дыру промежуточной массы . Изображение НАСА .

Астрономы искали черные дыры в шаровых скоплениях с 1970-х годов. Однако требования к разрешающей способности для этой задачи весьма высоки, и только с помощью космического телескопа Хаббла были сделаны первые подтвержденные открытия. В независимых программах, 4000  М ☉ промежуточной масса черная дыра была предложено существовать на основе HST наблюдений в шаровом скоплении М 15 и 20000  M ☉ черной дыры в Мейоле II кластера в Андромеде . [47] Оба рентген и радиоЭмиссия Mayall II, похоже, соответствует черной дыре промежуточной массы. [48]

Это первые обнаруженные черные дыры, которые занимали промежуточное положение по массе между обычной черной дырой звездной массы и сверхмассивными черными дырами, обнаруженными в ядрах галактик. Масса этих черных дыр промежуточной массы пропорциональна массе скоплений, следуя схеме, ранее обнаруженной между сверхмассивными черными дырами и окружающими их галактиками.

Утверждения о черных дырах промежуточной массы были встречены с некоторым скептицизмом. Ожидается, что самые тяжелые объекты в шаровых скоплениях будут перемещаться к центру скопления из-за массовой сегрегации . Как указано в двух статьях Хольгера Баумгардта и соавторов, отношение массы к свету должно резко возрастать к центру скопления, даже без черной дыры, как в M15 [49], так и в Mayall II. [50]

Диаграмма цвет-величина [ править ]

Мессье 5 - это шаровое скопление, состоящее из сотен тысяч звезд, связанных вместе их коллективной гравитацией. [51]

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма) представляет собой график большой выборки звезд , которая строит свою визуальную абсолютную величину против их показателя цвета . Цветовой индекс B − V - это разница между величиной звезды в синем свете, или B, и величиной в видимом свете (зелено-желтый), или V. Большие положительные значения указывают на красную звезду с холодной поверхностью. температура , а отрицательные значения означают голубую звезду с более горячей поверхностью.

Когда звезды около Солнца нанесены на диаграмму HR, она отображает распределение звезд различной массы, возраста и состава. Многие звезды лежат относительно близко к наклонной кривой с возрастающей абсолютной величиной по мере того, как звезды становятся более горячими, и известны как звезды главной последовательности . Однако диаграмма также обычно включает звезды, которые находятся на более поздних стадиях своей эволюции и отклонились от этой кривой главной последовательности.

Поскольку все звезды шарового скопления находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, их абсолютные величины отличаются от их визуальной величины примерно на одинаковую величину. Звезды главной последовательности в шаровом скоплении упадут по линии, которая, как считается, будет сопоставима с подобными звездами в окрестностях Солнца. Правильность этого предположения подтверждается сопоставимыми результатами, полученными при сравнении звездных величин ближайших короткопериодических переменных, таких как звезды типа RR Лиры и переменные цефеиды , с величинами в скоплении. [52]

Сопоставив эти кривые на диаграмме HR, можно также определить абсолютную звездную величину звезд главной последовательности в скоплении. Это, в свою очередь, дает оценку расстояния до скопления на основе визуальной величины звезд. Разница между относительной и абсолютной величиной, модулем расстояния , дает эту оценку расстояния. [53]

Когда звезды определенного шарового скопления нанесены на диаграмму HR, во многих случаях почти все звезды попадают на относительно четко очерченную кривую. Это отличается от диаграммы ЧСС звезд около Солнца, которая объединяет звезды разного возраста и происхождения. Форма кривой для шарового скопления характерна для группировки звезд, образовавшихся примерно в одно время и из одних и тех же материалов, различающихся только начальной массой. Поскольку положение каждой звезды на диаграмме HR меняется с возрастом, форму кривой для шарового скопления можно использовать для измерения общего возраста звездного населения. [54]

Однако вышеупомянутый исторический процесс определения возраста и расстояния до шаровых скоплений не так надежен, как предполагалось на первый взгляд, поскольку на морфологию и светимость звезд шаровых скоплений на диаграммах цвет-величина влияют многочисленные параметры, многие из которых все еще остаются в силе. активно исследуются. Некоторые скопления даже отображают популяции, которые отсутствуют в других шаровых скоплениях (например, звезды с синими крючками), или имеют несколько популяций. Историческая парадигма, согласно которой все шаровые скопления состоят из звезд, рожденных в одно и то же время или имеющих одно и то же химическое содержание, также была опровергнута (например, NGC 2808). [55] Кроме того, морфология звезд скопления на диаграмме цвет-величина, включая яркость индикаторов расстояния, таких какНа члены переменных RR Lyrae могут влиять ошибки наблюдений. Один из таких эффектов называется смешением, и он возникает из-за того, что ядра шаровых скоплений настолько плотны, что при наблюдениях с низким разрешением несколько (неразрешенных) звезд могут отображаться как одна цель. Таким образом, яркость, измеренная для этой, казалось бы, единственной звезды (например, переменная RR Лиры), ошибочно слишком яркая, учитывая, что эти неразрешенные звезды способствовали определению яркости. [56] [57] Следовательно, вычисленное расстояние неверно, и, что более важно, некоторые исследователи утверждали, что эффект смешения может внести систематическую неопределенность в шкалу космических расстояний и может смещать оценочный возраст Вселенной и постоянную Хаббла. .

Диаграмма цвет-величина шарового скопления M3 . Обратите внимание на характерное «колено» на кривой при величине 19, где звезды начинают вступать в гигантскую стадию своего эволюционного пути.

Самые массивные звезды главной последовательности также будут иметь наивысшую абсолютную звездную величину, и они первыми превратятся в гигантскую звездную стадию. По мере старения скопления звезды с последовательно меньшей массой также войдут в стадию гигантских звезд . Таким образом, возраст одного скопления населения может быть измерен путем поиска звезд, которые только начинают входить в стадию гигантских звезд. Это образует «колено» на диаграмме ЧСС, изгибающееся вправо вверх от линии главной последовательности. Абсолютная звездная величина на этом изгибе напрямую зависит от возраста шарового скопления, поэтому шкалу возраста можно нанести на ось, параллельную звездной величине.

Кроме того, шаровые скопления можно датировать, глядя на температуру самых холодных белых карликов. Типичные результаты для шаровых скоплений заключаются в том, что им может быть 12,7 миллиарда лет. [58] В этом отличие от рассеянных скоплений, которым всего несколько десятков миллионов лет.

