Pallomainen tähtijoukko

Pallomainen tähtijoukko  on tähtijoukko , joka sisältää suuren määrän tähtiä , jotka ovat tiukasti painovoiman sitomia ja kiertävät galaksin keskuksen ympärillä satelliitina . Toisin kuin avoimet tähtijoukot , jotka sijaitsevat galaktisella levyllä , pallomaiset tähtijoukot ovat halossa ; ne ovat paljon vanhempia, sisältävät paljon enemmän tähtiä, niillä on symmetrinen pallomainen muoto ja niille on ominaista tähtien pitoisuuden kasvu kohti klusterin keskustaa. Tähtien avaruudelliset pitoisuudet pallomaisten tähtien keskialueilla ovat 100-1000 tähteä kuutioparsekissa [2] , keskimääräiset etäisyydet naapuritähtien välillä ovat 3-4,6 biljoonaa km (0,3-0,5 valovuotta ); Vertailun vuoksi Auringon läheisyydessä tähtien spatiaalinen pitoisuus on ≈0,13 pc −3 eli tähtitiheys on 700-7000 kertaa pienempi. Tähtien lukumäärä pallomaisissa klusteissa on ≈10 4 -10 6 . Pallomaisten klustereiden halkaisija on 20-60 kpl ja massa  10 4-10 6 auringon massaa .

Pallomaiset klusterit ovat melko yleisiä esineitä: vuoden 2011 alussa niitä löydettiin 157 Linnunradalta ja noin 10–20 muuta on ehdokkaita pallomaisille klusteille [3] [4] [5] . Suuremmissa galakseissa niitä voi olla enemmän: esimerkiksi Andromeda-sumussa niiden lukumäärä voi olla 500 [6] . Joissakin jättimäisissä elliptisissä galakseissa , erityisesti galaksijoukkojen , kuten M 87 , keskellä sijaitsevissa galakseissa voi olla jopa 13 tuhatta pallomaista klusteria [7] . Tällaiset klusterit kiertävät galaksin ympärillä suurilla kiertoradoilla, joiden säde on noin 40 kpc (noin 131 tuhatta valovuotta ) tai enemmän [8] .

Jokainen Linnunradan läheisyydessä oleva riittävän massainen galaksi liittyy ryhmään pallomaisia ​​klustereita. Kävi myös ilmi, että niitä on lähes jokaisessa tutkitussa suuressa galaksissa [9] . Kääpiögalaksi Jousimiehen ja kääpiögalaksi Canis Majorissa ovat ilmeisesti "siirtämässä" pallomaisia ​​klustereitaan (esim . Palomar 12 ) Linnunradalle [10] . Galaksimme olisi voinut hankkia monia pallomaisia ​​klustereita menneisyydessä tällä tavalla.

Pallomaiset klusterit sisältävät joitain varhaisimmista galaksissa esiintyneistä tähdistä, mutta näiden objektien alkuperä ja rooli galaksissa ei ole vielä selvää. On lähes varmaa, että pallomaiset klusterit eroavat merkittävästi kääpiöelliptisistä galakseista , eli ne ovat yksi "natiivin" galaksin tähtienmuodostuksen tuotteista , eivätkä ne muodostu muista liittyvistä galakseista [11] . Tiedemiehet ovat kuitenkin äskettäin ehdottaneet, että pallomaiset klusterit ja kääpiöpallogalaksit eivät ehkä ole aivan selkeästi rajattuja ja erilaisia ​​kohteita [12] .

Havaintohistoria

Ensimmäisen pallomaisen tähtijoukon M 22 löysi saksalainen tähtitieteilijä Johann Abraham Ihle vuonna 1665 [13] , mutta ensimmäisten kaukoputkien pienen aukon vuoksi yksittäisiä tähtiä ei voitu erottaa pallomaisesta tähtijoukosta [14] . Charles Messier onnistui ensimmäisenä eristämään tähdet pallomaisessa joukossa M4 :n havainnoinnin aikana . Abbé Nicolas Lacaille lisäsi myöhemmin luetteloonsa vuosina 1751-1752 klusterit, jotka tunnettiin myöhemmin nimellä NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 ja NGC 6397 (numeron edessä oleva M-kirjain viittaa Charles Messier'n luetteloon ja NGC Uusi yleinen luettelo John Dreyer ).

William Herschel aloitti vuonna 1782 suuria teleskooppeja käyttävän tutkimusohjelman , joka mahdollisti tähdet erottamisen kaikista siihen mennessä tunnetuista 33 pallomaisesta joukosta. Lisäksi hän löysi 37 muuta klusteria. Herschelin vuonna 1789 laatimassa syvän taivaan esineiden luettelossa hän käytti ensimmäisen kerran nimeä "pallomainen klusteri" kuvaamaan tämän tyyppisiä kohteita [14] .  Löydettyjen pallomaisten klustereiden määrä jatkoi kasvuaan ja oli 83 vuoteen 1915 mennessä, 93 vuoteen 1930 mennessä ja 97 vuoteen 1947 mennessä. Vuoteen 2011 mennessä Linnunradalta on löydetty 157 klusteria , ehdokkaita on vielä 18, ja kokonaismääräksi on arvioitu 180±20 [3] [4] [5] . Näiden havaitsemattomien pallomaisten klustereiden uskotaan olevan galaktisten kaasu- ja pölypilvien takana .

