Войти
Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпион находится примерно в 30 000 световых годах от Солнца и содержит сотни тысяч звезд. A шаровое скопление представляет собой сферическое собрание звезд, который вращается вокруг галактического ядра. Шаровые скопления очень прочно связаны силой гравитации, которая придает им сферическую форму и относительно высокую плотность звезд по направлению к их центрам. Название этой категории звездного скопления происходит от латинского globulus - маленькая сфера. Иногда шаровое скопление называют просто шаровым.
Шаровые скопления обнаружены в гало галактики и содержат значительно больше звезд и намного старше менее плотных рассеянных скоплений, которые находятся в диске галактики. Шаровые скопления встречаются довольно часто; в Млечном Пути известно от 150 до 158 шаровых скоплений, возможно, еще 10-20 еще не обнаружены. В более крупных галактиках может быть больше: например, в галактике Андромеды их может быть до 500. Некоторые гигантские эллиптические галактики (особенно те, что находятся в центрах скоплений галактик ), такие как M87, имеют до 13 000 шаровых скоплений.
Каждая галактика достаточной массы в Местной группе имеет ассоциированную группу шаровых скоплений, и почти каждая большая исследованная галактика обладает системой шаровых скоплений. Карликовая галактика Стрельца и спорная карликовая галактика Большого Пса, похоже, находятся в процессе передачи связанных с ними шаровых скоплений (таких как Паломар 12 ) в пользу Млечный Путь. Это демонстрирует, 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 были сформированы как часть звездообразования родительской галактики, а не как отдельная галактика.
| Название кластера | Обнаружил | год |
|---|---|---|
| M 22 | Авраам Иле | 1665 |
| ω Cen | Эдмонд Галлей | 1677 |
| M 5 | Готфрид Кирх | 1702 |
| M 13 | Эдмонд Галлей | 1714 |
| M 71 | Филипп Луа де Шезо | 1745 |
| M 4 | Филипп Луа де Шезо | 1746 |
| M 15 | Жан-Доминик Маральди | 1746 |
| M 2 | Жан-Доминик Маральди | 1746 |
Первое известное шаровое скопление, теперь называемое M 22, было обнаружено в 1665 году Авраам Иле, немецкий астроном-любитель. Однако, учитывая небольшую апертуру ранних телескопов , отдельные звезды внутри шарового скопления не были разрешены до наблюдения Шарля Мессье M 4 в 1764 году. Первые восемь обнаруженных шаровых скоплений показаны в таблице. Впоследствии аббат Лакайль перечислит NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 и NGC 6397 в его каталоге 1751–1752 гг.
Когда Уильям Гершель начал свой всесторонний обзор неба с помощью больших телескопов в 1782 году, было известно 34 шаровых скопления. Гершель сам открыл 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 звездных скоплений, опубликованном в 1789 году.
Число обнаруженных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 дюймов. 1915 г., 93 в 1930 г. и 97 к 1947 г. В настоящее время в галактике Млечный Путь было обнаружено 152 шаровых скопления из примерно 180 ± 20. Эти дополнительные неоткрытые шаровые скопления считаются быть скрытым 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 кластерах (которые, как он предположил, были переменными цефеид ) и использовал их соотношение период – светимость для оценок расстояния. Позже было обнаружено, что переменные RR Лиры более слабые, чем переменные цефеид, из-за чего Шепли переоценивал расстояния между скоплениями.
NGC 7006 является высококонцентрированным шаровым скоплением класса I. шарового скопления. скопления внутри Млечного Пути, большинство из них находится в ореоле вокруг галактического ядра, а подавляющее большинство расположено в небесном небе с центром в ядре. В 1918 году это сильно асимметричное распределение было использовано Шепли для определения общих размеров галактики. Предположив примерно сферическое распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики, он использовал положения скоплений для оценки положения Солнца относительно центра галактики. Хотя его оценка расстояния была со значительной ошибкой (хотя в пределах того же порядка, что и принятое в настоящее время значение), она продемонстрировала, что размеры галактики были намного больше, чем предполагалось ранее.
