Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Кулясте зоряне скупчення зоряне скупчення що відрізняється від розсіяного скупчення більшою кількістю зір і чітко окресл

Кульове скупчення

Кульове скупчення

Кулясте зоряне скупчення — зоряне скупчення, що відрізняється від розсіяного скупчення більшою кількістю зір і чітко окресленою симетричною формою зі збільшенням концентрації зір до центру скупчення.

image
Рис. 1. Кулясте скупчення M13 в сузір'ї Геркулеса. Містить кілька тисяч зір.

Просторові концентрації зір у центральних областях кулястих скупчень ~ 103—104 пк−3 (в околицях Сонця просторова концентрація зір становить ~0,13 пк−3), кількість зір ~104—106. Діаметри кулястих скупчень становлять 20—60 пк, маси — 104—106 сонячних.

Історія спостережень

Відкриття кулястих скупчень
Назва Першовідкривач Рік
Мессьє 22 Абрахам Айл 1665
NGC 5139 Едмонд Галлей 1677
Мессьє 5 1702
Геркулеса Едмонд Галлей 1714
Мессьє 71 Жан Філіп де Шезо 1745
Мессьє 4 Жан Філіпп де Шезо 1746
Мессьє 15 Джованні Доменіко Маралді 1746
Мессьє 2 Джованні Доменіко Маралді 1746
image
Кулясте скупчення Геркулеса в сузір'ї Геркулеса. Містить кілька тисяч зір.

Перше кулясте зоряне скупчення Мессьє 22 виявив німецький астроном-аматор [en] 1665 року, проте через невелику апертуру ранніх телескопів розрізнити окремі зорі в ньому було неможливо. Вирізнити зорі в кулястому скупченні вперше вдалося Шарлю Мессьє під час спостереження Мессьє 4. Абат Ніколя-Луї де Лакайль додав до свого каталогу 1751—1752 років скупчення, пізніше відомі як NGC 104, NGC 4833, Мессьє 55, Мессьє 69 і NGC 6397.

Програму дослідження із застосуванням великих телескопів розпочав 1782 року Фрідріх Вільям Гершель, що дозволило вирізнити окремі зорі в усіх 34 відомих на той час кулястих скупченнях. Крім того, він виявив ще 36 скупчень. 1789 року Гершель склав каталог об'єктів далекого космосу, у якому вперше вжив назву «кулясте скупчення» (англ. globular cluster) для опису об'єктів подібного типу. Кількість знайдених кулястих скупчень продовжувала зростати, досягнувши 83 одиниць 1915 року, 93 — 1930 року і 97 — 1947 року. Станом на 2011 рік у Чумацькому Шляху виявлено 157 скупчень, ще 18 об'єктів є кандидатами, а їх загальну кількість оцінюють числом 180±20. Вважають, що невиявлені кулясті скупчення ховаються за галактичними хмарами газу і пилу.

Починаючи з 1914 року серію досліджень кулястих скупчень зробив американський астроном Гарлоу Шеплі; їх результати були опубліковані в 40 наукових роботах. Він вивчав у скупченнях змінні типу RR Ліри (які, як він припускав, були цефеїдами) і застосовував залежність «період-світність» для оцінки відстаней. Пізніше було встановлено, що змінні типу RR Ліри мають меншу світність, ніж цефеїди, і Шеплі насправді переоцінив відстань до скупчень.

Абсолютна більшість кулястих скупчень Чумацького Шляху розташована на ділянці неба навколо галактичного ядра; причому багато з них сконцентровані безпосередньо біля ядра. 1918 року Шеплі скористався з настільки значного асиметричного розподілу скупчень, щоб визначити розміри нашої Галактики. Припускаючи, що розподіл кулястих скупчень навколо центру галактики близький до кулястого, він використовував їх координати для оцінки положення Сонця відносно галактичного центру. Попри те, що його оцінка відстані мала значну похибку, вона показувала, що розміри Галактики були набагато більшими, ніж вважалося раніше. Похибка була пов'язана з наявністю міжзоряного пилу в Чумацькому Шляху, який частково поглинав світло від кулястого скупчення, роблячи його тьмянішим і таким чином ніби більш віддаленим. Однак оцінка розмірів Галактики, яку зробив Шеплі, була того ж порядку, який побутує нині.

Вимірювання Шеплі також показали, що Сонце перебуває досить далеко від центру Галактики, усупереч чинним на той час уявленням, заснованим на спостереженнях розподілу звичайних зір. Насправді, зорі концентруються до галактичного диску і тому нерідко ховаються за міжзоряним газом і пилом (яких у диску багато), тоді як кулясті скупчення перебувають поза межами диска й їх можна побачити з набагато більшої відстані.

Класифікація кулястих скупчень

У дослідженні скупчень для Шеплі допомагали [en] і Гелен Соєр (пізніше — Гоґґ). У 1927—1929 роках Шеплі і Соєр розпочали класифікацію скупчень за ступенем концентрації зір. Скупчення з найбільшою концентрацією вони віднесли до класу I і далі ранжували їх у міру зменшення концентрації до класу XII (іноді класи позначаються арабськими цифрами: 1—12). Ця класифікація дістала назву [en].
2015 року було запропоновано новий тип кулястих скупчень — темні кулясті скупчення.

Формування

image
NGC 2808 складається з трьох різних поколінь зір

Дотепер утворення кулястих скупчень залишається до кінця не вивченим феноменом і все ще незрозуміло, чи складається кулясте скупчення із зір одного покоління, або ж воно складається з зір, які пройшли через багаторазові цикли впродовж кількох сотень мільйонів років. У багатьох кулястих скупченнях більшість зір перебувають приблизно на одній стадії еволюції, що дає підставу припустити, що сформувалися вони приблизно одночасно. Проте історія формування зір варіюється від скупчення до скупчення й у деяких випадках у скупченні перебувають різні популяції зір. Прикладом цього можуть бути кулясті скупчення у Великій Магеллановій Хмарі, які демонструють бімодальне зоряне населення. У ранньому віці ці скупчення можливо зіткнулися з велетенською молекулярною хмарою, яка викликала нову хвилю формування зір, однак цей період зореутворення відносно короткий у порівнянні з віком кулястих скупчень. Деякі астрономи також припустили, що причиною наявності кількох поколінь у скупченні може бути їхнє динамічне походження. Наприклад, у галактиці NGC 4038 телескоп Габбл вирізнив скупчення скупчень, — ділянку галактики, що простягається на сотні парсеків, у якій багато із цих скупчень зрештою зіштовхуватимуться і зливатимуться одне з одним. Серед них зустрічаються скупчення різного віку і, можливо, металічності, а отже їх злиття імовірно призведе до утворення скупчень з бімодальними або навіть багатомодальними розподілами популяцій.

Спостереження за кулястими скупченнями показують, що вони виникають здебільшого в регіонах з ефективним зореутворенням, тобто там, де міжзоряне середовище має вищу густину у порівнянні зі звичайними областями зореутворення. Утворення кулястих скупчень переважає в регіонах зі спалахами зореутворення і у взаємодіючих галактиках. Також дослідження показують існування кореляції між масою центральної надмасивної чорної діри й розмірами кулястих скупчень в еліптичних і лінзоподібних галактиках. Маса чорної діри в таких галактиках часто наближається до сумарної маси кулястих скупчень у галактиці.

Дотепер нічого не відомо про існування кулястих скупчень з активним зореутворенням і це узгоджується з точкою зору, що вони зазвичай є найстарішими об'єктами в галактиці й складаються з дуже старих зір. Попередниками кулястих скупчень можуть бути дуже великі області зореутворення, відомі як гігантські зоряні скупчення (наприклад, Westerlund 1 у Чумацькому Шляху).

Склад

image
Зорі скупчення містять лише водень та гелій і називаються «низькометалічними».

Кулясті скупчення зазвичай складаються із сотень тисяч старих зір із низьким вмістом металів. Тип зір, що перебувають у кулястих скупченнях аналогічний зорям у балджі спіральної галактики. Вони не мають газу і пилу, які, як передбачають, вже давно увійшли до складу зір.

Кулясті скупчення мають високу концентрацію зір — в середньому близько 0,4 зорі на кубічний парсек, а в центрі скупчення 100 або навіть 1000 зір на кубічний парсек (для порівняння — в околицях Сонця концентрація становить 0,12 зір на кубічний парсек). Зазвичай відстань між зорями в кулястому скупченні становить близько 1 світлового року, але в його ядрі відстані стають сумірні з розмірами Сонячної системи (у 100 або 1000 разів ближчі, ніж найближчі до Сонця зорі).

Вважають, що кулясті скупчення не є сприятливим місцем для існування планетних систем, оскільки орбіти планет в ядрах густих скупчень динамічно нестійкі через збурення, що викликані проходженням сусідніх зір. Планета, що обертається на відстані 1 а. о. від зорі в ядрі густого скупчення (наприклад, NGC 104), теоретично могла б проіснувати лише порядку 100 млн років. Проте, науковці виявили планетну систему поблизу пульсара PSR B1620-26 у кулястому скупченні Мессьє 4, однак ці планети, ймовірно, утворилися після події, що призвела до утворення пульсара.

Деякі кулясті скупчення, наприклад, NGC 5139 в Чумацькому Шляху і в галактиці Андромеда, надзвичайно масивні (кілька мільйонів мас Сонця) і містять зорі кількох зоряних поколінь. Ці обидва скупчення можна вважати свідченням того, що надмасивні кулясті скупчення є ядрами карликових галактик, поглинених гігантськими галактиками. Близько чверті кулястих скупчень у Чумацькому Шляху, можливо, були поглинуті разом із їхньою материнською карликовою галактикою.

Деякі кулясті скупчення (наприклад, Мессьє 15) мають дуже масивні ядра, які можуть містити чорні діри, хоча моделювання показує, що наявні результати спостережень однаково добре пояснюються як наявністю менш масивних чорних дір, так і концентрацією нейтронних зір (або масивних білих карликів).

Металічність

image
Скупчення Мессьє 53 здивувало астрономів кількістю зір, які називають блакитними приблудами.

Галактики зазвичай складаються із зір населення II, що мають низький вміст елементів важчих гелію (у порівнянні з зорями населення I, зокрема, з Сонцем). Астрономи називають важчі за гелій елементи металами, а відносну концентрацію цих елементів у зорі — металічністю. Ці елементи утворюються в процесі зоряного нуклеосинтезу, потім повертаються в міжзоряне середовище, звідки потрапляють до складу нового покоління зір. Отож, частка важчих за гелій елементів може вказувати на вік зорі, і старі зорі зазвичай мають нижчу металічність.

Голландський астроном [en] помітив, що, судячи з усього, існує дві популяції кулястих скупчень, які відомі як «групи Оостерхофа». Обидві групи мають слабкі спектральні лінії металевих елементів, але лінії в зорях типу I (OoI) не такі слабкі, як у зорях типу II (OoII). Таким чином, тип I зір називають «багатими на метали» (наприклад, [en]), а тип II — «низькометалічними» (приміром, [en]).

Ці дві групи населення спостерігаються в багатьох галактиках, особливо в масивних еліптичних. Обидві групи за віком майже такі ж, як і сам Всесвіт, але відрізняються одна від одної вмістом металів. Для пояснення цієї відмінності висували різні гіпотези, зокрема бурхливі злиття з багатими на газ галактиками, поглинання карликових галактик, а також існування кількох фаз зореутворення в одній галактиці. У Чумацькому Шляху низькометалічні скупчення асоціюють з гало, а багаті на метали — з балджем.

У Чумацькому Шляху більшість низькометалічних скупчень вирівняні вздовж площини в зовнішній частині гало галактики. Це говорить про те, що другий тип скупчень захоплений з галактик-супутників, тобто, вони утворилися поза Чумацьким Шляхом. Різниця між двома типами скупчень в цьому випадку пояснюється різницею в середовищі галактик, які формували свої системи скупчень.

Екзотичні компоненти

У кулястих скупченнях щільність зір дуже висока і тому часто відбуваються близькі проходження й зіткнення. Наслідком цього є порівняно велика поширеність у кулястих скупченнях деяких екзотичних класів зір (наприклад, блакитні приблуди, мілісекундні пульсари і мікроквазари). Блакитні приблуди утворюється при злитті двох зір, можливо, внаслідок зіткнення з подвійною системою. Така зоря гарячіша за інші зорі скупчення, що мають таку саму світність, і цим відрізняється від зір головної послідовності, що утворилися при народженні скупчення.

