Положение солнца шаровые скопления

Шаровые скопления звезд и где они встречаются

Что представляют собой шаровые скопления? Из самого названия, очевидно, что это объединение звёздных тел по форме напоминающее шар.
По определению, в астрономии это скопление звезд, которые связаны между собой гравитационными силами и вращаются вокруг галактического центра. Можно сказать, что такая группа светил движется, как спутник.

Шаровое скопление звезд

Звёздное скопление является группой, в которой каждый звездный объект связан с соседним гравитационным полем. К тому же, они образованы из одного гигантского молекулярного облака. А их движение едино, как одно целое.

Галактический центр — небольшая область в центральной части галактики, в которой рождаются светила и находится ядро звёздной системы.

Помимо этого, существуют рассеянные скопления. Но они отличаются более слабой гравитацией между элементами.

Галактика

Какие особенности имеют шаровые скопления

• Во-первых, они находятся в сферическом гало (основная часть составляющей нашей Галактики).
• Во-вторых, в них намного больше светил.
• В-третьих, их возраст намного больше.
• В-четвёртых, они отличаются симметричной сферической формой;
• И наконец, внутри них концентрация звёзд повышается к центру. То есть, чем ближе к нему, тем большее количество тел вокруг него. Другими словами, они более плотно расположены друг к другу.

Вероятно, поэтому в Млечном Пути шаровые скопления, в значительной мере, сосредоточены непосредственно вблизи ядра. Также их большое количество лежит в области вокруг галактического ядра.

По оценке учёных, концентрация в центральных районах таких соединениях может быть от 100 до 1000 звёзд на один кубический парсек. Причем расстояние между элементами примерно 3-4,5 трлн км.

Как оказалось, шаровые скопления имеют диаметр 20-60 парсек, а масса примерно от десяти до миллиона солнечных масс.

Гигантские скопления звезд во вселенной называются Галактика.

Классификация классов концентрации по Шепли-Сойер

Разумеется, если что-то не в единичном экземпляре, человек выделит группу из этого по каким-либо признакам. Так мы устроены, так нам проще.
Благодаря деятельности и исследованиям астрономов, шаровые скопления разгруппировали на отдельные категории.
Данное распределение основано на содержании объектов, входящих в объединение. Где выделены классы от 1 до 12 в порядке уменьшения.

Молекулярное облако РО Змееносца

Какие звезды входят в шаровые скопления

На самом деле, на небе такое скопление звезд состоит из сотен тысяч светил, которые имеют низкую металличность. Более того, их количество может доходить и до миллиона.
К тому же, некоторых могут содержать нейтронные звёзды и чёрные дыры.
По правде говоря, их образуют разные по возрасту тела. Но, в значительной степени, они представлены очень взрослыми светилами.

Изучение

На данный момент, природа возникновения этих космических объектов изучена не до конца. Так как остаётся открытым вопрос какие звезды входят в шаровые скопления. Точнее состоят ли они из светил одного возраста или включают тела, которые уже прошли множество циклов.
Хотя установлено, что в большинстве случаев звёзды находятся примерно на одном этапе эволюции. Что позволяет предположить об одном времени их формирования. Однако некоторые соединения содержат различные по возрасту элементы.

Скопление M 80 в созвездии Скорпиона

В результате наблюдений выделили одну закономерность. Шаровые скопления появляются в звездообразующих областях космоса. Где, соответственно, межзвёздная среда более плотная.
Прежде всего, они наиболее распространены в районах с вспышками звёздообразования и в галактиках, взаимодействующих друг с другом.
Между тем, в шаровых группах не происходит активного образования звёзд. А значит, они представляют собой очень старые объекты Вселенной и состоят из тел преклонного возраста.
Вдобавок химический состав и вытянутые орбиты указывают на то, что они зародились примерно в одно время с самой Галактикой. Проще говоря, это древнейшие элементы космического пространства. Стоит отметить, что их возраст составляет 10-20 млрд лет.

По правде, шаровые скопления не редко встречаются во Вселенной. Например, Млечный Путь вмещает более 150 сферичных групп, которые сформировались приблизительно 10 млрд лет назад. По данным учёных, в их элементах мало тяжёлых элементов и их высокая плотность. Из-за этого не может быть и речи про планетообразование в таких областях.

К примеру, из рассеянных самым известным является скопление Плеяды из созвездия Тельца. Между прочим, это одно из ближайших к нам подобных образований.
А к сферическим относятся, в основном, такие объекты Мессье, как М2, М4, М5, М13 и другие.

• М 2 (NGC 7089)
• NGC 6121 (M 4)
• NGC 5904 (Мессье 5)
• М 13 (NGC 6205)

Сегодня мы узнали, что такое шаровые образования и в каких звездных скоплениях больше звезд. Безусловно, их исследование играет важную роль в изучении эволюции светил, возраста Вселенной, галактических формированиях и структурах.
Без сомнения, звёздные группы очень интересные и красочные объекты.главное слово шаровые скопления.

