stringtranslate.com

Шаровое скопление

Шаровое скопление — это сфероидальное скопление звезд , связанное вместе гравитацией , с более высокой концентрацией звезд по направлению к его центру. Оно может содержать от десятков тысяч до многих миллионов звезд-членов, [2] все они вращаются по орбите в стабильном, компактном образовании. Шаровые скопления похожи по форме на карликовые сфероидальные галактики , и хотя шаровые скопления долгое время считались более яркими из двух, открытия выбросов сделали различие между ними менее четким к началу 21-го века. [3] Их название происходит от латинского globulus (маленькая сфера). Шаровые скопления иногда называют просто «шаровыми».

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 века признали, что шаровые скопления представляют собой группы из множества отдельных звезд. В начале 20 века распределение шаровых скоплений на небе было одним из первых доказательств 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 . Они являются самым большим и массивным типом звездных скоплений , как правило, более старыми, более плотными и состоят из более низкого содержания тяжелых элементов , чем открытые скопления , которые обычно встречаются в дисках спиральных галактик. В Млечном Пути известно более 150 шаровых скоплений , и их может быть гораздо больше.

Как происхождение шаровых скоплений, так 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 . Ранее считалось, что звездные скопления состоят из звезд, которые все образовались в одно и то же время из одной звездообразующей туманности , но почти все шаровые скопления содержат звезды, которые образовались в разное время или имеют 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, теперь называемое M 22 , было открыто в 1665 году Абрахамом Иле , немецким астрономом-любителем. [4] [5] [6] Скопление Омега Центавра , легко видимое на южном небе невооруженным глазом, было известно древним астрономам, таким как Птолемей , как звезда, но было переклассифицировано в туманность Эдмундом Галлеем в 1677 году, [7] а затем, наконец, в начале 19 века Джоном Гершелем как шаровое скопление . [8] [9] [10] 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. [11] [b] [12]

Когда Уильям Гершель начал свой всесторонний обзор неба с использованием больших телескопов в 1782 году, было известно 34 шаровых скопления. Гершель открыл еще 36 и был первым, кто разрешил практически все из них до звезд. Он ввел термин шаровое скопление в своем «Каталоге второй тысячи новых туманностей и скоплений звезд» (1789). [18] [d] [19] В 1914 году Харлоу Шепли начал серию исследований шаровых скоплений, опубликованных примерно в сорока научных работах. Он исследовал переменные RR Лиры скоплений (звезды, которые он считал переменными цефеидами ) и использовал их светимость и период переменности для оценки расстояний до скоплений. Позднее было обнаружено, что переменные RR Лиры слабее, чем переменные цефеиды, из-за чего Шепли переоценил расстояния. [20]

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

Большая часть шаровых скоплений Млечного Пути находится в гало вокруг галактического ядра. 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 положения скоплений для оценки положения Солнца относительно Галактического центра . [21] Он правильно заключил, что центр Млечного Пути находится в созвездии Стрельца , а не вблизи Земли. Он переоценил расстояние, найдя типичные расстояния шаровых скоплений в 10–30 килопарсеков (33 000–98 000 световых лет); [22] современное расстояние до Галактического центра составляет примерно 8,5 килопарсеков (28 000 световых лет). [e] [23] [24] [25] Измерения Шепли показали, что Солнце находится относительно далеко от центра галактики, вопреки тому, что было выведено из наблюдаемого равномерного распределения обычных звезд. В действительности большинство обычных звезд находятся внутри диска галактики и, таким образом, скрыты газом и пылью в диске, тогда как шаровые скопления находятся вне диска и могут быть видны на гораздо больших расстояниях. [20]

Тысячи беловатых точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпиона расположено примерно в 30 000 световых лет от Солнца и содержит сотни тысяч звезд. [26]

Число известных шаровых скоплений в Млечном Пути продолжало расти, достигнув 83 в 1915 году, 93 в 1930 году, 97 к 1947 году [19] и 157 в 2010 году. [27] [28] Предполагается, что дополнительные, неоткрытые шаровые скопления находятся в галактической балдже [29] или скрыты газом и пылью Млечного Пути. [30] Например, большинство шаровых скоплений Паломара были обнаружены только в 1950-х годах, причем некоторые из них расположены относительно близко, но скрыты пылью, в то время как другие находятся в самых дальних пределах гало Млечного Пути. Галактика Андромеды , которая по размеру сопоставима с Млечным Путем, может иметь до пятисот шаровых скоплений. [31] Каждая галактика достаточной массы в Местной группе имеет связанную с ней систему шаровых скоплений, как и почти каждая большая исследованная галактика. [32] Некоторые гигантские эллиптические галактики (особенно те, что находятся в центрах скоплений галактик ), такие как M 87 , имеют до 13 000 шаровых скоплений. [33]

Классификация

Позже Шепли в его исследованиях скоплений 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 скопления как класс I и простирается до самого рассеянного класса XII. [f] [34] Астрономы из Папского католического университета Чили предложили новый тип шарового скопления на основе наблюдательных данных в 2015 году: темные шаровые скопления . [35]

Формирование

Тысячи беловатых точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
NGC 2808 содержит три различных поколения звезд. [36]
Изображение NASA

Образование шаровых скоплений изучено плохо. [37] Шаровые скопления традиционно описывались как простая популяция звезд, образованная 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; [38] шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке (БМО) демонстрируют бимодальную популяцию, например. В молодости эти скопления БМО могли столкнуться с гигантскими молекулярными облаками, которые вызвали второй раунд звездообразования. [39] Этот период звездообразования относительно короток по сравнению с возрастом многих шаровых скоплений. [40] Было высказано предположение, что эта множественность в звездных популяциях может иметь динамическое происхождение. Например, в галактике Антенны космический телескоп Хаббл наблюдал скопления скоплений — области в галактике, которые охватывают сотни парсеков, в которых многие из скоплений в конечном итоге столкнутся и сольются. Их общий диапазон возрастов и (возможно) металличности может привести к образованию скоплений с бимодальным или даже множественным распределением популяций. [41]

Маленький пушистый белый шарик в центре пятнистого черного фона.
Шаровое звездное скопление Мессье 54 [42]

Наблюдения за шаровыми скоплениями показывают, что их звезды в основном происходят из областей более эффективного звездообразования, и из мест, где межзвездная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звездообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в областях звездообразования и во взаимодействующих галактиках . [43] Некоторые шаровые скопления, вероятно, образовались в карликовых галактиках и были удалены приливными силами, чтобы присоединиться к Млечному Пути. [44] В эллиптических и линзовидных галактиках существует корреляция между массой сверхмассивных черных дыр (СМЧД) в их центрах и протяженностью их систем шаровых скоплений. Масса СМЧД в такой галактике часто близка к совокупной массе шаровых скоплений галактики. [45]

Ни одно из известных шаровых скоплений не демонстрирует активного звездообразования, что согласуется с гипотезой о том, что шаровые скопления, как правило, являются старейшими объектами в своей галактике и были одними из первых образованных скоплений звезд. Очень большие области звездообразования, известные как суперзвездные скопления , такие как Westerlund 1 в Млечном Пути, могут быть предшественниками шаровых скоплений. [46]

Многие шаровые скопления Млечного Пути имеют ретроградную орбиту (то есть они вращаются вокруг галактики в направлении, обратном вращению галактики), [47] включая самое массивное, Омега Центавра. Его ретроградная орбита предполагает, что это может быть остаток карликовой галактики, захваченной Млечным Путем. [48] [49]

Состав

Свободная россыпь маленьких тусклых белых точек на черном фоне с несколькими более яркими цветными звездами.
Звезды Djorgovski 1 содержат водород и гелий, но не более того. В астрономических терминах они бедны металлами . [50]

Шаровые скопления обычно состоят из сотен тысяч старых звезд с низким содержанием металлов . Звезды, обнаруженные в шаровом скоплении, похожи на те, что находятся в выпуклости спиральной галактики , но ограничены сфероидом, в котором половина света излучается в радиусе всего от нескольких до нескольких десятков парсеков . [37] Они свободны от газа и пыли, [51] и предполагается, что весь газ и пыль давно либо превратились в звезды, либо были выброшены из скопления массивными звездами первого поколения. [37]

Шаровые скопления могут содержать высокую плотность звезд; в среднем около 0,4  звезд на кубический парсек, увеличиваясь до 100 или 1000  звезд/пк3 в ядре скопления. [52] Для сравнения, звездная плотность вокруг Солнца составляет примерно 0,1 звезд/пк3 . [ 53] Типичное расстояние между звездами в шаровом скоплении составляет около одного светового года, [54] но в его ядре расстояние между звездами в среднем составляет около трети светового года — в тринадцать раз ближе, чем расстояние от Солнца до его ближайшего соседа, Проксимы Центавра . [55]

Шаровые скопления считаются неблагоприятными местами для планетных систем. Планетарные орбиты динамически нестабильны в ядрах плотных скоплений из-за гравитационных возмущений проходящих звезд. Планета, вращающаяся на одной астрономической единице вокруг звезды, которая находится в ядре плотного скопления, такого как 47 Tucanae , просуществует лишь порядка ста миллионов лет. [56] Существует планетная система, вращающаяся вокруг пульсара ( PSR  B1620−26 ), который принадлежит шаровому скоплению M4 , но эти планеты, вероятно, образовались после события, которое создало пульсар. [57]

Некоторые шаровые скопления, такие как Омега Центавра в Млечном Пути и Мейолл II в Галактике Андромеды, необычайно массивны, измеряя несколько миллионов солнечных масс ( M ☉ ) и имея множественное звездное население. Оба являются доказательством того, что сверхмассивные шаровые скопления образовались из ядер карликовых галактик , которые были поглощены более крупными галактиками. [58] Около четверти населения шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были аккрецированы таким образом, [59] как и более 60% шаровых скоплений во внешнем гало Андромеды. [60]