Возраст шаровых скоплений ограничивает возрастную границу всей Вселенной. Этот нижний предел был серьезным ограничением в космологии . Исторически сложилось так, что астрономы сталкивались с оценками возраста шаровых скоплений, которые казались старше, чем допускали космологические модели. Однако более точные измерения космологических параметров с помощью обзоров дальнего космоса и спутников, таких как космический телескоп Хаббла, по-видимому [ необходимы разъяснения ], чтобы решить эту проблему. [59]

Эволюционные исследования шаровых скоплений также могут быть использованы для определения изменений, связанных с исходным составом газа и пыли, которые сформировали скопление. То есть эволюционные треки меняются с изменением содержания тяжелых элементов. Данные, полученные в результате исследований шаровых скоплений, затем используются для изучения эволюции Млечного Пути в целом. [60]

В шаровых скоплениях наблюдаются несколько звезд, известных как голубые отставшие , по-видимому, продолжающие главную последовательность в направлении более ярких и голубых звезд. Происхождение этих звезд до сих пор неясно, но большинство моделей предполагают, что эти звезды являются результатом переноса массы в нескольких звездных системах. [45]

Морфология [ править ]

NGC 411 классифицируется как открытое скопление. [61]

В отличие от рассеянных скоплений, большинство шаровых скоплений остаются гравитационно связанными в течение периодов времени, сопоставимых с продолжительностью жизни большинства их звезд. Однако возможным исключением является случай, когда сильные приливные взаимодействия с другими большими массами приводят к рассеянию звезд.

После образования звезды в шаровом скоплении начинают гравитационно взаимодействовать друг с другом. В результате векторы скорости звезд неуклонно изменяются, и звезды теряют всю историю своей исходной скорости. Характерным интервалом для этого является время релаксации . Это связано с характерной продолжительностью времени, которое требуется звезде для пересечения скопления, а также с количеством звездных масс в системе. [62] Значение времени релаксации варьируется от кластера, но среднее значение порядка 10 9 лет.

Эллиптичность шаровых скоплений
ГалактикаЭллиптичность [63]
Млечный Путь0,07 ± 0,04
LMC0,16 ± 0,05
SMC0,19 ± 0,06
M310,09 ± 0,04

Хотя шаровые скопления обычно имеют сферическую форму, эллиптичность может возникать из-за приливных взаимодействий. Скопления в Млечном Пути и Галактике Андромеды обычно имеют форму сплющенных сфероидов , тогда как скопления в Большом Магеллановом Облаке имеют более эллиптическую форму. [64]

Радиусы [ править ]

Астрономы характеризуют морфологию шарового скопления с помощью стандартных радиусов. Это радиус ядра ( r c ), радиус полусвета ( r h ) и приливный (или якобиевский) радиус ( r t ). Общая светимость скопления неуклонно уменьшается с расстоянием от ядра, а радиус ядра - это расстояние, на котором видимая светимость поверхности упала вдвое. [65] Сравнимая величина - это радиус полусвета или расстояние от ядра, в пределах которого получается половина полной светимости скопления. Обычно это больше, чем радиус сердцевины.

Радиус полусвета включает звезды во внешней части скопления, которые расположены вдоль луча зрения, поэтому теоретики также будут использовать радиус полумассы ( r m ) - радиус от ядра, который содержит половину общей массы. кластера. Когда радиус полумассы кластера мал по сравнению с общим размером, он имеет плотное ядро. Примером этого является Мессье 3 (M3), который имеет общий видимый размер около 18 угловых минут , но радиус полумассы всего 1,12 угловых минут. [66]

Почти все шаровые скопления имеют радиус полусвета менее 10 пк , хотя есть хорошо известные шаровые скопления с очень большими радиусами (например, NGC 2419 (R h = 18 пк) и Palomar 14 (R h = 25 пк)). . [67]

Наконец, приливный радиус или сфера Хилла - это расстояние от центра шарового скопления, на котором внешняя гравитация галактики имеет большее влияние на звезды в скоплении, чем само скопление. Это расстояние, на котором отдельные звезды, принадлежащие скоплению, могут быть отделены галактикой. Приливный радиус M3 составляет около 40 угловых минут [68] или около 113 пк [69] на расстоянии 10,4 кпк.

Массовая сегрегация, светимость и коллапс ядра [ править ]

При измерении кривой светимости данного шарового скопления как функции расстояния от ядра, большинство скоплений в Млечном Пути постоянно увеличивают яркость по мере уменьшения этого расстояния, вплоть до определенного расстояния от ядра, после чего светимость выравнивается. Обычно это расстояние составляет 1-2 парсека от ядра. Однако около 20% шаровых скоплений подверглись процессу, называемому «коллапсом ядра». В кластере этого типа светимость продолжает неуклонно увеличиваться вплоть до центральной области. [70] Примеры шаровых скоплений со сжатым ядром включают M15 и M30 .

47 Туканы - второе по яркости шаровое скопление в Млечном Пути после Омеги Центавра .

Считается, что коллапс ядра происходит, когда более массивные звезды в шаровом скоплении сталкиваются со своими менее массивными спутниками. Со временем динамические процессы заставляют отдельные звезды мигрировать из центра скопления наружу. Это приводит к чистой потере кинетической энергии из области ядра, в результате чего оставшиеся звезды, сгруппированные в области ядра, занимают более компактный объем. При возникновении этой gravothermal нестабильности, центральная область скопления становится густо толпилась со звездами и яркость поверхности кластера образует степенной излом. [71] (Обратите внимание, что коллапс ядра - не единственный механизм, который может вызвать такое распределение светимости; массивная черная дырав ядре может также привести к куспиду светимости.) [72] В течение длительного периода времени это приводит к концентрации массивных звезд около ядра, явление, называемое массовым сегрегацией .

Эффект динамического нагрева двойных звездных систем предотвращает начальный коллапс ядра скопления. Когда звезда проходит рядом с двойной системой, орбита последней имеет тенденцию сокращаться, высвобождая энергию. Только после того, как первичный запас двойных систем исчерпывается из-за взаимодействий, может продолжаться более глубокий коллапс ядра. [73] [74] Напротив, эффект приливных толчков, когда шаровое скопление многократно проходит через плоскость спиральной галактики, имеет тенденцию значительно ускорять коллапс ядра. [75]

Различные стадии коллапса ядра можно разделить на три фазы. Во время юности шарового скопления процесс коллапса ядра начинается со звезд около ядра. Однако взаимодействие между двойными звездными системами предотвращает дальнейший коллапс по мере приближения скопления к среднему возрасту. Наконец, центральные двойные системы либо разрушаются, либо выбрасываются, что приводит к более плотной концентрации в ядре.

Взаимодействие звезд в области коллапсирующего ядра приводит к образованию плотных двойных систем. По мере того как другие звезды взаимодействуют с этими жесткими двойными системами, они увеличивают энергию в ядре, что приводит к повторному расширению скопления. Поскольку среднее время коллапса ядра обычно меньше возраста галактики, многие шаровые скопления галактики, возможно, прошли стадию коллапса ядра, а затем снова расширились. [76]

Шаровое скопление NGC 1854 находится в Большом Магеллановом Облаке . [77]

Космический телескоп Хаббла был использован для получения убедительных наблюдательных свидетельств этого процесса сортировки звездной массы в шаровых скоплениях. Более тяжелые звезды замедляются и скапливаются в центре скопления, в то время как более легкие звезды набирают скорость и, как правило, проводят больше времени на периферии скопления. Шаровое звездное скопление 47 Тукана , которое состоит из примерно 1 миллиона звезд, является одним из самых плотных шаровых скоплений в Южном полушарии. Это скопление подверглось интенсивному фотографическому обследованию, которое позволило астрономам отследить движение его звезд. Точные скорости были получены для почти 15 000 звезд в этом скоплении. [78]