Від 1970-х років астрономи шукають у кулястих скупченнях чорні діри, але для вирішення цього завдання потрібно високу роздільну здатність телескопа, тому лише після появи космічного телескопа Габбл відбулися перші підтверджені відкриття. На основі спостережень було зроблено припущення про наявність чорних дір проміжної маси: 4000 мас Сонця в кулястому скупченні Мессьє 15 і ~2× 104 М⊙ у скупченні в галактиці Андромеда. Рентгенівське і радіовипромінювання з Mayall II відповідають чорній дірі проміжної маси.

Вони становлять особливий інтерес, оскільки є першими відкритими чорними дірами, що мають проміжну масу між звичайними чорними дірами зоряної маси і надмасивними чорними дірами в ядрах галактик. Маса проміжної чорної діри пропорційна масі скупчення, що повторює закономірність справедливу для раніше виявленого співвідношення між масами надмасивних чорних дір і галактик, які їх оточують.

Наукове товариство зустріло твердження про наявність чорних дір з проміжною масою з деяким скептицизмом. Справа в тому, що найщільніші об'єкти в кулястих скупченнях, як передбачають, поступово сповільнюють свій рух і виявляються в центрі скупчення в результаті процесу, званого [en]». У кулястих скупченнях такими є білі карлики і нейтронні зорі. У дослідженнях Хольгера Баумгардта і його колег відзначено, що відношення маса-світність у M15 і Mayall II має різко зростати у напрямку до центру скупчення навіть без наявності чорної діри.

Діаграма Герцшпрунга — Рассела

image
Рис. 2. Діаграма колір-зоряна величина кулястого скупчення M3. Біля зоряної величини 19 розташоване характерне «коліно», де зорі починають входити в стадію гіганта.

Діаграма Герцшпрунга—Рассела (діаграма Г-Р) — графік, що показує залежність між абсолютною зоряною величиною і показником кольору. Показник кольору B−V є різницею між яскравістю зорі в синьому світлі, або B, і яскравістю у видимому світлі (жовто-зеленому), або V. Великі значення показника кольору BV вказують на холодну червону зорю, а негативні значення відповідають блакитний зорі з гарячою поверхнею. Коли зорі, що розташовані неподалік від Сонця, зображені на діаграмі Г-Р, то вона показує розподіл зір різної маси, віку та складу. Багато зір на діаграмі розміщені порівняно близько до похилій кривої, що йде від верхнього лівого кута (високі світності, ранні спектральні класи) в правий нижній кут (низькі світності, пізні спектральні класи). Ці зорі називають зорями головної послідовності. Однак діаграма також містить зорі, що перебувають на пізніших стадіях зоряної еволюції й зійшли з головної послідовності.

Оскільки всі зорі кулястого скупчення розташовані приблизно на однаковій відстані від нас, то їх абсолютна зоряна величина відрізняється від їх видимої зоряної величини приблизно на одне й те саме значення. Зорі головної послідовності в кулястому скупченні, як вважають, можна порівняти з аналогічними зорями в околицях Сонця. Точність цього припущення підтверджується порівнянними результатами, отриманими шляхом порівняння зоряних величин найближчих короткоперіодичних змінних зір (таких як RR Ліри і цефеїди) з тими самими типами зір у скупченні.

Зіставляючи криві на діаграмі Г-Р можна визначити абсолютну величину зір головної послідовності в скупченні. Це, в свою чергу, дає можливість оцінити відстань до скупчення, ґрунтуючись на значенні видимої зоряної величини. Різниця між відносною та абсолютною величиною, [en], дає оцінку відстані.

Коли зорі окремого кулястого скупчення наносять на діаграму Г-Р, то в багатьох випадках майже всі зорі потрапляють на досить добре окреслену криву, що відрізняється від діаграми Г-Р зір поблизу Сонця, яка об'єднує в одне ціле зорі різного віку й походження. Форма кривої для кулястих скупчень є характеристикою груп зір, що утворилися одночасно з одних і тих самих матеріалів і відрізняються лише за своєю початковою масою. Оскільки положення кожної зорі на діаграмі Г-Р залежить від віку, то форму кривої для кулястого скупчення можна використовувати для оцінки загального віку зоряного населення.

Наймасивніші зорі головної послідовності матимуть найвищу абсолютну зоряну величину, і ці зорі будуть першими, що перейдуть на стадію гіганта. У міру старіння скупчення, зорі з усе нижчими масами почнуть переходити на стадію гіганта, тому вік скупчення з одним типом зоряного населення можна виміряти шляхом пошуку зір, які лише починають переходити на стадію гіганта. Вони формують «коліно» на діаграмі Г-Р з поворотом у бік правого верхнього кута відносно основної лінії послідовності. Абсолютна зоряна величина в районі точки повороту напряму залежить від віку кулястого скупчення, тому шкалу віку можна побудувати на осі, паралельній до зоряної величини.

Крім того, вік кулястого скупчення можна визначити за температурою найхолодніших білих карликів. У результаті обчислень встановлено, що типовий вік кулястих скупчень може сягати 12,7 млрд років. За цим показником вони значно відрізняються від розсіяних скупчень, вік яких становить лише кілька десятків мільйонів років.

Вік кулястих скупчень накладає обмеження на граничний вік усього Всесвіту. Ця нижня межа була значною перешкодою в космології. На початку 1990-х років астрономи зіткнулися з оцінкою віку кулястих скупчень, яка давала більші значення, ніж дозволяли космологічні моделі. Однак, детальні вимірювання космологічних параметрів за допомогою deep sky surveys і наявності таких супутників, як COBE, судячи з усього вирішили цю проблему.

Дослідження еволюції кулястих скупчень можна також використовувати для визначення залежності змін у них від початкового складу пилу і газу, які формують скупчення. Дані, одержані при дослідженні кулястих скупчень, потім використовують для вивчення еволюції всього Чумацького Шляху.

У кулястих скупченнях спостерігаються деякі зорі, відомі як блакитні приблуди, які напевне продовжують рух по головній послідовності в напрямку яскравіших блакитних зір. Походження цих зір досі незрозуміле, але більшість моделей передбачає, що їх утворення є результатом передачі мас між зорями в подвійних і потрійних системах.

Морфологія

image
NGC 411 належить до класу розсіяних скупчень.

На відміну від розсіяних скупчень більшість кулястих скупчень залишаються гравітаційно пов'язаними протягом часу, який порівняний із тривалістю життя більшості їхніх зір. Однак, можливим винятком є випадок сильної припливної взаємодії з іншою великою масою, що призводить до розсіювання зір.

Після свого утворення зорі в кулястих скупченнях гравітаційно взаємодіють одна з одною. Як наслідок, вектори швидкості зір постійно змінюються і зорі втрачають будь-які ознаки своєї початкової швидкості. Характерний період, за який це відбувається, має назву час релаксації. Він пов'язаний з характерним часом, який зорі потрібно, щоб перетнути скупчення, а також кількістю зоряних мас у системі. Час релаксації має різне значення для різних скупчень, однак характерна величина становить близько мільярда років.

Еліптичність скупчень
Галактика Еліптичність
Чумацький Шлях 0.07±0.04
Велика Магелланова Хмара 0.16±0.05
Мала Магелланова Хмара 0.19±0.06
Галактика Андромеди 0.09±0.04

Хоча форма кулястих скупчень зазвичай близька до кулястої, але вони можуть набувати й форму еліпсоїда через припливні взаємодії. Скупчення Чумацького Шляху й галактики Андромеди зазвичай за формою є стисненими сфероїдами, тоді як у Великій Магеллановій Хмарі мають більш еліптичну форму.

Радіуси

Астрономи характеризують морфологію кулястих скупчень за допомогою стандартних радіусів, таких як: радіус ядра, (rc), ефективний радіус (rh) і припливний радіус (rt). Загальна світність скупчення падає з віддаленням від ядра і радіус ядра дорівнює відстані, на якій видима світність поверхні зменшується наполовину. Ефективним радіусом називається відстань від ядра, на якій загальна світність, що надходить від скупчення, зменшується вдвічі. Зазвичай він перевищує радіус ядра.

Ефективний радіус включає й деякі зорі зовнішньої частини скупчення (які проектуються на центральну його частину вздовж лінії зору), тож теоретики також застосовують півмасовий радіус (rm) — радіус від ядра, всередині якого сконцентрована половина маси скупчення. Якщо півмасовий радіус невеликий, відносно загального розміру скупчення, то воно має густе ядро. Як приклад можна навести Мессьє 3, який має загальні видимі розміри близько 18 кутових мінут, але півмасовий радіус — лише 1,12 кутової мінути.

Майже всі кулясті скупчення мають ефективний радіус менш як 10 пк, хоча добре відомо про кулясті скупчення з дуже великим ефективним радіусом (наприклад, NGC 2419 (Rh = 18 пк) і [en] (Rh = 25 пк)).

Припливний радіус або межа Роша — це відстань від центру кулястого скупчення, за якою зовнішнє тяжіння галактики може відірвати від скупчення окремі зорі. Припливний радіус Мессьє 3 становить близько 40′ or about 113 pc, що відповідає відстані приблизно 10,4 пк.

Сегрегація за масою, світність і колапс ядра

Якщо розглядати криву світності певного кулястого скупчення як функцію відстані від ядра, то більшість скупчень у Чумацькому Шляху показують поступове збільшення світності зі зменшенням відстані від ядра. Це виконується до певної відстані від ядра, на якій світність припиняє зростати. Зазвичай ця відстань становить 1—2 парсеки від ядра. Однак приблизно 20 % кулястих скупчень пройшли в своєму розвитку стадію, яку називають «колапс ядра». У цього типу скупчень світність не припиняє зростати увесь шлях до області ядра. Прикладом скупчення зі сколапсованим ядром є Мессьє 15.

image
NGC 104 — друге за світністю кулясте скупчення Чумацького Шляху після NGC 5139.

Вважають, що колапс ядра відбувається, коли масивніші зорі в кулястому скупченні зустрічають своїх менш масивних супутників. З часом динамічні процеси змушують окремі зорі зміщуватись на периферію скупчення. Це призводить до втрати кінетичної енергії всередині ядра змушуючи зорі, що залишилися, згрупуватися в центрі ядра і зайняти більш компактний об'єм. Коли трапляється така граві-термальна нестабільність, область у центрі скупчення стає щільно набитою зорями і яскравість поверхні скупчення утворює вістря степеневого закону. (Зауважте, що колапс ядра не є єдиним механізмом, який може спричинити такий розподіл світності; масивна чорна діра в ядрі також може утворити вістря світності). За довгий період часу це веде до концентрації масивних зір поблизу ядра. Цей феномен дістав назву [en].

Ефект динамічного нагрівання подвійних зоряних системи сприяє уникненню початкового колапсу ядра скупчення. Коли зоря проходить поруч з подвійною зоряною системою, орбіта цієї подвійної зорі має тенденцію до стиснення, що вивільняє енергію. І лише після того, як початкові подвійні зорі скупчення через різні взаємодії розпадуться, починається глибший колапс ядра скупчення. На противагу цьому, вплив припливного шоку внаслідок повторюваного проходження кулястого скупчення через площину спіральної галактики значно пришвидшує колапс ядра скупчення.

Різні стадії колапсу ядра можна розбити на три фази. Коли кулясте скупчення ще молоде, процес колапсу ядра починається з зір поблизу ядра скупчення. Однак взаємодії між подвійними зорями заважають подальшому колапсу ядра коли скупчення досягає середнього віку. Пізніше, центральні подвійні зоряні системи або розриваються, або викидаються з центру скупчення, що веде до щільнішої концентрації зір у ядрі скупчення.

Взаємодія зір в регіоні сколапсованого ядра призводить до утворення подвійних зір. Коли інші зорі взаємодіють з цими подвійними системами, то це підвищує енергію всередині ядра, а отже примушує скупчення знову розширюватись. Оскільки середній час колапсу ядра зазвичай менший, ніж вік галактики, то багато галактичних кулястих скупчень можливо вже пройшли через стадію колапсу ядра, а потім нового розширення.

Дослідники застосовували телескоп Габбл, щоб надати переконливі підтвердження цього процесу сортування зір за масою всередині кулястих скупчень. Важчі зорі сповільнюються і зосереджуюються в ядрах скупчень, тоді як легші зорі набирають швидкість й більше часу перебувають на периферії. Кулясте скупчення NGC 104, яке містить близько мільйона зір, є одним із найщільніших кулястих скупчень у південній півкулі неба. Це скупчення було предметом інтенсивної фотографічної зйомки, яка дозволила астрономам простежити за рухом його зір. Вони отримали точні швидкості для майже 15 000 зір у цьому скупченні.