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 более низкую 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 входят в новое поколение звезд. Таким образом, доля металлов может быть указанием возраста звезды в простых моделях, причем более старые звезды обычно имеют более низкую металличность. [61]

Голландский астроном Питер Остерхофф наблюдал две особые популяции шаровых скоплений, которые стали известны как группы Остерхоффа . Вторая группа имеет немного более длительный период переменных звезд типа RR Лиры. [62] Хотя обе группы имеют низкую долю металлических элементов, измеренную с помощью спектроскопии , спектральные линии металлов в звездах скопления Остерхоффа типа  I (Oo  I) не такие слабые, как в типе  II (Oo  II), [62] и поэтому  звезды типа I называются богатыми металлами (например, Terzan 7 [63]  ), в то время как звезды типа II являются бедными металлами (например, ESO 280-SC06 [64] ). Эти две различные популяции наблюдались во многих галактиках, особенно в массивных эллиптических галактиках. Обе группы почти такие же старые, как и сама Вселенная, и имеют схожий возраст. Предложенные сценарии для объяснения этих субпопуляций включают в себя бурные слияния галактик, богатых газом, аккрецию карликовых галактик и множественные фазы звездообразования в одной галактике. В Млечном Пути скопления с низким содержанием металлов связаны с гало, а скопления с высоким содержанием металлов — с балджем. [65]

Большая часть бедных металлами скоплений в Млечном Пути выровнены на плоскости во внешней части гало галактики. Это наблюдение подтверждает точку зрения, что  скопления типа II были захвачены из спутниковой галактики, а не являются старейшими членами шаровой системы скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Разница между двумя типами скоплений тогда объясняется задержкой во времени между тем, когда две галактики сформировали свои системы скоплений. [66]

Экзотические компоненты

Тысячи беловатых точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Мессье 53 содержит необычно большое количество звезд, называемых голубыми бродягами . [67] [68]

Тесные взаимодействия и близкие столкновения звезд происходят относительно часто в шаровых скоплениях из-за их высокой плотности звезд. Эти случайные встречи приводят к появлению некоторых экзотических классов звезд, таких как голубые бродяги , миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные  , которые гораздо более распространены в шаровых скоплениях. Как образуются голубые бродяги, остается неясным, но большинство моделей приписывают их взаимодействиям между звездами, таким как звездные слияния , передача материала от одной звезды к другой или даже встреча двух двойных систем. [69] [70] Полученная 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. [71] Некоторые скопления имеют две различные последовательности голубых бродяг, одна из которых голубее другой. [70]

Сотни беловатых точек, разбросанных по черному фону и сконцентрированных к центру.
Шаровое скопление M15 может иметь в своем ядре черную дыру средней массы [72] , но это утверждение оспаривается. [73]
Моделирование движения звезд в Мессье 4
Моделирование движения звезд в Мессье 4 , где, как подозревают астрономы, может присутствовать черная дыра средней массы . [74] [75] Если это подтвердится, черная дыра будет находиться в центре скопления и будет иметь сферу влияния (черную дыру), ограниченную красным кругом.

Астрономы искали черные дыры в шаровых скоплениях с 1970-х годов. Требуемое разрешение для этой задачи является строгим; только с помощью космического телескопа Хаббл (HST) были сделаны первые заявленные открытия в 2002 и 2003 годах. Основываясь на наблюдениях HST, другие исследователи предположили существование  черной дыры средней массы 4000 M ☉ (солнечных масс) в шаровом скоплении M15 и черной дыры 20 000  M ☉ в скоплении Mayall II галактики Андромеды. [76] Как рентгеновское, так и радиоизлучение от Mayall II, по-видимому, согласуется с черной дырой средней массы; [77] однако эти заявленные обнаружения являются спорными. [78] 

Ожидается, что самые тяжелые объекты в шаровых скоплениях будут мигрировать в центр скопления из-за сегрегации массы . Одна исследовательская группа указала, что отношение массы к светимости должно резко возрастать к центру скопления, даже без черной дыры, как в M15 [73], так и в Mayall II. [79] Наблюдения 2018 года не обнаружили никаких доказательств наличия черной дыры промежуточной массы ни в одном шаровом скоплении, включая M15, но не могут окончательно исключить одну с массой 500–1000  M ☉ . [80] Наконец, в 2023 году анализ данных HST и космического аппарата Gaia из ближайшего шарового скопления, Messier 4 , выявил избыточную массу примерно 800  M ☉ в центре этого скопления, которая, по-видимому, не является протяженной. Таким образом, это можно рассматривать как кинематическое доказательство существования черной дыры промежуточной массы [74] [75] (даже если нельзя полностью исключить необычно компактное скопление компактных объектов, таких как белые карлики , нейтронные звезды или черные дыры звездной массы ).

Подтверждение существования черных дыр средней массы в шаровых скоплениях имело бы важные последствия для теорий развития галактик как возможных источников сверхмассивных черных дыр в их центрах. Масса этих предполагаемых черных дыр средней массы пропорциональна массе окружающих их скоплений, следуя ранее обнаруженной закономерности между сверхмассивными черными дырами и окружающими их галактиками. [78] [81]

Диаграммы Герцшпрунга – Рассела

Россыпь точек на черном фоне, большинство из которых желтые и выровнены в почти вертикальную полосу по центру, с несколькими белыми точками, простирающимися двумя рукавами влево, и несколькими красными точками, разбросанными справа от изображения.
Диаграмма H–R для шарового скопления M3 . На кривой есть характерный «колено» при звездной величине 19, где звезды начинают входить в гигантскую стадию своего эволюционного пути, поворот на главной последовательности .

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела (диаграммы H–R) шаровых скоплений позволяют астрономам определять многие свойства их популяций звезд. Диаграмма H–R представляет собой график большой выборки звезд, отображающий их абсолютную величину (их светимость или яркость, измеренную со стандартного расстояния) как функцию их индекса цвета . Индекс цвета, грубо говоря, измеряет цвет звезды; положительные индексы цвета указывают на красноватую звезду с холодной температурой поверхности, в то время как отрицательные значения указывают на более голубую звезду с более горячей поверхностью. Звезды на диаграмме H–R в основном лежат вдоль примерно диагональной линии, идущей от горячих, ярких звезд в верхнем левом углу к холодным, слабым звездам в нижнем правом углу. Эта линия известна как главная последовательность и представляет собой первичную стадию звездной эволюции . Диаграмма также включает звезды на более поздних стадиях эволюции, такие как холодные, но яркие красные гиганты . [82]

Построение диаграммы H–R требует знания расстояния до наблюдаемых звезд для преобразования видимой в абсолютную величину. Поскольку все звезды в шаровом скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, диаграмма цвет–величина, использующая их наблюдаемые величины, выглядит как смещенная диаграмма H–R (из-за примерно постоянной разницы между их видимой и абсолютной величинами). [83] Этот сдвиг называется модулем расстояния и может использоваться для расчета расстояния до скопления. Модуль определяется путем сравнения характеристик (например, главной последовательности) диаграммы цвет–величина скопления с соответствующими характеристиками на диаграмме H–R другого набора звезд, метод, известный как спектроскопический параллакс или подгонка главной последовательности. [84]

Характеристики

Поскольку шаровые скопления формируются 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 цвет–величина скопления в основном отражают их начальные массы. Поэтому диаграмма H–R скопления выглядит совершенно иначе, чем диаграммы H–R, содержащие звезды самых разных возрастов. Почти все звезды попадают на четко определенную кривую на диаграммах H–R шаровых скоплений, и форма этой кривой указывает на возраст скопления. [83] [85] Более подробная диаграмма H–R часто показывает множественные звездные популяции, на что указывает наличие близко разделенных кривых, каждая из которых соответствует отдельной популяции звезд с немного отличающимся возрастом или составом. [38] Наблюдения с помощью широкоугольной камеры 3 , установленной в 2009 году на космическом телескопе Хаббл, позволили различить эти немного отличающиеся кривые. [86]

Самые массивные звезды главной последовательности имеют самую высокую светимость и первыми перейдут в стадию гигантской звезды . По мере старения скопления звезды все более низкой массы будут делать то же самое. Поэтому возраст однопопуляционного скопления можно измерить, найдя те звезды, которые только начинают входить в стадию гигантской звезды, которые образуют «колено» на диаграмме H–R, называемое поворотом главной последовательности , изгибаясь вверх и вправо от линии главной последовательности. Абсолютная величина на этом изгибе напрямую зависит от возраста скопления; шкалу возраста можно построить на оси, параллельной величине. [83]

На морфологию и светимость звезд шаровых скоплений на диаграммах H–R влияют многочисленные параметры, многие из которых все еще активно исследуются. Недавние наблюдения перевернули историческую парадигму, согласно которой все шаровые скопления состоят из звезд, родившихся в одно и то же время или имеющих одинаковое химическое содержание. Некоторые скопления имеют несколько популяций, немного отличающихся по составу и возрасту; например, высокоточные изображения скопления NGC 2808 выявили три близкие, но различные главные последовательности. [87] Кроме того, на размещение звезд скопления на диаграмме H–R (включая яркости индикаторов расстояния) могут влиять смещения наблюдений. Один из таких эффектов, называемый смешиванием, возникает, когда ядра шаровых скоплений настолько плотны, что наблюдения видят несколько звезд как одну цель. Яркость, измеренная для этой, казалось бы, одной звезды, таким образом, неверна — слишком яркая, учитывая, что внесли свой вклад несколько звезд. [88] В свою очередь, вычисленное расстояние является неверным, поэтому эффект смешивания может внести систематическую неопределенность в космическую лестницу расстояний и может исказить оценку возраста Вселенной и постоянную Хаббла . [89]