Vuodesta 1914 lähtien amerikkalainen tähtitieteilijä Harlow Shapley johti sarjaa pallomaisia ​​klustereita koskevia tutkimuksia ; niiden tulokset julkaistiin 40 tieteellisessä artikkelissa. Hän tutki RR Lyrae -muuttujia klustereissa (jotka hän oletti kefeideiksi ) ja käytti jakso-luminositeettisuhdetta etäisyyden arvioimiseen . Myöhemmin havaittiin, että RR Lyrae -muuttujien luminositeetti on pienempi kuin kefeidien, ja Shapley itse asiassa yliarvioi etäisyyden klusteriin [15] .

Suurin osa Linnunradan pallomaisista klusteista sijaitsee galaktista ydintä ympäröivällä taivaan alueella ; lisäksi merkittävä määrä sijaitsee ytimen välittömässä läheisyydessä. Vuonna 1918 Shapley käytti hyväkseen tätä suurta vinoa klusterijakaumaa määrittääkseen galaksimme koon. Olettaen, että pallomaisten tähtien jakauma galaksin keskustan ympärillä on suunnilleen pallomainen, hän käytti niiden koordinaatteja arvioidakseen Auringon sijainnin galaksin keskipisteen suhteen [ 16] . Vaikka hänen arviossaan etäisyydestä oli merkittävä virhe, se osoitti, että Galaxyn koko on paljon suurempi kuin aiemmin luultiin. Virhe johtui Linnunradassa olevasta pölystä , joka osittain absorboi valoa pallomaisesta klusterista ja teki siitä himmeämmän ja siten kauempana. Siitä huolimatta Shapleyn arvio Galaxyn koosta oli samaa luokkaa kuin nyt hyväksytään.

Shapleyn mittaukset osoittivat myös, että aurinko oli melko kaukana galaksin keskustasta, toisin kuin silloin uskottiin tavallisten tähtien jakautumista koskevien havaintojen perusteella. Itse asiassa tähdet ovat Galaxyn kiekossa ja ovat siksi usein piilossa kaasun ja pölyn takana, kun taas pallomaiset klusterit ovat kiekon ulkopuolella ja ne voidaan nähdä paljon kauempaa.

Myöhemmin Henrietta Swope ja Helen Sawyer (myöhemmin Hogg) auttoivat Shapley-klusterien tutkimuksessa . Vuosina 1927-1929 Shapley ja Sawyer alkoivat luokitella klustereita tähtien keskittymisasteen mukaan. Korkeimman pitoisuuden omaavat kertymät luokiteltiin luokkaan I ja sijoitettiin edelleen, kun pitoisuus laski luokkaan XII (joskus luokat on merkitty arabialaisilla numeroilla: 1–12). Tätä luokitusta kutsutaan Shapley - Sawyer-pitoisuusluokaksi [ 17 ] . 

Muodostelu

Tähän mennessä pallomaisten tähtien muodostumista ei ole täysin ymmärretty, ja edelleen on epäselvää, koostuuko pallojoukko saman sukupolven tähdistä vai koostuuko se tähdistä, jotka ovat käyneet läpi useita sykliä useiden satojen miljoonien vuosien aikana. Monissa pallomaisissa klusteissa useimmat tähdet ovat suunnilleen samassa tähtien evoluution vaiheessa , mikä viittaa siihen, että ne muodostuivat suunnilleen samaan aikaan [19] . Tähtien muodostumisen historia kuitenkin vaihtelee joukoittain, ja joissain tapauksissa tähtijoukko sisältää erilaisia ​​tähtipopulaatioita. Esimerkki tästä ovat suuren Magellanin pilven pallomaiset klusterit , jotka osoittavat bimodaalista populaatiota . Varhaisessa iässä nämä klusterit ovat saattaneet törmätä jättimäiseen molekyylipilveen , mikä aiheutti uuden tähtienmuodostuksen aallon [20] , mutta tämä tähtien muodostumisjakso on suhteellisen lyhyt pallomaisten tähtien ikään verrattuna [21] .