Дослідження 13 кулястих скупчень у Чумацькому Шляху, яке провів 2008 року John Fregeau, показало, що три з них містять незвично велику кількість рентгенівських подвійних, а це говорить про середній вік скупчень. Раніше ці кулясті скупчення відносили до класу старих, оскільки зорі в їхніх ядрах розташовані дуже щільно (інша ознака, яку застосовують астрономи, щоб визначити вік). Можна прийти до висновку, що більшість кулястих скупчень, включаючи решту десять, які вивчав Fregeau, молодого, а не середнього віку, як вважали раньше.

Середні світності кулястих скупчень всередині Чумацького Шляху і галактики Андромеди можна змоделювати за допомогою кривої Гауса, яка виражається двома значенням — середньою зоряною величиною Mv та змінністю σ2. Цей розподіл світності кулястих скупчень має назву функція світності кулястих скупчень. (Для Чумацького шляху, Mv = −7,20 ± 0,13, σ = 1,1 ± 0,1 величин.) Цю функцію також використовували як стандартні свічки для вимірювання відстаней до інших галактик, припустивши, що кулясті скупчення в інших галактиках підпорядковуються тим самим законам, що й у нашій.

Моделювання системи N тіл

Обрахунки взаємодії між зорями всередині кулястого скупчення вимагають розв'язання так званої задачі N тіл. Це означає, що кожна зоря всередині скупчення постійно взаємодіє з рештою N−1 зір, де N — повна кількість зір у скупчення. Алгоритмічна складність такої задачі динамічного моделювання зростає пропорційно до N 3,, отож моделювання такого скупчення може потребувати колосальних обчислювальних ресурсів. Ефективним методом математичного моделювання системи N тіл у кулястому скупченні є розбиття цього скупчення на невеликі об'єми і діапазони швидкостей з використанням імовірностей для визначення розташування зір. Потім рухи зір можна описати за допомогою рівняння Фоккера-Планка. Його можна розв'язати в спрощеному вигляді, або застосовуючи метод Монте-Карло і використовуючи випадкові величини. Однак процес моделювання стає набагато складнішим коли потрібно взяти до уваги наявність подвійних зір і взаємодію з зовнішніми силами тяжіння (такими як вплив Чумацького Шляху).

Результат моделювання системи N тіл показує, що зорі можуть рухатись всередині скупчення по незвичайних траєкторіях, часто утворюючи петлі, а в інших випадках рухаючись по прямій у бік ядра. Це відрізняється від руху одинарної зорі навколо центру мас. Крім того, в результаті взаємодії зір між собою, деякі з них набувають великої швидкості, достатньої навіть щоб залишити скупчення. За довгий проміжок часу це призводить до розсіювання скупчення і цей процес називається «випаровуванням». Зазвичай випаровування кулястого скупчення триває близько 1010 років. 2010 року стало можливим безпосередньо, зоря за зорею, робити моделювання N тіл для кулястого скупчення впродовж усього його існування.

Подвійні зорі становлять до половини загальної кількості зоряних систем. Числове моделювання кулястих скупчень, що подвійні зорі можуть сповільнювати і навіть запускати в зворотньому напрямку процес колапсу ядер у них. Коли зоря в скупченні вступає в гравітаційну взаємодію з подвійною системою, то як можливий наслідок подвійна зоря може ущільнюватись і віддавати свою енергію у вигляді кінетичної енергії одинарній зорі. Коли масивні зорі в скупченні прискорюються завдяки цьому процесу, вони можуть сповільнювати ущільнення ядра й обмежувати його.

Остаточна доля кулястого скупчення — або акреція зір у ядро, що спричиняє його поступове стискання, або втрата зір зовнішніх шарів.

Проміжні форми

image
Мессьє 10 — кулясте скупчення, що лежить на відстані близько 15 000 світлових років від Землі, у напрямку сузір'я Змієносця

Не завжди легко провести межу між різними типами скупчень. Астрономи знайшли об'єкти, які мають проміжний тип. Наприклад, BH 176 у південній частині Чумацького Шляху має властивості як розсіяного, так і кулястого скупчення.

2005 року астрономи відкрили зовсім новий тип зоряних скупчень у галактиці Андромеди. За деякими характеристиками він нагадує кулясті скупчення: подібна кількість зір (сотні тисяч), подібний розподіл за популяціями й металічністю. Але такі скупчення мають набагато більші розміри, ніж кулясті — кілька сотень тисяч світлових років у поперечнику. Отже, зорі в ньому розташовані набагато далі одна від одної. За своїми параметрами цей новий тип скупчень займає якесь проміжне положення між кулястим скупченням і карликовою сфероїдальною галактикою.

Ще не встановлено механізм формування цих скупчень, але припускають, що він може нагадувати механізм формування кулястих скупчень. Поки що залишається загадкою, чому M31 має такі скупчення, тоді як у Чумацькому Шляху вони відсутні. Також невідомо, чи є в інших галактиках скупчення цього нового типу, але дуже малоймовірно, що їх містить лише M31.

Кулясті скупчення нашої Галактики

Кулясті скупчення є колективними членами нашої Галактики і входять до її : вони обертаються навколо центру мас Чумацького Шляху дуже витягнутими орбітами зі швидкостями image200 км/с та періодами обертання 108—109 років. Вік кулястих скупчень нашої Галактики наближений до її власного віку, що підтверджується їх діаграмами Герцшпрунга-Рассела, які містять характерний обрив головної послідовності з блакитного боку, що вказує на перетворення масивних зір — членів скупчення — на червоних гігантів (див. рис. 2).
Кулясті скупчення досить поширені; у нашій Галактиці їх відомо близько 150. Найбільше кулясте скупчення нашої Галактики — ω Центавра — може бути залишком неправильної галактики, колись захопленої Чумацьким Шляхом.

На відміну від розсіяних скупчень та зоряних асоціацій, міжзоряне середовище кулястих скупчень містять мало газу: цей факт пояснюється, з одного боку низькою параболічною швидкістю, що становить image10—30 км/с і, з іншого боку, їх більшим віком; додатковим фактором, зважаючи на все, є періодичне проходження через галактичний диск, у якому концентруються газові хмари, що сприяє «вимітанню» газу зі скупчень внаслідок таких проходжень.

Кулясті скупчення в інших галактиках

В інших галактиках (наприклад, у Магелланових Хмарах), спостерігаються й відносно молоді кулясті скупчення.