Последствия

Голубые бродяги появляются на диаграмме H–R как ряд, расходящийся от главной последовательности в направлении более ярких, голубых звезд. [70] Белые карлики (последние остатки некоторых звезд, подобных Солнцу), которые намного слабее и несколько горячее звезд главной последовательности, лежат в нижнем левом углу диаграммы H–R. Шаровые скопления можно датировать, глядя на температуры самых холодных белых карликов, что часто дает результаты возрастом до 12,7 миллиардов лет. [90] Для сравнения, открытые скопления редко бывают старше примерно полумиллиарда лет. [91] Возраст шаровых скоплений устанавливает нижнюю границу возраста всей Вселенной, представляя существенное ограничение в космологии . Астрономы исторически сталкивались с оценками возраста скоплений, которые были старше, чем позволяли их космологические модели, [92] но более точные измерения космологических параметров с помощью обзоров глубокого неба и спутников, по-видимому, решили эту проблему. [93] [94]

Изучение шаровых скоплений проливает свет на то, как состав формационного газа и пыли влияет на звездную эволюцию; эволюционные пути звезд различаются в зависимости от обилия тяжелых элементов. Данные, полученные в результате этих исследований, затем используются для изучения эволюции Млечного Пути в целом. [95]

Морфология

В отличие от открытых скоплений, большинство шаровых скоплений остаются гравитационно связанными вместе в течение периодов времени, сопоставимых с продолжительностью жизни большинства их звезд. Сильные приливные взаимодействия с другими большими массами приводят к рассеиванию некоторых звезд, оставляя после себя «приливные хвосты» звезд, удаленных от скопления. [97] [98]

После формирования звезды в шаровом скоплении начинают гравитационно взаимодействовать друг с другом. Скорости звезд постоянно меняются, и звезды теряют любую историю своей первоначальной скорости. Характерный интервал для этого — время релаксации , связанное с характерной длиной времени, необходимого звезде для пересечения скопления, и числом звездных масс. [99] Время релаксации варьируется в зависимости от скопления, но типичное значение составляет порядка одного миллиарда лет. [100] [101]

Хотя шаровые скопления обычно имеют сферическую форму, эллиптичность может образовываться посредством приливных взаимодействий. Скопления в пределах Млечного Пути и Галактики Андромеды обычно имеют форму сплющенных сфероидов , тогда как в Большом Магеллановом Облаке они более эллиптические. [102]

Радиусы

Сотни белых точек, разбросанных по черному фону, сконцентрированных к центру, с несколькими более яркими красными и синими точками, разбросанными по всему кадру.
NGC 411 классифицируется как рассеянное скопление. [103]

Астрономы характеризуют морфологию (форму) шарового скопления с помощью стандартных радиусов: радиус ядра ( r c ), радиус полусвета ( r h ) и приливной или Якобиев радиус ( r t ). Радиус может быть выражен как физическое расстояние или как противолежащий угол на небе. Рассматривая радиус вокруг ядра, поверхностная светимость скопления неуклонно уменьшается с расстоянием, а радиус ядра — это расстояние, на котором видимая поверхностная светимость падает вдвое. [104] Сопоставимой величиной является радиус полусвета или расстояние от ядра, содержащее половину общей светимости скопления; радиус полусвета обычно больше радиуса ядра. [105] [106]

Большинство шаровых скоплений имеют радиус полусвета менее десяти парсеков (пк), хотя некоторые шаровые скопления имеют очень большие радиусы, как NGC 2419 (r h  = 18 пк) и Palomar 14 (r h  = 25 пк). [107] Радиус полусвета включает звезды во внешней части скопления, которые случайно лежат вдоль луча зрения, поэтому теоретики также используют радиус полумассы ( r m ) — радиус от ядра, который содержит половину общей массы скопления. Маленький радиус полумассы относительно общего размера указывает на плотное ядро. Например, Мессье 3 (M3) имеет общий видимый размер около 18 угловых минут , но радиус полумассы составляет всего 1,12 угловых минут. [108]

Приливной 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. [109] Это расстояние, на котором отдельные звезды, принадлежащие скоплению, могут быть отделены галактикой. Приливной радиус M3, например, составляет около сорока угловых минут, [110] или около 113 пк. [111]

Массовая сегрегация, светимость и коллапс ядра

В большинстве скоплений Млечного Пути поверхностная яркость шарового скопления как функция уменьшения расстояния до ядра сначала увеличивается, затем выравнивается на расстоянии обычно 1–2 парсека от ядра. Около 20% шаровых скоплений претерпели процесс, называемый «коллапс ядра». Светимость в таком скоплении неуклонно увеличивается вплоть до области ядра. [112] [113]

Тысячи беловатых 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 заставляет оставшиеся звезды области занимать более компактный объем. Когда происходит эта гравитационно-термическая нестабильность, центральная область скопления становится плотно заполненной звездами, а поверхностная яркость скопления образует степенной пик . [114] Массивная черная дыра в ядре также может привести к пику светимости. [115] В течение длительного времени это приводит к концентрации массивных звезд вблизи ядра, явлению, называемому сегрегацией массы . [116]

Эффект динамического нагрева двойных звездных систем работает для предотвращения начального коллапса ядра скопления. Когда звезда проходит вблизи двойной системы, орбита последней пары имеет тенденцию сжиматься, высвобождая энергию. Только после того, как этот первичный запас энергии исчерпан, может произойти более глубокий коллапс ядра. [117] [118] Напротив, эффект приливных толчков , когда шаровое скопление многократно проходит через плоскость спиральной галактики, имеет тенденцию значительно ускорять коллапс ядра. [119]

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. [120] Взаимодействие звезд в области коллапсирующего ядра приводит к образованию плотных двойных систем. Поскольку другие звезды взаимодействуют с этими плотными двойными системами, они увеличивают энергию в ядре, заставляя скопление снова расширяться. Поскольку среднее время коллапса ядра обычно меньше возраста галактики, многие шаровые скопления галактики могли пройти через стадию коллапса ядра, а затем снова расшириться. [121]

Сотни беловатых точек, разбросанных по черному фону и сконцентрированных к центру.
Шаровое скопление NGC 1854 расположено в Большом Магеллановом Облаке. [122]

HST предоставил убедительные наблюдательные доказательства этого процесса сортировки звездной массы в шаровых скоплениях. Более тяжелые звезды замедляются и толпятся 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 результате которого были получены точные скорости почти пятнадцати тысяч звезд в этом скоплении. [123]

Общая светимость шаровых скоплений в пределах Млечного Пути и Галактики Андромеды имеет приблизительно гауссово распределение со средней величиной M v и дисперсией σ 2 . Это распределение светимости шаровых скоплений называется функцией светимости шарового скопления (GCLF). Для Млечного Пути M v  = −7,29 ± 0,13 , σ = 1,1 ± 0,1 . GCLF использовалась в качестве « стандартной свечи » для измерения расстояния до других галактик, в предположении, что шаровые скопления в удаленных галактиках ведут себя аналогично скоплениям в Млечном Пути. [124]

Моделирование N-тел

Вычисление гравитационных взаимодействий между звездами в шаровом скоплении требует решения задачи N-тел . Наивные вычислительные затраты на динамическое моделирование увеличиваются пропорционально N 2 (где N — число объектов), поэтому вычислительные требования для точного моделирования скопления из тысяч звезд могут быть огромными. [125] [126] Более эффективный метод моделирования динамики N-тел шарового скопления осуществляется путем разбиения на малые объемы и диапазоны скоростей, а также использования вероятностей для описания местоположений 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 включить эффекты двойных и взаимодействие с внешними гравитационными силами (например, со стороны галактики Млечный Путь). [127] В 2010 году удалось напрямую рассчитать эволюцию жизни шарового скопления низкой плотности, звезда за звездой. [128]

Завершенные моделирования N-тел показали, что звезды могут следовать необычным путям через скопление, часто образуя петли и падая более прямо к ядру, чем одиночная звезда, вращающаяся вокруг центральной массы. Кроме того, некоторые звезды получают достаточно энергии, чтобы покинуть скопление из-за гравитационных взаимодействий, которые приводят к достаточному увеличению скорости. В течение длительных периодов времени этот процесс приводит к рассеиванию скопления, процессу, называемому испарением. [129] Типичный масштаб времени для испарения шарового скопления составляет 10 10 лет. [99] Конечная судьба шарового скопления должна заключаться либо в аккреции звезд в его ядре, вызывая его устойчивое сжатие, [130] либо в постепенном сбросе звезд из его внешних слоев. [131]

Двойные звезды образуют значительную часть звездных систем, причем до половины всех звезд поля и звезд рассеянных скоплений встречаются в двойных системах. [132] [133] Современную долю двойных звезд в шаровых скоплениях трудно измерить, и любая информация об их первоначальной доле двойных звезд теряется в результате последующей динамической эволюции. [134] Численное моделирование шаровых скоплений показало, что двойные звезды могут препятствовать и даже обращать вспять процесс коллапса ядра в шаровых скоплениях. Когда звезда в скоплении сталкивается с гравитационной системой двойной звезды, возможным результатом является то, что двойная звезда становится более тесно связанной, и кинетическая энергия добавляется к одиночной звезде. Когда массивные звезды в скоплении ускоряются этим процессом, это уменьшает сжатие в ядре и ограничивает коллапс ядра. [71] [135]

Промежуточные формы

Тысячи беловатых точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Мессье 10 находится на расстоянии около 15 000 световых лет от Земли, в созвездии Змееносца . [136]

Классификация скоплений не всегда окончательна; были найдены объекты, которые можно отнести к более чем одной категории. Например, BH 176 в южной части Млечного Пути имеет свойства как открытого, так и шарового скопления. [137]