Исследование 13 шаровых скоплений в Млечном Пути, проведенное Джоном Фрего в 2008 году, показало, что три из них имеют необычно большое количество источников рентгеновского излучения или двойных рентгеновских звезд, что позволяет предположить, что скопления имеют средний возраст. Ранее эти шаровые скопления классифицировались как находящиеся в преклонном возрасте, потому что в их центрах была очень плотная концентрация звезд - еще один критерий возраста, используемый астрономами. Подразумевается, что большинство шаровых скоплений, включая десять других, изученных Фрего, не относятся к среднему возрасту, как считалось ранее, а фактически находятся в «подростковом возрасте». [79]

Общая светимость шаровых скоплений в Млечном Пути и Галактике Андромеды может быть смоделирована с помощью гауссовой кривой . Этот гауссиан может быть представлен с помощью средней величины M v и дисперсии σ 2 . Это распределение светимости шарового скопления называется функцией светимости шарового скопления (GCLF). (Для Млечного Пути M v = -7,20 ± 0,13 , σ = 1,1 ± 0,1 звездной величины.) [80] GCLF также использовался в качестве « стандартной свечи».«для измерения расстояния до других галактик, исходя из предположения, что шаровые скопления в удаленных галактиках следуют тем же принципам, что и в Млечном Пути.

Моделирование N-тела [ править ]

Основная статья: моделирование N-тела

Вычисление взаимодействий между звездами внутри шарового скопления требует решения того, что называется проблемой N тел . То есть каждая из звезд в скоплении постоянно взаимодействует с другими N −1 звездой, где N - общее количество звезд в скоплении. Наивные вычислительные «затраты» ЦП для динамического моделирования возрастают пропорционально N 2 (каждый из N объектов должен взаимодействовать попарно с каждым из других N объектов), поэтому потенциальные вычислительные требования для точного моделирования такого кластера могут быть огромными. [81]Эффективный метод математического моделирования динамики N тел шарового скопления осуществляется путем разделения на малые объемы и диапазоны скоростей, а также использования вероятностей для описания местоположения звезд. Затем движения описываются с помощью формулы, называемой уравнением Фоккера – Планка . Это можно решить с помощью упрощенной формы уравнения или путем моделирования Монте-Карло и использования случайных значений. Однако моделирование становится более сложным, когда также необходимо учитывать эффекты двойных систем и взаимодействие с внешними силами гравитации (например, из галактики Млечный Путь). [82]

Результаты моделирования N-тел показали, что звезды могут следовать необычным путем через скопление, часто образуя петли и часто падая более прямо к ядру, чем одиночная звезда, вращающаяся вокруг центральной массы. Кроме того, из-за взаимодействия с другими звездами, которое приводит к увеличению скорости, некоторые звезды получают достаточно энергии, чтобы покинуть скопление. Через длительные периоды времени это приведет к рассеянию кластера, что называется испарением. [83] Типичный временной масштаб для испарения шарового скопления составляет 10 10 лет. [62] В 2010 году стало возможным напрямую вычислять, звезда за звездой, моделирование N-тел шарового скопления на протяжении его жизни. [84]

Двойные звезды составляют значительную часть от общего населения звездных систем, причем до половины всех звезд находятся в двойных системах. Численное моделирование шаровых скоплений продемонстрировало, что двойные системы могут препятствовать и даже обращать вспять процесс коллапса ядра в шаровых скоплениях. Когда звезда в скоплении имеет гравитационное столкновение с двойной системой, возможный результат состоит в том, что двойная система становится более тесно связанной, и к уединенной звезде добавляется кинетическая энергия. Когда массивные звезды в скоплении ускоряются этим процессом, это уменьшает сжатие в ядре и ограничивает коллапс ядра. [46]

Конечная судьба шарового скопления должна заключаться либо в аккреции звезд в его ядре, вызывая его постоянное сжатие [85], либо в постепенном выпадении звезд из его внешних слоев. [86]

Промежуточные формы [ править ]

Мессье 10 находится примерно в 15 000 световых лет от Земли, в созвездии Змееносца . [87]

Различие между типами кластеров не всегда четко выражено, и были обнаружены объекты, стирающие границы между категориями. Например, BH 176 в южной части Млечного Пути обладает свойствами как открытого, так и шарового скопления. [88]

В 2005 году астрономы обнаружили в Галактике Андромеды совершенно новый тип звездных скоплений, которые во многих отношениях очень похожи на шаровые скопления. Недавно обнаруженные скопления содержат сотни тысяч звезд, такое же количество, как и в шаровых скоплениях. Скопления имеют общие характеристики с шаровыми скоплениями, такие как звездное население и металличность. От шаровых скоплений их отличает то, что они намного больше - несколько сотен световых лет в поперечнике - и в сотни раз менее плотны. Поэтому расстояния между звездами намного больше в пределах недавно обнаруженных протяженных скоплений. Параметрически эти скопления лежат где-то между шаровым скоплением и карликовой сфероидальной галактикой . [89]

Как образуются эти скопления, пока неизвестно, но их образование вполне может быть связано с образованием шаровых скоплений. Почему у M31 такие скопления, а у Млечного Пути нет, пока не известно. Также неизвестно, содержит ли какая-либо другая галактика такие типы скоплений, но очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с протяженными скоплениями. [89]

Приливные столкновения [ править ]

Когда шаровое скопление близко сталкивается с большой массой, такой как центральная область галактики, оно подвергается приливному взаимодействию. Разница в силе притяжения между частью скопления, ближайшей к массе, и притяжением самой дальней части скопления приводит к приливной силе . «Приливная волна» возникает всякий раз, когда орбита скопления проходит через плоскость галактики.

В результате приливного толчка потоки звезд могут быть оторваны от гало скопления, оставив только ядро ​​скопления. Эти эффекты приливного взаимодействия создают хвосты звезд, которые могут простираться на несколько градусов дуги от скопления. [90] Эти хвосты обычно предшествуют скоплению и следуют за ним по его орбите. Хвосты могут накапливать значительную часть исходной массы кластера и могут образовывать комковидные элементы. [91]

Шаровое скопление Palomar 5 , например, находится вблизи апогалактической точки своей орбиты после прохождения через Млечный Путь. Звездные потоки тянутся наружу к передней и задней части орбитального пути этого скопления, простираясь на расстояния в 13 000 световых лет. [92] Приливные взаимодействия лишили большую часть массы Паломара 5, и ожидается, что дальнейшие взаимодействия по мере прохождения через ядро ​​галактики превратят его в длинный поток звезд, вращающихся вокруг гало Млечного Пути.

Приливные взаимодействия добавляют кинетическую энергию в шаровое скопление, резко увеличивая скорость испарения и уменьшая размер скопления. [62] Приливная ударная волна не только отделяет внешние звезды от шарового скопления, но и усиленное испарение ускоряет процесс коллапса ядра. Тот же физический механизм может работать в карликовых сфероидальных галактиках, таких как Карлик Стрельца, который, по-видимому, подвергается приливным нарушениям из-за своей близости к Млечному Пути.