Див. також

Примітки

  1. Sharp N. A. . . Архів оригіналу за 17 жовтня 2014. Процитовано 10 жовтня 2014.
  2. Boyd R. N. An introduction to nuclear astrophysics. — Chicago : University of Chicago Press, 2007. — 422 p. — .
  3. Harris W. E. (2010-12). . McMaster University. Архів оригіналу за 22 лютого 2012. Процитовано 26 січня 2013. (видана версія 1996 року: Harris W. E. A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way // Astronomical Journal. — Т. 112. — Bibcode:1996AJ....112.1487H. — DOI:10.1086/118116.
  4. Frommert H. (2011-06). . SEDS. Архів оригіналу за 15 жовтня 2014. Процитовано 10 жовтня 2014.
  5. Ashman K. M., Zepf S. E. The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies. — 1992. — Т. 384. — С. 50—61. — ISSN 0004-637X. — Bibcode:1992ApJ...384...50A. — DOI:10.1086/170850.
  6. Ashman, 1998, с. 2.
  7. Shapley H. Globular Clusters and the Structure of the Galactic System // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1918. — Vol. 30, no. 173. — P. 42—54. — ISSN 0004-6280. — Bibcode:1965PASP...77..336S. — JSTOR 40710119
  8. Hogg H. S. Harlow Shapley and Globular Clusters // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1965. — Vol. 77, no. 458. — P. 336—346. — ISSN 0004-6280. — DOI:10.1086/128229. — JSTOR 40674226
  9. . . 13 травня 2015. Архів оригіналу за 28 січня 2016. Процитовано 14 травня 2015.
  10. Piotto G., Bedin L. R., Anderson J. et al. A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808 // The Astrophysical Journal Letters. — 2007. — Vol. 661, no. 1. — P. L53—L56. — ISSN 1538-4357. — Bibcode:2007ApJ...661L..53P. — DOI:10.1086/518503.
  11. Chaboyer B. Globular Cluster Age Dating // Astrophysical Ages and Times Scales / Ed. by T. v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. — San Francisco : Astronomical Society of the Pacific, 2001. — Vol. 245. — P. 162—172. — (ASP Conference Series) — . — Bibcode: 2001ASPC..245..162C
  12. Piotto G. Observations of multiple populations in star clusters // The Ages of Stars. — International Astronomical Union, 2009. — Vol. 4. — P. 233—244. — (Proceedings of the International Astronomical Union) — Bibcode: 2009IAUS..258..233P — arXiv:0902.1422
  13. Weaver D., Villard R., Christensen L. L. та ін. (2 травня 2007). (англ.). HubbleSite. Архів оригіналу за 23 вересня 2016. Процитовано 1 листопада 2014. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= ()
  14. Amaro-Seoane, P.; Konstantinidis, S.; Brem, P.; Catelan, M. (2013). Mergers of multimetallic globular clusters: the role of dynamics. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (1): 809—821. arXiv:1108.5173. Bibcode:2013MNRAS.435..809A. doi:10.1093/mnras/stt1351.
  15. Elmegreen B. G., Efremov Yu. N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas // The Astrophysical Journal. — 1997. — Vol. 480, no. 1. — P. 235—245. — ISSN 0004-637X. — Bibcode:1997ApJ...480..235E. — DOI:10.1086/303966.
  16. Burkert A., Tremaine S. A Correlation Between Central Supermassive Black Holes and the Globular Cluster Systems of Early-type Galaxies // The Astrophysical Journal. — 2010. — Vol. 720, no. 1. — P. 516—521. — ISSN 0004-637X. — arXiv:1004.0137. — Bibcode:2010ApJ...720..516B. — DOI:10.1088/0004-637X/720/1/516.
  17. Negueruela I., Clark S. (22 березня 2005). (англ.). European Southern Observatory. Архів оригіналу за 28 березня 2016. Процитовано 1 листопада 2014.
  18. (англ.). SpaceTelescope. 27 червня 2011. Архів оригіналу за 29 січня 2016. Процитовано 1 листопада 2014.
  19. Talpur J. (1997). . . Архів оригіналу за 30 грудня 2012. Процитовано 26 січня 2013.
  20. . Архів оригіналу за 15 грудня 2012. Процитовано 18 березня 2016.
  21. . Архів оригіналу за 8 травня 2019. Процитовано 18 березня 2016.
  22. Sigurdsson S. Planets in globular clusters? // The Astrophysical Journal Letters. — 1992. — Vol. 399, no. 1. — P. L95—L97. — ISSN 0004-637X. — Bibcode:1992ApJ...399L..95S. — DOI:10.1086/186615.
  23. Arzoumanian Z., Joshi K., Rasio F. A., Thorsett S. E. Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System // Pulsars: Problems and Progress. Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union. — San Francisco : Astronomical Society of the Pacific, 1996. — Vol. 105. — P. 525—530. — (Astronomical Society of the Pacific Conference Series) — ISBN 1050-3390. — Bibcode: 1996ASPC..105..525A — arXiv:astro-ph/9605141
  24. Bekki K., Freeman K. C. Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2003. — Vol. 346, no. 2. — P. L11—L15. — ISSN 0035-8711. — Bibcode:2003MNRAS.346L..11B. — DOI:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x.
  25. Forbes D. A., Bridges T. Accreted versus in situ Milky Way globular clusters // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2010. — Vol. 404, no. 3. — P. 1203—1214. — ISSN 0035-8711. — arXiv:1001.4289. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x.
  26. van der Marel R. (16 березня 2002). Black Holes in Globular Clusters (англ.). Space Telescope Science Institute. Архів оригіналу за 30 травня 2012. Процитовано 1 листопада 2014.
  27. (англ.). SpaceTelescope. 3 жовтня 2011. Архів оригіналу за 3 серпня 2014. Процитовано 1 листопада 2014.
  28. Green S. F., Jones M. H., Burnell S. J. An Introduction to the Sun and Stars. — Cambridge : Cambridge University Press, 2004. — P. 240. — .
  29. van Albada T. S., Baker N. On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters // The Astrophysical Journal. — 1973. — Vol. 185. — P. 477—498. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/152434.
  30. Buonanno, R., Corsi, C.E., Pulone, L. (1995). . Astronomical Journal. Т. 109. Архів оригіналу за 7 листопада 2020. Процитовано 19 квітня 2014.
  31. . Globular cluster ESO 280-SC06, in Ara. Архів оригіналу за 18 липня 2021. Процитовано 19 квітня 2014.
  32. Harris W. E. Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center // The Astronomical Journal. — 1976. — Vol. 81. — P. 1095—1116. — ISSN 0004-6256. — Bibcode:1976AJ.....81.1095H. — DOI:10.1086/111991.
  33. Yoon S.-J., Lee Y.-W. An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way // Science. — 2002. — Vol. 297, no. 5581. — P. 578—581. — ISSN 0036-8075. — arXiv:astro-ph/0207607. — Bibcode:2002Sci...297..578Y. — DOI:10.1126/science.1073090. — PMID 12142530 .
  34. Leonard P. J. T. Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem // The Astronomical Journal. — 1989. — Vol. 98. — P. 217—226. — ISSN 0004-6256. — Bibcode:1989AJ.....98..217L. — DOI:10.1086/115138.
  35. Murphy B. W. A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters // Mercury. — 1999. — Vol. 28, no. 4. — ISSN 0047-6773. з джерела 21 травня 2006. Процитовано 2016-03-19.
  36. Savage D., Neal N., Villard R. та ін. (17 вересня 2002). (англ.). HubbleSite. Архів оригіналу за 7 лютого 2012. Процитовано 1 листопада 2014. {{}}: Явне використання «та ін.» у: |author= ()
  37. Finley D. (28 травня 2007). (англ.). National Radio Astronomy Observatory. Архів оригіналу за 25 липня 2008. Процитовано 1 листопада 2014.
  38. Baumgardt H., Hut P., Makino J. et al. On the Central Structure of M15 // The Astrophysical Journal Letters. — 2003. — Vol. 582, no. 1. — P. L21—L24. — ISSN 1538-4357. — arXiv:astro-ph/0210133v3. — Bibcode:2003ApJ...582L..21B. — DOI:10.1086/367537.
  39. Baumgardt H., Makino J., Hut P. et al. A Dynamical Model for the Globular Cluster G1 // The Astrophysical Journal Letters. — 2003. — Vol. 589, no. 1. — P. L25—L28. — ISSN 1538-4357. — arXiv:astro-ph/0301469. — Bibcode:2003ApJ...589L..25B. — DOI:10.1086/375802.
  40. Сурдин В. Г. (рос.). Астронет. Архів оригіналу за 14 березня 2012. Процитовано 1 листопада 2014.
  41. Shapley H. Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III. // The Astrophysical Journal. — 1917. — Vol. 45. — P. 118—141. — ISSN 0004-637X. — Bibcode:1917ApJ....45..118S. — DOI:10.1086/142314.
  42. Schwarzschild M. Structure and Evolution of the Stars. — New York : Dover, 1958. — 296 p. — (Dover books on astronomy) — .
  43. Sandage A. Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3. // The Astrophysical Journal. — 1957. — Vol. 126. — P. 326—340. — ISSN 0004-637X. — Bibcode:1957ApJ...126..326S. — DOI:10.1086/146405.
  44. Hansen B. M. S., Brewer J., Fahlman G. G. et al. The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4 // The Astrophysical Journal Letters. — 2002. — Vol. 574, no. 2. — P. L155—L158. — ISSN 1538-4357. — arXiv:astro-ph/0205087. — Bibcode:2002ApJ...574L.155H. — DOI:10.1086/342528.
  45. Gratton R., Pasquini L. (2 березня 2001). (англ.). European Southern Observatory. Архів оригіналу за 8 травня 2019. Процитовано 1 листопада 2014.
  46. . ESO Picture of the Week. Архів оригіналу за 1 лютого 2013. Процитовано 12 лютого 2013.
  47. Benacquista, Matthew J. (2006). . Living Reviews in Relativity. Архів оригіналу за 13 жовтня 2006. Процитовано 14 серпня 2006.
  48. Staneva, A.; Spassova, N.; Golev, V. (1996). The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy. Astronomy and Astrophysics Supplement. 116 (3): 447—461. Bibcode:1996A&AS..116..447S. doi:10.1051/aas:1996127.
  49. Frenk, C. S.; White, S. D. M. (1980). The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (3): L39—L42. arXiv:astro-ph/9702024. Bibcode:1997astro.ph..2024G. doi:10.1093/mnras/286.3.l39.
  50. Kenneth Janes (November 2000). (PDF). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. с. 2. Архів оригіналу (PDF) за 1 липня 2015. Процитовано 26 March 2014.
  51. Buonanno, R.; Corsi, C. E.; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, F. R.; Fusi Pecci, F.; Corsi; Buzzoni; Cacciari; Ferraro; Fusi Pecci (1994). The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars. Astronomy and Astrophysics. 290: 69—103. Bibcode:1994A&A...290...69B.
  52. (November 2007). Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, in press. 385 (1): L20. arXiv:0711.4795. Bibcode:2008MNRAS.385L..20V. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x.
  53. Da Costa, G. S.; Freeman, K. C. (May 1976). . ApJ. 206 (1): 128—137. Bibcode:1976ApJ...206..128D. doi:10.1086/154363. Архів оригіналу за 8 серпня 2018. Процитовано 6 грудня 2014.
  54. Brosche, P.; Odenkirchen, M.; Geffert, M. (March 1999). . New Astronomy. 4 (2): 133—139. Bibcode:1999NewA....4..133B. doi:10.1016/S1384-1076(99)00014-7. Архів оригіналу за 8 серпня 2018. Процитовано 7 грудня 2014.
  55. Djorgovski, S.; King, I. R. (1986). A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters. Astrophysical Journal. 305: L61—L65. Bibcode:1986ApJ...305L..61D. doi:10.1086/184685.
  56. Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1998). Globular cluster systems. Cambridge astrophysics series. Т. 30. Cambridge University Press. с. 29. ISBN .
  57. Binney, James; Merrifield, Michael (1998). Galactic astronomy. Princeton series in astrophysics. Princeton University Press. с. 371. ISBN .
  58. Vanbeveren, D. (2001). The influence of binaries on stellar population studies. Astrophysics and space science library. Т. 264. Springer. с. 397. ISBN .
  59. Spitzer, L., Jr. (June 2–4, 1986). P. Hut and S. McMillan (ред.). Dynamical Evolution of Globular Clusters. The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics, Proceedings of a Workshop Held at the Institute for Advanced Study. Т. 267. Princeton, USA: Springer-Verlag, Berlin Heidelberg New York. с. 3. Bibcode:1986LNP...267....3S. doi:10.1007/BFb0116388.
  60. Gnedin, Oleg Y.; Lee, Hyung Mok; Ostriker, Jeremiah P. (September 1999). Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters. The Astrophysical Journal. 522 (2): 935—949. arXiv:astro-ph/9806245. Bibcode:1999ApJ...522..935G. doi:10.1086/307659.