Pallomaisten klustereiden havainnot osoittavat, että niitä esiintyy pääasiassa alueilla, joilla tähtien muodostuminen on tehokasta, eli missä tähtienvälisellä väliaineella on suurempi tiheys verrattuna tavallisiin tähtienmuodostusalueisiin. Pallomaisten klustereiden muodostuminen hallitsee tähtienmuodostuksen alueilla ja vuorovaikutuksessa olevissa galakseissa [22] . Tutkimukset osoittavat myös korrelaation olemassaolon keskeisen supermassiivisen mustan aukon massan ja elliptisten ja linssimäisten galaksien pallomaisten klustereiden koon välillä . Tällaisten galaksien mustan aukon massa on usein lähellä galaksin pallomaisten ryhmien kokonaismassaa [23] .

Tällä hetkellä ei tunneta aktiivisia tähtiä muodostavia pallomaisia ​​tähtiä, ja tämä on yhdenmukainen sen näkemyksen kanssa, että ne ovat yleensä galaksin vanhimpia kohteita ja koostuvat hyvin vanhoista tähdistä. Pallomaisten tähtijoukkojen esiasteet voivat olla erittäin suuria tähtienmuodostusalueita, jotka tunnetaan jättitähtijoukkoina (esim . Westerlund 1 Linnunradassa) [24] .

Koostumus

Pallomaiset klusterit koostuvat tyypillisesti sadoista tuhansista vanhoista, vähämetallisista tähdistä . Pallomaisissa klusteissa esiintyvien tähtien tyyppi on samanlainen kuin spiraaligalaksien pullistuman tähdet . Niistä puuttuu kaasua ja pölyä , ja oletetaan, että ne ovat jo kauan sitten muuttuneet tähdiksi.

Pallomaisissa tähtijoukoissa on korkea tähtipitoisuus - keskimäärin noin 0,4 tähteä kuutioparsekissa ja klusterin keskellä on 100 tai jopa 1000 tähteä kuutioparsekissa (vertailun vuoksi, Auringon läheisyydessä pitoisuus on 0,12 tähteä per kuutioparsek) [2] . Uskotaan, että pallomaiset klusterit eivät ole suotuisa paikka planeettajärjestelmien olemassaololle , koska tiheiden klustereiden ytimissä olevien planeettojen kiertoradat ovat dynaamisesti epävakaita naapuritähtien kulkemisen aiheuttamien häiriöiden vuoksi. Planeetta, joka kiertää 1 AU :n etäisyydellä tähdestä, joka on tiheän joukon ytimessä (esimerkiksi 47 Tucanae ), voisi teoriassa olla olemassa vain 100 miljoonaa vuotta [26] . Tiedemiehet ovat kuitenkin löytäneet planeettajärjestelmän lähellä pulsaria PSR B1620-26 M4 - pallojoukosta , mutta nämä planeetat muodostuivat todennäköisesti pulsarin muodostumiseen johtaneen tapahtuman jälkeen [27] .

Jotkut pallomaiset klusterit, kuten Omega Centauri Linnunradassa ja Mayall II Andromedan galaksissa , ovat erittäin massiivisia (useita miljoonia auringon massoja) ja sisältävät tähtiä useista tähtisukupolvista. Molempia näitä klustereita voidaan pitää todisteina siitä, että supermassiiviset pallomaiset klusterit ovat jättimäisten galaksien absorboimien kääpiögalaksien ydin [28] . Noin neljännes Linnunradan pallomaisista klusteista saattoi kuulua kääpiögalakseihin [29] .

Joissakin pallomaisissa klusteissa (esimerkiksi M15 ) on erittäin massiivisia ytimiä, jotka voivat sisältää mustia aukkoja , vaikka mallinnus osoittaa, että saatavilla olevat havaintotulokset selittyvät yhtä hyvin vähemmän massiivisten mustien aukkojen läsnäololla ja neutronitähtien (tai massiivisten valkoisten kääpiöiden ) pitoisuudella. ) [30] .

Metallisisältö

Pallomaiset klusterit koostuvat yleensä II populaation tähdistä, joissa on vähän raskaita alkuaineita. Tähtitieteilijät kutsuvat raskaselementtejä metalleiksi ja näiden alkuaineiden suhteellista pitoisuutta tähdessä metallisuudeksi. Nämä elementit syntyvät tähtien nukleosynteesin prosessissa , ja ne ovat sitten osa uutta tähtien sukupolvea. Näin ollen metallien osuus voi viitata tähden ikään, ja vanhemmilla tähdillä on yleensä pienempi metallisuus [32] .