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.
Шепли впоследствии помогли 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 в пределах класса XII. Это стало известно как Концентрационный класс Шепли-Сойера. В 2015 году на основе данных наблюдений был предложен новый тип шаровых скоплений: темные шаровые скопления.
NGC 2808 содержит три различных поколения звезд. Изображение НАСА Образование 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. Однако история звездообразования варьируется от скопления к скоплению, при этом некоторые скопления демонстрируют различные популяции звезд. Примером этого являются шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке (LMC), которые демонстрируют бимодальную популяцию. В молодости эти LMC-скопления могли столкнуться с гигантскими молекулярными облаками, которые спровоцировали второй раунд звездообразования. Этот период звездообразования относительно короткий по сравнению с возрастом многих шаровых скоплений. Было также высказано предположение, что причина такой множественности звездного населения может иметь динамическое происхождение. Например, в галактике Антенны космический телескоп Хаббл наблюдал скопления скоплений, области в галактике, охватывающие сотни парсеков, где многие скопления в конечном итоге столкнутся и сольются. Многие из них имеют значительный диапазон возрастов, отсюда, возможно, металличность, и их слияние могло бы привести к образованию скоплений с бимодальным или даже множественным распределением населения.
Шаровое звездное скопление Мессье 54.Наблюдения шаровых скоплений 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. Формирование шаровых скоплений преобладает в областях вспышек звезд и в взаимодействующих галактиках. Исследования показывают корреляцию между массой центральной сверхмассивной черной дыры (SMBH) и протяженностью систем шаровых скоплений эллиптических и линзовидных галактик. Масса сверхмассивных ЧД в такой галактике часто близка к совокупной массе шаровых скоплений галактики.
Ни одно из известных шаровых скоплений не демонстрирует активное звездообразование, что согласуется с мнением, что шаровые скопления обычно являются самыми старыми. объекты в Галактике и были одними из первых образовавшихся скоплений звезд. Очень большие области звездообразования, известные как сверхзвездные скопления, такие как Вестерлунд 1 в Млечном Пути, могут быть предшественниками шаровых скоплений.
Звезды Джорговского 1 содержат водород и гелий, но не более того. С астрономической точки зрения они описываются как «бедные металлами». Шаровидные скопления обычно состоят из сотен тысяч низкометаллических старых звезд. Типы звезд, обнаруженных в шаровых скоплениях, аналогичны звездам в выпуклости спиральной галактики, но ограничены объемом всего в несколько миллионов кубических парсек. Они не содержат газа и пыли, и предполагается, что весь газ и пыль давно превратились в звезды или унесены из скопления во время первоначальной 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. Типичное расстояние между звездами в шаровом скоплении составляет около 1 светового года, но в его ядре это расстояние сопоставимо с размером Солнечной системы (в 100-1000 раз ближе, чем звезды около Солнечной системы)..
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 1 астрономической единице вокруг звезды, находящейся в ядре плотного скопления, такого как 47 Тукана, просуществует только порядка 10 лет. Существует планетная система, вращающаяся вокруг пульсара (PSR B1620-26 ), которая принадлежит шаровому скоплению M 4, но эти планеты, вероятно, сформировались после события, которое создал пульсар.
Некоторые шаровые скопления, такие как Омега Центавра в Млечном Пути и G 1 в M 31, чрезвычайно массивны, с несколькими миллионами массами (M☉ ) и множеством 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. Около четверти населения шаровых скоплений в Млечном Пути могло быть аккрецировано вместе с их родительской карликовой галактикой.
Некоторые шаровые скопления (например, M 15 ) имеют чрезвычайно массивные ядра, которые могут содержать черные дыры, хотя моделирование предполагает, что менее массивная черная дыра или центральная концентрация нейтронных звезд или массивных белых карликов одинаково хорошо объясняют наблюдения.