  61. Bahcall, John N.; Piran, Tsvi; Weinberg, Steven (2004). Dark matter in the universe (вид. 2nd). World Scientific. с. 51. ISBN .
  62. . Hubble News Desk. 4 жовтня 2006. Архів оригіналу за 7 жовтня 2008. Процитовано 24 жовтня 2006.
  63. Baldwin, Emily (29 квітня 2008). . Astronomy Now Online. Архів оригіналу за 2 травня 2008. Процитовано 2 травня 2008.
  64. Secker, Jeff (1992). A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution. Astronomical Journal. 104 (4): 1472—1481. Bibcode:1992AJ....104.1472S. doi:10.1086/116332.
  65. Benacquista, Matthew J. (20 лютого 2002). . Living Reviews in Relativity. Архів оригіналу за 3 березня 2016. Процитовано 25 жовтня 2006.
  66. Hut, Piet; Makino, Jun. . The Art of Computational Science. Архів оригіналу за 5 лютого 2012. Процитовано 26 березня 2012.
  67. Heggie, D. C.; Giersz, M.; Spurzem, R.; Takahashi, K. (1998). Johannes Andersen (ред.). Dynamical Simulations: Methods and Comparisons. Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997. Kluwer Academic Publishers. с. 591. Bibcode:1997astro.ph.11191H.
  68. Benacquista, Matthew J. (2006). . Living Reviews in Relativity. 9. doi:10.12942/lrr-2006-2. Архів оригіналу за 3 березня 2006. Процитовано 19 березня 2016.
  69. J. Goodman and P. Hut, ред. (1985). Dynamics of Star Clusters (International Astronomical Union Symposia). Springer. ISBN .
  70. Hasani Zonoozi, Akram та ін. (March 2011). Direct N-body simulations of globular clusters – I. Palomar 14. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 411 (3): 1989—2001. arXiv:1010.2210. Bibcode:2011MNRAS.411.1989Z. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17831.x.
  71. Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). . Mercury. 28: 26. Bibcode:1999Mercu..28d..26M. Архів оригіналу за 21 травня 2006. Процитовано 2 червня 2006.
  72. Zhou, Yuan; Zhong, Xie Guang (June 1990). The core evolution of a globular cluster containing massive black holes. Astrophysics and Space Science. 168 (2): 233—241. Bibcode:1990Ap&SS.168..233Y. doi:10.1007/BF00636869.
  73. Pooley, Dave. . UW-Madison. Архів оригіналу за 19 червня 2010. Процитовано 11 грудня 2008.
  74. . ESA/Hubble Picture of the Week. Архів оригіналу за 20 червня 2012. Процитовано 18 червня 2012.
  75. Ortolani, S.; Bica, E.; Barbuy, B.; Bica; Barbuy (1995). BH 176 and AM-2: globular or open clusters?. Astronomy and Astrophysics. 300: 726. Bibcode:1995A&A...300..726O.
  76. Huxor, A. P.; Tanvir, N. R.; Irwin, M. J.; R. Ibata (2005). A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360 (3): 993—1006. arXiv:astro-ph/0412223. Bibcode:2005MNRAS.360.1007H. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.
  77. Harris, William E. (February 2003). . Архів оригіналу за 22 лютого 2012. Процитовано 31 травня 2010.
  78. . Astrogorizont.com. 22.04.2008. Архів оригіналу за 21.09.2008. Процитовано 20.02.2016.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Kulyaste zoryane skupchennya zoryane skupchennya sho vidriznyayetsya vid rozsiyanogo skupchennya bilshoyu kilkistyu zir i chitko okreslenoyu simetrichnoyu formoyu zi zbilshennyam koncentraciyi zir do centru skupchennya Ris 1 Kulyaste skupchennya M13 v suzir yi Gerkulesa Mistit kilka tisyach zir Prostorovi koncentraciyi zir u centralnih oblastyah kulyastih skupchen 103 104 pk 3 v okolicyah Soncya prostorova koncentraciya zir stanovit 0 13 pk 3 kilkist zir 104 106 Diametri kulyastih skupchen stanovlyat 20 60 pk masi 104 106 sonyachnih Istoriya sposterezhenVidkrittya kulyastih skupchen Nazva Pershovidkrivach Rik Messye 22 Abraham Ajl 1665 NGC 5139 Edmond Gallej 1677 Messye 5 1702 Gerkulesa Edmond Gallej 1714 Messye 71 Zhan Filip de Shezo 1745 Messye 4 Zhan Filipp de Shezo 1746 Messye 15 Dzhovanni Domeniko Maraldi 1746 Messye 2 Dzhovanni Domeniko Maraldi 1746 Kulyaste skupchennya Gerkulesa v suzir yi Gerkulesa Mistit kilka tisyach zir Pershe kulyaste zoryane skupchennya Messye 22 viyaviv nimeckij astronom amator en 1665 roku prote cherez neveliku aperturu rannih teleskopiv rozrizniti okremi zori v nomu bulo nemozhlivo Virizniti zori v kulyastomu skupchenni vpershe vdalosya Sharlyu Messye pid chas sposterezhennya Messye 4 Abat Nikolya Luyi de Lakajl dodav do svogo katalogu 1751 1752 rokiv skupchennya piznishe vidomi yak NGC 104 NGC 4833 Messye 55 Messye 69 i NGC 6397 Programu doslidzhennya iz zastosuvannyam velikih teleskopiv rozpochav 1782 roku Fridrih Vilyam Gershel sho dozvolilo virizniti okremi zori v usih 34 vidomih na toj chas kulyastih skupchennyah Krim togo vin viyaviv she 36 skupchen 1789 roku Gershel sklav katalog ob yektiv dalekogo kosmosu u yakomu vpershe vzhiv nazvu kulyaste skupchennya angl globular cluster dlya opisu ob yektiv podibnogo tipu Kilkist znajdenih kulyastih skupchen prodovzhuvala zrostati dosyagnuvshi 83 odinic 1915 roku 93 1930 roku i 97 1947 roku Stanom na 2011 rik u Chumackomu Shlyahu viyavleno 157 skupchen she 18 ob yektiv ye kandidatami a yih zagalnu kilkist ocinyuyut chislom 180 20 Vvazhayut sho neviyavleni kulyasti skupchennya hovayutsya za galaktichnimi hmarami gazu i pilu Pochinayuchi z 1914 roku seriyu doslidzhen kulyastih skupchen zrobiv amerikanskij astronom Garlou Shepli yih rezultati buli opublikovani v 40 naukovih robotah Vin vivchav u skupchennyah zminni tipu RR Liri yaki yak vin pripuskav buli cefeyidami i zastosovuvav zalezhnist period svitnist dlya ocinki vidstanej Piznishe bulo vstanovleno sho zminni tipu RR Liri mayut menshu svitnist nizh cefeyidi i Shepli naspravdi pereociniv vidstan do skupchen Absolyutna bilshist kulyastih skupchen Chumackogo Shlyahu roztashovana na dilyanci neba navkolo galaktichnogo yadra prichomu bagato z nih skoncentrovani bezposeredno bilya yadra 1918 roku Shepli skoristavsya z nastilki znachnogo asimetrichnogo rozpodilu skupchen shob viznachiti rozmiri nashoyi Galaktiki Pripuskayuchi sho rozpodil kulyastih skupchen navkolo centru galaktiki blizkij do kulyastogo vin vikoristovuvav yih koordinati dlya ocinki polozhennya Soncya vidnosno galaktichnogo centru Popri te sho jogo ocinka vidstani mala znachnu pohibku vona pokazuvala sho rozmiri Galaktiki buli nabagato bilshimi nizh vvazhalosya ranishe Pohibka bula pov yazana z nayavnistyu mizhzoryanogo pilu v Chumackomu Shlyahu yakij chastkovo poglinav svitlo vid kulyastogo skupchennya roblyachi jogo tmyanishim i takim chinom nibi bilsh viddalenim Odnak ocinka rozmiriv Galaktiki yaku zrobiv Shepli bula togo zh poryadku yakij pobutuye nini Vimiryuvannya Shepli takozh pokazali sho Sonce perebuvaye dosit daleko vid centru Galaktiki usuperech chinnim na toj chas uyavlennyam zasnovanim na sposterezhennyah rozpodilu zvichajnih zir Naspravdi zori koncentruyutsya do galaktichnogo disku i tomu neridko hovayutsya za mizhzoryanim gazom i pilom yakih u disku bagato todi yak kulyasti skupchennya perebuvayut poza mezhami diska j yih mozhna pobachiti z nabagato bilshoyi vidstani Klasifikaciya kulyastih skupchen U doslidzhenni skupchen dlya Shepli dopomagali en i Gelen Soyer piznishe Gogg U 1927 1929 rokah Shepli i Soyer rozpochali klasifikaciyu skupchen za stupenem koncentraciyi zir Skupchennya z najbilshoyu koncentraciyeyu voni vidnesli do klasu I i dali ranzhuvali yih u miru zmenshennya koncentraciyi do klasu XII inodi klasi poznachayutsya arabskimi ciframi 1 12 Cya klasifikaciya distala nazvu en 2015 roku bulo zaproponovano novij tip kulyastih skupchen temni kulyasti skupchennya FormuvannyaNGC 2808 skladayetsya z troh riznih pokolin zir Doteper utvorennya kulyastih skupchen zalishayetsya do kincya ne vivchenim fenomenom i vse she nezrozumilo chi skladayetsya kulyaste skupchennya iz zir odnogo pokolinnya abo zh vono skladayetsya z zir yaki projshli cherez bagatorazovi cikli vprodovzh kilkoh soten miljoniv rokiv U bagatoh kulyastih skupchennyah bilshist zir perebuvayut priblizno na odnij stadiyi evolyuciyi sho daye pidstavu pripustiti sho sformuvalisya voni priblizno odnochasno Prote istoriya formuvannya zir variyuyetsya vid skupchennya do skupchennya j u deyakih vipadkah u skupchenni perebuvayut rizni populyaciyi zir Prikladom cogo mozhut buti kulyasti skupchennya u Velikij Magellanovij Hmari yaki demonstruyut bimodalne zoryane naselennya U rannomu vici ci skupchennya mozhlivo zitknulisya z veletenskoyu molekulyarnoyu hmaroyu yaka viklikala novu hvilyu formuvannya zir odnak cej period zoreutvorennya vidnosno korotkij u porivnyanni z vikom kulyastih skupchen Deyaki astronomi takozh pripustili sho prichinoyu nayavnosti kilkoh pokolin u skupchenni mozhe buti yihnye dinamichne pohodzhennya Napriklad u galaktici NGC 4038 teleskop Gabbl virizniv skupchennya skupchen dilyanku galaktiki sho prostyagayetsya na sotni parsekiv u yakij bagato iz cih skupchen zreshtoyu zishtovhuvatimutsya i zlivatimutsya odne z odnim Sered nih zustrichayutsya skupchennya riznogo viku i mozhlivo metalichnosti a otzhe yih zlittya imovirno prizvede do utvorennya skupchen z bimodalnimi abo navit bagatomodalnimi rozpodilami populyacij Sposterezhennya za kulyastimi skupchennyami pokazuyut sho voni vinikayut zdebilshogo v regionah z efektivnim zoreutvorennyam tobto tam de mizhzoryane seredovishe maye vishu gustinu u porivnyanni zi zvichajnimi oblastyami zoreutvorennya Utvorennya kulyastih skupchen perevazhaye v regionah zi spalahami zoreutvorennya i u vzayemodiyuchih galaktikah Takozh doslidzhennya pokazuyut isnuvannya korelyaciyi mizh masoyu centralnoyi nadmasivnoyi chornoyi diri j rozmirami kulyastih skupchen v eliptichnih i linzopodibnih galaktikah Masa chornoyi diri v takih galaktikah chasto nablizhayetsya do sumarnoyi masi kulyastih skupchen u galaktici Doteper nichogo ne vidomo pro isnuvannya kulyastih skupchen z aktivnim zoreutvorennyam i ce uzgodzhuyetsya z tochkoyu zoru sho voni zazvichaj ye najstarishimi ob yektami v galaktici j skladayutsya z duzhe starih zir Poperednikami kulyastih skupchen mozhut buti duzhe veliki oblasti zoreutvorennya vidomi yak gigantski zoryani skupchennya napriklad Westerlund 1 u Chumackomu Shlyahu SkladZori skupchennya mistyat lishe voden ta gelij i nazivayutsya nizkometalichnimi Kulyasti skupchennya zazvichaj skladayutsya iz soten tisyach starih zir iz nizkim vmistom metaliv Tip zir sho perebuvayut u kulyastih skupchennyah analogichnij zoryam u baldzhi spiralnoyi galaktiki Voni ne mayut gazu i pilu yaki yak peredbachayut vzhe davno uvijshli do skladu zir Kulyasti skupchennya mayut visoku koncentraciyu zir v serednomu blizko 0 4 zori na kubichnij parsek a v centri skupchennya 100 abo navit 1000 zir na kubichnij parsek dlya porivnyannya v okolicyah Soncya koncentraciya stanovit 0 12 zir na kubichnij parsek Zazvichaj vidstan mizh zoryami v kulyastomu skupchenni stanovit blizko 1 svitlovogo roku ale v jogo yadri vidstani stayut sumirni z rozmirami Sonyachnoyi sistemi u 100 abo 1000 raziv blizhchi nizh najblizhchi do Soncya zori Vvazhayut sho kulyasti skupchennya ne ye spriyatlivim miscem dlya isnuvannya planetnih sistem oskilki orbiti planet v yadrah gustih skupchen dinamichno nestijki cherez zburennya sho viklikani prohodzhennyam susidnih zir Planeta sho obertayetsya na vidstani 1 a o vid zori v yadri gustogo skupchennya napriklad NGC 104 teoretichno mogla b proisnuvati lishe poryadku 100 mln rokiv Prote naukovci viyavili planetnu sistemu poblizu pulsara PSR B1620 26 u kulyastomu skupchenni Messye 4 odnak ci planeti jmovirno utvorilisya pislya podiyi sho prizvela do utvorennya pulsara Deyaki kulyasti skupchennya napriklad NGC 5139 v Chumackomu Shlyahu i v galaktici Andromeda nadzvichajno masivni kilka miljoniv mas Soncya i mistyat zori kilkoh zoryanih pokolin Ci obidva skupchennya mozhna vvazhati svidchennyam togo sho nadmasivni kulyasti skupchennya ye yadrami karlikovih galaktik poglinenih gigantskimi galaktikami Blizko chverti kulyastih skupchen u