Hollantilainen tähtitieteilijä Peter Oosterhof havaitsi, että on luultavasti kaksi pallomaisten klustereiden populaatiota, jotka tunnetaan "Oosterhof-ryhminä". Molemmilla ryhmillä on metallisten alkuaineiden spektriviivat heikkoja , mutta tyypin I (OoI) tähtien viivat eivät ole yhtä heikkoja kuin tyypin II (OoII) ja toisessa ryhmässä on hieman pidempi jakso RR Lyrae -muuttujille [33] . Siten tyypin I tähtiä kutsutaan "metallirikkaiksi" ja tyypin II tähtiä "matalametalliksi". Näitä kahta populaatiota havaitaan monissa galakseissa, erityisesti massiivisissa elliptisissä galakseissa . Molemmat ikäryhmät ovat lähes samat kuin itse universumi , mutta eroavat toisistaan ​​metallisuudessa. Tämän eron selittämiseksi on esitetty useita hypoteeseja, mukaan lukien fuusiot kaasurikkaiden galaksien kanssa, kääpiögalaksien absorptio ja useita tähtien muodostumisen vaiheita yhdessä galaksissa. Linnunradalla matalametalliset klusterit liittyvät haloon , kun taas metallirikkaat klusterit liittyvät pullistumaan [34] .

Linnunradalla useimmat matalametalliset klusterit ovat linjassa galaksin halon ulkoosassa olevaa tasoa pitkin. Tämä viittaa siihen, että tyypin II klusterit on vangittu satelliittigalaksista, eivätkä ne ole Linnunradan pallomaisen klusterijärjestelmän vanhimpia jäseniä, kuten aiemmin ajateltiin. Ero näiden kahden klusterin välillä tässä tapauksessa selittyy viiveellä sen hetken välillä, jolloin galaksit muodostivat klusterijärjestelmänsä [35] .

Exotic Components

Pallomaisissa klusteissa tähtien tiheys on erittäin korkea, ja siksi läheisiä kulkuja ja törmäyksiä tapahtuu usein. Seurauksena on joidenkin eksoottisten tähtiluokkien (esimerkiksi siniset stragglerit , millisekunnin pulsarit ja pienimassaiset röntgenbinaarit ) pallomaisissa ryhmissä. Siniset vajoavat muodostuvat kahden tähden sulautumisesta, mahdollisesti törmäyksen seurauksena binäärijärjestelmän kanssa [36] . Tällainen tähti on kuumempi kuin muut joukon tähdet, joilla on sama kirkkaus, ja eroaa siten pääsarjan tähdistä, jotka muodostuivat joukon syntyessä [37] .

1970-luvulta lähtien tähtitieteilijät etsivät mustia aukkoja pallomaisista klustereista, mutta tämä tehtävä vaatii kaukoputken korkeaa resoluutiota, joten vasta Hubble-avaruusteleskoopin tultua tehtiin ensimmäinen vahvistettu löytö. Havaintojen perusteella tehtiin oletus keskimassaisen mustan aukon (4000 Auringon massaa) olemassaolosta pallomaisessa joukossa M 15 ja mustasta aukosta (~ 2⋅10 4 M ⊙ ) Mayall II -joukossa Andromedan galaksissa. [38] . Mayall II: n röntgen- ja radiosäteily vastaavat keskimassasta mustaa aukkoa [39] . Ne ovat erityisen kiinnostavia, koska ne ovat ensimmäisiä mustia aukkoja, joiden massa on tavallisten tähtimassaisten mustien aukkojen ja galaksien ytimissä olevien supermassiivisten mustien aukkojen välillä. Välissä olevan mustan aukon massa on verrannollinen joukon massaan, mikä täydentää aiemmin havaittua suhdetta supermassiivisten mustien aukkojen massojen ja niitä ympäröivien galaksien välillä.

Tiedeyhteisöt ovat suhtautuneet skeptisesti väitteisiin keskimassaisista mustista aukoista. Tosiasia on, että pallomaisten klustereiden tiheimpien kohteiden oletetaan vähitellen hidastavan liikettään ja päätyvät klusterin keskelle "massasegregaatioksi" kutsutun prosessin seurauksena. Pallomaisissa klusteissa nämä ovat valkoisia kääpiöitä ja neutronitähtiä . Holger Baumgardtin ja kollegoiden tutkimuksessa todettiin, että M15:n ja Mayall II:n massa-valo-suhteen pitäisi kasvaa jyrkästi kohti klusterin keskustaa jopa ilman mustaa aukkoa [40] [41] .

Hertzsprung-Russell-kaavio

Hertzsprung-Russell-kaavio (H-R-kaavio) on kaavio, joka näyttää absoluuttisen suuruuden ja väriindeksin välisen suhteen . BV-väriindeksi on ero tähden sinisen valon kirkkauden eli B:n ja näkyvän valon (kelta-vihreä) tai V:n välillä. BV-väriindeksin suuret arvot osoittavat viileää punaista tähteä, kun taas negatiiviset arvot osoittavat sinistä tähteä kuumalla pinnalla [42] . Kun Aurinkoa lähellä olevat tähdet piirretään H-R-diagrammiin, se näyttää eri massaisten, ikäisten ja koostumukseltaan erilaisten tähtien jakautumisen. Monet kaavion tähdet ovat suhteellisen lähellä kaltevaa käyrää vasemmasta yläkulmasta (korkeat luminositeetit, varhaiset spektrityypit ) oikeaan alakulmaan (pieni valoisuus, myöhäiset spektrityypit ). Näitä tähtiä kutsutaan pääsarjan tähdiksi . Kaavio sisältää kuitenkin myös tähdet, jotka ovat tähtien evoluution myöhemmissä vaiheissa ja jotka ovat polveutuneet pääsarjasta.