Мессье 53 содержит необычное количество звезд типа «голубые отставшие». 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 они попадают в следующее поколение звезд. Следовательно, доля металлов может указывать на возраст звезды, причем более старые звезды обычно имеют более низкую металличность.
голландский астроном Питер Остерхофф заметил, что По-видимому, существует две популяции шаровых скоплений, которые стали известны как группы Остерхоффа. Вторая группа имеет несколько более длинный период RR Лиры переменных звезд. 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). Следовательно, тип I упоминается как «богатый металлами» (например, Terzan 7 ), а тип II - «бедный металлами» (например, ESO 280-SC06 ).
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.
В Млечном Пути было обнаружено, что подавляющее большинство скопления с низкой металличностью выровнены по плоскости во внешней части гало галактики. Этот результат свидетельствует в пользу точки зрения, что 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.
Шаровые скопления имеют очень высокую звездную плотность, и, следовательно, относительно часто происходят тесные взаимодействия и близкие столкновения звезд. Из-за этих случайных встреч некоторые экзотические классы звезд, такие как голубые отставшие, миллисекундные пульсары и рентгеновские двойные с малой массой, стали намного больше. часто встречается в шаровых скоплениях. Считается, что «синий отставший» образовался в результате слияния двух звезд, возможно, в результате столкновения с двойной системой. Полученная звезда имеет более высокую температуру, чем сопоставимые звезды в скоплении с той же светимостью, и, таким образом, отличается от звезд главной последовательности, сформированных в начале скопления.
Шаровое скопление M 15 может иметь черную дыру промежуточной массы в своей основе. Изображение НАСА. Астрономы искали черные дыры внутри шаровых скоплений 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 было предложено существование 4000 M☉ черной дыры средней массы на основе наблюдений HST в шаровом скоплении M 15 и черной дыры 20000 M☉в Скопление Mayall II в галактике Андромеды. И рентгеновское, и радио излучение от Mayall II, похоже, соответствует черной дыре промежуточной массы.
Это первые обнаруженные черные дыры, которые были промежуточными по массе между обычной звездной черной дырой 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 мигрировать к центру скопления из-за массовой сегрегации. Как указано в двух статьях Хольгера Баумгардта и соавторов, отношение массы к свету должно резко возрасти к центру скопления, даже без черной дыры, как в M15, так и в Mayall II.
Мессье 5 - шаровое скопление, состоящее из сотен тысяч звезд, связанных вместе их коллективной гравитацией. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR-диаграмма) представляет собой график большой выборки звезд, которая отображает их визуальную абсолютную звездную 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, 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, известные 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 звездные величины отличаются от их визуальной звездной 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 путем сравнения звездных величин ближайших короткопериодических переменных, таких как звезды RR Лиры и цефеид, с величинами в скоплении.
Сопоставив эти кривые на диаграмме HR, можно также определить абсолютную 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 звездной величиной, модуль расстояния, дает эту оценку расстояния.
Когда звезды определенного шарового скопления нанесены на диаграмму HR, во многих случаях почти все звезды падают 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.
Однако вышеупомянутый исторический процесс Определение возраста и расстояния до шаровых скоплений не так надежно, 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 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). Кроме того, на морфологию звезд скопления на диаграмме цвет-величина, которая включает яркость индикаторов расстояния, таких как члены переменной RR Лиры, могут влиять смещения 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, переменной RR Лиры), ошибочно слишком яркая, учитывая, что эти неразрешенные звезды способствовали определению яркости. Следовательно, вычисленное расстояние неверно, и, что более важно, некоторые исследователи утверждали, что эффект смешения может внести систематическую неопределенность в космическую лестницу расстояний и может смещать оценочный возраст Вселенной и Постоянная Хаббла.