В 2005 году астрономы обнаружили новый, «расширенный» тип звездного скопления в гало галактики Андромеды, похожий на шаровое скопление. Три новых скопления имеют похожее количество звезд с шаровыми скоплениями и разделяют другие характеристики, такие как звездное население и металличность, но отличаются большим размером — несколько сотен световых лет в поперечнике — и в сотни раз меньшей плотностью. Их звезды разделены большими расстояниями; параметрически эти скопления лежат где-то между шаровым скоплением и карликовой сфероидальной галактикой . [138] Формирование этих расширенных скоплений, вероятно, связано с аккрецией. [139] Неясно, почему в Млечном Пути нет таких скоплений; Андромеда вряд ли будет единственной галактикой с ними, но их присутствие в других галактиках остается неизвестным. [138]

Приливные встречи

Когда шаровое скопление приближается к большой массе, например, к центральной области галактики, оно подвергается приливному взаимодействию . Разница в гравитационной силе между ближней и дальней частями скопления приводит к асимметричной приливной силе. «Приливной толчок» происходит всякий раз, когда орбита скопления проходит через плоскость галактики. [119] [140]

Приливные удары могут оторвать звезды от гало скопления, оставляя только ядро ​​скопления; эти следы звезд могут простираться на несколько градусов от скопления. [141] Эти хвосты обычно как предшествуют, так и следуют за скоплением вдоль его орбиты и могут аккумулировать значительные части первоначальной массы скопления, образуя комкообразные образования. [142] Например, шаровое скопление Palomar 5 находится вблизи апогалактической точки своей орбиты после прохождения через Млечный Путь. Потоки звезд простираются наружу к передней и задней части орбитального пути этого скопления, простираясь на расстояние в 13 000 световых лет. Приливные взаимодействия лишили Palomar  5 большей части массы; ожидается, что дальнейшие взаимодействия с галактическим ядром превратят его в длинный поток звезд, вращающихся вокруг Млечного Пути в его гало. [143]

Млечный Путь находится в процессе приливного удаления звезд и шаровых скоплений из Сфероидальной Карликовой Галактики Стрельца через Поток Стрельца . Около 20% шаровых скоплений во внешнем гало Млечного Пути могли возникнуть в этой галактике. [144] Например, Palomar 12 , скорее всего, возникла в Сфероидальной Карликовой Галактике Стрельца, но теперь связана с Млечным Путем. [145] [146] Приливные взаимодействия, подобные этим, добавляют кинетическую энергию в шаровое скопление, значительно увеличивая скорость испарения и уменьшая размер скопления. [99] Увеличенное испарение ускоряет процесс коллапса ядра. [99] [147]

Планеты

Астрономы ищут экзопланеты звезд в шаровых звездных скоплениях. [148] Поиск гигантских планет в шаровом скоплении 47 Tucanae в 2000 году дал отрицательный результат, что говорит о том, что обилие более тяжелых элементов — низкое в шаровых скоплениях — необходимое для построения этих планет, может составлять не менее 40% от обилия Солнца. Поскольку планеты земной группы состоят из более тяжелых элементов, таких как кремний, железо и магний, звезды-члены имеют гораздо меньшую вероятность иметь планеты земной массы, чем звезды в окрестностях Солнца. Таким образом, шаровые скопления вряд ли будут иметь пригодные для жизни планеты земной группы . [149]

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 предполагает, что она могла образоваться вокруг другой звезды в скоплении, а затем «обменяться» на ее текущее расположение. [150] Вероятность близких сближений между звездами в шаровом скоплении может нарушить планетные системы; некоторые планеты вырываются на свободу, чтобы стать планетами-изгоями , вращающимися по орбите галактики. Планеты, вращающиеся близко к своей звезде, могут быть нарушены, что потенциально приводит к орбитальному распаду и увеличению орбитального эксцентриситета и приливным эффектам. [151] В 2024 году был обнаружен газовый гигант или коричневый карлик, вращающийся близко к пульсару «M62H», где название указывает на то, что планетная система принадлежит шаровому скоплению Мессье 62. [ 152]

Смотрите также

Сноски

  1. ^ Буква M перед числом относится к каталогу Шарля Мессье , а NGC — к Новому общему каталогу Джона Дрейера .
  2. ↑ Со страницы 437: 8 мая 1764 года я обнаружил туманность ... от 25 д 55′ 40″ меридиональной широты.
    «8 мая 1764 года я открыл туманность около Антареса и на ее параллели; это [источник] света, который имеет небольшую протяженность, который тусклый и который виден с трудом; используя хороший телескоп, чтобы увидеть его, можно различить в нем очень маленькие звезды. Его прямое восхождение было определено как 242° 16′ 56″, а его склонение — 25° 55′ 40″ к югу». [11] (стр. 437)
  3. ^ Омега Центавра была известна еще в древности, но Галлей открыл ее природу как туманности.
  4. ^ На странице 218, обсуждая формы звездных скоплений, Гершель писал:
    «И таким образом, из вышеупомянутых явлений мы узнаем, что существуют шаровые скопления звезд почти одинакового размера, которые равномерно разбросаны на равных расстояниях от середины, но с увеличивающимся [sic] скоплением по направлению к центру». [18] (стр. 218)
  5. ^ Ошибка Харлоу Шепли усугублялась межзвездной пылью в Млечном Пути, которая поглощает и уменьшает количество света от удаленных объектов (например, шаровых скоплений), из-за чего они кажутся более удаленными.
  6. ^ Класс концентрации иногда указывается арабскими цифрами (классы 1–12), а не римскими .

