Шаровое скопление -Globular cluster

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.

Шаровое скопление представляет собой сфероидальное скопление звезд . Шаровые скопления связаны гравитацией , с более высокой концентрацией звезд ближе к их центрам. Они могут содержать от десятков тысяч до многих миллионов звезд-членов. Их название происходит от латинского globulus (маленький шар). Шаровые скопления иногда называют просто «шаровыми».

Хотя одно шаровое скопление, Омега Центавра , наблюдалось в древности и долгое время считалось звездой, признание истинной природы скопления пришло с появлением телескопов в 17 веке. В первых телескопических наблюдениях шаровые скопления выглядели как размытые капли, что побудило французского астронома Шарля Мессье включить многие из них в свой каталог астрономических объектов, которые, по его мнению, можно было принять за кометы . Используя более крупные телескопы, астрономы 18-го века поняли, что шаровые скопления представляют собой группы многих 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 , таких как Млечный Путь, они в основном находятся во внешней сфероидальной части галактики — галактическом гало . Они являются самым большим и самым массивным типом звездных скоплений , как правило, старше, плотнее и состоят из меньшего количества тяжелых элементов , чем рассеянные скопления , которые обычно находятся в дисках спиральных галактик. Млечный Путь насчитывает более 150 известных шаровых скоплений , и их может быть намного больше.

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

История наблюдений

Ранние открытия шаровых скоплений
Имя кластера Обнаружено Год
М22 Авраам Иле 1665
ω цен Эдмонд Галлей 1677
М5 Готфрид Кирх 1702 г.
М13 Эдмонд Галлей 1714
М71 Филипп Луа де Шезо 1745 г.
М4 Филипп Луа де Шезо 1746
М15 Жан-Доминик Маральди 1746
М2 Жан-Доминик Маральди 1746

Первое известное шаровое скопление, ныне называемое M22 , было открыто в 1665 году Авраамом Илье , немецким астрономом-любителем. Скопление Омега Центавра , легко видимое на южном небе невооруженным глазом, было известно древним астрономам, таким как Птолемей , как звезда, но было реклассифицировано как туманность Эдмондом Галлеем в 1677 году, а затем, наконец, как шаровое скопление в начале 19 века. Джон Гершель . Французский астроном Аббе Лакай перечислил NGC  104 , NGC 4833 , M55 , M69 и NGC 6397 в своем каталоге 1751–1752 годов. Низкое разрешение первых телескопов не позволяло визуально разделить отдельные звезды в скоплении до тех пор, пока Шарль Мессье не наблюдал M4 в 1764 году.

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

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

Подавляющее большинство шаровых скоплений Млечного Пути находятся на небесном небе вокруг галактического ядра. В 1918 г. Шепли использовал это сильно асимметричное распределение для определения общих размеров галактики. Предполагая примерно сферическое распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики, он использовал положение скоплений для оценки положения Солнца относительно галактического центра. Он правильно сделал вывод, что центр Млечного Пути находится в созвездии Стрельца , а не рядом с Землей. Он переоценил расстояние, найдя типичные расстояния шаровых скоплений в 10–30 килопарсеков (33 000–98 000 световых лет); современное расстояние до галактического центра 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 сделано на основе 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 лежат вне диска и их можно увидеть на гораздо больших расстояниях.

Количество известных шаровых скоплений в Млечном Пути продолжает расти, достигнув 83 в 1915 г., 93 в 1930 г., 97 к 1947 г. и 157 в 2010 г. Считается, что дополнительные неоткрытые шаровые скопления находятся в галактической выпуклости или скрыты газа и пыли Млечного Пути. Например, большинство Паломарских шаровых скоплений были обнаружены только в 1950-х годах, причем некоторые из них расположены относительно близко, но скрыты пылью, а другие находятся в очень дальних уголках гало Млечного Пути. Галактика Андромеды , по размерам сравнимая с Млечным Путем, может иметь до пятисот шаровиков. Каждая галактика достаточной массы в Местной группе имеет связанную с ней систему шаровых скоплений, как и почти каждая исследованная крупная галактика. Некоторые гигантские эллиптические галактики (особенно находящиеся в центрах галактических скоплений ), такие как M87 , имеют до 13 000 шаровых скоплений.