Диаграмма цвет-величина для шарового скопления M3. Обратите внимание на характерный «изгиб» на кривой на величине 19, где звезды начинают вступать в гигантскую стадию своего эволюционного пути. Самые массивные звезды главной последовательности также будут иметь самую высокую абсолютную звездную величину, и они будут первыми, кто эволюционирует. в стадию гигантской звезды. По мере старения скопления звезды с последовательно меньшей массой также войдут в стадию звезды-гиганта. Таким образом, возраст одного скопления населения может быть измерен путем поиска звезд, которые только начинают входить в стадию гигантских звезд. Это формирует «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 состоят в том, что им может быть 12,7 миллиарда лет. В этом отличие от рассеянных скоплений, которым всего несколько десятков миллионов лет.
Возраст шаровых скоплений ограничивает возрастной предел всей Вселенной. Этот нижний предел былсущественным ограничением в космологии. Исторически сложилось так, что астрономы сталкивались с оценками возраста шаровых скоплений, которые казались старше, чем допускаются космологические модели. Однако более точные измерения космологических параметров с помощью исследований дальнего космоса и спутников, таких как космический телескоп Хаббла, похоже, решили эту проблему.
Эволюционные исследования шаровых скоплений также могут быть использованы для определения изменений, связанных с начальным составом газ и пыль, которые образовали кластер. То есть эволюционные треки изменяются с изменениями тяжелых элементов. Данные, полученные в результате исследований шаровых скоплений, используются для изучения эволюции Млечного Пути в целом.
В шаровых скоплениях наблюдаются несколько звезд, известных как отставшие, которые, по-предположительно, продолжаются. главная последовательность в направлении более ярких и голубых звезд. Происхождение этих звезд до сих пор неясно, но большинство моделей предполагают, что эти звезды являются результатом массопереноса в множественных звездных системах.
NGC 411 классифицируется как рассеянное скопление. В отличие от большинства шаровых скоплений остается гравитационно связанными в течение периодов времени, сопоставимых с продолжительностью жизни их звезд. Однако возможным исключением является случай, когда сильные приливные взаимодействия с другими массами приводят к рассеянию звезд.
После своего формирования звезды в шаровом начале гравитационно взаимодействовать друг с другом. В результате образования скорости звезд неуклонно изменяются, и звезды теряют всю свою историю исходной скорости. Характерным интервалом для этого является время релаксации. Это связано с характерной продолжительностью времени, которое требуется звезде для пересечения скопления, а также с звездными массами в системе. Значение времени релаксации рассматривается от кластера, но среднее значение составляет порядка 10 лет.
| Галактика | Эллиптичность |
|---|---|
| Млечный Путь | 0,07 ± 0,04 |
| LMC | 0,16 ± 0,05 |
| SMC | 0,19 ± 0,06 |
| M31 | 0,09 ± 0,04 |
Хотя шаровые скопления обычно кажутся сферическими по форме, эллиптичность может возникнуть из-за приливных взаимодействий. Скопления в Млечном Пути и Галактике Андромеды обычно имеют форму сплюснутых сфероидов, а скопления в Большом Магеллановом Облаке - более эллиптические.
Астрономы охарактеризовать морфологию шарового скопления с помощью стандартных радиусов. Это радиус сердцевины (r c), радиус полусвета (rh) и приливный (или якобиевский) радиус (r t). Общая светимость скопления неуклонно расстояния от ядра, а радиус ядра - это расстояние, на котором видимая светимость поверхности упала вдвое. Сравнимая величина - это радиус полусвета или расстояние от ядра, в пределах которого принимается половина полной светимости. Обычно это больше, чем радиус сердцевины.
Радиус полусвета включает звезды во внешней части скопления, которые случайно лежат вдоль луча зрения, поэтому теоретики также использовать использовать полумассы (r m) - ядро, содержащего половину полной массы скопления. Когда радиус полумассы кластера мал по отношению к общему размеру, 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.
Почти все скопления имеют радиус полусвета менее 10 пк, хотя есть хорошо известные шаровые скопления с очень большими радиусами (т. Е. NGC 2419 (Rh= 18 пк.) и Паломар 14 (Rh= 25 пк)).
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 галактике. Приливный радиус M3 составляет около 40 угловых минут, или около 113 пк на расстоянии 10,4 кпк.