Ссылки

  1. ^ abcd "Шаровое скопление - Диаграммы цвет-величина | Britannica". www.britannica.com . Получено 11 марта 2023 г. .
  2. ^ "Шаровое скопление". ESA/Hubble . Получено 4 июля 2022 г.
  3. ^ Ван ден Берг, Сидней (март 2008 г.). «Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 385 (1): L20–L22. arXiv : 0711.4795 . Bibcode : 2008MNRAS.385L..20V. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x .
  4. ^ Кирх, Готфрид (1682) Аннус II. Ephemeridum Motuum Coelestium Ad Annum Aerae Christianae M. DC. LXXXII. … [Второй год. Эфемериды небесных движений на 1682 год христианской эры.] Лейпциг (Германия): Наследники Фридриха Ланкиша. (на латыни) 54 страницы. Страницы этой книги не пронумерованы. Однако в Приложении, раздел III. Stella nebulosa prope pedem borealem Ganymedis observata, Lipsia, die 1. Sept. 1681. (III. Наблюдение туманности у северного подножия Ганимеда, Лейпциг, 1. September 1681.), первый абзац, Кирх перечисляет недавно открытые туманности: "[… ] & tertia в Стрельце, quam Dn. Joh. Abrah. Ihle Anno 1665. deprehendit; […] " ([…] и третья [туманность] в Стрельце, которую г-н Иоганн Авраам Иле открыл в 1665 году; [… ]) Можно загрузить по адресу: Digitale Sammlungen der Universitäts- und Landesbibliothek Sachsen-Anhalt (Цифровые коллекции университетской и государственной библиотеки Саксонии-Анхальт)
  5. ^ ab Lynn, WT (апрель 1886 г.). «Открытие звездного скопления 22 Мессье в Стрельце». Обсерватория . 9 : 163–164. Bibcode : 1886Obs.....9..163L.
  6. ^ Sharp, NA "M22, NGC 6656". NOIRLab . Получено 23 августа 2021 г.
  7. ^ Галлей, Эдмонд (1679). Catalogus Stellarum Australium … [ Каталог южных звезд … ]. Лондон, Англия: Томас Джеймс. Страницы этой книги не пронумерованы. Однако в разделе «Центавр» одна запись помечена как « in dorso equino nebula » (туманность в спине лошади); положение этой туманности соответствует Омеге Центавра.
  8. ^ Гершель, Джон Ф. У. (1847). Результаты астрономических наблюдений, проведенных в 1834, 5, 6, 7, 8 годах на мысе Доброй Надежды; являющиеся завершением телескопического обзора всей поверхности видимого неба, начатого в 1825 году. Лондон, Англия: Smith, Elder and Co., стр. 105. Bibcode : 1847raom.book.....H. См. запись: 🜨 [символ шарового скопления]; ω Центавра
  9. ^ О'Мира, Стивен Джеймс (2012). Deep-Sky Companions: Southern gems. Кембридж: Cambridge University Press. С. 243–245. ISBN 978-1-107-01501-2. Получено 24 сентября 2021 г. .
  10. ^ "Omega Centauri". eso.org . Европейская южная обсерватория . Получено 24 сентября 2021 г. .
  11. ^ аб Мессье, Шарль (1771). «Каталог туманностей и звезд этих 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.
  12. ^ Бойд, Ричард Н. (2008). Введение в ядерную астрофизику. Издательство Чикагского университета. стр. 376. ISBN 978-0-226-06971-5.
  13. ↑ Галлей, Эдмонд (1716). «Рассказ о нескольких туманностях или светлых пятнах, похожих на облака, недавно открытых среди неподвижных звезд с помощью телескопа». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 29 (347): 390–392. doi : 10.1098/rstl.1714.0046 .
  14. ^ ab Мур, Патрик (2003). Атлас Вселенной . Firefly Books. ISBN 978-0-681-61459-8.
  15. ^ Фроммерт, Хартмут; Кронберг, Кристина. «Готфрид Кирх (1639–1710)». Студенты за исследование и освоение космоса (SEDS) . Получено 9 августа 2021 г.
  16. ^ ab Cudnik, Brian (2012). Слабые объекты и как их наблюдать. Springer Science & Business Media. стр. 8. ISBN 978-1-4419-6756-5.
  17. ^ ab Chen, James L. (2015). Руководство по объектам космического телескопа Хаббл: их выбор, местоположение и значение. Иллюстрировано Адамом Ченом. Springer. стр. 110. ISBN 978-3-319-18872-0.
  18. ^ ab Herschel, William (1789). «Каталог второй тысячи новых туманностей и скоплений звезд с несколькими вводными замечаниями о строении небес». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 79 : 212–255. Bibcode : 1789RSPT...79..212H . Получено 28 апреля 2021 г.
  19. ^ ab Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. "Globular Star Clusters". The Messier Catalog . Students for the Exploration and Development of Space. Архивировано из оригинала 30 апреля 2015 г. Получено 19 июня 2015 г.
  20. ^ ab Эшман, Кит М.; Цепф, Стивен Э. (1998). Системы шаровых скоплений. Серия астрофизики Кембриджа. Т. 30. Издательство Кембриджского университета Великобритании. стр. 2. ISBN 978-0-521-55057-4.
  21. ^ Шепли, Харлоу (1918). «Шаровые скопления и структура галактической системы». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 30 (173): 42–54. Bibcode :1918PASP...30...42S. doi : 10.1086/122686 .
  22. ^ Trimble, VL (декабрь 1995 г.). «Дискуссия Шепли-Кертиса 1920 г.: предпосылки, проблемы и последствия». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 107 : 1133. Bibcode : 1995PASP..107.1133T. doi : 10.1086/133671. S2CID  122365368.
  23. ^ Беннетт, Джеффри О.; Донахью, Меган; Шнайдер, Николас; Войт, Марк (2020). Космическая перспектива (9-е изд.). Пирсон. ISBN 978-0-134-87436-4.
  24. ^ Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). Введение в астрономию и астрофизику (4-е изд.). Belmont Drive, CA: Brooks/Cole, Cengage Learning. стр. 277. ISBN 978-0-03-006228-5.
  25. ^ Райден, Барбара Сью; Петерсон, Брэдли М. (2010). Основы астрофизики . Сан-Франциско, Калифорния. С. 436. ISBN 978-0-321-59558-4.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  26. ^ "Hubble снимает рой древних звезд". Европейское космическое агентство (ESA) . Получено 23 августа 2021 г.
  27. ^ Фроммерт, Хартмут (август 2007 г.). "Шаровые скопления Млечного Пути". Студенты за исследование и освоение космоса . Получено 26 февраля 2008 г.
  28. ^ Кэрролл, Брэдли В. (2017). Введение в современную астрофизику (2-е изд.). Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press . стр. 894. ISBN 978-1-108-42216-1. Получено 24 сентября 2021 г. .
  29. ^ Камарго, Д.; Миннити, Д. (2019). «Три кандидата в шаровые скопления обнаружены в Галактической балдже». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: Письма . 484 : L90–L94. arXiv : 1901.08574 . doi : 10.1093/mnrasl/slz010 .
  30. ^ Эшман, Кит М.; Цепф, Стивен Э. (1992). «Формирование шаровых скоплений в сливающихся и взаимодействующих галактиках, часть 1». Astrophysical Journal . 384 : 50–61. Bibcode : 1992ApJ...384...50A. doi : 10.1086/170850.
  31. ^ Barmby, P. ; Huchra, JP (2001). «Шаровые скопления M31 в архиве космического телескопа Хаббла. I. Обнаружение скоплений и полнота». The Astronomical Journal . 122 (5): 2458–2468. arXiv : astro-ph/0107401 . Bibcode :2001AJ....122.2458B. doi :10.1086/323457. S2CID  117895577.
  32. ^ Харрис, Уильям Э. (1991). «Шаровые скопления в галактиках за пределами Местной группы». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 29 (1): 543–579. Bibcode : 1991ARA&A..29..543H. doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551.
  33. ^ Маклафлин, Дин Э.; Харрис, Уильям Э.; Хейнс, Дэвид А. (1994). «Пространственная структура системы шарового скопления M87». Astrophysical Journal . 422 (2): 486–507. Bibcode : 1994ApJ...422..486M. doi : 10.1086/173744.
  34. ^ Хогг, Хелен Баттлз Сойер (1965). «Харлоу Шепли и шаровые скопления». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 77 (458): 336–346. Bibcode :1965PASP...77..336S. doi : 10.1086/128229 .
  35. ^ "Очень большой телескоп обнаруживает новый вид шарового звездного скопления". Астрономия . 13 мая 2015 г. Получено 14 мая 2015 г.
  36. ^ Piotto, G.; Bedin, LR; Anderson, J.; King, IR; Cassisi, S.; Milone, AP; Villanova, S.; Pietrinferni, A.; Renzini, A. (май 2007 г.). "Тройная главная последовательность в шаровом скоплении NGC 2808". The Astrophysical Journal . 661 (1): L53–L56. arXiv : astro-ph/0703767 . Bibcode :2007ApJ...661L..53P. doi :10.1086/518503. S2CID  119376556.
  37. ^ 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.
  38. ^ ab Bastian, Nate; Lardo, Carmela (14 сентября 2018 г.). «Множественные звездные популяции в шаровых скоплениях». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 (1): 83–136. arXiv : 1712.01286 . Bibcode : 2018ARA&A..56...83B. doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051839. S2CID  59144325.
  39. ^ Пиотто, Джампаоло (июнь 2009 г.). Наблюдения за множественными популяциями в звездных скоплениях . Возраст звезд, Труды Международного астрономического союза, Симпозиум МАС . Том 258. С. 233–244. arXiv : 0902.1422 . Bibcode : 2009IAUS..258..233P. doi : 10.1017/S1743921309031883.
  40. ^ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, LL; Piotto, G.; Bedin, L. (2 мая 2007 г.). «Hubble находит множественные звездные «бэби-бумы» в шаровом скоплении». Hubble News Desk . Получено 1 мая 2007 г.
  41. ^ 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. дои : 10.1093/mnras/stt1351 . S2CID  54177579.
  42. ^ Mucciarelli, Alessio; Christensen, Lars Lindberg (10 сентября 2014 г.). «Это звездное скопление не то, чем оно кажется» (пресс-релиз). Европейская южная обсерватория . eso1428 . Получено 7 апреля 2021 г. .
  43. ^ Элмегрин, Б.Г.; Ефремов, Я.Н. (1999). «Универсальный механизм формирования открытых и шаровых скоплений в турбулентном газе». Astrophysical Journal . 480 (2): 235–245. Bibcode :1997ApJ...480..235E. doi : 10.1086/303966 .