Источник

Шаровое скопление — Globular cluster

Шаровое скопление представляет собой сферическую совокупность звезд . Шаровые скопления очень сильно связаны гравитацией , что придает им сферическую форму и высокую концентрацию звезд по направлению к их центрам. Их название происходит от латинского globulus — небольшая сфера. Шаровые скопления иногда называют просто шаровыми .

Хотя одно шаровое скопление, Омега Центавра , наблюдалось и считалось звездой в древности, признание истинной природы скоплений пришло с появлением телескопов в 17 веке. В ранних телескопических наблюдениях шаровые скопления выглядели как нечеткие капли, что побудило французского астронома Шарля Мессье включить многие из них в свой каталог астрономических объектов, которые он принял за кометы . Используя большие телескопы, астрономы 18-го века определили, 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 есть почти во всех галактиках . В спиральных галактиках, подобных Млечному Пути, они в основном находятся во внешней сфероидальной части галактики — галактическом гало . Это самый большой и массивный тип звездных скоплений , которые обычно старше, плотнее и состоят из меньшего количества тяжелых элементов, чем рассеянные скопления , которые обычно находятся в дисках спиральных галактик. В Млечном Пути более 150 известных шаровиков и, возможно, еще много неоткрытых.

Происхождение шаровых скоплений и их роль в галактической эволюции остаются неясными. Некоторые из них являются одними из самых старых объектов в своих галактиках и даже во Вселенной , что ограничивает оценки возраста Вселенной . Часто считается, что звездные скопления состоят из звезд, которые образовались одновременно из одной звездообразующей туманности , но почти все шаровые скопления содержат звезды, сформировавшиеся 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.

СОДЕРЖАНИЕ

История наблюдений

Первое известное шаровое скопление, которое сейчас называется M22 , было обнаружено в 1665 году немецким астрономом-любителем Абрахамом Иле. Аббат Лакайль перечислил NGC 104 , NGC 4833 , M55 , M69 и NGC 6397 в своем каталоге 1751–1752 годов. Низкое разрешение ранних телескопов не позволяло визуально разделить отдельные звезды в скоплении, пока Шарль Мессье не наблюдал M4 в 1764 году.

Когда Уильям Гершель начал свой всесторонний обзор неба с помощью больших телескопов в 1782 году, было известно 34 шаровых скопления. Гершель обнаружил еще 36 и первым разделил практически все из них на звезды. Он ввел термин шаровое скопление в своем « Каталоге второй тысячи новых туманностей и скоплений звезд» (1789 г.).

Количество известных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 в 1915 году, 93 в 1930 году, 97 в 1947 году и 157 в 2010 году. Считается, что дополнительные, неоткрытые шаровые скопления находятся в галактическом балджу или скрыты газом и пылью Земли. Млечный Путь. Андромеды размер -comparable в к Млечному Пути, могут иметь столько , сколько 500 globulars. Каждая галактика достаточной массы в Местной группе имеет связанную систему шаровых скоплений, как и почти каждая большая исследованная галактика. Некоторые гигантские эллиптические галактики (особенно те, что находятся в центрах скоплений галактик ), такие как M87 , имеют целых 13 000 шаровых скоплений.

Начиная с 1914 года, Харлоу Шепли начал серию исследований шаровых скоплений, опубликованных примерно в 40 научных статьях. Он исследовал переменные RR Лиры скоплений — звезды, которые он предположил, были переменными цефеид — и использовал их светимость и период изменчивости, чтобы оценить расстояния до скоплений. Позже было обнаружено, что переменные RR Лиры слабее, чем переменные цефеид, из-за чего Шепли переоценивал расстояния.

Подавляющее большинство шаровых скоплений Млечного Пути находится в небесном небе вокруг ядра галактики. В 1918 году Шепли использовал это сильно асимметричное распределение для определения общих размеров галактики. Предполагая примерно сферическое распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики, он использовал положения скоплений, чтобы оценить положение Солнца относительно центра галактики. Он правильно заключил, что центр Млечного Пути находится в созвездии Стрельца, а не рядом с Землей. Он переоценил расстояние, найдя типичное расстояние для шаровых скоплений 10–30 килопарсек (33 000–98 000 св. Лет); современное расстояние до центра Галактики составляет примерно 8,5 килопарсеков (28 000 световых лет).

Измерения Шепли показали, что Солнце находится относительно далеко от центра галактики, в отличие от того, что было выведено из наблюдаемого равномерного распределения обычных звезд. На самом деле, большинство обычных звезд находятся внутри диска галактики и поэтому не видны газом и пылью в диске, тогда как шаровые скопления лежат за пределами диска и их можно увидеть на гораздо больших расстояниях.