При измерении кривой светимости данного шарового скопления как функции расстояния от ядра, большинства скоплений в Млечном Пути неуклонно увеличиваются в яркости, поскольку это расстояние уменьшается, до границы от ядра, затем яркость выравнивается. Обычно это расстояние составляет 1-2 парсека от ядра. Однако 20% шаровых скоплений подверглись процессу, называемому «коллапсом ядра». В кластере этого типа светимость продолжает неуклонно увеличиваться до центральной области. Примеры шаровых скоплений со сжатым ядром, включая M15 и M30.
47 Tucanae - второе по яркости шаровое скопление в Млечном Пути после Омега Центавра.Ядро. -коллапс, как работают, 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. Когда возникает эта гравотермическая нестабильность, центральная область скопления становится плотно заполненной звездой, и поверхностная яркость скопления образует касп степенного закона. (Обратите внимание, что коллапс ядра - не единственный механизм, который может вызвать такое распределение светимости; массивная черная дыра в ядре также может привести к куспиду светимости.) В течение длительного периода времени это приводит к накоплению массивных звезд около около ядро, явление, называемое массовая сегрегация.
. Эффект динамической системы двойных систем работает, чтобы предотвратить начальный коллапс скопления. Когда звезда проходит рядом с двойной системой, орбита последней тенденции сокращаться, высвобождает энергию. Только после того, как первичный запас двойных систем исчерпывается из-за взаимодействий, может продолжаться более глубокий коллапс ядра. Напротив, эффект приливных толчков, когда шаровое скопление многократно проходит через плоскость спиральной галактики, имеет тенденцию значительно ускорять коллапс ядра.
Различные стадии Обрушения ядра можно разделить на три фазы. Во время юности шарового скопления процесс коллапса ядра начинается со звезд около ядра. Однако взаимодействие между системами двойных звезд предотвращает дальнейшее 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. Какое-то время через некоторое время через какое-то время через некоторое время через некоторое время прошло через некоторое время.
Шаровое скопление NGC 1854 находится в Большом Магеллановом Облаке.. Космический телескоп Хаббл использовался для наблюдения 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 Tucanae, которое состоит из одного из самых плотных шаровых скоплений в Южном полушарии. Это скопление подверглось интенсивному фотографическому обследованию, вызвавшее астрономам отследить движение его звезд. Точные скорости были получены для почти 15000 звезд в этом скоплении.
Исследование 13 шаровых скоплений в Млечном Пути, проведенное в 2008 году Джоном Фрего, показало, что три из них имеют необычно большое количество источников рентгеновского излучения или рентгеновского излучения. -ray двоичные файлы, предполагающие, что кластеры имеют средний возраст. Ранее эти скопления были очень плотно скоплены в преклонном возрасте, потому что в их центрах было очень плотное скопление звезд - еще один критерий возраста, используя 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».
Общая светимость шаровых скоплений в Млечном Пути а галактика Андромеды может быть смоделирована с помощью гауссовой кривой. Этот гауссиан может быть представлен с помощью средней величины M v и дисперсии σ. 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.) GCLF также использовался в качестве «стандартной свечи » для измерения расстояния к другим галактикам, если предположить, что шаровые скопления в удаленных галактиках следуют тем же принципам, что и в Млечном Пути.
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 звездами, где N - общее количество звезд в скоплении. Наивная вычислительная «стоимость» CPU для динамического моделирования увеличивается пропорционально N (каждый из N объектов должен взаимодействовать попарно с каждым из других N объектов), поэтому потенциальные вычислительные требования для точного моделирования такого кластера может быть огромным. Эффективный метод математического моделирования динамики N тел шарового скопления заключается в разделении на малые объемы и диапазоны скоростей и использовании 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 запуска моделирования Монте-Карло и использования случайных значений. Однако моделирование становится более сложным, когда необходимо учитывать эффекты двойных систем и взаимодействие с внешними силами гравитации (например, из галактики Млечный Путь).