Орбиты [ править ]

Есть много шаровых скоплений с ретроградной орбитой вокруг Галактики Млечный Путь. [93] В 2014 году около Мессье 87 было обнаружено сверхскоростное шаровое скопление со скоростью, превышающей космическую скорость M87. [94]

Планеты [ править ]

Астрономы ищут экзопланеты звезд в шаровых звездных скоплениях. [95]

В 2000 году были объявлены результаты поиска планет-гигантов в шаровом скоплении 47 Тукана . Отсутствие каких-либо успешных открытий предполагает, что количество элементов (кроме водорода или гелия), необходимых для построения этих планет, может быть не менее 40% от количества на Солнце. Планеты земной группы состоят из более тяжелых элементов, таких как кремний, железо и магний. Очень низкое содержание этих элементов в шаровых скоплениях означает, что звезды-члены имеют гораздо меньшую вероятность размещения планет с массой Земли по сравнению со звездами, расположенными по соседству с Солнцем. Следовательно, область гало галактики Млечный Путь, включая члены шарового скопления, вряд ли будет содержать обитаемые планеты земной группы .[96]

Несмотря на меньшую вероятность образования гигантских планет, именно такой объект был обнаружен в шаровом скоплении Мессье 4 . Эта планета была обнаружена на орбите пульсара в двойной звездной системе PSR B1620-26 . Эксцентрика и высоко наклонена орбита планеты предположить , что он может быть сформирована вокруг другой звезды в кластере, то было позже «обмен» в его текущее расположение. [97] Вероятность близких столкновений между звездами в шаровом скоплении может нарушить планетные системы, некоторые из которых вырвутся на свободу и станут планетами-изгоями . Даже близкие по орбите планеты могут быть нарушены, что потенциально может привести корбитальный распад и увеличение эксцентриситета орбиты и приливных эффектов. [98]

См. Также [ править ]

  • Шкала внегалактических расстояний
  • Оценщик массы Леонарда-Мерритта
  • Список шаровых скоплений
  • Модель Plummer
  • Политроп
  • Супер звездное скопление

Сноски [ править ]

  1. ^ M перед номером относится к каталогу Шарля Мессье,то время как NGC происходит от нового Общего каталога по Джон Дрейер .
  2. ^ Ошибка Харлоу Шепли усугублялась межзвездной пылью в Млечном Пути, которая поглощает и уменьшает количество света от далеких объектов, таких как шаровые скопления, которые достигают Земли, таким образом заставляя их казаться более далекими, чем они есть.
  3. ^ Класс концентрации иногда указывается арабскими цифрами (классы 1–12), а не римскими цифрами .

Ссылки [ править ]

