stringtranslate.com

Шаровое скопление

Шаровое скопление — это сфероидальное скопление звезд , связанных между собой силой тяжести , с более высокой концентрацией звезд ближе к их центрам. Они могут содержать от десятков тысяч до многих миллионов звезд-членов, [2] все они вращаются вокруг стабильной компактной формации. Шаровые скопления по форме похожи на карликовые сфероидальные галактики , и разница между ними не всегда очевидна. [3] Их название происходит от латинского globulus (маленькая сфера). Шаровые скопления иногда называют просто «шаровиками».

Хотя одно шаровое скопление, Омега Центавра , наблюдалось в древности и долгое время считалось звездой, признание истинной природы скоплений пришло с появлением телескопов в 17 веке. В ранних телескопических наблюдениях шаровые скопления выглядели как размытые пятна, что побудило французского астронома Шарля Мессье включить многие из них в свой каталог астрономических объектов, которые, по его мнению, можно было принять за кометы . Используя более крупные телескопы, астрономы 18-го века обнаружили, что шаровые скопления представляют собой группы из множества отдельных звезд. В начале 20 века распределение шаровых скоплений на небе было одним из первых свидетельств того, что Солнце находится далеко от центра Млечного Пути .

Шаровые скопления встречаются почти во всех галактиках . В спиральных галактиках , таких как Млечный Путь, они в основном находятся во внешней сфероидальной части галактики – галактическом гало . Это самый крупный и массивный тип звездных скоплений , которые, как правило, старше, плотнее и состоят из меньшего количества тяжелых элементов , чем рассеянные скопления , которые обычно встречаются в дисках спиральных галактик. В Млечном Пути известно более 150 шаровых объектов , и их может быть гораздо больше.

Происхождение шаровых скоплений и их роль в эволюции галактик неясны. Некоторые из них являются одними из старейших объектов в своих галактиках и даже во Вселенной , что ограничивает оценки возраста Вселенной . Раньше считалось, что звездные скопления состоят из звезд, которые образовались одновременно из одной звездообразующей туманности , но почти все шаровые скопления содержат звезды, образовавшиеся в разное время или имеющие разный состав. Некоторые скопления могли иметь несколько эпизодов звездообразования, а некоторые могут быть остатками меньших галактик, захваченных более крупными галактиками.

История наблюдений

Первое известное шаровое скопление, ныне называемое М 22 , было открыто в 1665 году Авраамом Илье , немецким астрономом-любителем. [4] [5] Скопление Омега Центавра , легко видимое на южном небе невооруженным глазом, было известно древним астрономам, таким как Птолемей, как звезда, но Эдмонд Галлей переклассифицировал его в туманность в 1677 году, а затем, наконец, в шаровидную звезду. кластер в начале 19 века Джоном Гершелем . [6] [7] Французский астроном аббат Лакайль перечислил NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 и NGC 6397 в своем каталоге 1751–1752 годов. [a] Низкое разрешение ранних телескопов не позволяло визуально разделить отдельные звезды в скоплении, пока Шарль Мессье не наблюдал M 4 в 1764 году. [8] [b] [9]

Когда в 1782 году Уильям Гершель начал всестороннее исследование неба с помощью больших телескопов, было известно 34 шаровых скопления. Гершель открыл еще 36 звезд и первым разрешил практически все из них в звезды. Он ввел термин шаровое скопление в своем «Каталоге второй тысячи новых туманностей и скоплений звезд» (1789). [15] [d] [16] В 1914 году Харлоу Шепли начал серию исследований шаровых скоплений, опубликовав около сорока научных статей. Он исследовал переменные RR Лиры скоплений (звезды, которые, как он предполагал, были переменными цефеид ) и использовал их светимость и период переменности для оценки расстояний до скоплений. Позже было обнаружено, что переменные RR Лиры слабее, чем переменные цефеид, из-за чего Шепли переоценил расстояния. [17]

Тысячи белоснежных точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
NGC 7006 — высококонцентрированное шаровое скопление класса I.

Подавляющее большинство шаровых скоплений Млечного Пути расположены вокруг ядра галактики. В 1918 году Шепли использовал это сильно асимметричное распределение для определения общих размеров галактики. Предположив примерно сферическое распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики, он использовал положение скоплений для оценки положения Солнца относительно Галактического центра . [18] Он правильно пришел к выводу, что центр Млечного Пути находится в созвездии Стрельца , а не рядом с Землей. Он переоценил расстояние, обнаружив, что типичные расстояния шаровых скоплений составляют 10–30 килопарсек (33 000–98 000 световых лет); [19] современное расстояние до Галактического центра составляет примерно 8,5 килопарсеков (28 000 световых лет). [e] [20] [21] [22] Измерения Шепли показали, что Солнце находится относительно далеко от центра галактики, в отличие от того, что было выведено из наблюдаемого равномерного распределения обычных звезд. В действительности большинство обычных звезд лежат внутри диска галактики и, таким образом, скрыты газом и пылью в диске, тогда как шаровые скопления лежат вне диска и их можно увидеть на гораздо больших расстояниях. [17]

Тысячи белоснежных точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпиона расположено примерно в 30 000 световых годах от Солнца и содержит сотни тысяч звезд. [23]

Число известных шаровых скоплений в Млечном Пути продолжало увеличиваться, достигнув 83 в 1915 году, 93 в 1930 году, 97 к 1947 году, [16] и 157 в 2010 году. [24] [25] Считается, что существуют дополнительные, неоткрытые шаровые скопления. находиться в галактическом балдже [26] или скрыта газом и пылью Млечного Пути. [27] Например, большинство шаровых скоплений Паломара было обнаружено только в 1950-х годах, причем некоторые из них расположены относительно близко, но скрыты пылью, в то время как другие находятся в самых дальних уголках гало Млечного Пути. Галактика Андромеды , которая по размеру сравнима с Млечным Путем, может иметь до пятисот шаровиков. [28] Каждая галактика достаточной массы в Местной группе имеет связанную с ней систему шаровых скоплений, как и почти каждая исследованная крупная галактика. [29] Некоторые гигантские эллиптические галактики (особенно те, которые находятся в центрах скоплений галактик ), такие как M 87 , имеют до 13 000 шаровых скоплений. [30]

Классификация

Позже Шепли в его исследованиях кластеров помогали Генриетта Своп и Хелен Сойер Хогг . В 1927–1929 годах Шепли и Сойер классифицировали скопления по степени концентрации звезд по направлению к каждому ядру. Их система, известная как класс концентрации Шепли-Сойера , определяет наиболее концентрированные кластеры как класс I и варьирует до наиболее диффузного класса XII. [f] [31] В 2015 году астрономы из Папского католического университета Чили на основе данных наблюдений предложили новый тип шаровых скоплений: тёмные шаровые скопления . [32]

Формирование

Тысячи белоснежных точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
NGC 2808 содержит три различных поколения звезд. [33]
Изображение НАСА

Образование шаровых скоплений изучено недостаточно. [34] Шаровые скопления традиционно описывались как простое звездное население, образованное из одного гигантского молекулярного облака , и, таким образом, с примерно одинаковым возрастом и металличностью (долей тяжелых элементов в их составе). Современные наблюдения показывают, что почти все шаровые скопления содержат несколько популяций; [35] например, шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке (БМО) демонстрируют бимодальную популяцию. В молодости эти скопления БМО могли столкнуться с гигантскими молекулярными облаками, которые спровоцировали второй раунд звездообразования. [36] Этот период звездообразования относительно краток по сравнению с возрастом многих шаровых скоплений. [37] Было высказано предположение, что эта множественность звездного населения может иметь динамическое происхождение. В Галактике Антенны , например, космический телескоп Хаббл наблюдал скопления скоплений – области в галактике, охватывающие сотни парсеков, в которых многие из скоплений в конечном итоге столкнутся и сольются. Их общий диапазон возраста и (возможно) металличности может привести к образованию скоплений с бимодальным или даже множественным распределением популяций. [38]

Маленький нечеткий белый шарик в центре пятнистого черного фона.
Шаровое звездное скопление Мессье 54 [39]

Наблюдения за шаровыми скоплениями показывают, что их звезды в основном происходят из областей более эффективного звездообразования и откуда межзвездная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звездообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в регионах звездообразования и во взаимодействующих галактиках . [40] Некоторые шаровые скопления, вероятно, образовались в карликовых галактиках и были удалены приливными силами и присоединились к Млечному Пути. [41] В эллиптических и линзовидных галактиках существует корреляция между массой сверхмассивных черных дыр (СМЧД) в их центрах и размером их шаровых скоплений. Масса СМЧД в такой галактике часто близка к совокупной массе шаровых скоплений галактики. [42]

Ни одно из известных шаровых скоплений не демонстрирует активного звездообразования, что согласуется с гипотезой о том, что шаровые скопления обычно являются самыми старыми объектами в своей галактике и были одними из первых сформировавшихся коллекций звезд. Очень большие области звездообразования, известные как суперскопления , такие как Вестерлунд 1 в Млечном Пути, могут быть предшественниками шаровых скоплений. [43]

Многие из шаровых скоплений Млечного Пути имеют ретроградную орбиту (это означает, что они вращаются вокруг галактики в направлении, обратном направлению вращения галактики), [44] включая самое массивное, Омегу Центавра. Ее ретроградная орбита предполагает, что это может быть остаток карликовой галактики, захваченной Млечным Путем. [45] [46]

Состав

Рыхлая россыпь маленьких тускло-белых точек на черном фоне с несколькими более яркими звездами.
Звезды Джорджовски-1 содержат водород и гелий, но не более того. С астрономической точки зрения они бедны металлами . [47]

Шаровые скопления обычно состоят из сотен тысяч старых звезд с низким содержанием металлов . Звезды, обнаруженные в шаровом скоплении, подобны звездам в балдже спиральной галактики, но ограничены сфероидом, в котором половина света излучается в радиусе всего от нескольких до нескольких десятков парсеков . [34] Они свободны от газа и пыли [48] и предполагается, что весь газ и пыль давно либо превратились в звезды, либо были выброшены из скопления массивными звездами первого поколения. [34]

Шаровые скопления могут содержать высокую плотность звезд; в среднем около 0,4  звезды на кубический парсек, увеличиваясь до 100 или 1000  звезд/пк 3 в ядре скопления. [49] Для сравнения, звездная плотность вокруг Солнца составляет примерно 0,1 звезды/пк 3 . [50] Типичное расстояние между звездами в шаровом скоплении составляет около одного светового года, [51] но в его ядре расстояние между звездами в среднем составляет около трети светового года – в тринадцать раз ближе, чем Солнце к своему ближайшему соседу. Проксима Центавра . [52]