  44. ^ Lotz, Jennifer M. ; Miller, Bryan W.; Ferguson, Henry C. (сентябрь 2004 г.). «Цвета систем шаровых скоплений карликовых эллиптических галактик, ядер и звездных гало». The Astrophysical Journal . 613 (1): 262–278. arXiv : astro-ph/0406002 . Bibcode :2004ApJ...613..262L. doi :10.1086/422871. S2CID  10800774.
  45. ^ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (1 апреля 2010 г.). «Корреляция между центральными сверхмассивными черными дырами и системами шаровых скоплений галактик раннего типа». The Astrophysical Journal . 720 (1): 516–521. arXiv : 1004.0137 . Bibcode :2010ApJ...720..516B. doi :10.1088/0004-637X/720/1/516. S2CID  118632899. Возможное объяснение заключается в том, что как большие массы черных дыр, так и большие популяции шаровых скоплений связаны с недавними крупными слияниями.
  46. ^ Negueruela, Ignacio; Clark, Simon (22 марта 2005 г.). «Молодой и экзотический звездный зоопарк: телескопы ESO открывают суперзвездное скопление в Млечном Пути» (пресс-релиз). Европейская южная обсерватория. eso0510. Архивировано из оригинала 9 апреля 2007 г. . Получено 7 апреля 2021 г. .
  47. ^ Кравцов, В. В. (2001). «Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики внешнего гало Галактики: о предполагаемом сценарии их формирования». Astronomical and Astrophysical Transactions . 20 (1): 89–92. Bibcode :2001A&AT...20...89K. doi :10.1080/10556790108208191.
  48. ^ Бекки, К.; Фримен, К.С. (2003). «Формирование ω Центавра из древней зародившейся карликовой галактики в молодом галактическом диске: Формирование ω Центавра». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 346 (2): L11–L15. arXiv : astro-ph/0310348 . Bibcode : 2003MNRAS.346L..11B. doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x .
  49. ^ Джонсон, Кристиан И.; Дюпри, Андреа К.; Матео, Марио; Бейли, Джон И.; Ольшевски, Эдвард В.; Уокер, Мэтью Г. (2020). «Самые бедные металлами звезды в Омеге Центавра (NGC 5139)». The Astronomical Journal . 159 (6): 254. arXiv : 2004.09023 . Bibcode : 2020AJ....159..254J. doi : 10.3847/1538-3881/ab8819 . S2CID  215827658.
  50. ^ "Охвачен звездами около сердца Млечного Пути". Европейское космическое агентство (ESA) . Получено 28 июня 2011 г.
  51. ^ Бастиан, Н.; Страдер, Дж. (1 октября 2014 г.). «Ограничение образования шаровых скоплений посредством изучения молодых массивных скоплений – III. Отсутствие газа и пыли в массивных звездных скоплениях в БМО и ММО». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 443 (4): 3594–3600. doi : 10.1093/mnras/stu1407 .
  52. ^ Талпур, Джон (1997). «Руководство по шаровым скоплениям». Университет Кила. Архивировано из оригинала 4 апреля 2021 г. Получено 25 апреля 2007 г.
  53. ^ Мамаек, Эрик. «Плотность чисел звезд разных типов в окрестностях Солнца». Кафедра физики и астрономии. Рочестерский университет . Получено 5 сентября 2021 г.
  54. ^ Smail, Ian. «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела шарового скопления». Физический факультет. Университет Дарема . Получено 5 сентября 2021 г.
  55. ^ "Colorful Stars Galore Inside Globular Star Cluster Omega Centauri". NASA . 9 сентября 2009 г. Архивировано из оригинала 26 января 2021 г. Получено 28 апреля 2021 г.
  56. ^ Сигурдссон, Штайнн (1992). «Планеты в шаровых скоплениях?». Astrophysical Journal . 399 (1): L95–L97. Bibcode : 1992ApJ...399L..95S. doi : 10.1086/186615.
  57. ^ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, FA; Thorsett, SE (1999). "Орбитальные параметры тройной системы PSR B1620-26". Труды 160-го коллоквиума Международного астрономического союза . 105 : 525. arXiv : astro-ph/9605141 . Bibcode : 1996ASPC..105..525A.
  58. ^ Бекки, К.; Фримен, К.С. (декабрь 2003 г.). «Формирование ω Центавра из древней зародившейся карликовой галактики в молодом галактическом диске». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 346 (2): L11–L15. arXiv : astro-ph/0310348 . Bibcode : 2003MNRAS.346L..11B. doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x. S2CID  119466098.
  59. ^ Форбс, Дункан А.; Бриджес, Терри (25 января 2010 г.). «Аккрецированные и in situ шаровые скопления Млечного Пути». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 404 (3): 1203. arXiv : 1001.4289 . Bibcode : 2010MNRAS.404.1203F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . S2CID  51825384.
  60. ^ Forbes, Duncan A.; Bastian, Nate; Gieles, Mark; Crain, Robert A.; Kruijssen, JM Diederik; Larsen, Søren S.; Ploeckinger, Sylvia; Agertz, Oscar; Trenti, Michele; Ferguson, Annette MN; Pfeffer, Joel; Gnedin, Oleg Y. (февраль 2018 г.). «Формирование и эволюция шаровых скоплений в контексте космологической сборки галактик: открытые вопросы». Труды Королевского общества A: Математические, физические и инженерные науки . 474 (2210): 20170616. arXiv : 1801.05818 . Bibcode :2018RSPSA.47470616F. doi : 10.1098/rspa.2017.0616 . PMC 5832832. PMID  29507511 . 
  61. ^ Грин, Саймон Ф.; Джонс, Марк Х.; Бернелл, С. Джоселин (2004). Введение в Солнце и звезды . Cambridge University Press. стр. 240. ISBN 978-0-521-54622-5.
  62. ^ ab van Albada, TS; Baker, Norman (1973). «О двух группах Остерхоффа шаровых скоплений». Astrophysical Journal . 185 : 477–498. Bibcode : 1973ApJ...185..477V. doi : 10.1086/152434.
  63. ^ Буонанно, Р.; Корси, CE; Пулоне, Л. (1995). «ЭСО 280-SC06». Астрономический журнал . 109 : 663. Бибкод : 1995AJ....109..663B. дои : 10.1086/117309.
  64. ^ Фроммерт, Хартмут. "Шаровое скопление ESO 280-S C06, в Ara". Студенты за исследование и освоение космоса . Получено 9 апреля 2021 г.
  65. ^ Харрис, У. Э. (1976). «Пространственная структура системы шаровых скоплений и расстояние до центра Галактики». Astronomical Journal . 81 : 1095–1116. Bibcode : 1976AJ.....81.1095H. doi : 10.1086/111991.
  66. ^ Ли, YW; Юн, SJ (2002). «О конструкции небес». Выровненный поток скоплений с низкой металличностью в гало Млечного Пути . 297 (5581): 578–581. arXiv : astro-ph/0207607 . Bibcode :2002Sci...297..578Y. doi :10.1126/science.1073090. PMID  12142530. S2CID  9702759.
  67. ^ "Найдите отличие – Хаббл обнаружил еще одно шаровое скопление, но с секретом". Изображение недели . ESA/Hubble . Получено 5 октября 2011 г.
  68. ^ "APOD: 2021 February 7 – Blue Straggler Stars in Globular Cluster M53". Астрономическая картинка дня . Получено 28 февраля 2021 г.
  69. ^ Леонард, Питер Дж. Т. (1989). «Звездные столкновения в шаровых скоплениях и проблема голубых бродяг». The Astronomical Journal . 98 : 217–226. Bibcode : 1989AJ.....98..217L. doi : 10.1086/115138.
  70. ^ abc Ferraro, FR; Lanzoni, B.; Raso, S.; Nardiello, D.; Dalessandro, E.; Vesperini, E.; Piotto, G.; Pallanca, C.; Beccari, G.; Bellini, A.; Libralato, M.; Anderson, J.; Aparicio, A.; Bedin, LR; Cassisi, S.; Milone, AP; Ortolani, S.; Renzini, A.; Salaris, M.; van der Marel, RP (8 июня 2018 г.). "Обзор галактических шаровых скоплений с помощью космического телескопа Хаббл в ультрафиолетовом диапазоне. XV. Динамические часы: считывание динамической эволюции скоплений с уровня сегрегации голубых звезд-бродяг". The Astrophysical Journal . 860 (1): 36. arXiv : 1805.00968 . Bibcode : 2018ApJ...860...36F. doi : 10.3847/1538-4357/aac01c . S2CID  119435307.
  71. ^ ab Rubin, VC ; Ford, WKJ (1999). "Тысяча пылающих солнц: внутренняя жизнь шаровых скоплений". Mercury . 28 (4): 26. Bibcode :1999Mercu..28d..26M. Архивировано из оригинала 21 мая 2006 г. Получено 2 июня 2006 г.
  72. ^ "Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places" (Пресс-релиз). Space Telescope Science Institute. 17 сентября 2002 г. 2002-18.
  73. ^ ab Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). "О центральной структуре M15". Astrophysical Journal Letters . 582 (1): 21. arXiv : astro-ph/0210133 . Bibcode : 2003ApJ...582L..21B. doi : 10.1086/367537. S2CID  16216186.
  74. ^ ab Vitral, E.; et al. (2023). «Неуловимая темная центральная масса в шаровом скоплении M4». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 522 (4): 5740–5757. arXiv : 2305.12702 . Bibcode : 2023MNRAS.522.5740V. doi : 10.1093/mnras/stad1068 .
  75. ^ ab "NASA's Hubble Hunts for Intermediate-Sized Black Hole Close to Home". NASA . 23 мая 2023 г. Получено 23 мая 2023 г.
  76. ^ Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H. (17 сентября 2002 г.). «Hubble discovers black holes in unexpected places» (Хаббл обнаруживает черные дыры в неожиданных местах). Space Telescope Science Institute. Архивировано из оригинала 19 ноября 2003 г. Получено 25 мая 2006 г.
  77. ↑ Финли, Дэйв (28 мая 2007 г.). «Звездное скопление содержит черную дыру средней массы, VLA указывает». NRAO . Получено 29 мая 2007 г.
  78. ^ ab Greene, Jenny E.; Strader, Jay; Ho, Luis C. (18 августа 2020 г.). «Черные дыры средней массы». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 58 (1): 257–312. arXiv : 1911.09678 . Bibcode : 2020ARA&A..58..257G. doi : 10.1146/annurev-astro-032620-021835. S2CID  208202069.
  79. ^ Баумгардт, Хольгер; Хат, Пит; Макино, Дзюнъитиро; Макмиллан, Стив; Портегис Цварт, Саймон (2003). "Динамическая модель шарового скопления G1". Astrophysical Journal Letters . 589 (1): 25. arXiv : astro-ph/0301469 . Bibcode : 2003ApJ...589L..25B. doi : 10.1086/375802. S2CID  119464795.