Chumackomu Shlyahu mozhlivo buli poglinuti razom iz yihnoyu materinskoyu karlikovoyu galaktikoyu Deyaki kulyasti skupchennya napriklad Messye 15 mayut duzhe masivni yadra yaki mozhut mistiti chorni diri hocha modelyuvannya pokazuye sho nayavni rezultati sposterezhen odnakovo dobre poyasnyuyutsya yak nayavnistyu mensh masivnih chornih dir tak i koncentraciyeyu nejtronnih zir abo masivnih bilih karlikiv Metalichnist Skupchennya Messye 53 zdivuvalo astronomiv kilkistyu zir yaki nazivayut blakitnimi pribludami Galaktiki zazvichaj skladayutsya iz zir naselennya II sho mayut nizkij vmist elementiv vazhchih geliyu u porivnyanni z zoryami naselennya I zokrema z Soncem Astronomi nazivayut vazhchi za gelij elementi metalami a vidnosnu koncentraciyu cih elementiv u zori metalichnistyu Ci elementi utvoryuyutsya v procesi zoryanogo nukleosintezu potim povertayutsya v mizhzoryane seredovishe zvidki potraplyayut do skladu novogo pokolinnya zir Otozh chastka vazhchih za gelij elementiv mozhe vkazuvati na vik zori i stari zori zazvichaj mayut nizhchu metalichnist Gollandskij astronom en pomitiv sho sudyachi z usogo isnuye dvi populyaciyi kulyastih skupchen yaki vidomi yak grupi Oosterhofa Obidvi grupi mayut slabki spektralni liniyi metalevih elementiv ale liniyi v zoryah tipu I OoI ne taki slabki yak u zoryah tipu II OoII Takim chinom tip I zir nazivayut bagatimi na metali napriklad en a tip II nizkometalichnimi primirom en Ci dvi grupi naselennya sposterigayutsya v bagatoh galaktikah osoblivo v masivnih eliptichnih Obidvi grupi za vikom majzhe taki zh yak i sam Vsesvit ale vidriznyayutsya odna vid odnoyi vmistom metaliv Dlya poyasnennya ciyeyi vidminnosti visuvali rizni gipotezi zokrema burhlivi zlittya z bagatimi na gaz galaktikami poglinannya karlikovih galaktik a takozh isnuvannya kilkoh faz zoreutvorennya v odnij galaktici U Chumackomu Shlyahu nizkometalichni skupchennya asociyuyut z galo a bagati na metali z baldzhem U Chumackomu Shlyahu bilshist nizkometalichnih skupchen virivnyani vzdovzh ploshini v zovnishnij chastini galo galaktiki Ce govorit pro te sho drugij tip skupchen zahoplenij z galaktik suputnikiv tobto voni utvorilisya poza Chumackim Shlyahom Riznicya mizh dvoma tipami skupchen v comu vipadku poyasnyuyetsya rizniceyu v seredovishi galaktik yaki formuvali svoyi sistemi skupchen Ekzotichni komponenti U kulyastih skupchennyah shilnist zir duzhe visoka i tomu chasto vidbuvayutsya blizki prohodzhennya j zitknennya Naslidkom cogo ye porivnyano velika poshirenist u kulyastih skupchennyah deyakih ekzotichnih klasiv zir napriklad blakitni pribludi milisekundni pulsari i mikrokvazari Blakitni pribludi utvoryuyetsya pri zlitti dvoh zir mozhlivo vnaslidok zitknennya z podvijnoyu sistemoyu Taka zorya garyachisha za inshi zori skupchennya sho mayut taku samu svitnist i cim vidriznyayetsya vid zir golovnoyi poslidovnosti sho utvorilisya pri narodzhenni skupchennya Vid 1970 h rokiv astronomi shukayut u kulyastih skupchennyah chorni diri ale dlya virishennya cogo zavdannya potribno visoku rozdilnu zdatnist teleskopa tomu lishe pislya poyavi kosmichnogo teleskopa Gabbl vidbulisya pershi pidtverdzheni vidkrittya Na osnovi sposterezhen bulo zrobleno pripushennya pro nayavnist chornih dir promizhnoyi masi 4000 mas Soncya v kulyastomu skupchenni Messye 15 i 2 104 M u skupchenni v galaktici Andromeda Rentgenivske i radioviprominyuvannya z Mayall II vidpovidayut chornij diri promizhnoyi masi Voni stanovlyat osoblivij interes oskilki ye pershimi vidkritimi chornimi dirami sho mayut promizhnu masu mizh zvichajnimi chornimi dirami zoryanoyi masi i nadmasivnimi chornimi dirami v yadrah galaktik Masa promizhnoyi chornoyi diri proporcijna masi skupchennya sho povtoryuye zakonomirnist spravedlivu dlya ranishe viyavlenogo spivvidnoshennya mizh masami nadmasivnih chornih dir i galaktik yaki yih otochuyut Naukove tovaristvo zustrilo tverdzhennya pro nayavnist chornih dir z promizhnoyu masoyu z deyakim skepticizmom Sprava v tomu sho najshilnishi ob yekti v kulyastih skupchennyah yak peredbachayut postupovo spovilnyuyut svij ruh i viyavlyayutsya v centri skupchennya v rezultati procesu zvanogo en U kulyastih skupchennyah takimi ye bili karliki i nejtronni zori U doslidzhennyah Holgera Baumgardta i jogo koleg vidznacheno sho vidnoshennya masa svitnist u M15 i Mayall II maye rizko zrostati u napryamku do centru skupchennya navit bez nayavnosti chornoyi diri Diagrama Gercshprunga RasselaRis 2 Diagrama kolir zoryana velichina kulyastogo skupchennya M3 Bilya zoryanoyi velichini 19 roztashovane harakterne kolino de zori pochinayut vhoditi v stadiyu giganta Diagrama Gercshprunga Rassela diagrama G R grafik sho pokazuye zalezhnist mizh absolyutnoyu zoryanoyu velichinoyu i pokaznikom koloru Pokaznik koloru B V ye rizniceyu mizh yaskravistyu zori v sinomu svitli abo B i yaskravistyu u vidimomu svitli zhovto zelenomu abo V Veliki znachennya pokaznika koloru BV vkazuyut na holodnu chervonu zoryu a negativni znachennya vidpovidayut blakitnij zori z garyachoyu poverhneyu Koli zori sho roztashovani nepodalik vid Soncya zobrazheni na diagrami G R to vona pokazuye rozpodil zir riznoyi masi viku ta skladu Bagato zir na diagrami rozmisheni porivnyano blizko do pohilij krivoyi sho jde vid verhnogo livogo kuta visoki svitnosti ranni spektralni klasi v pravij nizhnij kut nizki svitnosti pizni spektralni klasi Ci zori nazivayut zoryami golovnoyi poslidovnosti Odnak diagrama takozh mistit zori sho perebuvayut na piznishih stadiyah zoryanoyi evolyuciyi j zijshli z golovnoyi poslidovnosti Oskilki vsi zori kulyastogo skupchennya roztashovani priblizno na odnakovij vidstani vid nas to yih absolyutna zoryana velichina vidriznyayetsya vid yih vidimoyi zoryanoyi velichini priblizno na odne j te same znachennya Zori golovnoyi poslidovnosti v kulyastomu skupchenni yak vvazhayut mozhna porivnyati z analogichnimi zoryami v okolicyah Soncya Tochnist cogo pripushennya pidtverdzhuyetsya porivnyannimi rezultatami otrimanimi shlyahom porivnyannya zoryanih velichin najblizhchih korotkoperiodichnih zminnih zir takih yak RR Liri i cefeyidi z timi samimi tipami zir u skupchenni Zistavlyayuchi krivi na diagrami G R mozhna viznachiti absolyutnu velichinu zir golovnoyi poslidovnosti v skupchenni Ce v svoyu chergu daye mozhlivist ociniti vidstan do skupchennya gruntuyuchis na znachenni vidimoyi zoryanoyi velichini Riznicya mizh vidnosnoyu ta absolyutnoyu velichinoyu en daye ocinku vidstani Koli zori okremogo kulyastogo skupchennya nanosyat na diagramu G R to v bagatoh vipadkah majzhe vsi zori potraplyayut na dosit dobre okreslenu krivu sho vidriznyayetsya vid diagrami G R zir poblizu Soncya yaka ob yednuye v odne cile zori riznogo viku j pohodzhennya Forma krivoyi dlya kulyastih skupchen ye harakteristikoyu grup zir sho utvorilisya odnochasno z odnih i tih samih materialiv i vidriznyayutsya lishe za svoyeyu pochatkovoyu masoyu Oskilki polozhennya kozhnoyi zori na diagrami G R zalezhit vid viku to formu krivoyi dlya kulyastogo skupchennya mozhna vikoristovuvati dlya ocinki zagalnogo viku zoryanogo naselennya Najmasivnishi zori golovnoyi poslidovnosti matimut najvishu absolyutnu zoryanu velichinu i ci zori budut pershimi sho perejdut na stadiyu giganta U miru starinnya skupchennya zori z use nizhchimi masami pochnut perehoditi na stadiyu giganta tomu vik skupchennya z odnim tipom zoryanogo naselennya mozhna vimiryati shlyahom poshuku zir yaki lishe pochinayut perehoditi na stadiyu giganta Voni formuyut kolino na diagrami G R z povorotom u bik pravogo verhnogo kuta vidnosno osnovnoyi liniyi poslidovnosti Absolyutna zoryana velichina v rajoni tochki povorotu napryamu zalezhit vid viku kulyastogo skupchennya tomu shkalu viku mozhna pobuduvati na osi paralelnij do zoryanoyi velichini Krim togo vik kulyastogo skupchennya mozhna viznachiti za temperaturoyu najholodnishih bilih karlikiv U rezultati obchislen vstanovleno sho tipovij vik kulyastih skupchen mozhe syagati 12 7 mlrd rokiv Za cim pokaznikom voni znachno vidriznyayutsya vid rozsiyanih skupchen vik yakih stanovit lishe kilka desyatkiv miljoniv rokiv Vik kulyastih skupchen nakladaye obmezhennya na granichnij vik usogo Vsesvitu Cya nizhnya mezha bula znachnoyu pereshkodoyu v kosmologiyi Na pochatku 1990 h rokiv astronomi zitknulisya z ocinkoyu viku kulyastih skupchen yaka davala bilshi znachennya nizh dozvolyali kosmologichni modeli Odnak detalni vimiryuvannya kosmologichnih parametriv za dopomogoyu deep sky surveys i nayavnosti takih suputnikiv yak COBE sudyachi z usogo virishili cyu problemu Doslidzhennya evolyuciyi kulyastih skupchen mozhna takozh vikoristovuvati dlya viznachennya zalezhnosti zmin u nih vid pochatkovogo skladu pilu i gazu yaki formuyut skupchennya Dani oderzhani pri doslidzhenni kulyastih skupchen potim vikoristovuyut dlya vivchennya evolyuciyi vsogo Chumackogo Shlyahu U kulyastih skupchennyah sposterigayutsya deyaki zori vidomi yak blakitni pribludi yaki napevne prodovzhuyut ruh po golovnij poslidovnosti v napryamku yaskravishih blakitnih zir Pohodzhennya cih zir dosi nezrozumile ale bilshist modelej peredbachaye sho yih utvorennya ye rezultatom peredachi mas mizh zoryami v podvijnih i potrijnih sistemah MorfologiyaNGC 411 nalezhit do klasu rozsiyanih skupchen Na vidminu vid rozsiyanih skupchen bilshist kulyastih skupchen zalishayutsya gravitacijno pov yazanimi protyagom chasu yakij porivnyanij iz trivalistyu zhittya bilshosti yihnih zir Odnak mozhlivim vinyatkom ye vipadok silnoyi priplivnoyi vzayemodiyi z inshoyu velikoyu masoyu sho prizvodit do rozsiyuvannya zir Pislya svogo utvorennya zori v kulyastih skupchennyah gravitacijno vzayemodiyut odna z odnoyu Yak naslidok vektori shvidkosti zir postijno zminyuyutsya i zori vtrachayut bud yaki oznaki svoyeyi pochatkovoyi shvidkosti Harakternij period za yakij ce vidbuvayetsya maye nazvu chas relaksaciyi Vin pov yazanij z harakternim chasom yakij zori potribno shob peretnuti skupchennya a takozh kilkistyu zoryanih mas u sistemi Chas relaksaciyi maye rizne znachennya dlya riznih skupchen odnak harakterna velichina stanovit blizko milyarda rokiv Eliptichnist skupchen Galaktika Eliptichnist Chumackij Shlyah 0 07 0 04 Velika Magellanova Hmara 0 16 0 05 Mala Magellanova Hmara 0 19 0 06 Galaktika Andromedi 0 09 0 04 Hocha forma kulyastih skupchen zazvichaj blizka do kulyastoyi ale voni mozhut nabuvati j formu elipsoyida cherez priplivni vzayemodiyi Skupchennya Chumackogo Shlyahu j galaktiki Andromedi zazvichaj za formoyu ye stisnenimi sferoyidami todi yak u Velikij Magellanovij Hmari mayut bilsh eliptichnu formu Radiusi Astronomi harakterizuyut morfologiyu kulyastih skupchen za dopomogoyu standartnih radiusiv takih yak radius yadra rc efektivnij radius rh i priplivnij radius rt Zagalna svitnist skupchennya padaye z viddalennyam vid yadra i radius yadra dorivnyuye vidstani na yakij vidima svitnist poverhni zmenshuyetsya napolovinu Efektivnim radiusom nazivayetsya vidstan vid yadra na yakij zagalna svitnist sho nadhodit vid skupchennya zmenshuyetsya vdvichi Zazvichaj vin perevishuye radius yadra Efektivnij radius vklyuchaye j deyaki zori zovnishnoyi chastini skupchennya yaki proektuyutsya na centralnu jogo chastinu vzdovzh liniyi zoru tozh teoretiki takozh zastosovuyut pivmasovij radius rm radius vid yadra vseredini yakogo skoncentrovana polovina masi skupchennya Yaksho pivmasovij radius nevelikij vidnosno zagalnogo rozmiru skupchennya to vono maye guste yadro Yak priklad mozhna navesti Messye 3 yakij maye zagalni vidimi rozmiri blizko 18 kutovih minut ale pivmasovij radius lishe 1 12 kutovoyi minuti Majzhe vsi kulyasti skupchennya mayut efektivnij radius mensh yak 10 pk hocha dobre vidomo pro kulyasti skupchennya z duzhe velikim