Классификация

Позднее Шепли помогали в исследованиях скоплений Генриетта Своуп 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 , идентифицирует наиболее концентрированные скопления как класс  I и варьируется до наиболее рассеянного класса  XII. В 2015 году астрономы из Папского католического университета Чили предложили новый тип шаровых скоплений на основе данных наблюдений: темные шаровые скопления .

Формирование

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

Формирование шаровых скоплений плохо изучено. Шаровые скопления традиционно описывались как простые звездные популяции, сформированные из одного гигантского молекулярного облака и, таким образом, с примерно одинаковым возрастом и металличностью (доля тяжелых элементов в их составе). Современные наблюдения показывают, что почти все шаровые скопления содержат несколько популяций; например , шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке (БМО) демонстрируют бимодальное население. В молодости эти скопления БМО могли столкнуться с гигантскими молекулярными облаками, которые вызвали второй этап звездообразования. Этот период звездообразования относительно короток по сравнению с возрастом многих шаровых скоплений. Было высказано предположение, что эта множественность звездного населения может иметь динамическое происхождение. В галактике Антенны , например, космический телескоп Хаббл наблюдал скопления скоплений — области в галактике, охватывающие сотни парсеков, в которых многие из скоплений в конечном итоге столкнутся и сольются. Их общий диапазон возрастов и (возможно) металличности может привести к скоплениям с бимодальным или даже множественным распределением популяций.

Небольшой нечеткий белый шарик в центре пестрого черного фона.
Шаровое звездное скопление Мессье 54

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 нормальными областями звездообразования. Формирование шаровых скоплений преобладает в областях 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 протяженностью их систем шаровых скоплений. Масса сверхмассивной черной дыры в такой галактике часто близка к общей массе шаровых скоплений галактики.

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

Многие из шаровых скоплений Млечного Пути имеют ретроградную орбиту (это означает, что они вращаются вокруг галактики в направлении, противоположном направлению вращения галактики), в том числе самое массивное, Омега Центавра. Его ретроградная орбита предполагает, что это может быть остаток карликовой галактики, захваченной Млечным Путем.

Сочинение

Рыхлая россыпь мелких тускло-белых точек на черном фоне с несколькими более яркими цветными звездочками.
Звезды Джорговски-1 содержат водород и гелий, но не более того. По астрономическим меркам они бедны металлами .

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

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

Шаровые скопления считаются неблагоприятными местами для планетарных систем. Орбиты планет динамически нестабильны в ядрах плотных скоплений из-за гравитационных возмущений проходящих звезд. Планета, вращающаяся со скоростью в одну астрономическую единицу вокруг звезды, находящейся в ядре плотного скопления, такого как 47 Tucanae , проживет только порядка ста миллионов лет. Существует планетная система, вращающаяся вокруг пульсара ( PSR  B1620−26 ), принадлежащего шаровому скоплению M4 , но эти планеты, вероятно, образовались после события, создавшего пульсар.

Некоторые шаровые скопления, такие как Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в Галактике Андромеды, необычайно массивны, имеют массу в несколько миллионов солнечных масс ( M ) и имеют несколько звездных популяций. Оба являются доказательством того, что сверхмассивные шаровые скопления сформировались из ядер 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. Произведенные звездным нуклеосинтезом , металлы перерабатываются в межзвездную среду и входят 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 больший период переменных звезд типа RR Лиры. В то время как 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 у звезд типа  II (Oo  II), и поэтому тип  I звезды называются богатыми металлами (например , Терзан 7 ), тогда 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 одинаковый возраст. Предлагаемые сценарии для объяснения этих субпопуляций включают бурное слияние богатых газом галактик, 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.