Koska kaikki pallomaisen joukon tähdet ovat suunnilleen samalla etäisyydellä meistä, niiden absoluuttinen suuruus eroaa niiden näennäisestä magnitudista suunnilleen saman verran. Pallomaisen joukon pääsarjan tähdet ovat verrattavissa vastaaviin Auringon läheisyydessä oleviin tähtiin ja asettuvat pääsarjaviivaa pitkin. Tämän oletuksen tarkkuuden vahvistavat vertailukelpoiset tulokset, jotka on saatu vertaamalla lähellä olevien lyhytjaksoisten muuttuvien tähtien (kuten RR Lyrae ) ja kefeidien magnitudeja samantyyppisiin tähtiin joukossa [43] .

Vertailemalla H-R-kaavion käyriä voidaan määrittää joukon pääsarjan tähtien absoluuttinen suuruus. Tämä puolestaan ​​mahdollistaa etäisyyden klusteriin arvioimisen tähtien näennäisen magnitudin arvon perusteella. Suhteellisten ja absoluuttisten arvojen ero, etäisyysmoduuli , antaa arvion etäisyydestä [44] .

Kun pallojoukon tähdet piirretään G-R-diagrammiin, monissa tapauksissa lähes kaikki tähdet putoavat melko selvälle käyrälle, joka poikkeaa Auringon lähellä olevien tähtien G-R-diagrammista, joka yhdistää eri-ikäisiä ja -alkuperäisiä tähtiä yhdeksi. koko. Pallomaisten klustereiden käyrän muoto on ominaisuus tähtiryhmille, jotka muodostuivat suunnilleen samaan aikaan samoista materiaaleista ja eroavat toisistaan ​​vain alkumassaltaan. Koska kunkin tähden sijainti H-R-kaaviossa riippuu iästä, pallomaisen joukon käyrän muotoa voidaan käyttää tähtipopulaation kokonais-iän arvioimiseen [45] .

Massiivisimmilla pääsarjan tähdillä on korkein absoluuttinen magnitudi, ja nämä tähdet tulevat ensimmäisinä jättimäiseen vaiheeseen . Joukon ikääntyessä pienemmän massaiset tähdet alkavat siirtyä jättiläisvaiheeseen, joten yhden tyyppisen tähtipopulaation omaavan joukon ikää voidaan mitata etsimällä tähtiä, jotka ovat vasta siirtymässä jättiläisvaiheeseen. Ne muodostavat "polven" H-R-kaaviossa pyörien oikeaan yläkulmaan suhteessa pääsekvenssiviivaan. Absoluuttinen suuruus käännepisteen alueella riippuu pallomaisen klusterin iästä, joten ikäasteikko voidaan piirtää magnitudin kanssa samansuuntaiselle akselille .

Lisäksi pallomaisen klusterin ikä voidaan määrittää kylmimpien valkoisten kääpiöiden lämpötilasta . Laskelmien tuloksena havaittiin, että pallomaisten klustereiden tyypillinen ikä voi olla jopa 12,7 miljardia vuotta [46] . Tässä ne eroavat merkittävästi avoimista tähtijoukoista, jotka ovat vain muutamia kymmeniä miljoonia vuosia vanhoja.

Pallomaisten klustereiden ikä asettaa rajan koko maailmankaikkeuden ikärajalle. Tämä alaraja on ollut merkittävä este kosmologiassa . 1990-luvun alussa tähtitieteilijät kohtasivat arvioita pallomaisten klustereiden iästä, jotka olivat vanhempia kuin mitä kosmologiset mallit ehdottivat. Kosmologisten parametrien yksityiskohtaiset mittaukset syvän taivaan tutkimuksilla ja COBE :n kaltaisten satelliittien läsnäololla ovat kuitenkin ratkaisseet tämän ongelman.

Pallomaisten klustereiden evoluutiotutkimuksia voidaan käyttää myös klusterin muodostavan kaasun ja pölyn yhdistelmästä johtuvien muutosten määrittämiseen. Pallomaisten klustereiden tutkimuksesta saatuja tietoja käytetään sitten koko Linnunradan kehityksen tutkimiseen [47] .

Pallomaisissa klusteissa on joitain tähtiä, jotka tunnetaan nimellä sininen straggler , jotka näyttävät jatkavan liikkumista alaspäin pääsarjaa kohti kirkkaampia sinisiä tähtiä. Näiden tähtien alkuperä on edelleen epäselvä, mutta useimmat mallit viittaavat siihen, että näiden tähtien muodostuminen on seurausta massasiirrosta tähtien välillä binääri- ja kolmoisjärjestelmissä [ 36] .