Классификация

Позднее Шепли помогали в его исследованиях кластеров Генриетта Свуп и Хелен Бэттлс Хогг . В 1927–1929 годах Шепли и Сойер классифицировали скопления по степени концентрации звезд по направлению к каждому ядру. Их система, известная как класс концентраций Шепли – Сойера , определяет наиболее концентрированные скопления как класс I и относится к наиболее диффузным классам XII. В 2015 году на основе данных наблюдений был предложен новый тип шаровых скоплений: темные шаровые скопления .

Формирование

Образование шаровых скоплений изучено плохо. Шаровые скопления традиционно описывались как простое звездное население, образованное из одного гигантского молекулярного облака , и, следовательно, с примерно одинаковым возрастом и металличностью (пропорцией тяжелых элементов в их составе). Однако современные наблюдения показывают, что почти все шаровые скопления содержат несколько популяций; например, шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке (БМО) имеют бимодальную популяцию. В молодости эти LMC-скопления могли столкнуться с гигантскими молекулярными облаками, которые спровоцировали второй раунд звездообразования. Этот период звездообразования относительно короткий по сравнению с возрастом многих шаровых скоплений. Было высказано предположение, что эта множественность звездных популяций могла иметь динамическое происхождение. В Галактике Антенны , например, космический телескоп Хаббл наблюдал скопления скоплений — области в галактике, охватывающие сотни парсеков, в которых многие скопления в конечном итоге столкнутся и сольются. Их общий диапазон возрастов и (возможно) металличностей может привести к скоплениям с бимодальным или даже множественным распределением популяций.

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 шаровидных скоплений преобладает в областях со вспышками звездообразования и во взаимодействующих галактиках . Некоторые шаровые скопления, вероятно, образовались в карликовых галактиках и были удалены приливными силами, чтобы присоединиться к Млечному Пути. В эллиптических и линзовидных галактиках существует корреляция между массой сверхмассивных черных дыр (СМЧД) в их центрах и размером их систем шаровых скоплений. Масса сверхмассивной чёрной дыры в такой галактике часто близка к совокупной массе шаровых скоплений галактики.

Никакие известные шаровые скопления не демонстрируют активного звездообразования, что согласуется с гипотезой о том, что шаровые скопления обычно являются самыми старыми объектами в своей галактике и были одними из первых образовавшихся скоплений звезд. Очень большие области звездообразования, известные как суперзвездные скопления , такие как Вестерлунд 1 в Млечном Пути, могут быть предшественниками шаровых скоплений.

Многие шаровые скопления Млечного Пути имеют ретроградную орбиту , в том числе самое массивное, Омега Центавра . Его ретроградная орбита предполагает, что это может быть остаток карликовой галактики, захваченной Млечным путем.

Состав

Шаровые скопления , как правило , состоит из сотен тысяч низкого металла , старых звезд. Тип звезд , найденных в шаровом скоплении аналогичны тем , которые в выпуклость в виде спиральной галактики , но ограничивается сфероида , в которой половина света испускается в радиусе лишь несколько до нескольких десятков парсек . Они не содержат газа и пыли, и предполагается, что весь этот газ и пыль давно превратились в звезды или были выброшены из скопления массивными звездами первого поколения.

Шаровые скопления могут содержать большое количество звезд; в среднем около 0,4 звезды на кубический парсек, увеличиваясь до 100 или 1000 звезд на пк 3 в ядре скопления. Для сравнения, звездная плотность вокруг Солнца составляет примерно 0,1 звезды / пк 3 . Типичное расстояние между звездами в шаровом скоплении составляет около 1 светового года, но в его ядре расстояние между звездами составляет в среднем около трети светового года — в 13 раз ближе, чем Проксима Центавра , ближайшая к Солнцу звезда.

Считается, что шаровые скопления являются неблагоприятным местом для планетных систем. Планетарные орбиты динамически нестабильны в ядрах плотных скоплений из-за гравитационных возмущений проходящих мимо звезд. Планета, вращающаяся на орбите в 1 астрономической единице вокруг звезды, которая находится в центре плотного скопления, такого как 47 Тукана , проживет всего порядка 100 миллионов лет. Существует планетная система, вращающаяся вокруг пульсара ( PSR B1620-26 ), которая принадлежит шаровому скоплению M4 , но эти планеты, вероятно, образовались после события, которое создало пульсар.

Некоторые шаровые скопления, как Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в Туманности Андромеды , чрезвычайно массивны, размером в несколько миллионов солнечных масс ( M _☉ ) и наличие нескольких звездных популяций. Оба являются свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления на самом деле являются ядрами карликовых галактик , которые были поглощены более крупными галактиками. Около четверти населения шаровых скоплений в Млечном Пути могло быть аккрецировано таким образом, как и более 60% шаровых скоплений во внешнем гало Андромеды.