Считается, что шаровые скопления являются неблагоприятными местами для планетных систем. Орбиты планет динамически нестабильны в ядрах плотных скоплений из-за гравитационных возмущений проходящих звезд. Планета, вращающаяся на орбите в одной астрономической единице вокруг звезды, находящейся в ядре плотного скопления, такого как 47 Tucanae , просуществует только порядка ста миллионов лет. [53] Существует планетная система, вращающаяся вокруг пульсара ( PSR  B1620-26 ), принадлежащая к шаровому скоплению M4 , но эти планеты, вероятно, образовались после события, породившего пульсар. [54]

Некоторые шаровые скопления, такие как Омега Центавра в Млечном Пути и Мейалл II в галактике Андромеды, чрезвычайно массивны, имеют размеры в несколько миллионов солнечных масс ( M ☉ ) и имеют множество звездных популяций. Оба являются свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления образовались из ядер карликовых галактик , которые были поглощены более крупными галактиками. [55] Около четверти населения шаровых скоплений Млечного Пути могло образоваться таким образом, [56] как и более 60% шаровых скоплений во внешнем гало Андромеды. [57]

Содержание тяжелых элементов

Шаровые скопления обычно состоят из звезд населения II , которые по сравнению со звездами населения I , такими как Солнце , имеют более высокую долю водорода и гелия и меньшую долю более тяжелых элементов. Астрономы называют эти более тяжелые элементы металлами (в отличие от материальной концепции), а пропорции этих элементов — металличностью. Произведенные в результате звездного нуклеосинтеза металлы перерабатываются в межзвездную среду и попадают в новое поколение звезд. Таким образом, доля металлов может служить показателем возраста звезды в простых моделях, при этом более старые звезды обычно имеют меньшую металличность. [58]

Голландский астроном Питер Остерхофф наблюдал две особые популяции шаровых скоплений, которые стали известны как группы Остергофа . Вторая группа имеет несколько больший период переменных звезд типа RR Лиры. [59] Хотя обе группы имеют низкую долю металлических элементов, измеренную с помощью спектроскопии , спектральные линии металлов в звездах скопления Остергофа типа  I (Oo  I) не такие слабые, как у звезд типа  II (Oo  II), [59] 59] , поэтому  звезды типа I называются богатыми металлами (например, Терзан 7 [60] ), а  звезды типа II — бедными металлами (например , ESO 280-SC06 [61] ). Эти две отдельные популяции наблюдались во многих галактиках, особенно в массивных эллиптических галактиках. Обе группы почти так же стары, как сама Вселенная, и имеют примерно одинаковый возраст. Предлагаемые сценарии для объяснения этих субпопуляций включают бурные слияния богатых газом галактик, аккрецию карликовых галактик и несколько фаз звездообразования в одной галактике. В Млечном Пути скопления с низким содержанием металлов связаны с гало, а скопления с высоким содержанием металлов — с балджем. [62]

В Млечном Пути подавляющее большинство скоплений с низким содержанием металлов расположены в плоскости внешней части гало галактики. Это наблюдение подтверждает мнение о том, что  скопления типа II были захвачены из галактики-спутника, а не являются старейшими членами системы шаровых скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Тогда разницу между двумя типами скоплений можно было бы объяснить задержкой во времени между тем, когда две галактики сформировали свои кластерные системы. [63]

Экзотические компоненты

Тысячи белоснежных точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Мессье 53 содержит необычно большое количество звезд, называемых голубыми отставшими . [64] [65]

Тесные взаимодействия и близкие столкновения звезд происходят в шаровых скоплениях относительно часто из-за их высокой звездной плотности. Эти случайные встречи приводят к появлению некоторых экзотических классов звезд, таких как голубые отстающие , миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные системы  , которые гораздо чаще встречаются в шаровых скоплениях. Как формируются голубые отставшие звезды, остается неясным, но большинство моделей связывают их с взаимодействиями между звездами, такими как слияния звезд , перенос материала от одной звезды к другой или даже столкновение двух двойных систем. [66] [67] Образующаяся звезда имеет более высокую температуру, чем другие звезды в скоплении с сопоставимой светимостью, и, таким образом, отличается от звезд главной последовательности, образовавшихся на ранних этапах существования скопления. [68] Некоторые скопления имеют две отдельные последовательности синих отстающих, одна более синяя, чем другая. [67]

Сотни белых точек, разбросанных по черному фону и сосредоточенных к центру.
Шаровое скопление M15 может иметь в своем ядре черную дыру промежуточной массы [69] , но это утверждение оспаривается. [70]
Моделирование движения звезд в Мессье 4
Моделирование звездных движений в Мессье 4 , где астрономы подозревают, что может присутствовать черная дыра промежуточной массы . [71] [72] Если это подтвердится, черная дыра будет находиться в центре скопления и будет иметь сферу влияния (черную дыру), ограниченную красным кругом.

Астрономы ищут черные дыры внутри шаровых скоплений с 1970-х годов. Требуемое решение этой задачи является требовательным; первые заявленные открытия были сделаны только с помощью космического телескопа Хаббла (HST) в 2002 и 2003 годах. На основании наблюдений HST другие исследователи предположили существование  черной дыры промежуточной массы с массой 4000 M ☉ (солнечной массы) в шаровое скопление M15 и черная дыра с массой 20 000  M ☉ в скоплении Мэйолл II в Галактике Андромеда. [73] Как рентгеновское , так и радиоизлучение Мэйолла II, похоже, соответствует черной дыре промежуточной массы; [74] Однако эти заявленные обнаружения являются спорными. [75] 

Ожидается, что самые тяжелые объекты в шаровых скоплениях будут мигрировать к центру скопления из-за массовой сегрегации . Одна исследовательская группа отметила, что отношение массы к светимости должно резко возрастать по направлению к центру скопления, даже без черной дыры, как в M15 [70] , так и в Mayall II. [76] Наблюдения 2018 года не обнаруживают никаких доказательств существования черной дыры промежуточной массы ни в одном шаровом скоплении, включая M15, но не могут окончательно исключить наличие черной дыры с массой 500–1000  M ☉ . [77] Наконец, в 2023 году анализ HST и данных космического корабля Gaia из ближайшего шарового скопления Мессье 4 выявил избыточную массу примерно 800  M ☉ в центре этого скопления, которая, похоже, не расширена. Таким образом, это может быть лучшим кинематическим доказательством существования черной дыры промежуточной массы [71] [72] (даже если нельзя полностью сбрасывать со счетов необычно компактное скопление компактных объектов, таких как белые карлики , нейтронные звезды или черные дыры звездной массы ).

Подтверждение существования черных дыр промежуточной массы в шаровых скоплениях будет иметь важные последствия для теорий развития галактик как возможных источников сверхмассивных черных дыр в их центрах. Масса этих предполагаемых черных дыр промежуточной массы пропорциональна массе окружающих их скоплений, следуя закономерности, ранее обнаруженной между сверхмассивными черными дырами и окружающими их галактиками. [75] [78]

Диаграммы Герцшпрунга – Рассела

Рассеяние точек на черном фоне, большая часть которых желтая и выровнена примерно вертикальной полосой по центру, с некоторыми белыми точками, простирающимися двумя лучами слева, и несколькими красными точками, разбросанными справа от изображения.
H–R-диаграмма шарового скопления M3 . На кривой при звездной величине 19 имеется характерное «колено», где звезды начинают вступать в гигантскую стадию своего эволюционного пути, поворот главной последовательности .

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела (H-R-диаграммы) шаровых скоплений позволяют астрономам определять многие свойства их популяций звезд. Диаграмма H–R — это график большой выборки звезд, отображающий их абсолютную звездную величину (их светимость или яркость, измеренную со стандартного расстояния) в зависимости от их цветового показателя . Индекс цвета, грубо говоря, измеряет цвет звезды; положительные показатели цвета указывают на красноватую звезду с прохладной температурой поверхности, а отрицательные значения указывают на более синюю звезду с более горячей поверхностью. Звезды на диаграмме H – R в основном лежат примерно по диагонали, идущей от горячих ярких звезд в верхнем левом углу к холодным тусклым звездам в правом нижнем углу. Эта линия известна как главная последовательность и представляет собой начальную стадию звездной эволюции . Диаграмма также включает звезды на более поздних стадиях эволюции, такие как холодные, но яркие красные гиганты . [79]

Для построения диаграммы H – R необходимо знать расстояние до наблюдаемых звезд, чтобы преобразовать видимую звездную величину в абсолютную величину. Поскольку все звезды в шаровом скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, диаграмма цвет-величина с использованием их наблюдаемых звездных величин выглядит как сдвинутая диаграмма H-R (из-за примерно постоянной разницы между их видимой и абсолютной звездной величиной). [80] Этот сдвиг называется модулем расстояния и может использоваться для расчета расстояния до кластера. Модуль определяется путем сравнения особенностей (например, главной последовательности) диаграммы цвет-величина скопления с соответствующими особенностями на диаграмме H-R другого набора звезд. Этот метод известен как спектроскопический параллакс или подбор главной последовательности. [81]

Характеристики

Поскольку шаровые скопления образуются одновременно из одного гигантского молекулярного облака, звезды скопления имеют примерно одинаковый возраст и состав. Эволюция звезды в первую очередь определяется ее начальной массой, поэтому положения звезд на диаграмме H – R или диаграмме цвет – звездная величина скопления в основном отражают их начальные массы. Таким образом, диаграмма H–R скопления сильно отличается от диаграмм H–R, содержащих звезды самого разного возраста. Почти все звезды попадают на четко определенную кривую на диаграммах H – R шаровых скоплений, и форма этой кривой указывает на возраст скопления. [80] [82] Более подробная диаграмма H–R часто выявляет несколько звездных популяций, на что указывает наличие близко разделенных кривых, каждая из которых соответствует отдельной популяции звезд с немного разным возрастом или составом. [35] Наблюдения с помощью широкоугольной камеры 3 , установленной в 2009 году на космическом телескопе Хаббл, позволили различить эти немного отличающиеся кривые. [83]

Самые массивные звезды главной последовательности обладают самой высокой светимостью и первыми перейдут в стадию гигантских звезд . По мере старения скопления звезды все меньшей массы будут делать то же самое. Поэтому возраст скопления с одной популяцией можно измерить, отыскивая те звезды, которые только начинают входить в стадию гигантской звезды, которые образуют «колено» на диаграмме H–R, называемое поворотом главной последовательности , изгибающееся к верхнему краю. прямо из строки главной последовательности. Абсолютная магнитуда на этом изгибе напрямую зависит от возраста скопления; шкалу возраста можно отложить на оси, параллельной магнитудной величине. [80]