Pallomaiset tähtijoukot Linnunradan galaksissa

Pallomaiset klusterit ovat galaksimme kollektiivisia jäseniä ja osa sen pallomaista alajärjestelmää : ne pyörivät galaksin massakeskuksen ympärillä erittäin pitkänomaisilla kiertoradoilla , joiden nopeus on ≈200 km/s ja kiertoaika 10 8 - 10 9 vuotta. Galaksemme pallomaisten tähtien ikä lähestyy ikää, minkä vahvistavat niiden Hertzsprung-Russell-kaaviot , jotka sisältävät tunnusomaisen katkoksen pääsekvenssissä sinisellä puolella, mikä osoittaa joukon jäsenten massiivisten tähtien muuttumisen punaisiksi . jättiläisiä .

Toisin kuin avoimet klusterit ja tähtiyhdistykset , pallomaisten klustereiden tähtienvälinen väliaine sisältää vähän kaasua. Tämä selittyy toisaalta pienellä parabolisella nopeudella , joka on ≈10-30 km/s, ja toisaalta niiden suurella iällä. Lisätekijänä ilmeisesti on jaksollinen kulkeminen vallankumouksen aikana galaksimme keskustan ympäri sen tason läpi, johon kaasupilvet ovat keskittyneet, mikä myötävaikuttaa oman kaasun "lakaisemiseen pois" tällaisten kulkien aikana.

Pallomaiset tähtijoukot muissa galakseissa

Muissa galakseissa (esimerkiksi Magellanin pilvissä ) havaitaan myös suhteellisen nuoria pallomaisia ​​ryhmiä.

Suurin osa LMC:n ja MMO:n pallomaisista klusteista kuuluu nuorille tähdille, toisin kuin galaksissamme olevat pallomaiset klusterit, ja ne ovat enimmäkseen upotettuja tähtienväliseen kaasuun ja pölyyn. Esimerkiksi Tarantula-sumua ympäröivät nuoret pallomaiset sinivalkoisten tähtien joukot. Sumun keskellä on nuori, kirkas klusteri.

Pallomaiset tähtijoukot Andromedan galaksissa (M31):

Useimpien M31 pallomaisten klustereiden tarkkailuun tarvitaan kaukoputki, jonka halkaisija on 10 tuumaa, kirkkain näkyy 5 tuuman kaukoputkessa. Keskimääräinen suurennus on 150-180 kertaa, kaukoputken optisella järjestelmällä ei ole väliä.

Cluster G1 ( Mayall II ) on paikallisen ryhmän kirkkain klusteri 170 000 ly:n etäisyydellä. vuotta.