  1. ^ Команда "Наследие Хаббла" (1999-07-01). «Хаббл изображает рой древних звезд» . Служба новостей HubbleSite . Научный институт космического телескопа . Проверено 26 мая 2006 .
  2. ^ Харрис, Уильям Э. (февраль 2003 г.). «КАТАЛОГ ПАРАМЕТРОВ ГЛОБУЛЬНЫХ КЛАСТЕРОВ MILKY WAY: БАЗА ДАННЫХ» . Проверено 23 декабря 2009 .
  3. ^ Фроммерт, Хартмут (август 2007 г.). "Шаровые скопления Млечного Пути" . САСЫ . Проверено 26 февраля 2008 .
  4. ^ а б Эшман, Кейт М .; Цепф, Стивен Э. (1992). «Формирование шаровых скоплений в сливающихся и взаимодействующих галактиках». Астрофизический журнал, часть 1 . 384 : 50–61. Bibcode : 1992ApJ ... 384 ... 50A . DOI : 10.1086 / 170850 .
  5. ^ Barmby, P .; Хухра, JP (2001). "Шаровые скопления M31 в архиве космического телескопа Хаббл. I. Обнаружение скоплений и полнота". Астрономический журнал . 122 (5): 2458–2468. arXiv : astro-ph / 0107401 . Bibcode : 2001AJ .... 122.2458B . DOI : 10.1086 / 323457 . S2CID 117895577 . 
  6. ^ Маклафлин, Дин Э .; Харрис, Уильям Э .; Хейнс, Дэвид А. (1994). «Пространственная структура системы шарового скопления M87». Астрофизический журнал . 422 (2): 486–507. Bibcode : 1994ApJ ... 422..486M . DOI : 10.1086 / 173744 .
  7. ^ Харрис, Уильям Э. (1991). «Системы шаровых скоплений в галактиках за пределами Местной группы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 29 (1): 543–579. Bibcode : 1991ARA & A..29..543H . DOI : 10.1146 / annurev.aa.29.090191.002551 .
  8. ^ Динеску, Д.И.; Маевский, SR; Girard, TM; Кадуорт, KM (2000). «Абсолютное правильное движение Паломара 12: аргумент в пользу приливного захвата из карликовой сфероидальной галактики Стрельца». Астрономический журнал . 120 (4): 1892–1905. arXiv : astro-ph / 0006314 . Bibcode : 2000AJ .... 120.1892D . DOI : 10.1086 / 301552 . S2CID 118898193 . 
  9. ^ Лотц, Дженнифер М .; Миллер, Брайан В .; Фергюсон, Генри С. (сентябрь 2004 г.). "Цвета систем шаровых скоплений карликовых эллиптических галактик, ядер и звездных гало". Астрофизический журнал . 613 (1): 262–278. arXiv : astro-ph / 0406002 . Bibcode : 2004ApJ ... 613..262L . DOI : 10.1086 / 422871 . S2CID 10800774 . 
  10. ^ См .:
    • Линн, WT (апрель 1886 г.). «Открытие звездного скопления 22 Мессье в Стрельце» . Обсерватория . 9 : 163–164. Bibcode : 1886Obs ..... 9..163L .
    • Шульц, Герман (1866). "Historische Notizen über Nebelflecke" [Исторические заметки о туманностях]. Astronomische Nachrichten (на немецком языке). 67 : 1–6. DOI : 10.1002 / asna.18660670102 . (Примечание: пронумерованы столбцы, а не страницы этого журнала. Ихле упоминается в столбцах 1 и 3.)
    • Галлей, Эдмонд (1716). «Отчет о нескольких туманностях или прозрачных пятнах, похожих на облака, недавно обнаруженных с помощью телескопа среди неподвижных звезд» . Философские труды Лондонского королевского общества . 29 (347): 390–392. DOI : 10,1098 / rstl.1714.0046 .На стр. 391 Эдмонд Галлей писал, что Иле открыл M22, когда Сатурн находился рядом с его афелием.
    • Кирх, Готфрид (1682). Ephemeridum Motuum Coelestium ad Annum Æræ Christianæ MDCLXXXII ... [ Эфемериды движения небес в год христианской эры 1682 ... ] (на латыни). Лейпциг (Lipsiæ), (Германия): Hæredes Lanckisianos (Наследники Фридриха Ланкиша). п. 48.Доступно по адресу: "Ephemeridum Motuum Coelestium ..." Мартин-Лютер-Университет Галле-Виттенберг, Университеты и Ландесбиблиотека Саксония-Анхальт (Университет Мартина Лютера, Галле-Виттенберг, Университет и государственная библиотека Саксонии-Анхальт, Германия). С п. 47: «Приложение. Aliquarum Observationum Astronicarum ...» (Приложение. О некоторых астрономических наблюдениях ...) Из стр. 48: "III. Stella nebulosa propè pedem borealem Ganymedis observata, ... Sed vere nebulosæ tres ab Astrophilis animadversæ sunt: ​​... & tertia in Sagittario, quam Dn. Joh. Abrah. Ihle Anno 1665 deprehendit; postea tamen Experti sumus eam" Dn. Joh Heveliô dudum fuisse annotatam ". (III. Звездная туманность, наблюдаемая у северного подножия Ганимеда [т.е. Водолея] ... Но на самом деле астрономы отметили три туманности: ... и третья туманность в Стрельце, которую г-н Иоганн Абрахам Иле открыл в 1665 году; однако , впоследствии мы узнали, что эта [туманность] была ранее отмечена г-ном Иоганнесом Гевелиусом.)
  11. ↑ Sharp, NA "M 22, NGC 6656" . Программа REU / NOAO / AURA / NSF . Проверено 16 августа 2006 года .
  12. ^ Мессье (1771). "Каталог Nébuleuses & des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizon de Paris; Observées à l'Observatoire de la Marine, avec different instruments" [Каталог туманностей и звездных скоплений, тот обнаруживает среди неподвижных звезд на горизонте Парижа; наблюдался в Военно-морской обсерватории с помощью различных инструментов]. Histoire de l'Académie royale des Sciences ... Avec les Mémoires de Mathématique & de Physique, pour la même Année, ... [История Королевской академии наук ... с математическими и физическими мемуарами, за тот же год , ...] (на французском языке): 435–461. С п. 437: "Le 8 Mai 1764, j'ai découvert une nébuleuse ... de 25 d 55 ′ 40 ″ méridionale." (8 мая 1764 года я обнаружил туманность около Антареса и на его параллели; это [источник] света, который имеет небольшую протяженность, тусклый и который трудно увидеть; чтобы увидеть его в хороший телескоп , в нем видны очень маленькие звезды. Его прямое восхождение было определено равным 242 ° 16 ′ 56 ″, а склонение - 25 ° 55 ′ 40 ″ южной широты.)
  13. ^ Бойд, Ричард Н. (2008). Введение в ядерную астрофизику . Издательство Чикагского университета. п. 376. ISBN. 978-0-226-06971-5.
  14. ^ Гершель, Уильям (1789). «Каталог второй тысячи новых туманностей и скоплений звезд с несколькими вводными замечаниями о строении неба» . Философские труды Лондонского королевского общества . 79 : 212–255. Bibcode : 1789RSPT ... 79..212H . DOI : 10,1098 / rstl.1789.0021 .С п. 218: Обсуждая формы звездных скоплений, Гершель писал: «И, таким образом, из вышеупомянутых явлений мы узнаем, что есть шаровые скопления звезд почти равного размера, которые равномерно разбросаны на равных расстояниях от середины. но с возрастающим [sic] накоплением к центру ».
  15. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина. «Шаровые звездные скопления» . Каталог Мессье . САСЫ. Архивировано из оригинала на 30 апреля 2015 года . Дата обращения 19 июня 2015 .
  16. ^ Эшман, Кейт М .; Цепф, Стивен Э. (1998). Системы шаровых скоплений . Кембриджская серия по астрофизике. 30 . Издательство Кембриджского университета. п. 2. ISBN 0-521-55057-2.
  17. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Шаровые скопления и структура галактической системы» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 30 (173): 42–54. Bibcode : 1918PASP ... 30 ... 42S . DOI : 10.1086 / 122686 .
  18. ^ Хогг, Хелен Батлс Сойер (1965). "Харлоу Шепли и шаровидные скопления" . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 77 (458): 336–346. Bibcode : 1965PASP ... 77..336S . DOI : 10,1086 / 128229 .
  19. ^ "Очень Большой телескоп обнаруживает новый вид шарового звездного скопления" . Астрономия . 13 мая 2015 . Дата обращения 14 мая 2015 .
  20. ^ Пиотто, G .; и другие. (Май 2007 г.). «Тройная главная последовательность в шаровом скоплении NGC 2808». Астрофизический журнал . 661 (1): L53 – L56. arXiv : astro-ph / 0703767 . Bibcode : 2007ApJ ... 661L..53P . DOI : 10.1086 / 518503 . S2CID 119376556 . 
  21. ^ Чабойер, Б. Возраст шарового скопления . Астрофизические возрасты и временные масштабы, Серия конференций ASP . 245 . С. 162–172. Bibcode : 2001ASPC..245..162C .
  22. ^ Piotto, Джампаоло (июнь 2009). Наблюдения за множеством популяций в звездных скоплениях . Возрасты звезд, Труды Международного Астрономического Союза, Симпозиум МАС . 258 . С. 233–244. arXiv : 0902.1422 . Bibcode : 2009IAUS..258..233P . DOI : 10.1017 / S1743921309031883 .
  23. ^ Weaver, D .; Villard, R .; Кристенсен, LL; Piotto, G .; Бедин, Л. (2007-05-02). «Хаббл обнаружил множественные звездные« взрывы младенца »в шаровом скоплении» . Служба новостей Хаббла . Проверено 1 мая 2007 .
  24. ^ Amaro-Seoane, P .; Konstantinidis, S .; Brem, P .; Кателан, М. (2013). «Слияния мультиметаллических шаровых скоплений: роль динамики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 435 (1): 809–821. arXiv : 1108,5173 . Bibcode : 2013MNRAS.435..809A . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt1351 . S2CID 54177579 . 