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 . Металлы, полученные в результате звездного нуклеосинтеза , перерабатываются в межзвездную среду и попадают в новое поколение звезд. Таким образом, доля металлов может указывать на возраст звезды в простых моделях, при этом более старые звезды обычно имеют более низкую металличность.

Голландский астроном Питер Остерхофф наблюдал две особые популяции шаровых скоплений, которые стали известны как группы Остерхоффа . Вторая группа имеет несколько более длинный период переменных звезд типа RR Лиры . В то время как обе группы имеют низкую долю металлических элементов по данным спектроскопии , спектральные линии металлов в звездах скопления Остерхоффа типа I (Oo I) не такие слабые, как у звезд типа II (Oo II), и поэтому тип I звезды называются богатыми металлами (например, Terzan 7 ), в то время как звезды типа II бедны металлами (например, ESO 280-SC06 ).

Эти две разные 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 насильственные слияния богатых газом галактик, аккрецию карликовых галактик и множественные фазы звездообразования в одной галактике. В Млечном Пути бедные металлами скопления связаны с гало, а богатые металлами скопления — с балджем.

В Млечном Пути подавляющее большинство скоплений с низким содержанием металлов выровнены по плоскости во 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 различие между двумя типами скоплений можно было бы объяснить задержкой по времени между тем, когда две галактики сформировали свои системы скоплений.

Экзотические компоненты

Тесные взаимодействия и близкие столкновения звезд относительно часто происходят в шаровых скоплениях из-за их очень высокой звездной плотности. Эти случайные встречи приводят к появлению некоторых экзотических классов звезд, таких как голубые отставшие , миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные системы , которые гораздо чаще встречаются в шаровых скоплениях. Считается, что синий отставший образ образовался в результате слияния двух звезд, возможно, в результате столкновения двух двойных систем. Полученная звезда имеет более высокую температуру, чем другие звезды в скоплении с сопоставимой светимостью, и, таким образом, отличается от звезд главной последовательности, сформированных в начале существования скопления.

Астрономы искали черные дыры в шаровых скоплениях с 1970-х годов. Требуемое разрешение для этой задачи требовательно; это только с космического телескопа Хаббла (HST) , что первый Заявленные открытия были сделаны в 2002 и 2003 годах на основе наблюдений HST, другие исследователи предложили существование 4,000 М _☉ (солнечных масс) промежуточной массы черной дыры в шаровое скопление M15 и черная дыра с M _☉ в скоплении Mayall II в галактике Андромеды. Оба рентгеновских и радио выбросов от Mayall II появляются в соответствии с черной дырой промежуточной массы; однако эти заявленные обнаружения противоречивы. 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 свету должно резко возрасти к центру скопления, даже без черной дыры, как в M15, так и в Mayall II. Наблюдения 2018 г. не находят доказательств наличия черной дыры промежуточной массы в каком-либо шаровом скоплении, включая M15, но не могут окончательно исключить наличие черной дыры с массой 500–1000 M _☉ .

Подтверждение наличия 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 схеме, ранее обнаруженной между сверхмассивными черными дырами и окружающими их галактиками.

Диаграммы Герцшпрунга – Рассела шаровых скоплений

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела ( диаграммы HR) шаровых скоплений позволяют астрономам определять многие свойства популяций звезд, составляющих скопление. Диаграмма HR представляет собой график большой выборки звезд, отображающий их яркость или, что то же самое, абсолютную звездную величину в зависимости от их показателя цвета . Цветовой индекс — это разница между величиной звезды в двух фильтрах , часто фильтрах в фотометрической системе UBV (ультрафиолетовый, синий и «визуальный», или зеленый, свет). Положительные показатели цвета указывают на красноватую звезду с холодной температурой поверхности, а отрицательные значения указывают на более голубую звезду с более горячей поверхностью. На диаграмме HR звезды организованы характерным образом, при этом большинство звезд расположены вдоль примерно диагональной линии, идущей от горячих ярких звезд (вверху слева) к холодным слабым звездам (внизу справа), известной как главная последовательность , представляющая первичную последовательность. этап звездной эволюции . Диаграмма также включает более поздние стадии эволюции, такие как холодные светящиеся красные гиганты .