efektivnim radiusom napriklad NGC 2419 Rh 18 pk i en Rh 25 pk Priplivnij radius abo mezha Rosha ce vidstan vid centru kulyastogo skupchennya za yakoyu zovnishnye tyazhinnya galaktiki mozhe vidirvati vid skupchennya okremi zori Priplivnij radius Messye 3 stanovit blizko 40 or about 113 pc sho vidpovidaye vidstani priblizno 10 4 pk Segregaciya za masoyu svitnist i kolaps yadra Yaksho rozglyadati krivu svitnosti pevnogo kulyastogo skupchennya yak funkciyu vidstani vid yadra to bilshist skupchen u Chumackomu Shlyahu pokazuyut postupove zbilshennya svitnosti zi zmenshennyam vidstani vid yadra Ce vikonuyetsya do pevnoyi vidstani vid yadra na yakij svitnist pripinyaye zrostati Zazvichaj cya vidstan stanovit 1 2 parseki vid yadra Odnak priblizno 20 kulyastih skupchen projshli v svoyemu rozvitku stadiyu yaku nazivayut kolaps yadra U cogo tipu skupchen svitnist ne pripinyaye zrostati uves shlyah do oblasti yadra Prikladom skupchennya zi skolapsovanim yadrom ye Messye 15 NGC 104 druge za svitnistyu kulyaste skupchennya Chumackogo Shlyahu pislya NGC 5139 Vvazhayut sho kolaps yadra vidbuvayetsya koli masivnishi zori v kulyastomu skupchenni zustrichayut svoyih mensh masivnih suputnikiv Z chasom dinamichni procesi zmushuyut okremi zori zmishuvatis na periferiyu skupchennya Ce prizvodit do vtrati kinetichnoyi energiyi vseredini yadra zmushuyuchi zori sho zalishilisya zgrupuvatisya v centri yadra i zajnyati bilsh kompaktnij ob yem Koli traplyayetsya taka gravi termalna nestabilnist oblast u centri skupchennya staye shilno nabitoyu zoryami i yaskravist poverhni skupchennya utvoryuye vistrya stepenevogo zakonu Zauvazhte sho kolaps yadra ne ye yedinim mehanizmom yakij mozhe sprichiniti takij rozpodil svitnosti masivna chorna dira v yadri takozh mozhe utvoriti vistrya svitnosti Za dovgij period chasu ce vede do koncentraciyi masivnih zir poblizu yadra Cej fenomen distav nazvu en Efekt dinamichnogo nagrivannya podvijnih zoryanih sistemi spriyaye uniknennyu pochatkovogo kolapsu yadra skupchennya Koli zorya prohodit poruch z podvijnoyu zoryanoyu sistemoyu orbita ciyeyi podvijnoyi zori maye tendenciyu do stisnennya sho vivilnyaye energiyu I lishe pislya togo yak pochatkovi podvijni zori skupchennya cherez rizni vzayemodiyi rozpadutsya pochinayetsya glibshij kolaps yadra skupchennya Na protivagu comu vpliv priplivnogo shoku vnaslidok povtoryuvanogo prohodzhennya kulyastogo skupchennya cherez ploshinu spiralnoyi galaktiki znachno prishvidshuye kolaps yadra skupchennya Rizni stadiyi kolapsu yadra mozhna rozbiti na tri fazi Koli kulyaste skupchennya she molode proces kolapsu yadra pochinayetsya z zir poblizu yadra skupchennya Odnak vzayemodiyi mizh podvijnimi zoryami zavazhayut podalshomu kolapsu yadra koli skupchennya dosyagaye serednogo viku Piznishe centralni podvijni zoryani sistemi abo rozrivayutsya abo vikidayutsya z centru skupchennya sho vede do shilnishoyi koncentraciyi zir u yadri skupchennya Vzayemodiya zir v regioni skolapsovanogo yadra prizvodit do utvorennya podvijnih zir Koli inshi zori vzayemodiyut z cimi podvijnimi sistemami to ce pidvishuye energiyu vseredini yadra a otzhe primushuye skupchennya znovu rozshiryuvatis Oskilki serednij chas kolapsu yadra zazvichaj menshij nizh vik galaktiki to bagato galaktichnih kulyastih skupchen mozhlivo vzhe projshli cherez stadiyu kolapsu yadra a potim novogo rozshirennya Doslidniki zastosovuvali teleskop Gabbl shob nadati perekonlivi pidtverdzhennya cogo procesu sortuvannya zir za masoyu vseredini kulyastih skupchen Vazhchi zori spovilnyuyutsya i zoseredzhuyuyutsya v yadrah skupchen todi yak legshi zori nabirayut shvidkist j bilshe chasu perebuvayut na periferiyi Kulyaste skupchennya NGC 104 yake mistit blizko miljona zir ye odnim iz najshilnishih kulyastih skupchen u pivdennij pivkuli neba Ce skupchennya bulo predmetom intensivnoyi fotografichnoyi zjomki yaka dozvolila astronomam prostezhiti za ruhom jogo zir Voni otrimali tochni shvidkosti dlya majzhe 15 000 zir u comu skupchenni Doslidzhennya 13 kulyastih skupchen u Chumackomu Shlyahu yake proviv 2008 roku John Fregeau pokazalo sho tri z nih mistyat nezvichno veliku kilkist rentgenivskih podvijnih a ce govorit pro serednij vik skupchen Ranishe ci kulyasti skupchennya vidnosili do klasu starih oskilki zori v yihnih yadrah roztashovani duzhe shilno insha oznaka yaku zastosovuyut astronomi shob viznachiti vik Mozhna prijti do visnovku sho bilshist kulyastih skupchen vklyuchayuchi reshtu desyat yaki vivchav Fregeau molodogo a ne serednogo viku yak vvazhali ranshe Seredni svitnosti kulyastih skupchen vseredini Chumackogo Shlyahu i galaktiki Andromedi mozhna zmodelyuvati za dopomogoyu krivoyi Gausa yaka virazhayetsya dvoma znachennyam serednoyu zoryanoyu velichinoyu Mv ta zminnistyu s2 Cej rozpodil svitnosti kulyastih skupchen maye nazvu funkciya svitnosti kulyastih skupchen Dlya Chumackogo shlyahu Mv 7 20 0 13 s 1 1 0 1 velichin Cyu funkciyu takozh vikoristovuvali yak standartni svichki dlya vimiryuvannya vidstanej do inshih galaktik pripustivshi sho kulyasti skupchennya v inshih galaktikah pidporyadkovuyutsya tim samim zakonam sho j u nashij Modelyuvannya sistemi N til Obrahunki vzayemodiyi mizh zoryami vseredini kulyastogo skupchennya vimagayut rozv yazannya tak zvanoyi zadachi N til Ce oznachaye sho kozhna zorya vseredini skupchennya postijno vzayemodiye z reshtoyu N 1 zir de N povna kilkist zir u skupchennya Algoritmichna skladnist takoyi zadachi dinamichnogo modelyuvannya zrostaye proporcijno do N3 otozh modelyuvannya takogo skupchennya mozhe potrebuvati kolosalnih obchislyuvalnih resursiv Efektivnim metodom matematichnogo modelyuvannya sistemi N til u kulyastomu skupchenni ye rozbittya cogo skupchennya na neveliki ob yemi i diapazoni shvidkostej z vikoristannyam imovirnostej dlya viznachennya roztashuvannya zir Potim ruhi zir mozhna opisati za dopomogoyu rivnyannya Fokkera Planka Jogo mozhna rozv yazati v sproshenomu viglyadi abo zastosovuyuchi metod Monte Karlo i vikoristovuyuchi vipadkovi velichini Odnak proces modelyuvannya staye nabagato skladnishim koli potribno vzyati do uvagi nayavnist podvijnih zir i vzayemodiyu z zovnishnimi silami tyazhinnya takimi yak vpliv Chumackogo Shlyahu Rezultat modelyuvannya sistemi N til pokazuye sho zori mozhut ruhatis vseredini skupchennya po nezvichajnih trayektoriyah chasto utvoryuyuchi petli a v inshih vipadkah ruhayuchis po pryamij u bik yadra Ce vidriznyayetsya vid ruhu odinarnoyi zori navkolo centru mas Krim togo v rezultati vzayemodiyi zir mizh soboyu deyaki z nih nabuvayut velikoyi shvidkosti dostatnoyi navit shob zalishiti skupchennya Za dovgij promizhok chasu ce prizvodit do rozsiyuvannya skupchennya i cej proces nazivayetsya viparovuvannyam Zazvichaj viparovuvannya kulyastogo skupchennya trivaye blizko 1010 rokiv 2010 roku stalo mozhlivim bezposeredno zorya za zoreyu robiti modelyuvannya N til dlya kulyastogo skupchennya vprodovzh usogo jogo isnuvannya Podvijni zori stanovlyat do polovini zagalnoyi kilkosti zoryanih sistem Chislove modelyuvannya kulyastih skupchen sho podvijni zori mozhut spovilnyuvati i navit zapuskati v zvorotnomu napryamku proces kolapsu yader u nih Koli zorya v skupchenni vstupaye v gravitacijnu vzayemodiyu z podvijnoyu sistemoyu to yak mozhlivij naslidok podvijna zorya mozhe ushilnyuvatis i viddavati svoyu energiyu u viglyadi kinetichnoyi energiyi odinarnij zori Koli masivni zori v skupchenni priskoryuyutsya zavdyaki comu procesu voni mozhut spovilnyuvati ushilnennya yadra j obmezhuvati jogo Ostatochna dolya kulyastogo skupchennya abo akreciya zir u yadro sho sprichinyaye jogo postupove stiskannya abo vtrata zir zovnishnih shariv Promizhni formi Messye 10 kulyaste skupchennya sho lezhit na vidstani blizko 15 000 svitlovih rokiv vid Zemli u napryamku suzir ya Zmiyenoscya Ne zavzhdi legko provesti mezhu mizh riznimi tipami skupchen Astronomi znajshli ob yekti yaki mayut promizhnij tip Napriklad BH 176 u pivdennij chastini Chumackogo Shlyahu maye vlastivosti yak rozsiyanogo tak i kulyastogo skupchennya 2005 roku astronomi vidkrili zovsim novij tip zoryanih skupchen u galaktici Andromedi Za deyakimi harakteristikami vin nagaduye kulyasti skupchennya podibna kilkist zir sotni tisyach podibnij rozpodil za populyaciyami j metalichnistyu Ale taki skupchennya mayut nabagato bilshi rozmiri nizh kulyasti kilka soten tisyach svitlovih rokiv u poperechniku Otzhe zori v nomu roztashovani nabagato dali odna vid odnoyi Za svoyimi parametrami cej novij tip skupchen zajmaye yakes promizhne polozhennya mizh kulyastim skupchennyam i karlikovoyu sferoyidalnoyu galaktikoyu She ne vstanovleno mehanizm formuvannya cih skupchen ale pripuskayut sho vin mozhe nagaduvati mehanizm formuvannya kulyastih skupchen Poki sho zalishayetsya zagadkoyu chomu M31 maye taki skupchennya todi yak u Chumackomu Shlyahu voni vidsutni Takozh nevidomo chi ye v inshih galaktikah skupchennya cogo novogo tipu ale duzhe malojmovirno sho yih mistit lishe M31 Kulyasti skupchennya nashoyi GalaktikiKulyasti skupchennya ye kolektivnimi chlenami nashoyi Galaktiki i vhodyat do yiyi voni obertayutsya navkolo centru mas Chumackogo Shlyahu duzhe vityagnutimi orbitami zi shvidkostyami displaystyle approx 200 km s ta periodami obertannya 108 109 rokiv Vik kulyastih skupchen nashoyi Galaktiki nablizhenij do yiyi vlasnogo viku sho pidtverdzhuyetsya yih diagramami Gercshprunga Rassela yaki mistyat harakternij obriv golovnoyi poslidovnosti z blakitnogo boku sho vkazuye na peretvorennya masivnih zir chleniv skupchennya na chervonih gigantiv div ris 2 Kulyasti skupchennya dosit poshireni u nashij Galaktici yih vidomo blizko 150 Najbilshe kulyaste skupchennya nashoyi Galaktiki w Centavra mozhe buti zalishkom nepravilnoyi galaktiki kolis zahoplenoyi Chumackim Shlyahom Na vidminu vid rozsiyanih skupchen ta zoryanih asociacij mizhzoryane seredovishe kulyastih skupchen mistyat malo gazu cej fakt poyasnyuyetsya z odnogo boku nizkoyu parabolichnoyu shvidkistyu sho stanovit displaystyle approx 10 30 km s i z inshogo boku yih bilshim vikom dodatkovim faktorom zvazhayuchi na vse ye periodichne prohodzhennya cherez galaktichnij disk u yakomu koncentruyutsya gazovi hmari sho spriyaye vimitannyu gazu zi skupchen vnaslidok takih prohodzhen Kulyasti skupchennya v inshih galaktikahV inshih galaktikah napriklad u Magellanovih Hmarah sposterigayutsya j vidnosno molodi kulyasti skupchennya Div takozhGolovna poslidovnist Rozsiyane skupchennya Model PlammeraPrimitkiSharp N A Arhiv originalu za 17 zhovtnya 2014 Procitovano 10 zhovtnya 2014 Boyd R N An introduction to nuclear astrophysics Chicago University of Chicago Press 2007 422 p ISBN 9780226069715 Harris W E 2010 12 McMaster University Arhiv originalu za 22 lyutogo 2012 Procitovano 26 sichnya 2013 vidana versiya 1996 roku Harris W E A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way Astronomical Journal T 112 Bibcode 1996AJ 112 1487H DOI 10 1086 118116 Frommert H 2011 06 SEDS Arhiv originalu za 15 zhovtnya 2014 Procitovano 10 zhovtnya 2014 Ashman K M Zepf S E The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies 1992 T 384 S 50 61 ISSN 0004 637X Bibcode 1992ApJ 384 50A DOI 10 1086 170850 Ashman 1998 s 2 Shapley H Globular Clusters and the Structure of the Galactic System Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1918 Vol 30 no 173 P 42 54 ISSN 0004 6280 Bibcode 1965PASP 77 336S JSTOR 40710119 Hogg H S Harlow Shapley and Globular Clusters Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1965 Vol 77 no 458 P 336 346 ISSN 0004 6280 DOI 10 1086 128229 JSTOR 40674226 13 travnya 2015 Arhiv originalu za 28 sichnya 2016 Procitovano 14 travnya 2015 Piotto G Bedin L R Anderson J et al A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808 