  25. ^ «Это звездное скопление не то, чем кажется» . www.eso.org . Европейская южная обсерватория . Проверено 12 сентября 2014 года .
  26. ^ Elmegreen, BG; Ефремов Ю.Н. (1999). «Универсальный механизм образования открытых и шаровых скоплений в турбулентном газе» . Астрофизический журнал . 480 (2): 235–245. Bibcode : 1997ApJ ... 480..235E . DOI : 10.1086 / 303966 .
  27. ^ Burkert, Андреас; Тремейн, Скотт (1 апреля 2010 г.). «Корреляция между центральными сверхмассивными черными дырами и системами шаровых скоплений галактик ранних типов». Астрофизический журнал . 720 (1): 516–521. arXiv : 1004.0137 . Bibcode : 2010ApJ ... 720..516B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 720/1/516 . S2CID 118632899 . Возможное объяснение состоит в том, что и большие массы черных дыр, и большие популяции шаровых скоплений связаны с недавними крупными слияниями. 
  28. ^ «Молодой и экзотический звездный зоопарк: телескопы ESO открывают звездное скопление в Млечном Пути» . ESO. 2005-03-22. Архивировано из оригинала на 2007-04-09 . Проверено 20 марта 2007 .
  29. ^ "Изображение недели ЕКА / Хаббла" . Около сердца Млечного Пути охвачено звездами . Проверено 28 июня 2011 года .
  30. ^ Talpur, Джон (1997). «Путеводитель по шаровым скоплениям» . Кильский университет . Проверено 25 апреля 2007 года .
  31. ^ "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела шарового скопления" . Кафедра физики. Университет Дарема.
  32. ^ "Прах от старших братьев" . ESO. 0107.
  33. ^ Sigurdsson, Steinn (1992). «Планеты в шаровых скоплениях?». Астрофизический журнал . 399 (1): L95 – L97. Bibcode : 1992ApJ ... 399L..95S . DOI : 10.1086 / 186615 .
  34. ^ Arzoumanian, Z .; Джоши, К .; Расио, ФА; Торсетт, С.Е. (1999). «Орбитальные параметры тройной системы PSR B1620-26». Материалы 160-го коллоквиума Международного астрономического союза . 105 : 525. arXiv : astro-ph / 9605141 . Bibcode : 1996ASPC..105..525A .
  35. ^ Бекки, К .; Фриман, KC (декабрь 2003 г.). «Образование ω Центавра из древней зародившейся карликовой галактики в молодом галактическом диске». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 346 (2): L11 – L15. arXiv : astro-ph / 0310348 . Bibcode : 2003MNRAS.346L..11B . DOI : 10.1046 / j.1365-2966.2003.07275.x . S2CID 119466098 . 
  36. ^ Forbes, Дункан А .; Бриджес, Терри (25 января 2010 г.). «Аккреция по сравнению с шаровыми скоплениями Млечного Пути на месте». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 404 (3): 1203. arXiv : 1001.4289 . Bibcode : 2010MNRAS.404.1203F . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16373.x . S2CID 51825384 . 
  37. ↑ van der Marel, Roeland (3 марта 2002 г.). «Черные дыры в шаровых скоплениях» . Научный институт космического телескопа. Архивировано из оригинального 25 мая 2012 года . Проверено 8 июня 2 006 .
  38. ^ «Найди отличия - Хаббл шпионит за другим шаровым скоплением, но с секретом» . Картина недели . ЕКА / Хаббл . Проверено 5 октября 2011 года .
  39. ^ Грин, Саймон Ф .; Джонс, Марк Х .; Бернелл, С. Джоселин (2004). Знакомство с солнцем и звездами . Издательство Кембриджского университета. п. 240. ISBN 0-521-54622-2.
  40. ^ a b van Albada, TS; Бейкер, Норман (1973). "О двух остерхоффских группах шаровых скоплений". Астрофизический журнал . 185 : 477–498. Bibcode : 1973ApJ ... 185..477V . DOI : 10.1086 / 152434 .
  41. ^ Buonanno, R .; Корси, CE; Пулоне, Л. (1995). «ESO 280-SC06». Астрономический журнал . 109 : 663. Bibcode : 1995AJ .... 109..663B . DOI : 10.1086 / 117309 .
  42. ^ "ESO 280-SC06" . Шаровое скопление ESO 280-S C06, в Ара . Проверено 19 апреля 2014 года .
  43. ^ Харрис, WE (1976). «Пространственная структура системы шаровых скоплений и расстояние до центра Галактики». Астрономический журнал . 81 : 1095–1116. Bibcode : 1976AJ ..... 81.1095H . DOI : 10.1086 / 111991 .
  44. ^ Ли, YW; Юн, SJ (2002). «О строительстве неба». Выравниваемый поток низкометаллических кластеров в гало Млечного Пути . 297 (5581): 578–581. arXiv : astro-ph / 0207607 . Bibcode : 2002Sci ... 297..578Y . DOI : 10.1126 / science.1073090 . PMID 12142530 . S2CID 9702759 .  
  45. ^ a b Леонард, Питер JT (1989). «Столкновения звезд в шаровых скоплениях и проблема голубого отставшего». Астрономический журнал . 98 : 217–226. Bibcode : 1989AJ ..... 98..217L . DOI : 10,1086 / 115138 .
  46. ^ а б Рубин, ВК; Форд, WKJ (1999). «Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений» . Меркурий . 28 (4): 26. Bibcode : 1999Mercu..28d..26M . Проверено 2 Июня 2 006 .
  47. ^ Savage, D .; Neal, N .; Villard, R .; Johnson, R .; Лебо, Х. (17 сентября 2002 г.). «Хаббл обнаруживает черные дыры в неожиданных местах» . Научный институт космического телескопа . Проверено 25 мая 2006 года .
  48. ↑ Финли, Дэйв (28 мая 2007 г.). "Звездное скопление содержит черную дыру среднего веса, - указывает VLA" . НРАО . Проверено 29 мая 2007 года .
  49. ^ Баумгардт, Хольгер; Хижина, Пит; Макино, Дзюнъитиро; Макмиллан, Стив; Portegies Zwart, Саймон (2003). «О центральном строении М 15». Письма в астрофизический журнал . 582 (1): 21. arXiv : astro-ph / 0210133 . Bibcode : 2003ApJ ... 582L..21B . DOI : 10.1086 / 367537 . S2CID 16216186 . 
  50. ^ Баумгардт, Хольгер; Хижина, Пит; Макино, Дзюнъитиро; Макмиллан, Стив; Portegies Zwart, Саймон (2003). «Динамическая модель шарового скопления G 1» . Письма в астрофизический журнал . 589 (1): 25. arXiv : astro-ph / 0301469 . Bibcode : 2003ApJ ... 589L..25B . DOI : 10.1086 / 375802 . S2CID 119464795 . Проверено 13 сентября 2006 года . 
  51. ^ "Космические сказочные огни" . ЕКА / Хаббл Изображение недели . Проверено 29 апреля 2014 года .
  52. ^ Шепли, Х. (1917). «Исследования, основанные на цветах и ​​величинах звездных скоплений. I, II, III». Астрофизический журнал . 45 : 118–141. Bibcode : 1917ApJ .... 45..118S . DOI : 10.1086 / 142314 .
  53. ^ Мартин, Шварцшильд (1958). Строение и эволюция звезд . Издательство Принстонского университета. ISBN 0-486-61479-4.
  54. ^ Сэндидж, А. Р. (1957). «Наблюдательный подход к эволюции. III. Полуэмпирические пути эволюции для M67 и M3». Астрофизический журнал . 126 : 326. Bibcode : 1957ApJ ... 126..326S . DOI : 10.1086 / 146405 .
  55. ^ Kalirai и Рише (2010). Звездные скопления как лаборатории звездной и динамической эволюции , Philosophical Transactions of the Royal Society A, 368, 1913
  56. ^ Majaess et al. (2012). Влияние фотометрии загрязненной лиры RR / шарового скопления на шкалу расстояний , ApJL, 752, 1
  57. ^ Ли и др. (2014). К лучшему пониманию шкалы расстояний от переменных звезд типа RR Лиры: пример шарового скопления во внутреннем гало NGC 6723 , ApJS, 210, 1
  58. ^ Хансен, BMS; Brewer, J .; Fahlman, GG; Гибсон, Б.К .; Ibata, R .; Limongi, M .; Рич, РМ; Richer, HB; Шара, ММ; Стетсон, ПБ (2002). "Последовательность охлаждения белых карликов шарового скопления Мессье 4". Письма в астрофизический журнал . 574 (2): L155. arXiv : astro-ph / 0205087 . Bibcode : 2002ApJ ... 574L.155H . DOI : 10.1086 / 342528 . S2CID 118954762 . 
  59. ^ Majaess, D. (23 февраля 2013). «Ближайшая древняя звезда почти так же стара, как Вселенная» . Вселенная сегодня . Проверено 29 ноября 2014 года .
  60. ^ «Прах от старших братьев - UVES наблюдает аномалии звездного изобилия в шаровых скоплениях» (пресс-релиз). 2001-03-01. Архивировано из оригинала на 2006-06-15 . Проверено 26 мая 2006 .
  61. ^ "Внешний вид может быть обманчивым" . Изображение недели ESO . Проверено 12 февраля 2013 года .
  62. ^ a b c Бенаккиста, Мэтью Дж. (2006). «Структура шарового скопления» . Живые обзоры в теории относительности . 9 (1): 2. arXiv : astro-ph / 0202056 . Bibcode : 2006LRR ..... 9 .... 2B . DOI : 10.12942 / LRR-2006-2 . PMC 5255526 . PMID 28163652 . Проверено 14 августа 2006 .  
  63. ^ Станева, А .; Спасова, Н .; Голев, В. (1996). «Эллиптичности шаровых скоплений в галактике Андромеды» . Дополнение по астрономии и астрофизике . 116 (3): 447–461. Bibcode : 1996A и AS..116..447S . DOI : 10.1051 / AAS: 1996127 .
  64. ^ Френк, CS; Уайт, SDM (1980). «Эллиптичности шаровых скоплений Галактики и БМО». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 286 (3): L39 – L42. arXiv : astro-ph / 9702024 . Bibcode : 1997MNRAS.286L..39G . DOI : 10.1093 / MNRAS / 286.3.l39 . S2CID 353384 . 