На морфологию и светимость звезд шаровых скоплений на диаграммах H – R влияют многочисленные параметры, многие из которых до сих пор активно исследуются. Недавние наблюдения опровергли историческую парадигму, согласно которой все шаровые скопления состоят из звезд, родившихся в одно и то же время или имеющих одинаковый химический состав. В некоторых кластерах представлены несколько популяций, незначительно различающихся по составу и возрасту; например, высокоточные изображения скопления NGC 2808 позволили различить три близкие, но разные основные последовательности. [84] Кроме того, на расположение звезд скопления на диаграмме H – R (включая яркость индикаторов расстояний) могут влиять ошибки наблюдений. Один из таких эффектов, называемый смешиванием, возникает, когда ядра шаровых скоплений настолько плотны, что наблюдения видят несколько звезд как одну цель. Таким образом, яркость, измеренная для этой, казалось бы, одиночной звезды, неверна — она слишком яркая, учитывая, что в нее внесли свой вклад несколько звезд. [85] Вычисленное расстояние, в свою очередь, неверно, поэтому эффект смешивания может внести систематическую неопределенность в лестницу космических расстояний и может исказить оценку возраста Вселенной и постоянной Хаббла . [86]

Последствия

Голубые отставшие звезды появляются на диаграмме H – R как серии, расходящиеся от главной последовательности в направлении более ярких и синих звезд. [67] Белые карлики (последние остатки некоторых звезд типа Солнца), которые намного слабее и несколько горячее, чем звезды главной последовательности, лежат в левом нижнем углу диаграммы H–R. Шаровые скопления можно датировать, глядя на температуру самых холодных белых карликов, что часто дает результаты, возраст которых достигает 12,7 миллиардов лет. [87] Для сравнения, рассеянные скопления редко имеют возраст более полумиллиарда лет. [88] Возраст шаровых скоплений устанавливает нижнюю границу возраста всей Вселенной, что представляет собой существенное ограничение в космологии . Астрономы исторически сталкивались с оценками возраста скоплений старше, чем позволяли их космологические модели, [89] , но более качественные измерения космологических параметров с помощью исследований глубокого космоса и спутников, похоже, решили эту проблему. [90] [91]

Изучение шаровых скоплений проливает свет на то, как состав формационного газа и пыли влияет на эволюцию звезд; Эволюционные пути звезд различаются в зависимости от содержания тяжелых элементов. Данные, полученные в результате этих исследований, затем используются для изучения эволюции Млечного Пути в целом. [92]

Морфология

В отличие от рассеянных скоплений, большинство шаровых скоплений остаются гравитационно связанными друг с другом в течение периодов времени, сравнимых с продолжительностью жизни большинства их звезд. Сильные приливные взаимодействия с другими большими массами приводят к рассеянию некоторых звезд, оставляя после себя «приливные хвосты» звезд, удаленных из скопления. [94] [95]

После образования звезды шарового скопления начинают гравитационно взаимодействовать друг с другом. Скорости звезд постоянно меняются, и звезды теряют всякую историю своей первоначальной скорости. Характерным интервалом, в течение которого это происходит, является время релаксации , связанное с характерным временем, в течение которого звезда пересекает скопление, и количеством звездных масс. [96] Время релаксации варьируется в зависимости от кластера, но типичное значение составляет порядка одного миллиарда лет. [97] [98]

Хотя шаровые скопления обычно имеют сферическую форму, эллиптичность может формироваться в результате приливных взаимодействий. Скопления в Млечном Пути и Галактике Андромеды обычно имеют форму сплюснутых сфероидов , а в Большом Магеллановом Облаке — более эллиптическую. [99]

Радиусы

Сотни белых точек, разбросанных по черному фону, сосредоточенных ближе к центру, а также несколько более ярких красных и синих точек, разбросанных по всему кадру.
NGC 411 классифицируется как рассеянное скопление. [100]

Астрономы характеризуют морфологию (форму) шарового скопления с помощью стандартных радиусов: радиуса ядра ( rc ) , радиуса полусвета ( rh ) и приливного радиуса или радиуса Якоби ( rt ) . Радиус может быть выражен как физическое расстояние или как стянутый угол на небе. Учитывая радиус вокруг ядра, поверхностная светимость скопления постоянно уменьшается с расстоянием, а радиус ядра — это расстояние, на котором видимая поверхностная светимость упала вдвое. [101] Сопоставимой величиной является радиус полусвета, или расстояние от ядра, содержащего половину общей светимости скопления; радиус полусвечения обычно больше радиуса ядра. [102] [103]

Большинство шаровых скоплений имеют радиус полусвета менее десяти парсеков (пк), хотя некоторые шаровые скопления имеют очень большие радиусы, например NGC 2419 (r h  = 18 пк) и Паломар 14 (r h  = 25 пк). [104] Радиус полусвечения включает в себя звезды во внешней части скопления, которые лежат вдоль луча зрения, поэтому теоретики также используют радиус полумассы ( r m ) – радиус от ядра, который содержит половину общая масса кластера. Небольшой радиус полумассы по отношению к общему размеру указывает на плотное ядро. Например, Мессье 3 (M3) имеет общий видимый размер около 18 угловых минут , но радиус полумассы всего 1,12 угловых минут. [105]

Приливный радиус, или сфера Хилла , — это расстояние от центра шарового скопления, на котором внешняя гравитация галактики оказывает большее влияние на звезды в скоплении, чем само скопление. [106] Это расстояние, на котором отдельные звезды, принадлежащие к скоплению, могут быть разделены галактикой. Приливный радиус М3, например, составляет около сорока угловых минут [107] или около 113 пк. [108]

Массовая сегрегация, светимость и коллапс ядра

В большинстве скоплений Млечного Пути поверхностная яркость шарового скопления в зависимости от уменьшения расстояния до ядра сначала увеличивается, а затем выравнивается на расстоянии обычно 1–2 парсека от ядра. Около 20% шаровых скоплений претерпели процесс, получивший название «коллапс ядра». В таком скоплении светимость неуклонно возрастает вплоть до области ядра. [109] [110]

Тысячи белоснежных точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
47 Тукана — второе по яркости шаровое скопление в Млечном Пути после Омеги Центавра.

Модели шаровых скоплений предсказывают, что коллапс ядра происходит, когда более массивные звезды в шаровом скоплении сталкиваются со своими менее массивными коллегами. Со временем динамические процессы заставляют отдельные звезды мигрировать из центра скопления наружу, что приводит к чистой потере кинетической энергии из области ядра и приводит к тому, что оставшиеся звезды региона занимают более компактный объем. Когда возникает эта гравитермическая нестабильность, центральная область скопления становится густо заполнена звездами, а поверхностная яркость скопления образует степенной выступ. [111] Массивная черная дыра в ядре также может привести к образованию острия светимости. [112] В течение длительного времени это приводит к концентрации массивных звезд вблизи ядра — явлению, называемому сегрегацией масс . [113]

Эффект динамического нагрева двойных звездных систем предотвращает первоначальный коллапс ядра скопления. Когда звезда проходит вблизи двойной системы, орбита последней пары имеет тенденцию сжиматься, высвобождая энергию. Только после того, как этот первозданный запас энергии будет исчерпан, может продолжиться более глубокий коллапс ядра. [114] [115] Напротив, эффект приливных толчков , когда шаровое скопление неоднократно проходит через плоскость спиральной галактики, имеет тенденцию значительно ускорять коллапс ядра. [116]

Коллапс ядра можно разделить на три фазы. В период юности скопления коллапс ядра начинается со звезд, ближайших к ядру. Взаимодействие между двойными звездными системами предотвращает дальнейший коллапс по мере приближения скопления к среднему возрасту. Центральные двойные системы либо разрушаются, либо выбрасываются, что приводит к более плотной концентрации в ядре. [117] Взаимодействие звезд в области коллапсирующего ядра приводит к образованию тесных двойных систем. Когда другие звезды взаимодействуют с этими тесными двойными системами, они увеличивают энергию в ядре, вызывая повторное расширение скопления. Поскольку среднее время коллапса ядра обычно меньше возраста галактики, многие шаровые скопления галактики могли пройти стадию коллапса ядра, а затем снова расшириться. [118]

Сотни белых точек, разбросанных по черному фону и сосредоточенных к центру.
Шаровое скопление NGC 1854 расположено в Большом Магеллановом Облаке. [119]

HST предоставил убедительные наблюдательные доказательства этого процесса сортировки звездных масс в шаровых скоплениях. Более тяжелые звезды замедляются и скапливаются в ядре скопления, в то время как более легкие звезды набирают скорость и, как правило, проводят больше времени на периферии скопления. Скопление 47 Tucanae , состоящее примерно из миллиона звезд, является одним из самых плотных шаровых скоплений в Южном полушарии. Это скопление было подвергнуто интенсивному фотографическому исследованию, в ходе которого были получены точные скорости почти пятнадцати тысяч звезд этого скопления. [120]

Общая светимость шаровых скоплений в пределах Млечного Пути и Галактики Андромеды имеет примерно гауссово распределение со средней величиной M v и дисперсией σ 2 . Такое распределение светимости шаровых скоплений называется функцией светимости шаровых скоплений (GCLF). Для Млечного Пути M v  = −7,29 ± 0,13 , σ = 1,1 ± 0,1 . GCLF использовался как « стандартная свеча » для измерения расстояний до других галактик, исходя из предположения, что шаровые скопления в удаленных галактиках ведут себя аналогично скоплениям в Млечном Пути. [121]

Моделирование N тел

Вычисление гравитационного взаимодействия между звездами внутри шарового скопления требует решения проблемы N тел . Затраты на простые вычисления для динамического моделирования увеличиваются пропорционально N 2 (где N — количество объектов), поэтому вычислительные требования для точного моделирования скопления из тысяч звезд могут быть огромными. [122] [123] Более эффективный метод моделирования динамики N тел шарового скопления осуществляется путем разделения на небольшие объемы и диапазоны скоростей, а также использования вероятностей для описания местоположения звезд. Их движения описываются с помощью уравнения Фоккера-Планка , часто с использованием модели, описывающей плотность массы как функцию радиуса, такой как модель Пламмера . Моделирование становится более сложным, когда необходимо также учитывать эффекты двойных систем и взаимодействие с внешними гравитационными силами (например, со стороны галактики Млечный Путь). [124] В 2010 году эволюцию времени жизни шарового скопления низкой плотности удалось вычислить напрямую, по звездам. [125]