The Astrophysical Journal Letters 2007 Vol 661 no 1 P L53 L56 ISSN 1538 4357 Bibcode 2007ApJ 661L 53P DOI 10 1086 518503 Chaboyer B Globular Cluster Age Dating Astrophysical Ages and Times Scales Ed by T v Hippel C Simpson N Manset San Francisco Astronomical Society of the Pacific 2001 Vol 245 P 162 172 ASP Conference Series ISBN 1 58381 083 8 Bibcode 2001ASPC 245 162C Piotto G Observations of multiple populations in star clusters The Ages of Stars International Astronomical Union 2009 Vol 4 P 233 244 Proceedings of the International Astronomical Union Bibcode 2009IAUS 258 233P arXiv 0902 1422 Weaver D Villard R Christensen L L ta in 2 travnya 2007 angl HubbleSite Arhiv originalu za 23 veresnya 2016 Procitovano 1 listopada 2014 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka Amaro Seoane P Konstantinidis S Brem P Catelan M 2013 Mergers of multimetallic globular clusters the role of dynamics Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 435 1 809 821 arXiv 1108 5173 Bibcode 2013MNRAS 435 809A doi 10 1093 mnras stt1351 Elmegreen B G Efremov Yu N A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas The Astrophysical Journal 1997 Vol 480 no 1 P 235 245 ISSN 0004 637X Bibcode 1997ApJ 480 235E DOI 10 1086 303966 Burkert A Tremaine S A Correlation Between Central Supermassive Black Holes and the Globular Cluster Systems of Early type Galaxies The Astrophysical Journal 2010 Vol 720 no 1 P 516 521 ISSN 0004 637X arXiv 1004 0137 Bibcode 2010ApJ 720 516B DOI 10 1088 0004 637X 720 1 516 Negueruela I Clark S 22 bereznya 2005 angl European Southern Observatory Arhiv originalu za 28 bereznya 2016 Procitovano 1 listopada 2014 angl SpaceTelescope 27 chervnya 2011 Arhiv originalu za 29 sichnya 2016 Procitovano 1 listopada 2014 Talpur J 1997 Arhiv originalu za 30 grudnya 2012 Procitovano 26 sichnya 2013 Arhiv originalu za 15 grudnya 2012 Procitovano 18 bereznya 2016 Arhiv originalu za 8 travnya 2019 Procitovano 18 bereznya 2016 Sigurdsson S Planets in globular clusters The Astrophysical Journal Letters 1992 Vol 399 no 1 P L95 L97 ISSN 0004 637X Bibcode 1992ApJ 399L 95S DOI 10 1086 186615 Arzoumanian Z Joshi K Rasio F A Thorsett S E Orbital Parameters of the PSR B1620 26 Triple System Pulsars Problems and Progress Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union San Francisco Astronomical Society of the Pacific 1996 Vol 105 P 525 530 Astronomical Society of the Pacific Conference Series ISBN 1050 3390 Bibcode 1996ASPC 105 525A arXiv astro ph 9605141 Bekki K Freeman K C Formation of w Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2003 Vol 346 no 2 P L11 L15 ISSN 0035 8711 Bibcode 2003MNRAS 346L 11B DOI 10 1046 j 1365 2966 2003 07275 x Forbes D A Bridges T Accreted versus in situ Milky Way globular clusters Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2010 Vol 404 no 3 P 1203 1214 ISSN 0035 8711 arXiv 1001 4289 DOI 10 1111 j 1365 2966 2010 16373 x van der Marel R 16 bereznya 2002 Black Holes in Globular Clusters angl Space Telescope Science Institute Arhiv originalu za 30 travnya 2012 Procitovano 1 listopada 2014 angl SpaceTelescope 3 zhovtnya 2011 Arhiv originalu za 3 serpnya 2014 Procitovano 1 listopada 2014 Green S F Jones M H Burnell S J An Introduction to the Sun and Stars Cambridge Cambridge University Press 2004 P 240 ISBN 0521837375 van Albada T S Baker N On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters The Astrophysical Journal 1973 Vol 185 P 477 498 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 152434 Buonanno R Corsi C E Pulone L 1995 Astronomical Journal T 109 Arhiv originalu za 7 listopada 2020 Procitovano 19 kvitnya 2014 Globular cluster ESO 280 SC06 in Ara Arhiv originalu za 18 lipnya 2021 Procitovano 19 kvitnya 2014 Harris W E Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center The Astronomical Journal 1976 Vol 81 P 1095 1116 ISSN 0004 6256 Bibcode 1976AJ 81 1095H DOI 10 1086 111991 Yoon S J Lee Y W An Aligned Stream of Low Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way Science 2002 Vol 297 no 5581 P 578 581 ISSN 0036 8075 arXiv astro ph 0207607 Bibcode 2002Sci 297 578Y DOI 10 1126 science 1073090 PMID 12142530 Leonard P J T Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem The Astronomical Journal 1989 Vol 98 P 217 226 ISSN 0004 6256 Bibcode 1989AJ 98 217L DOI 10 1086 115138 Murphy B W A Thousand Blazing Suns The Inner Life of Globular Clusters Mercury 1999 Vol 28 no 4 ISSN 0047 6773 z dzherela 21 travnya 2006 Procitovano 2016 03 19 Savage D Neal N Villard R ta in 17 veresnya 2002 angl HubbleSite Arhiv originalu za 7 lyutogo 2012 Procitovano 1 listopada 2014 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Yavne vikoristannya ta in u author dovidka Finley D 28 travnya 2007 angl National Radio Astronomy Observatory Arhiv originalu za 25 lipnya 2008 Procitovano 1 listopada 2014 Baumgardt H Hut P Makino J et al On the Central Structure of M15 The Astrophysical Journal Letters 2003 Vol 582 no 1 P L21 L24 ISSN 1538 4357 arXiv astro ph 0210133v3 Bibcode 2003ApJ 582L 21B DOI 10 1086 367537 Baumgardt H Makino J Hut P et al A Dynamical Model for the Globular Cluster G1 The Astrophysical Journal Letters 2003 Vol 589 no 1 P L25 L28 ISSN 1538 4357 arXiv astro ph 0301469 Bibcode 2003ApJ 589L 25B DOI 10 1086 375802 Surdin V G ros Astronet Arhiv originalu za 14 bereznya 2012 Procitovano 1 listopada 2014 Shapley H Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters I II III The Astrophysical Journal 1917 Vol 45 P 118 141 ISSN 0004 637X Bibcode 1917ApJ 45 118S DOI 10 1086 142314 Schwarzschild M Structure and Evolution of the Stars New York Dover 1958 296 p Dover books on astronomy ISBN 0 486 61479 4 Sandage A Observational Approach to Evolution III Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3 The Astrophysical Journal 1957 Vol 126 P 326 340 ISSN 0004 637X Bibcode 1957ApJ 126 326S DOI 10 1086 146405 Hansen B M S Brewer J Fahlman G G et al The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4 The Astrophysical Journal Letters 2002 Vol 574 no 2 P L155 L158 ISSN 1538 4357 arXiv astro ph 0205087 Bibcode 2002ApJ 574L 155H DOI 10 1086 342528 Gratton R Pasquini L 2 bereznya 2001 angl European Southern Observatory Arhiv originalu za 8 travnya 2019 Procitovano 1 listopada 2014 ESO Picture of the Week Arhiv originalu za 1 lyutogo 2013 Procitovano 12 lyutogo 2013 Benacquista Matthew J 2006 Living Reviews in Relativity Arhiv originalu za 13 zhovtnya 2006 Procitovano 14 serpnya 2006 Staneva A Spassova N Golev V 1996 The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy Astronomy and Astrophysics Supplement 116 3 447 461 Bibcode 1996A amp AS 116 447S doi 10 1051 aas 1996127 Frenk C S White S D M 1980 The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 3 L39 L42 arXiv astro ph 9702024 Bibcode 1997astro ph 2024G doi 10 1093 mnras 286 3 l39 Kenneth Janes November 2000 PDF Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics s 2 Arhiv originalu PDF za 1 lipnya 2015 Procitovano 26 March 2014 Buonanno R Corsi C E Buzzoni A Cacciari C Ferraro F R Fusi Pecci F Corsi Buzzoni Cacciari Ferraro Fusi Pecci 1994 The Stellar Population of the Globular Cluster M 3 I Photographic Photometry of 10 000 Stars Astronomy and Astrophysics 290 69 103 Bibcode 1994A amp A 290 69B November 2007 Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies Monthly Notices of the Royal Astronomical Society in press 385 1 L20 arXiv 0711 4795 Bibcode 2008MNRAS 385L 20V doi 10 1111 j 1745 3933 2008 00424 x Da Costa G S Freeman K C May 1976 ApJ 206 1 128 137 Bibcode 1976ApJ 206 128D doi 10 1086 154363 Arhiv originalu za 8 serpnya 2018 Procitovano 6 grudnya 2014 Brosche P Odenkirchen M Geffert M March 1999 New Astronomy 4 2 133 139 Bibcode 1999NewA 4 133B doi 10 1016 S1384 1076 99 00014 7 Arhiv originalu za 8 serpnya 2018 Procitovano 7 grudnya 2014 Djorgovski S King I R 1986 A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters Astrophysical Journal 305 L61 L65 Bibcode 1986ApJ 305L 61D doi 10 1086 184685 Ashman Keith M Zepf Stephen E 1998 Globular cluster systems Cambridge astrophysics series T 30 Cambridge University Press s 29 ISBN 0 521 55057 2 Binney James Merrifield Michael 1998 Galactic astronomy Princeton series in astrophysics Princeton University Press s 371 ISBN 0 691 02565 7 Vanbeveren D 2001 The influence of binaries on stellar population studies Astrophysics and space science library T 264 Springer s 397 ISBN 0 7923 7104 6 Spitzer L Jr June 2 4 1986 P Hut and S McMillan red Dynamical Evolution of Globular Clusters The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics Proceedings of a Workshop Held at the Institute for Advanced Study T 267 Princeton USA Springer Verlag Berlin Heidelberg New York s 3 Bibcode 1986LNP 267 3S doi 10 1007 BFb0116388 Gnedin Oleg Y Lee Hyung Mok Ostriker Jeremiah P September 1999 Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters The Astrophysical Journal 522 2 935 949 arXiv astro ph 9806245 Bibcode 1999ApJ 522 935G doi 10 1086 307659 Bahcall John N Piran Tsvi Weinberg Steven 2004 Dark matter in the universe vid 2nd World Scientific s 51 ISBN 981 238 841 9 Hubble News Desk 4 zhovtnya 2006 Arhiv originalu za 7 zhovtnya 2008 Procitovano 24 zhovtnya 2006 Baldwin Emily 29 kvitnya 2008 Astronomy Now Online Arhiv originalu za 2 travnya 2008 Procitovano 2 travnya 2008 Secker Jeff 1992 A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution Astronomical Journal 104 4 1472 1481 Bibcode 1992AJ 104 1472S doi 10 1086 116332 Benacquista Matthew J 20 lyutogo 2002 Living Reviews in Relativity Arhiv originalu za 3 bereznya 2016 Procitovano 25 zhovtnya 2006 Hut Piet Makino Jun The Art of Computational Science Arhiv originalu za 5 lyutogo 2012 Procitovano 26 bereznya 2012 Heggie D C Giersz M Spurzem R Takahashi K 1998 Johannes Andersen red Dynamical Simulations Methods and Comparisons Highlights of Astronomy Vol 11A as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU 1997 Kluwer Academic Publishers s 591 Bibcode 1997astro ph 11191H Benacquista Matthew J 2006 Living Reviews in Relativity 9 doi 10 12942 lrr 2006 2 Arhiv originalu za 3 bereznya 2006 Procitovano 19 bereznya 2016 J Goodman and P Hut red 1985 Dynamics of Star Clusters International Astronomical Union Symposia Springer ISBN 90 277 1963 2 Hasani Zonoozi Akram ta in March 2011 Direct N body simulations of globular clusters I Palomar 14 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 411 3 1989 2001 arXiv 1010 2210 Bibcode 2011MNRAS 411 1989Z doi 10 1111 j 1365 2966 2010 17831 x Rubin V C Ford W K J 1999 Mercury 28 26 Bibcode 1999Mercu 28d 26M Arhiv originalu za 21 travnya 2006 Procitovano 2 chervnya 2006 Zhou Yuan Zhong Xie Guang June 1990 The core evolution of a globular cluster containing massive black holes Astrophysics and Space Science 168 2 233 241 Bibcode 1990Ap amp SS 168 233Y doi 10 1007 BF00636869 Pooley Dave UW Madison Arhiv originalu za 19 chervnya 2010 Procitovano 11 grudnya 2008 ESA Hubble Picture of the Week Arhiv originalu za 20 chervnya 2012 Procitovano 18 chervnya 2012 Ortolani S Bica E Barbuy B Bica Barbuy 1995 BH 176 and AM 2 globular or open clusters Astronomy and Astrophysics 300 726 Bibcode 1995A amp A 300 726O Huxor A P Tanvir N R Irwin M J R Ibata 2005 A new population of extended luminous star clusters in the halo of M31 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 360 3 993 1006 arXiv astro ph 0412223 Bibcode 2005MNRAS 360 1007H doi 10 1111 j 1365 2966 2005 09086 x Harris William E February 2003 Arhiv originalu za 22 lyutogo 2012 Procitovano 31 travnya 2010 Astrogorizont com 22 04 2008 Arhiv originalu za 21 09 2008 Procitovano 20 02 2016

Дата публікації:
Топ