В Млечном Пути подавляющее большинство бедных металлом скоплений выровнено 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 разница между двумя типами скоплений будет объяснена задержкой во времени между тем, когда две галактики сформировали свои системы скоплений.

Экзотические компоненты

Тысячи беловатых точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Мессье 53 содержит необычно большое количество звезд, называемых голубыми отставшими .

Тесные взаимодействия и близкие столкновения звезд происходят относительно часто в шаровых скоплениях из-за их высокой плотности звезд. Эти случайные встречи порождают некоторые экзотические классы звезд, такие как голубые отставшие звезды , миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные звезды,  которые гораздо чаще встречаются в шаровых скоплениях. Как образуются голубые отставшие, остается неясным, но большинство моделей приписывают их взаимодействиям между звездами, таким как звездные слияния , перенос материала от одной звезды к другой или даже столкновение двух двойных систем. Получившаяся звезда имеет более высокую температуру, чем другие звезды в скоплении с сопоставимой светимостью, и, таким образом, отличается от звезд главной последовательности , сформировавшихся в начале существования скопления. В некоторых скоплениях есть две отдельные последовательности голубых отставших, одна голубее другой.

Сотни беловатых точек, разбросанных по черному фону, сосредоточенных ближе к центру.
Шаровое скопление M15 может иметь в своем ядре черную дыру промежуточной массы , но это утверждение оспаривается.

Астрономы искали черные дыры внутри шаровых скоплений с 1970-х годов. Требуемое разрешение для этой задачи требовательно; только с помощью космического телескопа Хаббла (HST) были сделаны первые заявленные открытия в 2002 и 2003 годах. Основываясь на наблюдениях HST, другие исследователи предположили существование  черной дыры промежуточной массы с массой 4000 M (солнечных масс) в шаровое скопление M15 и  черная дыра с массой 20 000 M ☉ в скоплении Mayall II Галактики Андромеды. И рентгеновское, и радиоизлучение Мэйолла II согласуются 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 указала, что отношение массы к свету должно резко возрастать к центру скопления, даже без черной дыры, как в M15, так и в Mayall II. Наблюдения 2018 года не находят свидетельств наличия черной дыры промежуточной массы ни в одном шаровом скоплении, включая M15, но не могут окончательно исключить черную дыру с массой 500–1000  M .  

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

Диаграммы Герцшпрунга – Рассела

Россыпь точек на черном фоне, большинство из которых желтые и выровнены примерно вертикальной полосой вниз по центру, с несколькими белыми точками, расходящимися двумя рукавами влево, и несколькими красными точками, разбросанными по правой части изображения.
H–R-диаграмма шарового скопления M3 . На кривой 19-й величины есть характерное «колено», где звезды начинают входить в гигантскую стадию своего эволюционного пути, поворот главной последовательности .

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела (диаграммы H-R) шаровых скоплений позволяют астрономам определять многие свойства их звездных популяций. Диаграмма H – R представляет собой график большой выборки звезд, отображающий их абсолютную величину (их светимость или яркость, измеренную со стандартного расстояния) в зависимости от их показателя цвета . Индекс цвета, грубо говоря, измеряет цвет звезды; положительные индексы цвета указывают на красноватую звезду с низкой температурой поверхности, а отрицательные значения указывают на более голубую звезду с более горячей поверхностью. Звезды на диаграмме H – R в основном лежат вдоль примерно диагональной линии, наклонной от горячих светящихся звезд в левом верхнем углу к холодным тусклым звездам в правом нижнем 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 .

Построение диаграммы H – R требует знания расстояния до наблюдаемых звезд, чтобы преобразовать видимую величину в абсолютную. Поскольку все звезды в шаровом скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, диаграмма цвет-величина с использованием их наблюдаемых величин выглядит как сдвинутая диаграмма H-R (из-за примерно постоянной разницы между их видимой и абсолютной величинами). Этот сдвиг называется модулем расстояния и может использоваться для расчета расстояния до кластера. Модуль определяется путем сравнения особенностей (таких как главная последовательность) диаграммы цвет-величина скопления с соответствующими характеристиками на диаграмме H – R другого набора звезд, метод, известный как спектроскопический параллакс или подгонка главной последовательности.