Завершенное моделирование N тел показало, что звезды могут следовать необычными путями через скопление, часто образуя петли и падая более непосредственно к ядру, чем одиночная звезда, вращающаяся вокруг центральной массы. Кроме того, некоторые звезды получают достаточную энергию, чтобы покинуть скопление из-за гравитационных взаимодействий, которые приводят к значительному увеличению скорости. В течение длительных периодов времени этот процесс приводит к рассеиванию кластера - процессу, называемому испарением. [126] Типичный временной масштаб испарения шарового скопления составляет 10–10 лет . [96] Конечная судьба шарового скопления должна состоять либо в аккреции звезд в его ядре, вызывая его устойчивое сжатие, [127] либо в постепенном отделении звезд от его внешних слоев. [128]

Двойные звезды составляют значительную часть звездных систем, при этом до половины всех звезд поля и звезд рассеянного скопления приходится на двойные системы. [129] [130] Современную двойную фракцию в шаровых скоплениях трудно измерить, и любая информация об их первоначальной бинарной фракции теряется в результате последующей динамической эволюции. [131] Численное моделирование шаровых скоплений показало, что двойные системы могут препятствовать и даже обратить вспять процесс коллапса ядра в шаровых скоплениях. Когда звезда в скоплении гравитационно сталкивается с двойной системой, возможный результат состоит в том, что двойная система становится более тесно связанной, и к одиночной звезде добавляется кинетическая энергия. Когда этот процесс ускоряет массивные звезды в скоплении, это уменьшает сжатие ядра и ограничивает коллапс ядра. [68] [132]

Промежуточные формы

Тысячи белоснежных точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Мессье-10 находится примерно в 15 000 световых годах от Земли, в созвездии Змееносца . [133]

Классификация кластеров не всегда является окончательной; были найдены объекты, которые можно отнести к более чем одной категории. Например, BH 176 в южной части Млечного Пути обладает свойствами как открытого, так и шарового скопления. [134]

В 2005 году астрономы обнаружили в гало Галактики Андромеды новый, «расширенный» тип звездного скопления, похожего на шаровое скопление. Три вновь обнаруженных скопления имеют такое же количество звезд, что и шаровые скопления, и имеют общие характеристики, такие как звездное население и металличность, но отличаются большим размером (несколько сотен световых лет в поперечнике) и в несколько сотен раз меньшей плотностью. Их звезды разделены большими расстояниями; параметрически эти скопления лежат где-то между шаровым скоплением и карликовой сфероидальной галактикой . [135] Образование этих протяженных скоплений, вероятно, связано с аккрецией. [136] Непонятно, почему в Млечном Пути нет таких скоплений; Андромеда вряд ли будет единственной среди них галактикой, но их присутствие в других галактиках остается неизвестным. [135]

Приливные встречи

Когда шаровое скопление приближается к большой массе, такой как ядро ​​галактики, оно подвергается приливному взаимодействию . Разница в силе гравитации между ближайшей и дальней частями скопления приводит к асимметричной приливной силе. «Приливный толчок» возникает всякий раз, когда орбита скопления проходит через плоскость галактики. [116] [137]

Приливные толчки могут оторвать звезды от гало скопления, оставив только центральную часть скопления; эти следы звезд могут простираться на несколько градусов от скопления. [138] Эти хвосты обычно предшествуют скоплению и следуют за ним по его орбите и могут накапливать значительные части исходной массы скопления, образуя сгустки. [139] Шаровое скопление Паломар 5 , например, после прохождения через Млечный Путь находится вблизи апогалактической точки своей орбиты. Потоки звезд простираются вперед и назад по орбитальному пути этого скопления, простираясь на расстояния 13 000 световых лет. Приливные взаимодействия уничтожили большую часть  массы Паломара 5; Ожидается, что дальнейшее взаимодействие с ядром галактики превратит его в длинный поток звезд, вращающихся вокруг Млечного Пути в его гало. [140]

Млечный Путь находится в процессе приливного очищения карликовой сфероидальной галактики Стрельца от звезд и шаровых скоплений через Поток Стрельца . Около 20% шаровых скоплений внешнего гало Млечного Пути могли возникнуть из этой галактики. [141] Паломар 12 , например, скорее всего, возник в карликовом сфероиде Стрельца, но теперь связан с Млечным Путем. [142] [143] Подобные приливные взаимодействия добавляют кинетическую энергию в шаровое скопление, резко увеличивая скорость испарения и уменьшая размер скопления. [96] Повышенное испарение ускоряет процесс коллапса активной зоны. [96] [144]

Планеты

Астрономы ищут экзопланеты среди звезд в шаровых звездных скоплениях. [145] Поиск планет-гигантов в шаровом скоплении 47 Тукана в 2000 году дал отрицательный результат, что позволяет предположить, что содержание более тяжелых элементов – низкое в шаровых скоплениях – необходимых для построения этих планет, возможно, должно составлять не менее 40% от содержания на Солнце. . Поскольку планеты земной группы построены из более тяжелых элементов, таких как кремний, железо и магний, у звезд-членов гораздо меньшая вероятность размещения планет земной массы, чем у звезд в окрестностях Солнца. Таким образом, в шаровых скоплениях вряд ли найдутся обитаемые планеты земной группы . [146]

Гигантская планета была обнаружена в шаровом скоплении Мессье 4 , вращающемся вокруг пульсара в двойной звездной системе PSR B1620-26 . Эксцентричная и сильно наклоненная орбита планеты позволяет предположить, что она могла образоваться вокруг другой звезды в скоплении, а затем «обменилась» на ее нынешнее расположение. [147] Вероятность близких столкновений звезд в шаровом скоплении может разрушить планетные системы; некоторые планеты вырываются на свободу и становятся планетами-изгоями , вращающимися вокруг галактики. Планеты, вращающиеся вокруг своей звезды, могут разрушиться, что потенциально приведет к распаду орбиты и увеличению эксцентриситета орбиты и приливным эффектам. [148]

Смотрите также

Сноски

  1. ^ Метка M перед номером относится к каталогу Шарля Мессье , а NGC — из Нового общего каталога Джона Дрейера .
  2. ^ Со страницы 437: 8 мая 1764 года, я открыл туманность ... de 25 d 55 '40 ″ méridionale.
    «8 мая 1764 года я обнаружил туманность вблизи Антареса и на ее параллели; это [источник] света, который имеет небольшую протяженность, тусклый и который можно увидеть с трудом; чтобы увидеть его, воспользуйся хорошим телескопом. , в нем можно увидеть очень маленькие звезды. Его прямое восхождение было определено как 242° 16′ 56″, а склонение – 25° 55′ 40″ южной широты». [8] (с. 437)
  3. ^ Омега Центавра была известна в древности, но Галлей обнаружил ее природу как туманность.
  4. ↑ На странице 218, обсуждая формы звездных скоплений, Гершель писал:
    «И таким образом, из вышеупомянутых явлений мы узнаем, что существуют шаровые скопления звезд, почти равных по размеру, которые равномерно разбросаны на равных расстояниях от посередине, но с возрастающим [sic] накоплением к центру». [15] (с. 218)
  5. ^ Ошибка Харлоу Шепли была усугублена межзвездной пылью в Млечном Пути, которая поглощает и уменьшает количество света от далеких объектов (таких как шаровые скопления), из-за чего они кажутся более далекими.
  6. ^ Класс концентрации иногда обозначается арабскими цифрами (классы 1–12), а не римскими цифрами .