  80. ^ Трему, Эванджелия; Страдер, Джей; Чомюк, Лора; Шишковский, Лора; Маккароне, Томас Дж.; Миллер-Джонс, Джеймс КА; Тюдор, Влад; Хайнке, Крейг О.; Сивакофф, Грегори Р.; Сет, Анил К.; Нойола, Ева (18 июля 2018 г.). "Обзор MAVERIC: все еще нет доказательств аккреции черных дыр средней массы в шаровых скоплениях". The Astrophysical Journal . 862 (1): 16. arXiv : 1806.00259 . Bibcode :2018ApJ...862...16T. doi : 10.3847/1538-4357/aac9b9 . S2CID  119367485.
  81. ^ Baumgardt, H.; He, C.; Sweet, SM; Drinkwater, M.; Sollima, A.; Hurley, J.; Usher, C.; Kamann, S.; Dalgleish, H.; Dreizler, S.; Husser, T. -O. (2019). "Нет доказательств существования черных дыр промежуточной массы в шаровых скоплениях ω Cen и NGC 6624". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 488 (4): 5340. arXiv : 1907.10845 . Bibcode : 2019MNRAS.488.5340B. doi : 10.1093/mnras/stz2060 .
  82. ^ Вудроу, Дженис (1991). «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела: объяснение сложной концепции». The Science Teacher . 58 (8): 52–57. ISSN  0036-8555. JSTOR  24146262.
  83. ^ abc Кэрролл, Брэдли У.; Остли, Дейл А. (2017). Введение в современную астрофизику (второе изд.). Кембридж, Соединенное Королевство. С. 475–476. ISBN 978-1-108-42216-1.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  84. ^ Шварцшильд, Мартин (1958). Структура и эволюция звезд . Princeton University Press. ISBN 978-0-486-61479-3.
  85. ^ 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.
  86. ^ Piotto, G.; Milone, AP; Bedin, LR; Anderson, J.; King, IR; Marino, AF; Nardiello, D.; Aparicio, A.; Barbuy, B.; Bellini, A.; Brown, TM; Cassisi, S.; Cool, AM; Cunial, A.; Dalessandro, E.; D'Antona, F.; Ferraro, FR; Hidalgo, S.; Lanzoni, B.; Monelli, M.; Ortolani, S.; Renzini, A.; Salaris, M.; Sarajedini, A.; Marel, RP van der; Vesperini, E.; Zoccali, M. (5 февраля 2015 г.). « Обзор галактических шаровых скоплений с помощью космического телескопа Хаббл в ультрафиолетовом диапазоне. I. Обзор проекта и обнаружение множественных звездных популяций». Астрономический журнал . 149 (3): 91. arXiv : 1410.4564 . Bibcode : 2015AJ....149...91P. doi : 10.1088/0004-6256/149/3/91. S2CID  119194870.
  87. ^ Kalirai, JS; Richer, HB (2010). "Звездные скопления как лаборатории для звездной и динамической эволюции". Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Series A . 368 (1913): 755–82. arXiv : 0911.0789 . Bibcode :2010RSPTA.368..755K. doi :10.1098/rsta.2009.0257. PMID  20083505. S2CID  5561270. Проверка приведенной выше картины была получена в результате чрезвычайно точных наблюдений изображений NGC 2808 с помощью HST/ACS Пиотто и др. (2007), которые разрешают три основные последовательности в скоплении для одного поворота (см. рисунок 3). Это замечательное наблюдение согласуется с многочисленными звездными популяциями примерно одинакового возраста с различным содержанием гелия.
  88. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.; Lane, D. (2012). "Влияние загрязненной фотометрии RR Лиры/шарового скопления на шкалу расстояний". The Astrophysical Journal . 752 (1): L10. arXiv : 1205.0255 . Bibcode :2012ApJ...752L..10M. doi :10.1088/2041-8205/752/1/L10. S2CID  118528078.
  89. ^ Ли, Чжэ-Ву; Лопес-Моралес, Мерседес; Хонг, Кёнсу; Кан, Ён-Вун; Поль, Брайан Л.; Уокер, Алистер (2014). «К лучшему пониманию шкалы расстояний от переменных звёзд типа RR Лиры: пример шарового скопления внутреннего гало NGC 6723». Серия дополнений к Astrophysical Journal . 210 (1): 6. arXiv : 1311.2054 . Bibcode : 2014ApJS..210....6L. doi : 10.1088/0067-0049/210/1/6. S2CID  119280050.
  90. ^ Hansen, BMS; Brewer, J.; Fahlman, GG; Gibson, BK; Ibata, R.; Limongi, M.; Rich, RM; Richer, HB; Shara, MM; Stetson, PB (2002). "The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4". Astrophysical Journal Letters . 574 (2): L155. arXiv : astro-ph/0205087 . Bibcode : 2002ApJ...574L.155H. doi : 10.1086/342528. S2CID  118954762.
  91. ^ Содерблом, Дэвид Р. (август 2010 г.). «Возраст звезд». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 (1): 581–629. arXiv : 1003.6074 . Bibcode : 2010ARA&A..48..581S. doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130806. S2CID  119102781.
  92. ^ Чабойер, Брайан (1995). «Абсолютный возраст шаровых скоплений и возраст Вселенной». The Astrophysical Journal . 444 : L9. arXiv : astro-ph/9412015 . Bibcode : 1995ApJ...444L...9C. doi : 10.1086/187847. S2CID  2416004.
  93. ^ Valcin, David; Bernal, José Luis; Jimenez, Raul; Verde, Licia; Wandelt, Benjamin D. (2020). «Вывод возраста Вселенной с помощью шаровых скоплений». Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2020 (12): 002. arXiv : 2007.06594 . Bibcode : 2020JCAP...12..002V. doi : 10.1088/1475-7516/2020/12/002. S2CID  220514389.
  94. ^ Majaess, D. (23 февраля 2013 г.). «Близкая древняя звезда почти такая же старая, как Вселенная». Universe Today . Получено 29 ноября 2014 г.
  95. ^ "Пепел Старших Братьев" (пресс-релиз). Европейская Южная Обсерватория . 2 марта 2001 г. eso0107 . Получено 7 апреля 2021 г.
  96. ^ Станева, А.; Спасова, Н.; Голев, В. (1996). «Эллиптичность шаровых скоплений в галактике Андромеды». Приложение к астрономии и астрофизике . 116 (3): 447–461. Bibcode :1996A&AS..116..447S. doi : 10.1051/aas:1996127 .
  97. ^ Хенсли, Керрин (20 июня 2018 г.). «Датирование испарения шаровых скоплений». Astrobites .
  98. ^ Бозе, Совнак; Гинзбург, Идан; Лёб, Абрахам (23 мая 2018 г.). «Датирование приливного разрушения шаровых скоплений с использованием данных GAIA об их звездных потоках». The Astrophysical Journal . 859 (1): L13. arXiv : 1804.07770 . Bibcode :2018ApJ...859L..13B. doi : 10.3847/2041-8213/aac48c . S2CID  54514038.
  99. ^ abcd Benacquista, Matthew J. (2006). "Структура шарового скопления". Living Reviews in Relativity . 9 (1): 2. arXiv : astro-ph/0202056 . Bibcode : 2006LRR.....9....2B. doi : 10.12942/lrr-2006-2 . PMC 5255526. PMID  28163652 . 
  100. ^ Baumgardt, H; Hilker, M (1 августа 2018 г.). «Каталог масс, структурных параметров и профилей дисперсии скоростей 112 шаровых скоплений Млечного Пути». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 478 (2): 1520–1557. arXiv : 1804.08359 . Bibcode : 2018MNRAS.478.1520B. doi : 10.1093/mnras/sty1057 .
  101. ^ Zocchi, A.; Varri, AL; Bertin, Giuseppe (6 января 2012 г.). "Динамическое исследование галактических шаровых скоплений при различных условиях релаксации". Astronomy & Astrophysics . 539 : A65. arXiv : 1201.1466 . Bibcode :2012A&A...539A..65Z. doi :10.1051/0004-6361/201117977. S2CID  54078666.
  102. ^ Frenk, CS; White, SDM (1980). «Эллиптичность галактических и шаровых скоплений LMC». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 286 (3): L39–L42. arXiv : astro-ph/9702024 . Bibcode : 1997MNRAS.286L..39G. doi : 10.1093/mnras/286.3.l39 . S2CID  353384.
  103. ^ "Внешность может быть обманчива". ESO Picture of the Week . potw1303a . Получено 12 февраля 2013 г.
  104. ^ Кеннет Джейнс (ноябрь 2000 г.). "Звездные скопления" (PDF) . Энциклопедия астрономии и астрофизики. стр. 2. Архивировано (PDF) из оригинала 23 сентября 2006 г. . Получено 26 марта 2014 г. .
  105. ^ Розен, Анна (18 июля 2012 г.). «Понимание динамического состояния шаровых скоплений». astrobites .
  106. ^ Чаттерджи, Соурав; Умбрейт, Стефан; Фрего, Джон М.; Расио, Фредерик А. (11 марта 2013 г.). «Понимание динамического состояния шаровых скоплений: с коллапсом ядра и без коллапса ядра». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 429 (4): 2881–2893. arXiv : 1207.3063 . Bibcode : 2013MNRAS.429.2881C. doi : 10.1093/mnras/sts464 .
  107. ^ Ван ден Берг, Сидней (ноябрь 2007 г.). «Шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 385 (1): L20–L22. arXiv : 0711.4795 . Bibcode : 2008MNRAS.385L..20V. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . S2CID  15093329.
  108. ^ Buonanno, R.; Corsi, CE; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, FR; Fusi Pecci, F. (1994). «Звездное население шарового скопления M 3. I. Фотографическая фотометрия 10 000 звезд». Астрономия и астрофизика . 290 : 69–103. Bibcode : 1994A&A...290...69B.
  109. ^ 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 . дои : 10.1093/mnras/stz2499 .
  110. ^ Da Costa, GS; Freeman, KC (май 1976). «Структура и функция масс шарового скопления M3». Astrophysical Journal . 206 (1): 128–137. Bibcode : 1976ApJ...206..128D. doi : 10.1086/154363.
  111. ^ Броше, П.; Оденкирхен, М.; Гефферт, М. (март 1999 г.). «Мгновенные и средние приливные радиусы шаровых скоплений». Новая астрономия . 4 (2): 133–139. Bibcode :1999NewA....4..133B. doi :10.1016/S1384-1076(99)00014-7.
  112. ^ Djorgovski, S.; King, IR (1986). «Предварительный обзор коллапсировавших ядер в шаровых скоплениях». Astrophysical Journal . 305 : L61–L65. Bibcode : 1986ApJ...305L..61D. doi : 10.1086/184685. S2CID  122668507.[ постоянная мертвая ссылка ]
  113. ^ Bianchini, P; Webb, JJ; Sills, A; Vesperini, E (21 марта 2018 г.). «Кинематический отпечаток коллапсировавших шаровых скоплений». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 475 (1): L96–L100. arXiv : 1801.07781 . Bibcode : 2018MNRAS.475L..96B. doi : 10.1093/mnrasl/sly013 .