График ЧСС может быть трудным для построения, потому что нужно знать расстояние до звезд, чтобы преобразовать наблюдаемую видимую величину в абсолютную величину. Поскольку все звезды в шаровом скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, видимая величина или яркость звезд пропорциональна их светимости, поэтому диаграмма цвет-величина (видимая величина как функция показателя цвета) представляет собой то же, что и диаграмма ЧСС, за исключением вертикального смещения из-за разницы между абсолютной и видимой звездной величиной. Эта разница называется модулем расстояния и может использоваться для прямого вычисления расстояния до кластера. Модуль расстояния звездного скопления может быть определен путем сравнения таких характеристик, как основная последовательность диаграммы цвет-величина скопления, с соответствующими характеристиками на диаграмме HR другого набора звезд, методом, известным как спектроскопический параллакс или подгонка главной последовательности.

Поскольку шаровые скопления образовались сразу из одного гигантского молекулярного облака , все звезды в скоплении имеют одинаковый возраст и одинаковый состав. Поскольку эволюция звезды на протяжении ее жизни определяется в первую очередь массой звезды на момент ее образования, положения звезд на диаграмме HR скопления или диаграмме цвет-величина отражают начальную массу звезды. Поэтому диаграммы HR кластеров выглядят совершенно иначе, чем другие диаграммы HR, которые содержат звезды самых разных возрастов. На диаграммах HR шаровых скоплений почти все звезды попадают на четко очерченную кривую. Форма этой кривой может использоваться для измерения возраста скопления. Открытие того, что шаровые скопления содержат несколько звездных популяций, связано с идентификацией нескольких кривых на диаграмме HR, каждая из которых соответствует определенной популяции звезд с немного разным возрастом или составом. Наблюдения с помощью широкоугольной камеры 3 , установленной в 2009 году на космическом телескопе Хаббла , позволили различить эти немного разные кривые.

Самые массивные звезды главной последовательности имеют самую высокую светимость и первыми превратятся в гигантскую звездную стадию. По мере старения скопления звезды все более низкой массы будут делать то же самое. Следовательно, возраст отдельного скопления населения можно измерить, ища те звезды, которые только начинают входить в стадию гигантских звезд. Они образуют «колено» на диаграмме H – R, называемое поворотом главной последовательности , изгибаясь вправо вверх от линии главной последовательности. Абсолютная звездная величина на этом изгибе напрямую зависит от возраста скопления, поэтому возрастную шкалу можно нанести на ось, параллельную звездной величине.

На морфологию и светимость звезд шаровых скоплений на диаграммах H – R влияют многочисленные параметры, многие из которых все еще активно исследуются. Некоторые скопления даже отображают популяции, которые отсутствуют в других шаровых скоплениях (например, звезды с синими крючками), или имеют несколько популяций. Также была опровергнута историческая парадигма, согласно которой все шаровые скопления состоят из звезд, рожденных в одно и то же время или имеющих одно и то же химическое содержание. Кроме того, на морфологию звезд скопления на диаграмме H – R, включая яркость индикаторов расстояния, таких как члены переменных RR Лиры, могут влиять ошибки наблюдений. Один из таких эффектов, называемый смешением, возникает, когда ядра шаровых скоплений настолько плотны, что наблюдения рассматривают несколько звезд как одну цель. Таким образом, яркость, измеренная для этой, казалось бы, единственной звезды, неверна и слишком ярка, учитывая, что в нее участвовали несколько звезд. В таком случае вычисленное расстояние также неверно, поэтому эффект смешения может внести систематическую неопределенность в шкалу космических расстояний и может изменить оценочный возраст Вселенной и постоянную Хаббла .

Помимо звезд главной последовательности и звезд-гигантов, диаграммы HR шаровых скоплений содержат белые карлики , остатки, оставшиеся в самом конце эволюции звезды, похожей на Солнце, которые намного слабее и несколько горячее (т.е. Диаграмма HR), чем звезды главной последовательности. Шаровидные скопления можно датировать, глядя на температуру самых холодных белых карликов, что часто дает результаты, возраст которых составляет 12,7 миллиарда лет. Открытые скопления редко бывают старше примерно 500 миллионов лет.

Возраст шаровых скоплений устанавливает нижнюю границу возраста всей Вселенной, что является серьезным ограничением в космологии . Исторически астрономы сталкивались с оценками возраста скоплений старше, чем позволяли их космологические модели, но более точные измерения космологических параметров с помощью обзоров дальнего космоса и спутников, похоже, решили эту проблему.

Изучение шаровых скоплений проливает свет на то, как состав газа и пыли, сформировавших скопление, влияет на звездную эволюцию; эволюционные треки звезд меняются в зависимости от содержания тяжелых элементов. Данные, полученные в результате этих исследований, затем используются для изучения эволюции Млечного Пути в целом.

В некоторых шаровых скоплениях есть несколько звезд, известных как голубые отставшие , очевидно отклоняющиеся от основной последовательности в направлении более ярких и голубых звезд. В нескольких кластерах можно обнаружить две последовательности синих отставших, одна синих больше, чем другая. Как формируются синие отставшие, остается неясным, но большинство моделей предполагают взаимодействие в многокомпонентных системах либо за счет слияния звезд, либо за счет переноса материала от одной звезды к другой.