Рекомендации

  1. ^ abcd «Шаровое скопление - Диаграммы цвет-величина | Британника» . www.britanica.com . Проверено 11 марта 2023 г.
  2. ^ «Шаровое скопление». ЕКА/Хаббл . Проверено 4 июля 2022 г.
  3. ^ Ван Ден Берг, Сидней (март 2008 г.). «Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 385 (1): Л20–Л22. arXiv : 0711.4795 . Бибкод : 2008MNRAS.385L..20V. дои : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x.
  4. ^ Аб Линн, WT (апрель 1886 г.). «Открытие звездного скопления 22 Мессье в Стрельце». Обсерватория . 9 : 163–164. Бибкод : 1886Obs.....9..163L.
  5. ^ Шарп, Северная Каролина "M22, NGC 6656". НОЙЛаб . Проверено 23 августа 2021 г.
  6. ^ О'Мира, Стивен Джеймс (2012). Спутники глубокого неба: южные жемчужины. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. стр. 243–245. ISBN 978-1-107-01501-2. Проверено 24 сентября 2021 г.
  7. ^ "Омега Центавра". eso.org . Европейская южная обсерватория . Проверено 24 сентября 2021 г.
  8. ^ аб Мессье, Шарль (1771). «Каталог туманностей и звезд звезд, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizon de Paris; observées à l'Observatoire de la Marine, avec Differents Instruments» [Каталог туманностей и звездных скоплений, тот самый обнаруживает среди неподвижных звезд на горизонте Парижа; наблюдался в Военно-морской обсерватории с помощью различных инструментов]. Histoire de l'Académie Royale des Sciences ... Avec les Mémoires de Mathématique & de Physique, pour la même Année, ... [История Королевской академии наук ... с математическими и физическими мемуарами, за тот же год , ...] (на французском языке): 435–461.
  9. ^ Бойд, Ричард Н. (2008). Введение в ядерную астрофизику. Издательство Чикагского университета. п. 376. ИСБН 978-0-226-06971-5.
  10. ^ Галлей, Эдмонд (1716). «Описание нескольких туманностей или светлых пятен, подобных облакам, недавно обнаруженных среди неподвижных звезд с помощью телескопа». Философские труды Лондонского королевского общества . 29 (347): 390–392. дои : 10.1098/rstl.1714.0046 .
  11. ^ Аб Мур, Патрик (2003). Атлас Вселенной . Книги Светлячка. ISBN 978-0-681-61459-8.
  12. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина. «Готфрид Кирх (1639–1710)». Студенты за исследование и освоение космоса (SEDS) . Проверено 9 августа 2021 г.
  13. ^ Аб Кудник, Брайан (2012). Слабые объекты и как их наблюдать. Springer Science & Business Media. п. 8. ISBN 978-1-4419-6756-5.
  14. ^ Аб Чен, Джеймс Л. (2015). Путеводитель по объектам космического телескопа Хаббл: их выбор, расположение и значение. Иллюстрировано Адамом Ченом. Спрингер. п. 110. ИСБН 978-3-319-18872-0.
  15. ^ аб Гершель, Уильям (1789). «Каталог второй тысячи новых туманностей и скоплений звезд с несколькими вступительными замечаниями о строении небес». Философские труды Лондонского королевского общества . 79 : 212–255. Бибкод : 1789RSPT...79..212H . Проверено 28 апреля 2021 г.
  16. ^ аб Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина. «Шаровые звездные скопления». Каталог Мессье . Студенты за исследование и освоение космоса. Архивировано из оригинала 30 апреля 2015 года . Проверено 19 июня 2015 г.
  17. ^ аб Эшман, Кейт М .; Зепф, Стивен Э. (1998). Глобулярные кластерные системы. Кембриджская серия по астрофизике. Том. 30. Кембридж, Издательство британского университета. п. 2. ISBN 978-0-521-55057-4.
  18. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Шаровые скопления и строение галактической системы». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 30 (173): 42–54. Бибкод : 1918PASP...30...42S. дои : 10.1086/122686 .
  19. ^ Тримбл, В.Л. (декабрь 1995 г.). «Дискуссия Шепли-Кертиса 1920 года: предыстория, проблемы и последствия». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 107 : 1133. Бибкод : 1995PASP..107.1133T. дои : 10.1086/133671. S2CID  122365368.
  20. ^ Беннетт, Джеффри О.; Донахью, Меган; Шнайдер, Николас; Войт, Марк (2020). Космическая перспектива (9-е изд.). Пирсон. ISBN 978-0-134-87436-4.
  21. ^ Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Белмонт Драйв, Калифорния: Брукс/Коул, Cengage Learning. п. 277. ИСБН 978-0-03-006228-5.
  22. ^ Райден, Барбара Сью; Петерсон, Брэдли М. (2010). Основы астрофизики . Сан-Франциско, Калифорния. п. 436. ИСБН 978-0-321-59558-4.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  23. ^ «Хаббл сфотографировал рой древних звезд» . Европейское космическое агентство (ЕКА) . Проверено 23 августа 2021 г.
  24. ^ Фроммерт, Хартмут (август 2007 г.). «Шаровые скопления Млечного Пути». Студенты за исследование и освоение космоса . Проверено 26 февраля 2008 г.
  25. ^ Кэрролл, Брэдли В. (2017). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Кембридж, Соединенное Королевство: Издательство Кембриджского университета . п. 894. ИСБН 978-1-108-42216-1. Проверено 24 сентября 2021 г.
  26. ^ Камарго, Д.; Миннити, Д. (2019). «Три кандидата на шаровые скопления обнаружены в галактической выпуклости». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 484 : L90–L94. arXiv : 1901.08574 . doi : 10.1093/mnrasl/slz010.
  27. ^ Эшман, Кейт М .; Зепф, Стивен Э. (1992). «Образование шаровых скоплений при слиянии и взаимодействии галактик, Часть 1». Астрофизический журнал . 384 : 50–61. Бибкод : 1992ApJ...384...50A. дои : 10.1086/170850.
  28. ^ Бармби, П .; Хухра, JP (2001). «Шаровые скопления M31 в архиве космического телескопа Хаббл. I. Обнаружение и полнота скопления». Астрономический журнал . 122 (5): 2458–2468. arXiv : astro-ph/0107401 . Бибкод : 2001AJ....122.2458B. дои : 10.1086/323457. S2CID  117895577.
  29. ^ Харрис, Уильям Э. (1991). «Системы шаровых скоплений в галактиках за пределами Местной группы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 29 (1): 543–579. Бибкод : 1991ARA&A..29..543H. дои : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551.
  30. ^ Маклафлин, Дин Э.; Харрис, Уильям Э.; Хейнс, Дэвид А. (1994). «Пространственная структура системы шаровых скоплений M87». Астрофизический журнал . 422 (2): 486–507. Бибкод : 1994ApJ...422..486M. дои : 10.1086/173744.
  31. ^ Хогг, Хелен Бэттлс Сойер (1965). «Харлоу Шепли и шаровые скопления». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 77 (458): 336–346. Бибкод : 1965PASP...77..336S. дои : 10.1086/128229 .
  32. ^ «Очень Большой Телескоп обнаруживает новый тип шарового звездного скопления» . Астрономия . 13 мая 2015 года . Проверено 14 мая 2015 г.
  33. ^ Пиотто, Г.; Бедин, ЛР; Андерсон, Дж.; Кинг, ИК; Кассизи, С.; Милон, AP; Вилланова, С.; Пьетринферни, А.; Рензини, А. (май 2007 г.). «Тройная главная последовательность в шаровом скоплении NGC 2808». Астрофизический журнал . 661 (1): L53–L56. arXiv : astro-ph/0703767 . Бибкод : 2007ApJ...661L..53P. дои : 10.1086/518503. S2CID  119376556.
  34. ^ abc Граттон, Раффаэле; Брагалья, Анжела; Карретта, Эухенио; Д'Орази, Валентина; Лукателло, Сара; Соллима, Антонио (2019). «Что такое шаровое скопление? Наблюдательная перспектива». Обзор астрономии и астрофизики . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Бибкод : 2019A&ARv..27....8G. дои : 10.1007/s00159-019-0119-3. S2CID  207847491.
  35. ^ аб Бастиан, Нейт; Лардо, Кармела (14 сентября 2018 г.). «Множественное звездное население в шаровых скоплениях». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 56 (1): 83–136. arXiv : 1712.01286 . Бибкод : 2018ARA&A..56...83B. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051839. S2CID  59144325.
  36. ^ Пиотто, Джампаоло (июнь 2009 г.). Наблюдения множественных популяций в звездных скоплениях . Возраст звезд, Труды Международного астрономического союза, Симпозиум МАС . Том. 258. С. 233–244. arXiv : 0902.1422 . Бибкод : 2009IAUS..258..233P. дои : 10.1017/S1743921309031883.
  37. ^ Уивер, Д.; Виллар, Р.; Кристенсен, LL; Пиотто, Г.; Бедин Л. (2 мая 2007 г.). «Хаббл обнаружил несколько звездных« бэби-бумов »в шаровом скоплении» . Служба новостей Хаббла . Проверено 1 мая 2007 г.
  38. ^ Амаро-Сеоан, П.; Константинидис, С.; Брем, П.; Кателан, М. (2013). «Слияния мультиметаллических шаровых скоплений: роль динамики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 435 (1): 809–821. arXiv : 1108.5173 . Бибкод : 2013MNRAS.435..809A. doi : 10.1093/mnras/stt1351. S2CID  54177579.
  39. ^ Муччарелли, Алессио; Кристенсен, Ларс Линдберг (10 сентября 2014 г.). «Это звездное скопление не то, чем кажется» (пресс-релиз). Европейская южная обсерватория . eso1428 . Проверено 7 апреля 2021 г.
  40. ^ Элмегрин, Б.Г.; Ефремов Ю.Н. (1999). «Универсальный механизм образования открытых и шаровидных кластеров в турбулентном газе». Астрофизический журнал . 480 (2): 235–245. Бибкод : 1997ApJ...480..235E. дои : 10.1086/303966 .
  41. ^ Лотц, Дженнифер М .; Миллер, Брайан В.; Фергюсон, Генри К. (сентябрь 2004 г.). «Цвета шаровых скоплений карликовых эллиптических галактик, ядер и звездных гало». Астрофизический журнал . 613 (1): 262–278. arXiv : astro-ph/0406002 . Бибкод : 2004ApJ...613..262L. дои : 10.1086/422871. S2CID  10800774.
  42. ^ Буркерт, Андреас; Тремейн, Скотт (1 апреля 2010 г.). «Корреляция между центральными сверхмассивными черными дырами и системами шаровых скоплений галактик раннего типа». Астрофизический журнал . 720 (1): 516–521. arXiv : 1004.0137 . Бибкод : 2010ApJ...720..516B. дои : 10.1088/0004-637X/720/1/516. S2CID  118632899. Возможное объяснение состоит в том, что как большие массы черных дыр, так и большие популяции шаровых скоплений связаны с недавними крупными слияниями.