  114. ^ Эшман, Кит М.; Цепф, Стивен Э. (1998). Шаровые скопления . Серия астрофизики Кембриджа. Т. 30. Издательство Кембриджского университета. С. 29. ISBN 978-0-521-55057-4.
  115. ^ Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998). Галактическая астрономия . Принстонская серия по астрофизике. Princeton University Press. стр. 371. ISBN 978-0-691-02565-0.
  116. ^ Spitzer, Lyman (1984). "Динамика шаровых скоплений". Science . 225 (4661): 465–472. Bibcode :1984Sci...225..465S. doi :10.1126/science.225.4661.465. ISSN  0036-8075. JSTOR  1693970. PMID  17750830. S2CID  30929160.
  117. ^ Ванбеверен, Д. (2001). Влияние двойных звезд на исследования звездного населения . Библиотека астрофизики и космической науки. Т. 264. Springer. С. 397. ISBN 978-0-7923-7104-5.
  118. ^ Spitzer, L. Jr. (2–4 июня 1986 г.). P. Hut; S. McMillan (ред.). Dynamical Evolution of Globular Clusters . The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics, Proceedings of a Workshop Held at the Institute for Advanced Study . Lecture Notes in Physics. Vol. 267. Princeton, USA: Springer-Verlag, Berlin Heidelberg New York. p. 3. Bibcode : 1986LNP...267....3S. doi : 10.1007/BFb0116388. ISBN 978-3-540-17196-6.
  119. ^ 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.
  120. ^ Пули, Дэвид (апрель 2010 г.). «Влияние приливных ударов на эволюцию шаровых скоплений». Труды Национальной академии наук . 107 (16): 7164–7167. Bibcode : 2010PNAS..107.7164P. doi : 10.1073/pnas.0913903107 . PMC 2867700. PMID  20404204. S2CID  15402180 . 
  121. ^ Бахколл, Джон Н.; Пиран, Цви; Вайнберг, Стивен (2004). Темная материя во Вселенной (2-е изд.). World Scientific. стр. 51. ISBN 978-981-238-841-4.
  122. ^ "Звезды Большого Магелланова Облака". Европейское космическое агентство/Хаббл . 20 июня 2016 г. potw1625a . Получено 7 апреля 2021 г.
  123. ^ "Звездная сортировка в шаровом скоплении 47" (пресс-релиз). Hubble News Desk. 4 октября 2006 г. 2006-33 . Получено 9 апреля 2021 г.
  124. ^ Секер, Джефф (1992). «Статистическое исследование формы распределения светимости шарового скопления». Astronomical Journal . 104 (4): 1472–1481. Bibcode : 1992AJ....104.1472S. doi : 10.1086/116332.
  125. ^ Heggie, DC; Giersz, M.; Spurzem, R.; Takahashi, K. (1998). Johannes Andersen (ред.). Dynamical Simulations: Methods and Comparisons . Highlights of Astronomy Vol. 11A, представлено на совместном обсуждении 14 XXIII Генеральной ассамблеи МАС, 1997. Kluwer Academic Publishers. стр. 591. arXiv : astro-ph/9711191 . Bibcode : 1998HiA....11..591H.
  126. ^ Ди Чинтио, Пьерфранческо; Паскуато, Марио; Симон-Пети, Алисия; Юн, Сук-Джин (2022). «Введение в новый метод многочастичных столкновений для эволюции плотных звездных систем». Астрономия и астрофизика . 659 : A19. arXiv : 2103.02424 . doi : 10.1051/0004-6361/202140710. S2CID  240032727.
  127. ^ Benacquista, Matthew J. (2006). "Relativistic Binaries in Globular Clusters". Living Reviews in Relativity . 9 (1): 2. Bibcode : 2006LRR.....9....2B. doi : 10.12942/lrr-2006-2 . PMC 5255526. PMID  28163652. Архивировано из оригинала 3 марта 2006 г. Получено 28 мая 2006 г. 
  128. ^ Хасани Зонузи, Акрам; и др. (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.
  129. ^ J. Goodman; P. Hut, ред. (1985). Динамика звездных скоплений (симпозиумы Международного астрономического союза) . Springer. ISBN 978-90-277-1963-8.
  130. ↑ Чжоу, Юань; Чжун, Се Гуан (июнь 1990 г.). «Эволюция ядра шарового скопления, содержащего массивные черные дыры». Астрофизика и космическая наука . 168 (2): 233–241. Bibcode : 1990Ap&SS.168..233Y. doi : 10.1007/BF00636869. S2CID  122289977.
  131. ^ Пули, Дэйв. «Динамика шаровых скоплений: важность тесных двойных в реальной системе N тел». Самоиздание. Архивировано из оригинала 19 июня 2010 г. Получено 7 апреля 2021 г.
  132. ^ Юань, Хайбо; Лю, Сяовэй; Сян, Маошэн; Хуан, Ян; Чен, Бинцю; Ву, Юэ; Хоу, Юнхуэй; Чжан, Юн (2015). «Звёздные локусы II. Безмодельная оценка двоичной дроби для звёзд поля FGK». Астрофизический журнал . 799 (2): 135. arXiv : 1412.1233 . Бибкод : 2015ApJ...799..135Y. дои : 10.1088/0004-637X/799/2/135. S2CID  118504277.
  133. ^ Сан, Вэйцзя; Де Грайс, Ричард; Дэн, Ликай; Олброу, Майкл Д. (2021). «Эволюция вращения звезд, вызванная двойным вращением, на повороте главной последовательности в звездных скоплениях». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 502 (3): 4350–4358. arXiv : 2102.02352 . Bibcode : 2021MNRAS.502.4350S. doi : 10.1093/mnras/stab347 .
  134. ^ Дюшен, Гаспар; Краус, Адам (18 августа 2013 г.). «Звездная множественность». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 51 (1): 269–310. arXiv : 1303.3028 . Bibcode : 2013ARA&A..51..269D. doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102602. S2CID  119275313.
  135. ^ Giesers, Benjamin; Kamann, Sebastian; Dreizler, Stefan; Husser, Tim-Oliver; Askar, Abbas; Göttgens, Fabian; Brinchmann, Jarle; Latour, Marilyn; Weilbacher, Peter M.; Wendt, Martin; Roth, Martin M. (2019). "Звездная перепись в шаровых скоплениях с MUSE: Двойные в NGC 3201". Astronomy & Astrophysics . 632 : A3. arXiv : 1909.04050 . Bibcode :2019A&A...632A...3G. doi :10.1051/0004-6361/201936203. S2CID  202542401.
  136. ^ "Шаровое скопление M10". ESA/Hubble Picture of the Week . Получено 18 июня 2012 г.
  137. ^ Ортолани, С.; Бика, Э.; Барбуй, Б. (1995). «BH 176 и AM-2: шаровые или открытые скопления?». Астрономия и астрофизика . 300 : 726. Bibcode : 1995A&A...300..726O.
  138. ^ ab Huxor, AP; Tanvir, NR; Irwin, MJ; R. Ibata (2005). «Новая популяция расширенных, светящихся звездных скоплений в гало M31». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph/0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID  6215035.
  139. ^ 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 .
  140. ^ Ostriker, Jeremiah P.; Spitzer, Lyman Jr.; Chevalier, Roger A. (сентябрь 1972 г.). "Об эволюции шаровых скоплений". Astrophysical Journal . 176 : L51. Bibcode : 1972ApJ...176L..51O. doi : 10.1086/181018.
  141. ^ Lauchner, A.; Wilhelm, R.; Beers, TC; Allende Prieto, C. (декабрь 2003 г.). Поиск кинематических свидетельств приливных хвостов в шаровых скоплениях . Встреча Американского астрономического общества 203, № 112.26 . Bibcode : 2003AAS...20311226L.
  142. ^ 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.
  143. ^ Staude, Jakob (3 июня 2002 г.). «Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way». Изображение недели (пресс-релиз). Sloan Digital Sky Survey. Архивировано из оригинала 29 июня 2006 г. Получено 9 апреля 2021 г.
  144. ^ Carballo-Bello, JA; Corral-Santana, JM; Martínez-Delgado, D.; Sollima, A.; Muñoz, RR; Côté, P.; Duffau, S.; Catelan, M.; Grebel, EK (24 января 2017 г.). «Южные ведущие и отстающие обертывания приливного потока Стрельца вокруг шарового скопления Whiting 1». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 467 (1): L91–L94. arXiv : 1612.08745 . Bibcode : 2017MNRAS.467L..91C. doi : 10.1093/mnrasl/slx006 .
  145. ^ Dinescu, DI; Majewski, SR; Girard, TM; Cudworth, KM (2000). «Абсолютное собственное движение Palomar 12: случай приливного захвата из карликовой сфероидальной галактики в Стрельце». The Astronomical Journal . 120 (4): 1892–1905. arXiv : astro-ph/0006314 . Bibcode : 2000AJ....120.1892D. doi : 10.1086/301552. S2CID  118898193.
  146. ^ Сбордоне, Л.; Бонифачо, П.; Буонано, 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 . Bibcode : 2007A&A...465..815S. doi : 10.1051/0004-6361:20066385 .
  147. ^ 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 .
  148. ^ Рикар, Элиз (15 января 2016 г.). «Расположение планет, сверхновая и черная дыра». Космическая пятница. Калифорнийская академия наук . Получено 15 мая 2016 г.
  149. ^ Гонсалес, Гильермо ; Браунли, Дональд ; Уорд, Питер (июль 2001 г.). «Галактическая обитаемая зона: Галактическая химическая эволюция». Icarus . 152 (1): 185–200. arXiv : astro-ph/0103165 . Bibcode : 2001Icar..152..185G. doi : 10.1006/icar.2001.6617. S2CID  18179704.
  150. ^ Sigurdsson, S.; Stairs, IH ; Moody, K.; Arzoumanian, KMZ; Thorsett, SE (2008). "Планеты вокруг пульсаров в шаровых скоплениях". В Fischer, D.; Rasio, FA; Thorsett, SE ; Wolszczan, A. (ред.). Extreme Solar Systems . Серия конференций ASP. Том 398. Астрономическое общество Тихого океана . стр. 119. Bibcode : 2008ASPC..398..119S.
  151. ^ Spurzem, R. ; et al. (Май 2009). "Динамика планетных систем в звездных скоплениях". The Astrophysical Journal . 697 (1): 458–482. arXiv : astro-ph/0612757 . Bibcode :2009ApJ...697..458S. doi :10.1088/0004-637X/697/1/458. S2CID  119083161.
  152. ^ Влишоуер, Л.; Коронгиу, А.; Степлеры, BW; Фрейре, PCC; Ридольфи, А.; Аббате, Ф.; Рэнсом, С.М.; Поссенти, А.; Падманабх, ПВ; Балакришнан, В.; Крамер, М.; Кришнан, В. Венкатраман; Чжан, Л.; Бейлс, М.; Барр, Эд (1 марта 2024 г.). «Открытия и время появления пульсаров в M62». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 530 (2): 1436–1456. arXiv : 2403.12137 . Бибкод : 2024MNRAS.530.1436V. дои : 10.1093/mnras/stae816 . ISSN  0035-8711.

Дальнейшее чтение

Книги

Обзорные статьи

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Шаровые скопления .