Морфология

В отличие от рассеянных скоплений, большинство шаровых скоплений остаются гравитационно связанными в течение периодов времени, сопоставимых с продолжительностью жизни большинства их звезд. Однако сильные приливные взаимодействия с другими большими массами приводят к рассеянию звезд, оставляя за собой «приливные хвосты» звезд, удаленных из скопления.

После образования звезды в шаровом скоплении начинают гравитационно взаимодействовать друг с другом. В результате векторы скорости звезд неуклонно изменяются, и звезды теряют всю историю своей первоначальной скорости. Характерным интервалом для этого является время релаксации . Это связано с характерной продолжительностью времени, которое требуется звезде, чтобы пересечь скопление, а также с количеством звездных масс в системе. Значение времени релаксации зависит от кластера, но типичное значение составляет порядка 10 9 лет.

Хотя шаровые скопления обычно имеют сферическую форму, эллиптичность может возникать из-за приливных взаимодействий. Скопления в Млечном Пути и Галактике Андромеды обычно имеют форму сжатых сфероидов, в то время как скопления в Большом Магеллановом Облаке имеют более эллиптическую форму.

Радиусы

Астрономы характеризуют морфологию шарового скопления с помощью стандартных радиусов. Это радиус ядра ( r _c ), радиус полусвета ( r _h ) и приливный (или якобиевский) радиус ( r _t ). Общая светимость кластера неуклонно уменьшается с удалением от ядра, а радиус ядра — это расстояние, на котором видимая светимость поверхности упала вдвое. Сравнимая величина — это радиус полусвета или расстояние от ядра, в пределах которого получается половина полной светимости скопления. Обычно это больше, чем радиус сердцевины.

Радиус полусвета включает звезды во внешней части скопления, которые расположены вдоль луча зрения, поэтому теоретики также будут использовать радиус полумассы ( r _m ) — радиус от ядра, который содержит половину общей массы. кластера. Когда радиус полумассы кластера мал по сравнению с общим размером, он имеет плотное ядро. Примером этого является Мессье 3 (M3), который имеет общий видимый размер около 18 угловых минут , но радиус полумассы всего 1,12 угловых минут.

Почти все шаровые скопления имеют радиус полусвета менее 10 пк , хотя есть хорошо известные шаровые скопления с очень большими радиусами, например NGC 2419 (R _h = 18 пк) и Паломар 14 (R _h = 25 пк).

Наконец, приливный радиус или сфера Хилла — это расстояние от центра шарового скопления, на котором внешняя гравитация галактики имеет большее влияние на звезды в скоплении, чем само скопление. Это расстояние, на котором отдельные звезды, принадлежащие скоплению, могут быть отделены галактикой. Приливный радиус M3 составляет около 40 угловых минут, или около 113 пк на расстоянии 10,4 кпк.

Массовая сегрегация, светимость и коллапс ядра

При измерении кривой светимости данного шарового скопления как функции расстояния от ядра, большинство скоплений в Млечном Пути неуклонно увеличивают яркость по мере уменьшения этого расстояния до определенного расстояния от ядра, после чего светимость выравнивается. Обычно это расстояние составляет 1-2 парсека от ядра. Около 20% шаровых скоплений претерпели процесс, называемый «коллапс ядра». В этом типе кластера светимость продолжает неуклонно увеличиваться вплоть до центральной области.

Считается, что коллапс ядра происходит, когда более массивные звезды в шаровом скоплении сталкиваются со своими менее массивными спутниками. Со временем динамические процессы заставляют отдельные звезды мигрировать из центра скопления наружу. Это приводит к чистой потере кинетической энергии из области ядра, в результате чего оставшиеся звезды, сгруппированные в области ядра, занимают более компактный объем. При возникновении этой gravothermal нестабильности, центральная область скопления становится густо толпилась со звездами и яркость поверхности кластера образует степенной излом. Коллапс ядра — не единственный механизм, который может вызвать такое распределение светимости; массивная черная дыра в ядре также может привести к куспиду светимости. В течение длительного периода времени это приводит к концентрации массивных звезд около ядра — феномену, называемому массовым сегрегацией .

Эффект динамического нагрева двойных звездных систем предотвращает начальный коллапс ядра скопления. Когда звезда проходит рядом с двойной системой, орбита последней пары стремится сжиматься, высвобождая энергию. Только после того, как первичный запас двоичных файлов исчерпывается из-за взаимодействий, может продолжаться более глубокий коллапс ядра. Напротив, эффект приливных толчков, когда шаровое скопление многократно проходит через плоскость спиральной галактики, имеет тенденцию значительно ускорять коллапс ядра.