  43. ^ Негеруэла, Игнасио; Кларк, Саймон (22 марта 2005 г.). «Молодой и экзотический звездный зоопарк: телескопы ESO открыли суперзвездное скопление в Млечном Пути» (пресс-релиз). Европейская южная обсерватория. eso0510. Архивировано из оригинала 9 апреля 2007 года . Проверено 7 апреля 2021 г.
  44. ^ Кравцов, В.В. (2001). «Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики внешнего галактического гало: о предполагаемом сценарии их образования». Астрономические и астрофизические труды . 20 (1): 89–92. Бибкод : 2001A&AT...20...89K. дои : 10.1080/10556790108208191.
  45. ^ Бекки, К.; Фриман, К.К. (2003). «Формирование ω Центавра из древней ядерной карликовой галактики в молодом галактическом диске: Формирование ω Центавра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 346 (2): Л11–Л15. arXiv : astro-ph/0310348 . Бибкод : 2003MNRAS.346L..11B. дои : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x .
  46. ^ Джонсон, Кристиан И.; Дюпри, Андреа К.; Матео, Марио; Бейли, Джон И.; Ольшевский, Эдвард В.; Уокер, Мэтью Г. (2020). «Самые бедные металлами звезды в Омеге Центавра (NGC 5139)». Астрономический журнал . 159 (6): 254. arXiv : 2004.09023 . Бибкод : 2020AJ....159..254J. дои : 10.3847/1538-3881/ab8819 . S2CID  215827658.
  47. ^ «Охваченный звездами возле сердца Млечного Пути». Европейское космическое агентство (ЕКА) . Проверено 28 июня 2011 г.
  48. ^ Бастиан, Н.; Стрейдер, Дж. (1 октября 2014 г.). «Сдерживание образования шаровых скоплений посредством изучения молодых массивных скоплений – III. Недостаток газа и пыли в массивных звездных скоплениях в БМО и ММО». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 443 (4): 3594–3600. дои : 10.1093/mnras/stu1407 .
  49. ^ Талпур, Джон (1997). «Путеводитель по шаровым скоплениям». Кильский университет. Архивировано из оригинала 4 апреля 2021 года . Проверено 25 апреля 2007 г.
  50. ^ Мамаек, Эрик. «Численность звезд разных типов в окрестностях Солнца». Кафедра физики и астрономии. Университет Рочестера . Проверено 5 сентября 2021 г.
  51. ^ Смаил, Ян. «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела шарового скопления». Кафедра физики. Университет Дарема . Проверено 5 сентября 2021 г.
  52. ^ «Изобилие красочных звезд внутри шарового звездного скопления Омега Центавра» . НАСА . 9 сентября 2009 года . Проверено 28 апреля 2021 г.
  53. ^ Сигурдссон, Стейнн (1992). «Планеты в шаровых скоплениях?». Астрофизический журнал . 399 (1): L95–L97. Бибкод : 1992ApJ...399L..95S. дои : 10.1086/186615.
  54. ^ Арзуманян, З.; Джоши, К.; Расио, ФА; Торсетт, SE (1999). «Орбитальные параметры тройной системы PSR B1620-26». Материалы 160-го коллоквиума Международного астрономического союза . 105 : 525. arXiv : astro-ph/9605141 . Бибкод : 1996ASPC..105..525A.
  55. ^ Бекки, К.; Фриман, К.К. (декабрь 2003 г.). «Формирование ω Центавра из древней ядерной карликовой галактики в молодом галактическом диске». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 346 (2): Л11–Л15. arXiv : astro-ph/0310348 . Бибкод : 2003MNRAS.346L..11B. дои : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x. S2CID  119466098.
  56. ^ Форбс, Дункан А.; Бриджес, Терри (25 января 2010 г.). «Аккрецированные и находящиеся на месте шаровые скопления Млечного Пути». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 404 (3): 1203. arXiv : 1001.4289 . Бибкод : 2010MNRAS.404.1203F. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x. S2CID  51825384.
  57. ^ Форбс, Дункан А.; Бастиан, Нейт; Гилес, Марк; Крейн, Роберт А.; Круйссен, Дж. М. Дидерик; Ларсен, Сорен С.; Плёкингер, Сильвия; Агерц, Оскар; Тренти, Мишель; Фергюсон, Аннетт Миннесота; Пфеффер, Джоэл; Гнедин Олег Юрьевич (февраль 2018 г.). «Формирование и эволюция шаровых скоплений в контексте сборки космологических галактик: открытые вопросы». Труды Королевского общества A: Математические, физические и технические науки . 474 (2210): 20170616.arXiv : 1801.05818 . Бибкод : 2018RSPSA.47470616F. дои : 10.1098/rspa.2017.0616 . ПМЦ 5832832 . ПМИД  29507511. 
  58. ^ Грин, Саймон Ф.; Джонс, Марк Х.; Бернелл, С. Джоселин (2004). Знакомство с Солнцем и звездами . Издательство Кембриджского университета. п. 240. ИСБН 978-0-521-54622-5.
  59. ^ Аб ван Альбада, TS; Бейкер, Норман (1973). «О двух Остергофовых группах шаровых скоплений». Астрофизический журнал . 185 : 477–498. Бибкод : 1973ApJ...185..477В. дои : 10.1086/152434.
  60. ^ Буонанно, Р.; Корси, CE; Пулоне, Л. (1995). «ЭСО 280-SC06». Астрономический журнал . 109 : 663. Бибкод : 1995AJ....109..663B. дои : 10.1086/117309.
  61. ^ Фроммерт, Хартмут. «Шаровое скопление ESO 280-S C06 в Ара». Студенты за исследование и освоение космоса . Проверено 9 апреля 2021 г.
  62. ^ Харрис, МЫ (1976). «Пространственная структура шаровой скопительной системы и расстояние до центра Галактики». Астрономический журнал . 81 : 1095–1116. Бибкод : 1976AJ.....81.1095H. дои : 10.1086/111991.
  63. ^ Ли, YW; Юн, SJ (2002). «О построении небес». Выровненный поток скоплений низкой металличности в гало Млечного Пути . 297 (5581): 578–581. arXiv : astro-ph/0207607 . Бибкод : 2002Sci...297..578Y. дои : 10.1126/science.1073090. PMID  12142530. S2CID  9702759.
  64. ^ «Найди разницу – Хаббл обнаружил еще одно шаровое скопление, но с секретом» . Картина недели . ЕКА/Хаббл . Проверено 5 октября 2011 г.
  65. ^ «Астронет: 7 февраля 2021 г. - Голубые звезды-отставники в шаровом скоплении M53» . Астрономическая картина дня . Проверено 28 февраля 2021 г.
  66. ^ Леонард, Питер Дж.Т. (1989). «Столкновения звезд в шаровых скоплениях и проблема голубых отставших». Астрономический журнал . 98 : 217–226. Бибкод : 1989AJ.....98..217L. дои : 10.1086/115138.
  67. ^ abc Ферраро, Франция; Ланцони, Б.; Расо, С.; Нардиелло, Д.; Далессандро, Э.; Весперини, Э.; Пиотто, Г.; Палланка, К.; Беккари, Дж.; Беллини, А.; Либралато, М.; Андерсон, Дж.; Апарисио, А.; Бедин, ЛР; Кассизи, С.; Милон, AP; Ортолани, С.; Рензини, А.; Саларис, М.; ван дер Марель, РП (8 июня 2018 г.). «Обследование галактических шаровых скоплений с помощью УФ-излучения космического телескопа Хаббл. XV. Динамические часы: считывание динамической эволюции скопления по уровню сегрегации голубых отстающих звезд». Астрофизический журнал . 860 (1): 36. arXiv : 1805.00968 . Бибкод : 2018ApJ...860...36F. дои : 10.3847/1538-4357/aac01c . S2CID  119435307.
  68. ^ аб Рубин, ВК ; Форд, WKJ (1999). «Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений». Меркурий . 28 (4): 26. Бибкод : 1999Mercu..28d..26M. Архивировано из оригинала 21 мая 2006 года . Проверено 2 июня 2006 г.
  69. ^ «Хаббл обнаруживает черные дыры в неожиданных местах» (пресс-релиз). Научный институт космического телескопа. 17 сентября 2002 г. 2002-18 гг.
  70. ^ аб Баумгардт, Хольгер; Хат, Пит; Макино, Дзюнъитиро; Макмиллан, Стив; Портегиес Цварт, Саймон (2003). «О центральной структуре М15». Письма астрофизического журнала . 582 (1): 21. arXiv : astro-ph/0210133 . Бибкод : 2003ApJ...582L..21B. дои : 10.1086/367537. S2CID  16216186.
  71. ^ аб Витраль, Э.; и другие. (2023). «Неуловимая темная центральная масса в шаровом скоплении M4». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 522 (4): 5740–5757. arXiv : 2305.12702 . Бибкод : 2023MNRAS.522.5740V. doi : 10.1093/mnras/stad1068.
  72. ^ ab «Хаббл НАСА охотится за черной дырой среднего размера рядом с домом» . НАСА . 23 мая 2023 г. Проверено 23 мая 2023 г.
  73. ^ Сэвидж, Д.; Нил, Н.; Виллар, Р.; Джонсон, Р.; Лебо, Х. (17 сентября 2002 г.). «Хаббл обнаруживает черные дыры в неожиданных местах». Научный институт космического телескопа. Архивировано из оригинала 19 ноября 2003 года . Проверено 25 мая 2006 г.
  74. ↑ Финли, Дэйв (28 мая 2007 г.). «Звездное скопление содержит черную дыру среднего веса, указывает VLA». НРАО . Проверено 29 мая 2007 г.
  75. ^ аб Грин, Дженни Э.; Стрейдер, Джей; Хо, Луис К. (18 августа 2020 г.). «Чёрные дыры промежуточной массы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 58 (1): 257–312. arXiv : 1911.09678 . Бибкод : 2020ARA&A..58..257G. doi : 10.1146/annurev-astro-032620-021835. S2CID  208202069.
  76. ^ Баумгардт, Хольгер; Хат, Пит; Макино, Дзюнъитиро; Макмиллан, Стив; Портегиес Цварт, Саймон (2003). «Динамическая модель шарового скопления G1». Письма астрофизического журнала . 589 (1): 25. arXiv : astro-ph/0301469 . Бибкод : 2003ApJ...589L..25B. дои : 10.1086/375802. S2CID  119464795.
  77. ^ Трему, Евангелия; Стрейдер, Джей; Хомюк, Лаура; Шишковский, Лаура; Маккароне, Томас Дж.; Миллер-Джонс, Джеймс Калифорния; Тудор, Влад; Хейнке, Крейг О.; Сивакофф, Грегори Р.; Сет, Анил С.; Нойола, Ева (18 июля 2018 г.). «Обзор MAVERIC: до сих пор нет доказательств аккреции черных дыр промежуточной массы в шаровых скоплениях». Астрофизический журнал . 862 (1): 16. arXiv : 1806.00259 . Бибкод : 2018ApJ...862...16T. дои : 10.3847/1538-4357/aac9b9 . S2CID  119367485.
  78. ^ Баумгардт, Х.; Он, К.; Сладкий, СМ; Дринкуотер, М.; Соллима, А.; Херли, Дж.; Ашер, К.; Каманн, С.; Далглиш, Х.; Дрейцлер, С.; Гуссер, Т. -О. (2019). «Нет доказательств существования черных дыр промежуточной массы в шаровых скоплениях ω Cen и NGC 6624». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 488 (4): 5340. arXiv : 1907.10845 . Бибкод : 2019MNRAS.488.5340B. doi : 10.1093/mnras/stz2060.