Muistiinpanot

1. ↑ Hubble kuvaa muinaisten tähtien parven  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . HubbleSite News Desk . Space Telescope Science Institute (1. heinäkuuta 1999). Käyttöpäivä: 26. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 7. lokakuuta 2008.
2. ↑ 1 2 Talpur J. A Guide to Globular Clusters (linkki ei saatavilla) . Keelen yliopisto (1997). Käyttöpäivä: 26. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 30. joulukuuta 2012. (määrätön) 
3. ↑ 1 2 Harris WE Linnunradan pallomaisten klustereiden parametrien luettelo: Tietokanta (downlink) . McMaster University (joulukuu 2010). Käyttöpäivä: 26. tammikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 22. helmikuuta 2012.  (määrätön)  (julkaistu versio 1996: Harris WE A Catalog of Parameters for Bullar Clusters in the Linnunradalla  )  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing . - Vol. 112 . - doi : 10.1086/118116 . - .
4. ↑ 1 2 Frommert H. Linnunradan pallomaiset ryhmät (linkki ei saatavilla) . SEDS (kesäkuu 2011). Haettu 10. lokakuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 15. lokakuuta 2014. (määrätön) 
5. ↑ 1 2 Ashman KM, Zepf SE Pallomaisten klustereiden muodostuminen sulautuvissa ja vuorovaikutuksessa olevissa galakseissa . - 1992. - T. 384 . - S. 50-61 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170850 . - .
6. ↑ Barmby P., Huchra JP M31 pallomaiset klusterit Hubble-avaruusteleskooppiarkistossa. I. Cluster Detection and Completeness  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Voi. 122 , nro. 5 . - P. 2458-2468 . - doi : 10.1086/323457 . - . - arXiv : astro-ph/0107401 .
7. ↑ McLaughlin DE, Harris WE, Hanes DA M87 pallomaisen klusterijärjestelmän spatiaalinen rakenne  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Voi. 422 , no. 2 . - s. 486-507 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173744 . - .
8. ↑ Dauphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M., Tucholke H.-J. Pallomaisten klustereiden kinematiikka, aposentriset etäisyydet ja halometallisuusgradientti  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1996. - Voi. 313 . - s. 119-128 . - .
9. ↑ Harris WE Pallomaiset klusterijärjestelmät galakseissa paikallisen ryhmän ulkopuolella  // Tähtitieteen ja astrofysiikan  vuosikatsaus. - Annual Reviews , 1991. - Voi. 29 . - s. 543-579 . - doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551 . - .
10. ↑ Dinescu DI, Majewski SR, Girard TM, Cudworth KM Palomar 12:n absoluuttinen oikea liike: tapaus vuoroveden sieppaamiseen Jousimiehen kääpiöpallogalaksista  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Voi. 120 , ei. 4 . - P. 1892-1905 . - doi : 10.1086/301552 . - . - arXiv : astro-ph/0006314 .
11. ↑ Lotz JM, Miller BW, Ferguson HC The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Voi. 613 , no. 1 . - s. 262-278 . - doi : 10.1086/422871 . - . - arXiv : astro-ph/0406002 .
12. ↑ van den Bergh S. Pallomaiset klusterit ja kääpiöpallogalaksit  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Voi. 385 , no. 1 . - P.L20-L22 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . — . - arXiv : 0711.4795 .
13. ↑ Sharp NA M22, NGC6656 (linkki ei saatavilla) . National Observatory for Optical Astronomy . Haettu 10. lokakuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 17. lokakuuta 2014. (määrätön) 
14. ↑ 1 2 Boyd RN Johdatus ydinastrofysiikkaan. - Chicago: University of Chicago Press, 2007. - 422 s. — ISBN 9780226069715 .
15. ↑ Ashman, 1998 , s. 2.
16. ↑ Shapley H. Pallomaiset joukot ja galaktisen järjestelmän rakenne  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1918. - Voi. 30 , ei. 173 . - s. 42-54 . — ISSN 0004-6280 . - . —
17. ↑ Hogg H.S. Harlow Shapley ja pallomaiset klusterit  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1965. - Voi. 77 , nro. 458 . - s. 336-346 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/128229 . —
18. ↑ Piotto G., Bedin LR, Anderson J. et ai. Kolminkertainen pääsekvenssi pallomaisessa joukossa NGC 2808  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Voi. 661 , no. 1 . - P.L53-L56 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/518503 . - .
19. ↑ Chaboyer B. Globular Cluster Age Dating // Astrophysical Ages and Times Scales / Toim. kirjoittanut T.v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2001. - Voi. 245. - s. 162-172. - (ASP Conference Series). - ISBN 1-58381-083-8 . -
20. ↑ Piotto G. Havaintoja useista populaatioista tähtiryhmissä // Tähtien aikakaudet. - International Astronomical Union, 2009. - Voi. 4. - s. 233-244. - (International Astronomical Unionin julkaisut). - - arXiv : 0902.1422
21. ↑ Weaver D., Villard R., Christensen LL et ai. Hubble löytää useita tähtien "baby boomeja" pallomaisesta  joukosta . HubbleSite (2. toukokuuta 2007). Haettu: 1.11.2014.
22. ↑ Elmegreen BG, Efremov Yu. N. Universaali muodostusmekanismi avoimille ja pallomaisille klusteille turbulentissa kaasussa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Voi. 480 , no. 1 . - s. 235-245 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/303966 . - .
23. ↑ Burkert A., Tremaine S. Keskisuurten mustien aukkojen ja varhaisen tyypin galaksien pallomaisten klusterijärjestelmien välinen korrelaatio  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Voi. 720 , no. 1 . - s. 516-521 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/720/1/516 . - . - arXiv : 1004.0137 .
24. ↑ Negueruela I., Clark S. Nuori ja eksoottinen tähtien eläintarha - ESO:n teleskoopit paljastavat supertähtijoukon Linnunradalla  . European Southern Observatory (22. maaliskuuta 2005). Haettu: 1.11.2014.