Различные стадии коллапса ядра можно разделить на три фазы. В подростковом возрасте шарового скопления процесс коллапса ядра начинается со звезд около ядра. Взаимодействие между двойными звездными системами предотвращает дальнейший коллапс по мере приближения скопления к среднему возрасту. Наконец, центральные двойные системы либо разрушаются, либо выбрасываются, что приводит к более плотной концентрации в ядре.

Взаимодействие звезд в области коллапсирующего ядра приводит к образованию плотных двойных систем. По мере того как другие звезды взаимодействуют с этими жесткими двойными системами, они увеличивают энергию в ядре, что заставляет скопление повторно расширяться. Поскольку среднее время коллапса ядра обычно меньше возраста галактики, многие шаровые скопления галактики, возможно, прошли стадию коллапса ядра, а затем снова расширились.

Космический телескоп Хаббла использовался для получения убедительных наблюдательных свидетельств этого процесса сортировки звездной массы 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. Шаровое звездное скопление 47 Тукана , состоящее из примерно 1 миллиона звезд, является одним из самых плотных шаровых скоплений в Южном полушарии. Это скопление было подвергнуто интенсивному фотографическому обследованию, что позволило астрономам отследить движение его звезд. Точные скорости были получены для почти 15 000 звезд в этом скоплении.

Общая светимость шаровых скоплений в Млечном Пути и Галактике Андромеды может быть смоделирована с помощью кривой Гаусса . Этот гауссиан может быть представлен с помощью средней величины M _v и дисперсии σ 2 . Такое распределение светимости шарового скопления называется функцией светимости шарового скопления (GCLF). Для Млечного Пути M _v = −7.29 ± 0.13 , σ = 1.1 ± 0.1 звездной величины. GCLF использовался как « стандартная свеча » для измерения расстояния до других галактик, исходя из предположения, что шаровые скопления в удаленных галактиках следуют тем же принципам, что и в Млечном Пути.

Моделирование N-тела

Вычисление взаимодействий между звездами внутри шарового скопления требует решения так называемой проблемы N тел . То есть каждая из звезд в скоплении постоянно взаимодействует с другими N −1 звездами, где N — общее количество звезд в скоплении. Наивные вычислительные «затраты» ЦП для динамического моделирования возрастают пропорционально N 2 (каждый из N объектов должен взаимодействовать попарно с каждым из других N объектов), поэтому потенциальные вычислительные требования для точного моделирования такого кластера могут быть огромными. Эффективный метод математического моделирования динамики N тел шарового скопления осуществляется путем разделения на малые объемы и диапазоны скоростей и использования вероятностей для описания местоположения звезд. Затем движения описываются с помощью формулы, называемой уравнением Фоккера-Планка , часто с использованием модели, описывающей плотность массы как функцию радиуса, например, модель Пламмера . Это можно решить с помощью упрощенной формы уравнения или путем моделирования Монте-Карло и использования случайных величин. Моделирование становится более сложным, когда также необходимо учитывать эффекты двойных систем и взаимодействие с внешними силами гравитации (например, из галактики Млечный Путь).

Результаты моделирования N-тел показали, что звезды могут следовать необычным путям через скопление, часто образуя петли и часто падая более прямо к ядру, чем одиночная звезда, вращающаяся вокруг центральной массы. Кроме того, из-за взаимодействий с другими звездами, которые приводят к увеличению скорости, некоторые звезды получают достаточно энергии, чтобы покинуть скопление. Через длительные периоды времени это приведет к рассеянию кластера — процессу, называемому испарением. Типичный временной масштаб испарения шарового скопления составляет 10 10 лет. В 2010 году стало возможным напрямую вычислять, звезда за звездой, модели N тел шарового скопления низкой плотности на протяжении его жизни.

Двойные звезды составляют значительную часть всего населения звездных систем, причем до половины всех звезд поля и звезд рассеянных скоплений встречаются в двойных системах. Современную двойную фракцию в шаровых скоплениях трудно измерить, и любая информация об их начальной двойной фракции теряется при последующей динамической эволюции. Численное моделирование шаровых скоплений продемонстрировало, что двойные системы могут препятствовать и даже обращать вспять процесс коллапса ядра шаровых скоплений. Когда звезда в скоплении имеет гравитационное столкновение с двойной системой, возможный результат состоит в том, что двойная система становится более тесно связанной, и к уединенной звезде добавляется кинетическая энергия. Когда массивные звезды в скоплении ускоряются этим процессом, это уменьшает сжатие в ядре и ограничивает коллапс ядра.

Конечная судьба шарового скопления должна заключаться либо в срастании звезд в его ядре, вызывая его постоянное сжатие, либо в постепенном выпадении звезд из его внешних слоев.