  79. ^ Вудро, Дженис (1991). «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела: объяснение сложной концепции». Учитель естественных наук . 58 (8): 52–57. ISSN  0036-8555. JSTOR  24146262.
  80. ^ abc Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2017). Введение в современную астрофизику (второе изд.). Кембридж, Великобритания. стр. 475–476. ISBN 978-1-108-42216-1.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  81. ^ Шварцшильд, Мартин (1958). Строение и эволюция звезд . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-486-61479-3.
  82. ^ Сэндидж, Арканзас (1957). «Наблюдательный подход к эволюции. III. Полуэмпирические пути эволюции M67 и M3». Астрофизический журнал . 126 : 326. Бибкод : 1957ApJ...126..326S. дои : 10.1086/146405.
  83. ^ Пиотто, Г.; Милон, AP; Бедин, ЛР; Андерсон, Дж.; Кинг, ИК; Марино, AF; Нардиелло, Д.; Апарисио, А.; Барбюи, Б.; Беллини, А.; Браун, ТМ; Кассизи, С.; Круто, AM; Куниал, А.; Далессандро, Э.; Д'Антона, Ф.; Ферраро, Франция; Идальго, С.; Ланцони, Б.; Монелли, М.; Ортолани, С.; Рензини, А.; Саларис, М.; Сараджедини, А.; Марел, Р.П. ван дер; Весперини, Э.; Зоккали, М. (5 февраля 2015 г.). « УФ-обследование галактических шаровых скоплений космическим телескопом Хаббла . I. Обзор проекта и обнаружение множественных звездных популяций». Астрономический журнал . 149 (3): 91. arXiv : 1410.4564 . Бибкод : 2015AJ....149...91P. дои : 10.1088/0004-6256/149/3/91. S2CID  119194870.
  84. ^ Калирай, Дж.С.; Ричер, Х.Б. (2010). «Звездные скопления как лаборатории звездной и динамической эволюции». Философские труды Лондонского королевского общества, серия A. 368 (1913): 755–82. arXiv : 0911.0789 . Бибкод : 2010RSPTA.368..755K. дои : 10.1098/rsta.2009.0257. PMID  20083505. S2CID  5561270. Подтверждение приведенной выше картины было получено в результате чрезвычайно точных изображений NGC 2808 с помощью HST/ACS, выполненных Пиотто и др. (2007), которые определили три основные последовательности в кластере для одного поворота (см. рисунок 3). Это замечательное наблюдение согласуется с существованием множества звездных популяций примерно одного возраста с разным содержанием гелия.
  85. ^ Маджесс, Д.; Тернер, Д.; Гирен, В.; Лейн, Д. (2012). «Влияние фотометрии загрязненных RR Лир / шаровых скоплений на шкалу расстояний». Астрофизический журнал . 752 (1): Л10. arXiv : 1205.0255 . Бибкод : 2012ApJ...752L..10M. дои : 10.1088/2041-8205/752/1/L10. S2CID  118528078.
  86. ^ Ли, Джэ-Ву; Лопес-Моралес, «Мерседес»; Хон, Кёнсу; Кан, Ён-Вун; Пол, Брайан Л.; Уокер, Алистер (2014). «К лучшему пониманию шкалы расстояний от переменных звезд типа RR Лиры: пример шарового скопления внутреннего гало NGC 6723». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 210 (1): 6. arXiv : 1311.2054 . Бибкод : 2014ApJS..210....6L. дои : 10.1088/0067-0049/210/1/6. S2CID  119280050.
  87. ^ Хансен, BMS; Брюэр, Дж.; Фальман, Г.Г.; Гибсон, Британская Колумбия; Ибата, Р.; Лимонги, М.; Рич, РМ; Ричер, HB; Шара, ММ; Стетсон, П.Б. (2002). «Последовательность охлаждения белого карлика шарового скопления Мессье 4». Письма астрофизического журнала . 574 (2): L155. arXiv : astro-ph/0205087 . Бибкод : 2002ApJ...574L.155H. дои : 10.1086/342528. S2CID  118954762.
  88. ^ Содерблом, Дэвид Р. (август 2010 г.). «Эпоха звезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 48 (1): 581–629. arXiv : 1003.6074 . Бибкод : 2010ARA&A..48..581S. doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130806. S2CID  119102781.
  89. ^ Чабойе, Брайан (1995). «Абсолютный возраст шаровых скоплений и возраст Вселенной». Астрофизический журнал . 444 : Л9. arXiv : astro-ph/9412015 . Бибкод : 1995ApJ...444L...9C. дои : 10.1086/187847. S2CID  2416004.
  90. ^ Вальчин, Дэвид; Берналь, Хосе Луис; Хименес, Рауль; Верде, Лисия; Вандельт, Бенджамин Д. (2020). «Вывод о возрасте Вселенной с помощью шаровых скоплений». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2020 (12): 002. arXiv : 2007.06594 . Бибкод : 2020JCAP...12..002В. дои : 10.1088/1475-7516/2020/12/002. S2CID  220514389.
  91. ↑ Маджесс, Д. (23 февраля 2013 г.). «Близлежащая древняя звезда почти так же стара, как Вселенная». Вселенная сегодня . Проверено 29 ноября 2014 г.
  92. ^ «Пепел старших братьев» (пресс-релиз). Европейская южная обсерватория . 2 марта 2001 г. eso0107 . Проверено 7 апреля 2021 г.
  93. ^ Станева, А.; Спасова Н.; Голев, В. (1996). «Эллиптичность шаровых скоплений в галактике Андромеды». Приложение по астрономии и астрофизике . 116 (3): 447–461. Бибкод : 1996A&AS..116..447S. дои : 10.1051/aas:1996127 .
  94. ↑ Хенсли, Керрин (20 июня 2018 г.). «Датирование испарения шаровых скоплений». Астробиты .
  95. ^ Бозе, Совнак; Гинзбург, Идан; Леб, Авраам (23 мая 2018 г.). «Датирование приливного разрушения шаровых скоплений с помощью данных GAIA об их звездных потоках». Астрофизический журнал . 859 (1): Л13. arXiv : 1804.07770 . Бибкод : 2018ApJ...859L..13B. дои : 10.3847/2041-8213/aac48c . S2CID  54514038.
  96. ^ abcd Бенаккиста, Мэтью Дж. (2006). «Структура шарового кластера». Живые обзоры в теории относительности . 9 (1): 2. arXiv : astro-ph/0202056 . Бибкод : 2006LRR.....9....2B. дои : 10.12942/lrr-2006-2. ПМЦ 5255526 . ПМИД  28163652. 
  97. ^ Баумгардт, Х; Хилкер, М. (1 августа 2018 г.). «Каталог масс, структурных параметров и профилей дисперсии скоростей 112 шаровых скоплений Млечного Пути». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 478 (2): 1520–1557. arXiv : 1804.08359 . Бибкод : 2018MNRAS.478.1520B. дои : 10.1093/mnras/sty1057 .
  98. ^ Зокки, А.; Варри, Алабама; Бертен, Джузеппе (6 января 2012 г.). «Динамическое исследование шаровых скоплений Галактики в различных условиях релаксации». Астрономия и астрофизика . 539 : А65. arXiv : 1201.1466 . Бибкод : 2012A&A...539A..65Z. дои : 10.1051/0004-6361/201117977. S2CID  54078666.
  99. ^ Френк, CS; Уайт, СДМ (1980). «Эллиптичность шаровых скоплений Галактики и БМО». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 286 (3): Л39–Л42. arXiv : astro-ph/9702024 . Бибкод : 1997MNRAS.286L..39G. дои : 10.1093/mnras/286.3.l39. S2CID  353384.
  100. ^ «Внешность может быть обманчивой» . Картинка недели ESO . potw1303a . Проверено 12 февраля 2013 г.
  101. ^ Кеннет Джейнс (ноябрь 2000 г.). «Звездные скопления» (PDF) . Энциклопедия астрономии и астрофизики. п. 2. Архивировано (PDF) из оригинала 23 сентября 2006 г. Проверено 26 марта 2014 г.
  102. ↑ Розен, Анна (18 июля 2012 г.). «Понимание динамического состояния шаровых скоплений». астробиты .
  103. ^ Чаттерджи, Сурав; Умбрейт, Стефан; Фрежо, Джон М.; Расио, Фредерик А. (11 марта 2013 г.). «Понимание динамического состояния шаровых скоплений: с коллапсом ядра или без коллапса ядра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 429 (4): 2881–2893. arXiv : 1207.3063 . Бибкод : 2013MNRAS.429.2881C. doi : 10.1093/mnras/sts464.
  104. ^ Ван ден Берг, Сидней (ноябрь 2007 г.). «Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 385 (1): Л20–Л22. arXiv : 0711.4795 . Бибкод : 2008MNRAS.385L..20V. дои : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x. S2CID  15093329.
  105. ^ Буонанно, Р.; Корси, CE; Буццони, А.; Каччари, К.; Ферраро, Франция; Фуси Печчи, Ф. (1994). «Звездное население шарового скопления М 3. I. Фотометрия 10 000 звезд». Астрономия и астрофизика . 290 : 69–103. Бибкод : 1994A&A...290...69B.
  106. ^ Пьятти, Андрес Э.; Уэбб, Джереми Дж.; Карлберг, Раймонд Г. (2019). «Характерные радиусы шаровых скоплений Млечного Пути». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 489 (3): 4367–4377. arXiv : 1909.01718 . doi : 10.1093/mnras/stz2499.
  107. ^ Да Коста, GS; Фриман, КЦ (май 1976 г.). «Структура и функция масс шарового скопления М3». Астрофизический журнал . 206 (1): 128–137. Бибкод : 1976ApJ...206..128D. дои : 10.1086/154363.
  108. ^ Броше, П.; Оденкирхен, М.; Гефферт, М. (март 1999 г.). «Мгновенные и средние приливные радиусы шаровых скоплений». Новая астрономия . 4 (2): 133–139. Бибкод : 1999NewA....4..133B. дои : 10.1016/S1384-1076(99)00014-7.
  109. ^ Джорджовски, С.; Кинг, ИК (1986). «Предварительное исследование коллапсирующих ядер в шаровых скоплениях». Астрофизический журнал . 305 : L61–L65. Бибкод : 1986ApJ...305L..61D. дои : 10.1086/184685. S2CID  122668507.
  110. ^ Бьянкини, П; Уэбб, Джей-Джей; Силлс, А; Весперини, Э. (21 марта 2018 г.). «Кинематический отпечаток шаровых скоплений с коллапсом ядра». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 475 (1): Л96–Л100. arXiv : 1801.07781 . Бибкод : 2018MNRAS.475L..96B. дои : 10.1093/mnrasl/sly013.
  111. ^ Эшман, Кейт М.; Зепф, Стивен Э. (1998). Глобулярные кластерные системы . Кембриджская серия по астрофизике. Том. 30. Издательство Кембриджского университета. п. 29. ISBN 978-0-521-55057-4.
  112. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Принстонская серия по астрофизике. Издательство Принстонского университета. п. 371. ИСБН 978-0-691-02565-0.
  113. ^ Спитцер, Лайман (1984). «Динамика шаровых скоплений». Наука . 225 (4661): 465–472. Бибкод : 1984Sci...225..465S. дои : 10.1126/science.225.4661.465. ISSN  0036-8075. JSTOR  1693970. PMID  17750830. S2CID  30929160.
  114. ^ Ванбеверен, Д. (2001). Влияние двойных звезд на исследования звездного населения . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 264. Спрингер. п. 397. ИСБН 978-0-7923-7104-5.