Характеристики

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

Самые массивные звезды главной последовательности обладают наибольшей светимостью и первыми эволюционируют в стадию гигантской звезды . По мере старения скопления звезды с последовательно меньшими массами будут делать то же самое. Следовательно, возраст скопления с одним населением можно измерить, отыскивая те звезды, которые только начинают входить в стадию гигантских звезд, которые образуют «колено» на диаграмме H – R, называемое поворотом главной последовательности , изгибаясь к верхней части. прямо с линии основной последовательности. Абсолютная величина на этом изгибе напрямую зависит от возраста скопления; шкала возраста может быть нанесена на ось, параллельную величине.

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 одинаковый химический состав. Некоторые кластеры имеют несколько популяций, немного различающихся по составу и возрасту; например, высокоточные изображения скопления NGC 2808 позволили различить три близкие, но разные основные последовательности. Кроме того, на расположение звезд скопления на диаграмме H – R (включая яркость индикаторов расстояния) могут влиять погрешности наблюдений. Один из таких эффектов, называемый смешиванием, возникает, когда ядра шаровых скоплений настолько плотные, что наблюдения видят несколько звезд как единую цель. Таким образом, яркость, измеренная для этой, казалось бы, единственной звезды, неверна — слишком яркая, учитывая, что в ней участвовали несколько звезд. Вычисленное расстояние, в свою очередь, неверно, поэтому эффект смешивания может внести систематическую неопределенность в лестницу космических расстояний и может исказить предполагаемый возраст Вселенной и постоянную Хаббла .

Последствия

Голубые отставшие появляются на диаграмме H – R как ряды, расходящиеся от главной последовательности в направлении более ярких и голубых звезд. Белые карлики (последние остатки некоторых звезд, подобных Солнцу), которые намного слабее и несколько горячее, чем звезды главной последовательности, лежат в левом нижнем углу диаграммы H – R. Шаровые скопления можно датировать, глядя на температуру самых холодных белых карликов, что часто дает результаты возрастом до 12,7 миллиардов лет. Для сравнения, рассеянные скопления редко бывают старше примерно полумиллиарда лет. Возраст шаровых скоплений устанавливает нижнюю границу возраста всей Вселенной, что представляет собой серьезное ограничение в космологии . Астрономы исторически сталкивались с оценками возраста скоплений старше, чем позволяли их космологические модели, но более точные измерения космологических параметров с помощью обзоров глубокого космоса и спутников, по-видимому, решили эту проблему.

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

Морфология

Эллиптичность шаровых скоплений
Галактика эллиптичность
Млечный Путь 0,07±0,04
БМО 0,16±0,05
СМС 0,19±0,06
М31 0,09±0,04

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

После образования звезды в шаровом скоплении начинают гравитационно взаимодействовать друг с другом. Скорости звезд неуклонно изменяются, и звезды теряют всякую историю своей первоначальной скорости. Характерным интервалом для этого является время релаксации , связанное с характерным временем, которое требуется звезде, чтобы пересечь скопление, и числом звездных масс. Время релаксации варьируется в зависимости от кластера, но типичное значение составляет порядка одного миллиарда лет.

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

Радиусы

Сотни беловатых точек, разбросанных по черному фону, сосредоточенных ближе к центру, с несколькими более яркими красными и синими точками, разбросанными по кадру.
NGC 411 классифицируется как рассеянное скопление.

Астрономы характеризуют морфологию (форму) шарового скопления с помощью стандартных радиусов: радиуса ядра ( rc ), полусветового радиуса ( rh ) и приливного радиуса или радиуса Якоби ( rt ) . Радиус может быть выражен как физическое расстояние или как вытянутый угол в небе. Учитывая радиус вокруг ядра, поверхностная светимость скопления неуклонно уменьшается с расстоянием, а радиус ядра — это расстояние, на котором видимая поверхностная светимость уменьшилась вдвое. Сопоставимой величиной является полусветовой радиус, или расстояние от ядра, содержащего половину полной светимости скопления; полусветовой радиус обычно больше радиуса ядра.