Промежуточные формы

Различие между типами кластеров не всегда четко очерчено, и были обнаружены объекты, стирающие границы между категориями. Например, BH 176 в южной части Млечного Пути обладает свойствами как открытого, так и шарового скопления.

В 2005 году астрономы обнаружили в галактике Андромеды (M31) звездное скопление совершенно нового типа, которое во многих отношениях очень похоже на шаровые скопления. Недавно обнаруженные скопления содержат сотни тысяч звезд, столько же, сколько в шаровых скоплениях. Скопления имеют общие характеристики с шаровыми скоплениями, такие как звездное население и металличность. Что отличает их от шаровых скоплений, так это то, что они намного больше — несколько сотен световых лет в поперечнике — и в сотни раз менее плотны. Следовательно, расстояния между звездами намного больше в пределах недавно обнаруженных протяженных скоплений. Параметрически эти скопления лежат где-то между шаровым скоплением и карликовой сфероидальной галактикой .

Формирование этих гало-скоплений Галактики Андромеды, вероятно, каким-то образом связано с аккрецией. Почему у Андромеды такие скопления, а у Млечного Пути нет, пока не известно. Также неизвестно, содержит ли какая-либо другая галактика эти типы скоплений, но очень маловероятно, что Андромеда является единственной галактикой с протяженными скоплениями.

Приливные встречи

Когда шаровое скопление близко сталкивается с большой массой, такой как ядро ​​галактики, оно подвергается приливному взаимодействию. Разница в силе притяжения между частью скопления, ближайшей к массе, и притяжением самой дальней части скопления приводит к приливной силе . «Приливная волна» возникает всякий раз, когда орбита скопления проходит через плоскость галактики.

В результате приливного толчка потоки звезд могут быть оторваны от гало скопления, оставив только ядро ​​скопления. Эти эффекты приливного взаимодействия создают хвосты звезд, которые могут простираться на несколько градусов дуги от скопления. Эти хвосты обычно предшествуют скоплению и следуют за ним по его орбите. Хвосты могут накапливать значительную часть исходной массы скопления и могут образовывать комковидные детали.

Шаровое скопление Palomar 5 , например, находится вблизи апогалактической точки своей орбиты после прохождения через Млечный Путь. Звездные потоки тянутся наружу к передней и задней части орбитального пути этого скопления, простираясь на расстояния в 13 000 световых лет. Приливные взаимодействия отняли у Паломара 5 большую часть массы, и ожидается, что дальнейшие взаимодействия по мере прохождения через ядро ​​галактики превратят его в длинный поток звезд, вращающихся вокруг гало Млечного Пути.

Млечный Путь находится в процессе приливной очистки Карликовой Сфероидальной Галактики Стрельца от звезд и шаровых скоплений через Поток Стрельца . До 20% шаровых скоплений во внешнем гало Млечного Пути могли образоваться в этой галактике. Паломар 12 , например, скорее всего, произошел от карликового сфероида в Стрельце, но теперь ассоциируется с ручьем или Млечным путем. Подобные приливные взаимодействия добавляют кинетической энергии в шаровое скопление, резко увеличивая скорость испарения и уменьшая размер скопления. Мало того, что приливная ударная волна отделяет внешние звезды от шарового скопления, но усиленное испарение ускоряет процесс коллапса ядра.

Планеты

Астрономы ищут экзопланеты звезд в шаровых звездных скоплениях. В 2000 году были объявлены результаты поиска планет-гигантов в шаровом скоплении 47 Тукана. Отсутствие каких-либо успешных открытий предполагает, что количество элементов (кроме водорода или гелия), необходимых для построения этих планет, может быть не менее 40% от количества на Солнце. Планеты земной группы состоят из более тяжелых элементов, таких как кремний, железо и магний. Очень низкое содержание этих элементов в шаровых скоплениях означает, что звезды-члены имеют гораздо более низкую вероятность размещения планет с массой Земли по сравнению со звездами, расположенными по соседству с Солнцем. Следовательно, область гало галактики Млечный Путь, включая члены шарового скопления, вряд ли будет содержать обитаемые планеты земной группы .

Несмотря на меньшую вероятность образования гигантских планет, именно такой объект был обнаружен в шаровом скоплении Мессье 4 . Эта планета была обнаружена на орбите пульсара в двойной звездной системе PSR B1620-26. Эксцентрика и высоко наклонена орбита планеты предположить , что он может быть сформирована вокруг другой звезды в кластере, то было позже «обмен» в его текущее расположение. Вероятность близкого сближения звезд в шаровом скоплении может нарушить планетные системы, некоторые из которых вырвутся на свободу и станут планетами-изгоями . Даже близкие по орбите планеты могут быть нарушены, что может привести к их распаду и увеличению эксцентриситета орбиты и приливных эффектов.

Источник