25. ↑ Tähtien nielaisema lähellä Linnunradan  sydäntä . Avaruusteleskooppi (27. kesäkuuta 2011). Haettu: 1.11.2014.
26. ↑ Sigurdsson S. Planeetat pallomaisissa klusteissa? (englanniksi)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Voi. 399 , no. 1 . - P.L95-L97 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/186615 . - .
27. ↑ Arzoumanian Z., Joshi K., Rasio FA, Thorsett SE PSR B1620-26 -kolmiojärjestelmän kiertorataparametrit // Pulsars: Problems and Progress. Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton 160. kollokvion julkaisut. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1996. - Voi. 105. - P. 525-530. — (Astronomical Society of the Pacific Conference Series). — ISBN 1050-3390. - - arXiv : astro-ph/9605141
28. ↑ Bekki K., Freeman KC ω Centaurin muodostuminen muinaisesta ytimekkäästä kääpiögalaksista nuoressa galaktisessa kiekossa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2003. - Voi. 346 , no. 2 . - P.L11-L15 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x . - .
29. ↑ Forbes DA, Bridges T. Accreted versus in situ Linnunradan pallomaiset klusterit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2010. - Voi. 404 , no. 3 . - s. 1203-1214 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . - arXiv : 1001.4289 .
30. ↑ van der Marel R. Mustat aukot pallomaisissa ryhmissä  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Space Telescope Science Institute (16. maaliskuuta 2002). Haettu 1. marraskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 30. toukokuuta 2012.
31. ↑ Huomaa ero - Hubble vakoilee toista pallomaista klusteria, mutta salaisella  (englanniksi)  (downlink) . Space Telescope (3. lokakuuta 2011). Haettu 1. marraskuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 3. elokuuta 2014.
32. ↑ Green SF, Jones MH, Burnell SJ Johdatus aurinkoon ja tähtiin . - Cambridge: Cambridge University Press, 2004. - S. 240. - ISBN 0521837375 .
33. ↑ van Albada TS, Baker N. On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1973. - Voi. 185 . - s. 477-498 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152434 .
34. ↑ Harris W.E. Pallomaisen klusterin spatiaalinen rakenne ja etäisyys galaksin keskustasta  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Voi. 81 . - P. 1095-1116 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/111991 . - .
35. ↑ Yoon S.-J., Lee Y.-W. Linnunradan halossa oleva matalametallisten klustereiden kohdistettu virta   // Tiede . - 2002. - Voi. 297 , no. 5581 . - s. 578-581 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/tiede.1073090 . - . — arXiv : astro-ph/0207607 . — PMID 12142530 .
36. ↑ 1 2 Leonard PJT Tähtien törmäykset pallomaisissa klusteissa ja sininen straggler -ongelma  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1989. - Voi. 98 . - s. 217-226 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115138 . - .
37. ↑ Murphy BW A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters   // Mercury . - 1999. - Voi. 28 , ei. 4 . — ISSN 0047-6773 .
38. ↑ Savage D., Neal N., Villard R. et ai. Hubble löytää mustia aukkoja odottamattomista  paikoista . HubbleSite (17. syyskuuta 2002). Haettu: 1.11.2014.
39. ↑ Finley D. Star Cluster sisältää keskipainoisen mustan aukon, VLA  osoittaa . National Radio Astronomy Observatory (28. toukokuuta 2007). Haettu: 1.11.2014.
40. ↑ Baumgardt H., Hut P., Makino J. et ai. M15:n keskusrakenteesta  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 582 , no. 1 . -P.L21- L24 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/367537 . - . - arXiv : astro-ph/0210133v3 .
41. ↑ Baumgardt H., Makino J., Hut P. et ai. Dynaaminen malli pallomaiselle ryhmälle G1  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 589 , no. 1 . - P.L25-L28 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/375802 . - . - arXiv : astro-ph/0301469 . Arkistoitu alkuperäisestä 18. maaliskuuta 2012.
42. ↑ Surdin V. G. Tähtien väriindeksi . Astronetti . Haettu: 1.11.2014. (Venäjän kieli)
43. ↑ Shapley H. Tutkimukset, jotka perustuvat tähtiklustereiden väreihin ja magnitudeihin. I,II,III  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1917. - Voi. 45 . - s. 118-141 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/142314 . — .
44. ↑ Schwarzschild M. Tähtien rakenne ja evoluutio . - New York: Dover, 1958. - 296 s. — (Doverin kirjat tähtitiedestä). - ISBN 0-486-61479-4 .
45. ↑ Sandage A. Evoluution tarkkaavainen lähestymistapa. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1957. - Voi. 126 . - s. 326-340 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146405 . - .
46. ↑ Hansen BMS, Brewer J., Fahlman GG et ai. The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Voi. 574 , no. 2 . -P.L155 - L158 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/342528 . - . — arXiv : astro-ph/0205087 .
47. ↑ Gratton R., Pasquini L. Vanhimpien veljien tuhkat - UVES havaitsee tähtien runsauden poikkeavuuksia pallomaisissa  ryhmissä . European Southern Observatory (2. maaliskuuta 2001). Haettu: 1.11.2014.

Linkit

• pallomaisia ​​klustereita
• Linnunradan pallomaiset tähtijoukot  - luettelo parametreistä, mukaan lukien etäisyys Auringosta ja galaksin keskipiste  (eng.)
• Padovan tähtitieteen  laitoksen pallomainen klusteriryhmä
• Ashman KM Globular klusterijärjestelmät. - Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1998. - 171 s. - (Cambridgen astrofysiikan sarja, osa 30). — ISBN 0521550572 .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	BNF : 12393896m GND : 4298254-6 J9U : 987007531590705171 LCCN : sh85127432