Большинство шаровых скоплений имеют полусветовой радиус менее десяти парсеков (пк), хотя некоторые шаровые скопления имеют очень большие радиусы, например, NGC 2419 (r h = 18 пк) и Palomar 14 (r h = 25 пк). Радиус полусвета включает звезды во внешней части скопления, которые лежат вдоль луча зрения, поэтому теоретики также используют радиус полумассы ( rm ) — радиус от ядра, содержащего половину общей массы скопления. кластер. Небольшой радиус полумассы по отношению к общему размеру указывает на плотное ядро. Мессье 3 (M3), например, имеет общий видимый размер около 18 угловых минут , но радиус полумассы составляет всего 1,12 угловых минуты.

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

Массовая сегрегация, свечение и коллапс ядра

В большинстве скоплений Млечного Пути поверхностная яркость шарового скопления в зависимости от уменьшения расстояния до ядра сначала увеличивается, а затем выравнивается на расстоянии обычно 1–2 парсека от ядра. Около 20% шаровых скоплений подверглись процессу, называемому «коллапс ядра». В таком скоплении светимость неуклонно возрастает на всем пути к области ядра.

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

Модели шаровых скоплений предсказывают коллапс ядра, когда более массивные звезды в шаровом скоплении сталкиваются со своими менее массивными аналогами. 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 возникает эта гравитермическая нестабильность, центральная область скопления становится густо заселенной звездами, а поверхностная яркость скопления образует степенной излом. Массивная черная дыра в ядре также может привести к выпуклости светимости. В течение длительного времени это приводит к концентрации массивных звезд вблизи ядра, явлению, называемому массовой сегрегацией .

Эффект динамического нагрева двойных звездных систем предотвращает начальный коллапс ядра скопления. Когда звезда проходит вблизи двойной системы, орбита последней пары стремится сжаться, высвобождая энергию. Только после того, как этот изначальный запас энергии будет исчерпан, может произойти более глубокий коллапс ядра. Напротив, эффект приливных толчков , когда шаровое скопление неоднократно проходит через плоскость спиральной галактики, имеет тенденцию значительно ускорять коллапс ядра.

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

Сотни беловатых точек, разбросанных по черному фону, сосредоточенных ближе к центру.
Шаровое скопление NGC 1854 расположено в Большом Магеллановом Облаке.

HST предоставил убедительные наблюдательные доказательства этого процесса сортировки звездной массы в шаровых скоплениях. Более тяжелые звезды замедляются и скапливаются у ядра 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 обзору, в результате которого были получены точные скорости почти пятнадцати тысяч звезд в этом скоплении.

Полная светимость шаровых скоплений в Млечном Пути и Галактике Андромеды имеет примерно гауссово распределение со средней величиной M v и дисперсией σ 2 . Это распределение светимостей шаровых скоплений называется функцией светимости шаровых скоплений (GCLF). Для Млечного Пути M v = -7,29 ± 0,13 , σ = 1,1 ± 0,1 . GCLF использовался в качестве « стандартной свечи » для измерения расстояния до других галактик, исходя из предположения, что шаровые скопления в удаленных галактиках ведут себя аналогично скоплениям в Млечном Пути.

Моделирование N-тел

Вычисление гравитационных взаимодействий между звездами внутри шарового скопления требует решения проблемы N тел . Наивные вычислительные затраты на динамическое моделирование увеличиваются пропорционально N 2 (где N — количество объектов), поэтому вычислительные требования для точного моделирования скопления тысяч звезд могут быть огромными. Более эффективный метод моделирования динамики N тел шарового скопления заключается в разделении на небольшие объемы и диапазоны скоростей и использовании вероятностей для описания местоположения звезд. Их движения описываются с помощью уравнения Фоккера-Планка , часто с использованием модели, описывающей плотность массы как функцию радиуса, такой как модель Пламмера . Моделирование становится более сложным, когда также необходимо учитывать эффекты двойных систем и взаимодействие с внешними гравитационными силами (например, от галактики Млечный Путь). В 2010 году удалось рассчитать эволюцию времени жизни шарового скопления с низкой плотностью напрямую, звезда за звездой.