  65. ^ Кеннет Джейнс (ноябрь 2000 г.). «Звездные скопления» (PDF) . Энциклопедия астрономии и астрофизики. п. 2 . Проверено 26 марта 2014 .
  66. ^ Buonanno, R .; Корси, CE; Buzzoni, A .; Cacciari, C .; Ферраро, Франция; Фуси Печчи, Ф. (1994). «Звездное население шарового скопления M 3. I. Фотографическая фотометрия 10 000 звезд». Астрономия и астрофизика . 290 : 69–103. Bibcode : 1994A & A ... 290 ... 69В .
  67. ↑ Ван ден Берг, Сидней (ноябрь 2007 г.). «Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 385 (1): L20 – L22. arXiv : 0711.4795 . Bibcode : 2008MNRAS.385L..20V . DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2008.00424.x . S2CID 15093329 . 
  68. ^ Да Коста, GS; Фриман, KC (май 1976 г.). «Структура и функция масс шарового скопления M3». Астрофизический журнал . 206 (1): 128–137. Полномочный код : 1976ApJ ... 206..128D . DOI : 10.1086 / 154363 .
  69. ^ Brosche, P .; Оденкирхен, М .; Гефферт, М. (март 1999 г.). «Мгновенные и средние приливные радиусы шаровых скоплений». Новая астрономия . 4 (2): 133–139. Bibcode : 1999NewA .... 4..133B . DOI : 10.1016 / S1384-1076 (99) 00014-7 .
  70. ^ Djorgovski, S .; Кинг, И.Р. (1986). «Предварительный обзор коллапсирующих ядер в шаровых скоплениях» (PDF) . Астрофизический журнал . 305 : L61 – L65. Bibcode : 1986ApJ ... 305L..61D . DOI : 10.1086 / 184685 .
  71. ^ Эшман, Кейт М .; Цепф, Стивен Э. (1998). Системы шаровых скоплений . Кембриджская серия по астрофизике. 30 . Издательство Кембриджского университета. п. 29. ISBN 0-521-55057-2.
  72. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Принстонский ряд в астрофизике. Издательство Принстонского университета. п. 371. ISBN. 0-691-02565-7.
  73. ^ Vanbeveren, D. (2001). Влияние двойных систем на исследования звездного населения . Библиотека астрофизики и космонавтики. 264 . Springer. п. 397. ISBN. 0-7923-7104-6.
  74. Перейти ↑ Spitzer, L. Jr. (2–4 июня 1986 г.). П. Хат; С. Макмиллан (ред.). Динамическая эволюция шаровых скоплений . Использование суперкомпьютеров в звездной динамике, Труды семинара, проведенного в Институте перспективных исследований . 267 . Принстон, США: Springer-Verlag, Берлин, Гейдельберг, Нью-Йорк. п. 3. Bibcode : 1986LNP ... 267 .... 3S . DOI : 10.1007 / BFb0116388 .
  75. ^ Гнедин, Олег Ю .; Ли, Хён Мок; Острикер, Иеремия П. (сентябрь 1999 г.). «Влияние приливных толчков на эволюцию шаровых скоплений». Астрофизический журнал . 522 (2): 935–949. arXiv : astro-ph / 9806245 . Полномочный код : 1999ApJ ... 522..935G . DOI : 10.1086 / 307659 . S2CID 11143134 . 
  76. ^ Bahcall, Джон Н .; Пиран, Цви; Вайнберг, Стивен (2004). Темная материя во Вселенной (2-е изд.). World Scientific. п. 51. ISBN 981-238-841-9.
  77. ^ "Звезды Большого Магелланова Облака" . Проверено 21 июня +2016 .
  78. ^ "Звездная сортировка в шаровом скоплении 47" . Служба новостей Хаббла. 2006-10-04 . Проверено 24 октября 2006 .
  79. ^ Болдуин, Эмили (2008-04-29). «Старые шаровые скопления удивительно молодые» . Астрономия сейчас в сети . Проверено 2 мая 2008 .
  80. ^ Секер, Джефф (1992). «Статистическое исследование формы распределения светимости шарового скопления». Астрономический журнал . 104 (4): 1472–1481. Bibcode : 1992AJ .... 104.1472S . DOI : 10.1086 / 116332 .
  81. ^ Хегги, округ Колумбия; Giersz, M .; Spurzem, R .; Такахаши, К. (1998). Иоганнес Андерсен (ред.). Динамическое моделирование: методы и сравнения . Основные моменты астрономии Vol. 11A, как представлено на совместной дискуссии 14 Генеральной Ассамблеи XXIIIrd в МАЕ 1997 года . Kluwer Academic Publishers. п. 591. arXiv : astro-ph / 9711191 . Bibcode : 1998HiA .... 11..591H .
  82. ^ Benacquista, Мэтью (2006). «Релятивистские двойные системы в шаровых скоплениях» . Живые обзоры в теории относительности . 9 (1): 2. Bibcode : 2006LRR ..... 9 .... 2B . DOI : 10.12942 / LRR-2006-2 . PMC 5255526 . PMID 28163652 .  
  83. ^ Дж. Гудман; П. Хат, ред. (1985). Динамика звездных скоплений (Симпозиумы Международного астрономического союза) . Springer. ISBN 90-277-1963-2.
  84. ^ Хасани Зонузи, Акрам; и другие. (Март 2011 г.). "Прямое моделирование шаровых скоплений N телами - И. Паломар 14". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 411 (3): 1989–2001. arXiv : 1010,2210 . Bibcode : 2011MNRAS.411.1989Z . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17831.x . S2CID 54777932 . 
  85. ^ Чжоу, Юань; Чжун, Се Гуан (июнь 1990 г.). «Ядро эволюции шарового скопления, содержащего массивные черные дыры». Астрофизика и космическая наука . 168 (2): 233–241. Bibcode : 1990Ap & SS.168..233Y . DOI : 10.1007 / BF00636869 . S2CID 122289977 . 
  86. ^ Пули, Дэйв. "Динамика шарового скопления: важность тесных двойных систем в реальной системе N тел" . UW-Мэдисон. Архивировано из оригинала на 2010-06-19 . Проверено 11 декабря 2008 .
  87. ^ "Шаровое скопление M10" . ЕКА / Хаббл Изображение недели . Проверено 18 июня 2012 года .
  88. ^ Ортолани, S .; Bica, E .; Барбуи, Б. (1995). «BH 176 и AM-2: шаровые или рассеянные скопления?». Астрономия и астрофизика . 300 : 726. Bibcode : 1995A & A ... 300..726O .
  89. ^ a b Huxor, AP; Tanvir, NR; Ирвин, MJ; Р. Ибата (2005). «Новое население протяженных светящихся звездных скоплений в гало M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph / 0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID 6215035 . 
  90. ^ Lauchner, A .; Wilhelm, R .; Пиво, ТС; Альенде Прието, К. (декабрь 2003 г.). Поиск кинематических свидетельств приливных хвостов в шаровых скоплениях . Собрание Американского астрономического общества 203, № 112.26 . Bibcode : 2003AAS ... 20311226L .
  91. ^ Ди Маттео, P .; Miocchi, P .; Капуццо Дольчетта, Р. (май 2004 г.). Формирование и эволюция комковатых приливных хвостов в шаровых скоплениях . Американское астрономическое общество, заседание DDA # 35, # 03.03 . Bibcode : 2004DDA .... 35.0303D .
  92. ^ Стауде, Якоб (2002-06-03). "Обзор неба показывает звездное скопление, разорванное Млечным путем" . Образ недели . Sloan Digital Sky Survey. Архивировано из оригинала на 2006-06-29 . Проверено 2 июня 2006 .
  93. ↑ Кравцов, В.В. (2001). "Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики внешнего гало галактики: о предполагаемом сценарии их образования" (PDF) . Астрономические и астрофизические труды . 20 (1): 89–92. Bibcode : 2001A & AT ... 20 ... 89K . DOI : 10.1080 / 10556790108208191 . Архивировано из оригинального (PDF) 19 февраля 2009 года . Проверено 2 марта 2010 .
  94. ↑ Нельсон Колдуэлл (CfA), Джей Стрейдер (Мичиган-стрит), Аарон Дж. Романовски (Сан-Хосе-стрит / Санта-Крус), Жан П. Броди (Санта-Крус), Бен Мур (Цюрих), Юрг Диманд (Цюрих), Давид Мартицци (Беркли) (25 февраля 2014 г.). «Шаровое скопление на пути к M87 с радиальной скоростью <-1000 км / с: первое гиперскоростное скопление». Астрофизический журнал . 787 (1): L11. arXiv : 1402,6319 . Bibcode : 2014ApJ ... 787L..11C . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 787/1 / L11 (неактивный 2021-01-14).CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка ) CS1 maint: DOI неактивен с января 2021 года ( ссылка )
  95. ^ «Космическая пятница: местоположения планет, сверхновая звезда и черная дыра» . Калифорнийская академия наук. 15 января 2016 . Дата обращения 15 мая 2016 .
  96. ^ Гонсалес, Гильермо; Браунли, Дональд; Уорд, Питер (июль 2001 г.). «Галактическая обитаемая зона: галактическая химическая эволюция». Икар . 152 (1): 185–200. arXiv : astro-ph / 0103165 . Bibcode : 2001Icar..152..185G . DOI : 10.1006 / icar.2001.6617 . S2CID 18179704 . 
  97. ^ Сигурдссон, S .; Лестница, IH; Муди, К .; Арзуманян, КМЗ; Торсетт, SE (2008). «Планеты вокруг пульсаров в шаровых скоплениях». В Fischer, D .; Расио, ФА; Thorsett, SE; Wolszczan, A. (ред.). Экстремальные солнечные системы . Серия конференций ASP. 398 . п. 119. Bibcode : 2008ASPC..398..119S .
  98. ^ Spurzem, R .; и другие. (Май 2009 г.). «Динамика планетных систем в звездных скоплениях». Астрофизический журнал . 697 (1): 458–482. arXiv : astro-ph / 0612757 . Bibcode : 2009ApJ ... 697..458S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 697/1/458 . S2CID 119083161 . 