  115. ↑ Спитцер, Л. младший (2–4 июня 1986 г.). П. Хат; С. Макмиллан (ред.). Динамическая эволюция шаровых скоплений . Использование суперкомпьютеров в звездной динамике: материалы семинара в Институте перспективных исследований . Конспект лекций по физике. Том. 267. Принстон, США: Springer-Verlag, Берлин, Гейдельберг, Нью-Йорк. п. 3. Бибкод : 1986LNP...267....3S. дои : 10.1007/BFb0116388. ISBN 978-3-540-17196-6.
  116. ^ аб Гнедин, Олег Юрьевич; Ли, Хён Мок; Острайкер, Иеремия П. (сентябрь 1999 г.). «Влияние приливных толчков на эволюцию шаровых скоплений». Астрофизический журнал . 522 (2): 935–949. arXiv : astro-ph/9806245 . Бибкод : 1999ApJ...522..935G. дои : 10.1086/307659. S2CID  11143134.
  117. ^ Пули, Дэвид (апрель 2010 г.). «Влияние приливных толчков на эволюцию шаровых скоплений». Труды Национальной академии наук . 107 (16): 7164–7167. Бибкод : 2010PNAS..107.7164P. дои : 10.1073/pnas.0913903107 . ПМК 2867700 . PMID  20404204. S2CID  15402180. 
  118. ^ Бахколл, Джон Н.; Пиран, Цви; Вайнберг, Стивен (2004). Темная материя во Вселенной (2-е изд.). Всемирная научная. п. 51. ИСБН 978-981-238-841-4.
  119. ^ «Звезды Большого Магелланова Облака». Европейское космическое агентство/Хаббл . 20 июня 2016 г. potw1625a . Проверено 7 апреля 2021 г.
  120. ^ «Звездная сортировка в шаровом скоплении 47» (пресс-релиз). Служба новостей Хаббла. 4 октября 2006 г. 2006-33 . Проверено 9 апреля 2021 г.
  121. ^ Секер, Джефф (1992). «Статистическое исследование формы распределения светимости шарового скопления». Астрономический журнал . 104 (4): 1472–1481. Бибкод : 1992AJ....104.1472S. дои : 10.1086/116332.
  122. ^ Хегги, округ Колумбия; Гирш, М.; Спурзем, Р.; Такахаши, К. (1998). Йоханнес Андерсен (ред.). Динамическое моделирование: методы и сравнение . Основные моменты астрономии Vol. 11А, представленный на совместной дискуссии 14 XXIII Генеральной ассамблеи МАС, 1997 г. Академическое издательство Клювер. п. 591. arXiv : astro-ph/9711191 . Бибкод : 1998HiA....11..591H.
  123. ^ Ди Чинтио, Пьерфранческо; Паскуато, Марио; Симон-Пети, Алисия; Юн, Сок-Джин (2022). «Представляем новый метод многочастичных столкновений для эволюции плотных звездных систем». Астрономия и астрофизика . 659 : А19. arXiv : 2103.02424 . дои : 10.1051/0004-6361/202140710. S2CID  240032727.
  124. ^ Бенаккиста, Мэтью Дж. (2006). «Релятивистские двойные системы в шаровых скоплениях». Живые обзоры в теории относительности . 9 (1): 2. Бибкод : 2006LRR.....9....2B. дои : 10.12942/lrr-2006-2. ПМЦ 5255526 . PMID  28163652. Архивировано из оригинала 3 марта 2006 года . Проверено 28 мая 2006 г. 
  125. ^ Хасани Зонузи, Акрам; и другие. (март 2011 г.). «Прямое моделирование шаровых скоплений N -телами - И. Паломар 14». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 411 (3): 1989–2001. arXiv : 1010.2210 . Бибкод : 2011MNRAS.411.1989Z. дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17831.x. S2CID  54777932.
  126. ^ Дж. Гудман; П. Хат, ред. (1985). Динамика звездных скоплений (Симпозиумы Международного астрономического союза) . Спрингер. ISBN 978-90-277-1963-8.
  127. ^ Чжоу, Юань; Чжун, Се Гуан (июнь 1990 г.). «Основная эволюция шарового скопления, содержащего массивные черные дыры». Астрофизика и космическая наука . 168 (2): 233–241. Бибкод : 1990Ap&SS.168..233Y. дои : 10.1007/BF00636869. S2CID  122289977.
  128. ^ Пули, Дэйв. «Динамика шарового скопления: важность тесных двойных систем в реальной системе N тел». самостоятельно опубликовано. Архивировано из оригинала 19 июня 2010 года . Проверено 7 апреля 2021 г.
  129. ^ Юань, Хайбо; Лю, Сяовэй; Сян, Маошэн; Хуан, Ян; Чен, Бинцю; Ву, Юэ; Хоу, Юнхуэй; Чжан, Юн (2015). «Звездные локусы II. Безмодельная оценка двоичной дроби для звезд поля FGK». Астрофизический журнал . 799 (2): 135. arXiv : 1412.1233 . Бибкод : 2015ApJ...799..135Y. дои : 10.1088/0004-637X/799/2/135. S2CID  118504277.
  130. ^ Солнце, Вэйцзя; Де Грийс, Ричард; Дэн, Лицай; Олброу, Майкл Д. (2021). «Эволюция двойного вращения звезд при выключении главной последовательности в звездных скоплениях». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 502 (3): 4350–4358. arXiv : 2102.02352 . Бибкод : 2021MNRAS.502.4350S. дои : 10.1093/mnras/stab347.
  131. ^ Дюшен, Гаспар; Краус, Адам (18 августа 2013 г.). «Звездная множественность». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 51 (1): 269–310. arXiv : 1303.3028 . Бибкод : 2013ARA&A..51..269D. doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102602. S2CID  119275313.
  132. ^ Гизерс, Бенджамин; Каманн, Себастьян; Дрейцлер, Стефан; Хуссер, Тим-Оливер; Аскар, Аббас; Гетгенс, Фабиан; Бринчманн, Ярле; Латур, Мэрилин; Вейльбахер, Питер М.; Вендт, Мартин; Рот, Мартин М. (2019). «Звездная перепись в шаровых скоплениях с помощью MUSE: Двойные системы в NGC 3201». Астрономия и астрофизика . 632 : А3. arXiv : 1909.04050 . Бибкод : 2019A&A...632A...3G. дои : 10.1051/0004-6361/201936203. S2CID  202542401.
  133. ^ "Шаровое скопление M10". Фотография недели ЕКА/Хаббла . Проверено 18 июня 2012 г.
  134. ^ Ортолани, С.; Бика, Э.; Барбуй, Б. (1995). «BH 176 и AM-2: шаровые или рассеянные скопления?». Астрономия и астрофизика . 300 : 726. Бибкод : 1995A&A...300..726O.
  135. ^ аб Хуксор, AP; Танвир, Северная Каролина; Ирвин, MJ; Р. Ибата (2005). «Новая популяция протяженных ярких звездных скоплений в гало M31». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph/0412223 . Бибкод : 2005MNRAS.360.1007H. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x. S2CID  6215035.
  136. ^ Хуксор, AP; Макки, AD; Фергюсон, АНМ; Ирвин, MJ; Мартин, Северная Каролина; Танвир, Северная Каролина; Вельяноски, Дж.; МакКонначи, А.; Фишлок, СК; Ибата, Р.; Льюис, Г.Ф. (11 августа 2014 г.). «Система шаровых скоплений внешнего гало M31 – I. Окончательный каталог PAndAS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 442 (3): 2165–2187. дои : 10.1093/mnras/stu771 .
  137. ^ Острайкер, Иеремия П.; Спитцер, Лайман младший; Шевалье, Роджер А. (сентябрь 1972 г.). «Об эволюции шаровых скоплений». Астрофизический журнал . 176 : Л51. Бибкод : 1972ApJ...176L..51O. дои : 10.1086/181018.
  138. ^ Лаухнер, А.; Вильгельм, Р.; Бирс, TC; Альенде Прието, К. (декабрь 2003 г.). Поиск кинематических свидетельств существования приливных хвостов в шаровых скоплениях . Собрание Американского астрономического общества 203, № 112.26 . Бибкод : 2003AAS...20311226L.
  139. ^ Ди Маттео, П.; Миокки, П.; Капуццо Дольчетта, Р. (май 2004 г.). Формирование и эволюция комковатых приливных хвостов в шаровых скоплениях. Американское астрономическое общество, собрание DDA № 35, № 03.03 . Бибкод : 2004DDA....35.0303D.
  140. ^ Стауде, Якоб (3 июня 2002 г.). «Обзор неба обнаружил звездное скопление, разорванное Млечным Путем». Образ недели (Пресс-релиз). Слоановский цифровой обзор неба. Архивировано из оригинала 29 июня 2006 года . Проверено 9 апреля 2021 г.
  141. ^ Карбальо-Белло, JA; Коррал-Сантана, Дж. М.; Мартинес-Дельгадо, Д.; Соллима, А.; Муньос, РР; Коте, П.; Даффо, С.; Кателан, М.; Гребель, Е.К. (24 января 2017 г.). «Южные ведущие и отстающие обертывания приливного потока Стрельца вокруг шарового скопления Уайтинг 1». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 467 (1): L91–L94. arXiv : 1612.08745 . Бибкод : 2017MNRAS.467L..91C. doi : 10.1093/mnrasl/slx006.
  142. ^ Динеску, Д.И.; Маевский, СР; Жирар, ТМ; Кадворт, К.М. (2000). «Абсолютное правильное движение Паломара 12: аргументы в пользу приливного захвата карликовой сфероидальной галактики Стрельца». Астрономический журнал . 120 (4): 1892–1905. arXiv : astro-ph/0006314 . Бибкод : 2000AJ....120.1892D. дои : 10.1086/301552. S2CID  118898193.
  143. ^ Сбордоне, Л.; Бонифачо, П.; Буонанно, Р.; Маркони, Г.; Монако, Л.; Заггия, С. (апрель 2007 г.). «Экзотический химический состав карликовой сфероидальной галактики Стрельца». Астрономия и астрофизика . 465 (3): 815–824. arXiv : astro-ph/0612125 . Бибкод : 2007A&A...465..815S. дои : 10.1051/0004-6361:20066385 .
  144. ^ Гнедин, Олег Юрьевич; Острайкер, Иеремия П. (январь 1997 г.). «Разрушение системы галактических шаровых скоплений». Астрофизический журнал . 474 (1): 223–255. arXiv : astro-ph/9603042 . Бибкод : 1997ApJ...474..223G. дои : 10.1086/303441 .
  145. ↑ Рикар, Элиза (15 января 2016 г.). «Местоположения планет, сверхновая и черная дыра». Космическая пятница. Калифорнийская академия наук . Проверено 15 мая 2016 г.
  146. ^ Гонсалес, Гильермо ; Браунли, Дональд ; Уорд, Питер (июль 2001 г.). «Галактическая обитаемая зона: галактическая химическая эволюция». Икар . 152 (1): 185–200. arXiv : astro-ph/0103165 . Бибкод : 2001Icar..152..185G. дои : 10.1006/icar.2001.6617. S2CID  18179704.
  147. ^ Сигурдссон, С.; Лестница, IH ; Муди, К.; Арзуманян, КМЗ; Торсетт, SE (2008). «Планеты вокруг пульсаров в шаровых скоплениях». В Фишере, Д.; Расио, ФА; Торсетт, SE ; Вольщан, А. (ред.). Экстремальные солнечные системы . Серия конференций ASP. Том. 398. Тихоокеанское астрономическое общество . п. 119. Бибкод : 2008ASPC..398..119S.
  148. ^ Спурзем, Р .; и другие. (май 2009 г.). «Динамика планетных систем в звездных скоплениях». Астрофизический журнал . 697 (1): 458–482. arXiv : astro-ph/0612757 . Бибкод : 2009ApJ...697..458S. дои : 10.1088/0004-637X/697/1/458. S2CID  119083161.

дальнейшее чтение

Книги

Обзор статей

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с шаровыми скоплениями .