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

Двойные звезды составляют значительную часть звездных систем, причем до половины всех звезд поля и звезд рассеянного скопления встречаются в двойных системах. Современную бинарную долю в шаровых скоплениях трудно измерить, и любая информация об их исходной бинарной доле теряется при последующей динамической эволюции. Численное моделирование шаровых скоплений показало, что двойные системы могут препятствовать и даже обращать вспять процесс коллапса ядра в шаровых скоплениях. Когда звезда в скоплении испытывает гравитационное столкновение с двойной системой, возможный результат состоит в том, что двойная система становится более тесно связанной, а кинетическая энергия добавляется к одиночной звезде. Когда этот процесс ускоряет массивные звезды в скоплении, это уменьшает сжатие в ядре и ограничивает коллапс ядра.

Промежуточные формы

Тысячи беловатых точек, разбросанных по черному фону, сильно сконцентрированных к центру.
Мессье 10 находится примерно в 15 000 световых лет от Земли, в созвездии Змееносца .

Кластерная классификация не всегда является окончательной; были обнаружены объекты, которые могут быть отнесены более чем к одной категории. Например, BH 176 в южной части Млечного Пути обладает свойствами как рассеянного, так и шарового скопления.

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

Приливные встречи

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

Приливные толчки могут оттягивать звезды от гало скопления, оставляя только основную часть скопления; эти следы звезд могут простираться на несколько градусов от скопления. Эти хвосты обычно предшествуют и следуют за скоплением вдоль его орбиты и могут накапливать значительные части исходной массы скопления, образуя сгустки. Например, шаровое скопление Паломар 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 13 000 световых лет. Приливные взаимодействия лишили Паломар  5 большей части массы; ожидается, что дальнейшее взаимодействие с галактическим ядром превратит его в длинный поток звезд, вращающихся вокруг Млечного Пути в его гало.

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 ореоле Млечного Пути могли возникнуть из этой галактики. Паломар 12 , например, скорее всего, возник в карликовом сфероиде Стрельца, но теперь связан с Млечным Путем. Подобные приливные взаимодействия добавляют кинетическую энергию шаровому скоплению, резко увеличивая скорость испарения и уменьшая размер скопления. Повышенное испарение ускоряет процесс коллапса ядра.

Планеты

Астрономы ищут экзопланеты звезд в шаровых звездных скоплениях. Поиск в 2000 году планет -гигантов в шаровом скоплении 47 Tucanae дал отрицательный результат, предполагая, что содержание более тяжелых элементов - низкое в шаровых скоплениях - необходимое для создания этих планет, возможно, должно составлять не менее 40% от содержания Солнца. Поскольку планеты земной группы построены из более тяжелых элементов, таких как кремний, железо и магний, у звезд-членов гораздо меньше шансов принять у себя планеты с массой Земли, чем у звезд в окрестностях Солнца. Таким образом, шаровые скопления вряд ли могут содержать пригодные для жизни планеты земной группы .

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 быть сформирована вокруг другой звезды в скоплении, а затем «изменилась» на свое нынешнее расположение. Вероятность близких столкновений между звездами в шаровом скоплении может разрушить планетные системы; некоторые планеты вырываются на свободу, чтобы стать планетами-изгоями , вращающимися вокруг галактики. Планеты, вращающиеся близко к своей звезде, могут разрушаться, что может привести к распаду орбиты , увеличению эксцентриситета орбиты и приливным эффектам.

Смотрите также

Сноски

использованная литература

дальнейшее чтение

Книги

Обзорные статьи

внешние ссылки