Источники [ править ]

Общие ресурсы [ править ]

  • NASA Astrophysics Data System содержит коллекцию прошлых статей из всех основных астрофизических журналов и многих материалов конференций.
  • SCYON - это информационный бюллетень, посвященный звездным скоплениям.
  • MODEST - это свободное сотрудничество ученых, работающих над звездными скоплениями.

Книги [ править ]

  • Бинни, Джеймс; Тремейн, Скотт (1987). Галактическая динамика (Первое изд.). Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 0-691-08444-0.
  • Хегги, Дуглас; Хижина, Пит (2003). Гравитационная проблема миллиона тел: мультидисциплинарный подход к динамике звездных скоплений . Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-77486-1.
  • Спитцер, Лайман (1987). Динамическая эволюция шаровых скоплений . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 0-691-08460-2.

Обзорные статьи [ править ]

  • Gratton, R .; Bragaglia, A .; Carretta, E .; и другие. (2019). «Что такое шаровое скопление? Наблюдательная перспектива». Обзор астрономии и астрофизики . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019A & ARv..27 .... 8G . DOI : 10.1007 / s00159-019-0119-3 . S2CID  207847491 .
  • Meylan, G .; Хегги, округ Колумбия (1997). «Внутренняя динамика шаровых скоплений». Обзор астрономии и астрофизики . 8 (1–2): 1–143. arXiv : астро-ф / 9610076 . Bibcode : 1997A & ARv ... 8 .... 1M . DOI : 10.1007 / s001590050008 . S2CID  119059312 .
  • Элсон, Ребекка; Хижина, Пит; Инагаки, Сёго (1987). «Динамическая эволюция шаровых скоплений». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 25 : 565. Bibcode : 1987ARA & A..25..565E . DOI : 10.1146 / annurev.aa.25.090187.003025 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Шаровые скопления , страницы Мессье SEDS
  • Шаровые скопления Млечного Пути
  • Каталог параметров шаровых скоплений Млечного Пути , Уильям Э. Харрис, Университет Макмастера, Онтарио, Канада
  • База данных по галактическим шаровым скоплениям Марко Кастеллани, Римская астрономическая обсерватория, Италия
  • У ключевых звезд разные дни рождения. В статье описывается, как звезды в шаровых скоплениях рождаются несколькими вспышками, а не все сразу.
  • Блог о шаровых скоплениях Новости, статьи и препринты о шаровых скоплениях Галактики