Результаты моделирования N-тел показали, что звезды может 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. Типичный временной масштаб для испарения шарового скопления составляет 10 лет. В 2010 г. стало возможным напрямую вычислять, звезда за звездой, модели N тел шарового скопления на протяжении его жизни.
Двойные звезды составляют значительную часть от общего населения звездных систем, причем до половины всех звезд, входящих в двойные системы. 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.
Конечная судьба шарового скопления должна заключаться либо в срастании звезд в его ядре, вызывая его постоянное сжатие или постепенное выпадение звезд из внешних слоев.
Мессье 10 находятся примерно в 15000 световых лет от Земли, в созвездии Змееносца.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.
В 2005 году астрономы обнаружили совершенно новый тип звездного скопления в Галактике Андромеды, а именно: в нескольких отношениях очень похожи на шаровые скопления. Недавно обнаруженные скопления сотен 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 расстояние между звездами намного больше в пределах недавно обнаруженных протяженных скоплений. Параметрически эти скопления лежат где-то между шаровым скоплением и карликовой сфероидальной галактикой.
Как формируются эти скопления, пока не известно, но их формирование вполне может быть связано с образованием шаровых скоплений. Почему у M31 такие скопления, а у Млечного Пути нет, пока не известно. M31 содержит какую-либо другую галактическую галактику, но очень маловероятно, что M31 является единственной галактикой с протяженными скоплениями.
Когда шаровое скопление имеет при близком столкновении с большой массой, такой как ядро галактики, она подвергается приливному взаимодействию. Разница в силе силы тяжести между скоплением, ближайшей к массе, и притяжением самой дальней части скопления к приливной силе. «Приливный толчок» возникает 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 изображения хвосты звезд, которые могут простираться на несколько градусов дуги от скопления. Эти хвосты обычно предшествуют скоплению и следуют за ним по его орбите. Хвосты могут накапливать значительную часть исходной массы скопления и могут образовывать комковидные детали.
Шаровое скопление Паломар 5, например, находится около 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. Превратят его в длинный поток звезд, вращающихся вокруг гало Млечного Пути.
Приливные добавить кинетической энергии в шаровое скопление, резко увеличивая скорость испарения и уменьшая размер скопления. Мало того, что приливная ударная волна отделяет внешние звезды от шарового скопления, но усиленное испарение ускоряет процесс коллапса ядра. Тот же физический механизм может работать в карликовых сфероидальных галактиках, таких как Карлик Стрелец, который, по-видимому, подвергается приливным нарушениям из-за своей близости к Млечному Пути.
вокруг Галактики Млечный Путь есть много шаровых скоплений с ретроградной орбитой. A был обнаружен около Мессье 87 в 2014 году, имея скорость, превышающую космическую скорость M87.
Астрономы ищут экзопланеты звезд в шаровых звездных скоплениях.
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 построены из более тяжелых элементов, таких как кремний, железо и магний. Звезды-члены имеют большую вероятность размещения планет с массой Земли по сравнению со звездами, расположенными по соседству с Солнцем. Следовательно, область гало галактики Млечный Путь, включая элементы шарового скопления, возможно ли будет содержать обитаемые планеты земной группы.
, несмотря на меньшую вероятность образования гигантских планет, именно объект был обнаружен в шаровом скоплении Мессье 4. Эта планета была обнаружена на орбите пульсара в системе двойные звезды системы PSR B1620-26. Эксцентрическая и сильно наклонная орбита планеты предполагает, что она могла быть сформирована вокруг других звезд в скоплении, а была «заменена» на ее текущее расположение. Вероятность сближения звезд в шаровом представлении о нарушении планетных систем, некоторые из которых вырвутся на свободу свободно плавающими планетами. Даже близкие по орбите планеты могут быть нарушены, что может привести к орбитальному распаду и увеличению эксцентриситета орбиты и приливных эффектов.
 | Викискладе есть медиафайлы, связанные с шаровыми скоплениями. |
