Шаровое звёздное скопление
Шарово́е звёздное скопле́ние (глобулярный кластер, англ. globular cluster) — звёздное скопление, отличающееся от рассеянного скопления бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и с увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют ≈103—104 пк−3[источник не указан 495 дней] (для сравнения — в окрестностях Солнца пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк−3, то есть в окрестностях Солнца звёздная плотность в 7—70 тысяч раз меньше), количество звёзд ≈104—106. Диаметры шаровых скоплений составляют 20—60 пк, массы — 104—106 солнечных.
Содержание |
[править] История наблюдений
| Наименование | Первооткрыватель | Год |
|---|---|---|
| M22 | Абрахам Айл | 1665 |
| ω Центавра | Эдмунд Галлей | 1677 |
| M5 | Готфрид Кирх | 1702 |
| M13 | Эдмунд Галлей | 1714 |
| M71 | Жан Филипп де Шезо | 1745 |
| M4 | Жан Филипп де Шезо | 1746 |
| M15 | Джованни Доменико Маралди | 1746 |
| M2 | Джованни Доменико Маралди | 1746 |
Первое шаровое звёздное скопление M22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Абрахамом Айлом в 1665 году[1], однако из-за небольшой апертуры первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно[2]. Первым, кто выделил звёзды в скоплении, был Шарль Мессье во время наблюдения шарового скопления M4. Позднее аббат Лакайль добавил NGC 104, NGC 4833, M55, M69 и NGC 6397 в свой каталог от 1751—1752 гг. Буква М перед числом относится к каталогу Шарля Мессье, а NGC к Новому общему каталогу Джона Дрейера.
Уильям Гершель начал программу исследования в 1782 году с использованием бо́льших телескопов, что дало возможность различать звёзды во всех 33 известных шаровых скоплениях. Кроме того, он обнаружил 37 дополнительных скоплений. В каталоге объектов далекого космоса, составленных Гершелем в 1789 году, он впервые использовал название «шаровое скопление» (globular cluster) для описания объектов подобного типа[2]. Число найденных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 штук к 1915 году, 93 к 1930 году и 97 к 1947 году. К настоящему времени в Млечном Пути обнаружено 152 скопления из предполагаемого общего количества в 180 ± 20[3]. Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за облаками газ и пыли.
Начиная с 1914 года серию исследований шаровых скоплений, результаты которых были опубликованы в 40 научных работах, вёл американский астроном Харлоу Шепли. Он изучал переменные типа RR Лиры (которые, как он предполагал, были цефеидами) в скоплениях и использовал зависимость период—светимость для оценки расстояния. Позже было установлено, что светимость переменных типа RR Лиры является меньше цефеид, в результате чего Шепли переоценил расстояние до скоплений[4].
Большинство шаровых звёздных скоплений в Млечном Пути находятся в непосредственной близости от галактического ядра и большее их количество находится на стороне астрономического неба по центру ядра. В 1918 году Шепли воспользовался таким значительным асимметричным распределением скоплений для определения размеров галактики. Предположив, что распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики примерно сферическое, он использовал расположение скоплений для оценки положения Солнца относительно центра галактики[5]. Несмотря на то, что его оценка расстояния имела значительную погрешность, она показывала, что размеры галактики были намного больше, чем считалось ранее. Погрешность была связана с наличием пыли в Млечном Пути, которая частично поглощала свет от шарового скопления, делая его тускнее и тем самым дальше. Тем не менее оценка Шепли размеров галактики была того же порядка, какой принят сейчас. Измерения Шепли также показали, что Солнце находится достаточно далеко от центра галактики, вопреки существовавшему на то время выводу, основанному на наблюдениях распределения обычных звёзд. В действительности, звёзды находятся в диске галактики и поэтому нередко скрываются за газом и пылью, в то время как шаровые скопления находятся за пределами диска и их можно увидеть с гораздо большего расстояния.
Позднее в исследовании скоплений Шепли оказывали помощь Генриетта Своуп и Хэлен Сойер-Хогг. В 1927—1929 гг. Шепли и Сойер начали классификацию скоплений по степени концентрации звёзд. Скопления с наибольшей концентрацией были выделены в класс I и далее ранжировались по мере уменьшения концентрации до класса XII (иногда классы обозначаются арабскими цифрами: 1-12). Данная классификация получила название: «Классы концентрации по Шепли-Сойер»[6].
[править] Формирование
К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено и всё ещё остается неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоят из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, что даёт основание предположить, что сформировались они примерно в одно и то же время[8]. Тем не менее, история звёздообразования варьируется от скопления к скоплению и в некоторых случаях в скоплении находятся различные популяции звёзд. Примером этого могут являться шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке, которые демонстрируют бимодальное население. В раннем возрасте эти скопления могли столкнуться с гигантским молекулярным облаком, которое вызвало новую волну формирования звёзд[9], однако этот период звёздообразования относительно короткий по сравнению с возрастом шаровых скоплений[10].
Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в регионах со вспышками звёздообразования и во взаимодействующих галактиках[11]. Также исследования показывают существование связи между массой центральной сверхмассивной чёрной дыры и размерами шаровых скоплений в эллиптических и линзовидных галактиках. Масса чёрной дыры в таких галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики[12].
К настоящему моменту не известны шаровые скопления с активным звездообразованием и это согласуется с точкой зрения, что они, как правило, наиболее старые объекты в галактике и состоят из очень старых звёзд. Предшественниками шаровых скоплений могут являться очень большие области звёздообразования, известные как гигантские звёздные скопления (например, Вестерлунд-1 (англ.) в Млечном Пути)[13].
[править] Состав
Шаровые скопления, как правило, состоят из сотен тысяч старых звёзд с низкой металличностью. Тип звёзд, находящихся в шаровых скоплениях аналогичен звёздам в балдже спиральных галактик. В них отсутствуют газ и пыль, и предполагается, что они уже давно превратились в звёзды. Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд — в среднем около 0,4 звезды на кубический парсек, а в центре скопления 100 или даже 1000 звёзд на кубический парсек (для сравнения в окрестностях Солнца концентрация составляет 0,12 звёзд на кубический парсек)[15]. Считается, что шаровые скопления не являются благоприятным местом для существования планетных систем, поскольку орбиты планет в ядрах плотных скоплений динамически неустойчивы из-за возмущений, вызываемых прохождением соседних звёзд. Планета, вращающаяся на расстоянии 1 а. е. от звезды в ядре плотного скопления (к примеру, 47 Тукана), теоретически могла бы просуществовать только 100 млн лет[16]. Тем не менее учёными обнаружена планетная система около пульсара PSR B1620-26 в шаровом скоплении М4, однако эти планеты, вероятно, образовались после события, приведшего к образованию пульсара[17].
Некоторые шаровые скопления, например, Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в галактике Андромеда, чрезвычайно массивны (несколько миллионов солнечных масс) и содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Эти оба скопления можно считать свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками[18]. Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик[19].
Некоторые шаровые скопления (например, М15) имеют очень массивные ядра, которые могут содержать чёрные дыры, хотя моделирование показывает, что имеющиеся результаты наблюдений одинаково хорошо объясняются как наличием менее массивных чёрных дыр, так и концентрацией нейтронных звёзд (либо массивных белых карликов)[20].
[править] Шаровые звёздные скопления в галактике Млечный Путь
Шаровые скопления являются коллективными членами нашей галактики и входят в её сферическую подсистему: они обращаются вокруг центра масс галактики по сильно вытянутым орбитам со скоростями ≈200 км/с и периодом обращения 108—109 лет. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту, что подтверждается их диаграммами Герцшпрунга — Рассела, содержащих характерный обрыв главной последовательности с голубой стороны, указывающий на превращение массивных звёзд — членов скопления в красных гигантов.
В отличие от рассеянных скоплений и звёздных ассоциаций, межзвёздная среда шаровых скоплений содержит мало газа: этот факт объясняется, с одной стороны низкой параболической скоростью, составляющей ≈10—30 км/с и, с другой стороны, их большим возрастом; дополнительным фактором, судя по всему, является и периодическое прохождение в ходе обращения вокруг центра нашей Галактики через её плоскость, в которой концентрируются газовые облака, что способствует «выметанию» собственного газа при таких прохождениях.
[править] Шаровые звёздные скопления в других галактиках
В других галактиках (например, Магеллановых облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.
[править] Примечания
- ↑ Sharp, N. A. M22, NGC6656. REU program/NOAO/AURA/NSF. Проверено 16 августа 2006.
- ↑ 1 2 Boyd Richard N. An introduction to nuclear astrophysics. — University of Chicago Press, 2008. — P. 376. — ISBN 0-226-06971-0
- ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). «The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies». Astrophysical Journal, Part 1 384: 50–61. DOI:10.1086/170850. Bibcode: 1992ApJ...384...50A.
- ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. Globular cluster systems. — Cambridge University Press, 1998. — Vol. 30. — P. 2. — ISBN 0-521-55057-2
- ↑ Shapley, Harlow (1918). «Globular Clusters and the Structure of the Galactic System». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 30 (173): 42+. DOI:10.1086/122686. Bibcode: 1918PASP...30...42S.
- ↑ Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). «Harlow Shapley and Globular Clusters». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 77 (458): 336–46. DOI:10.1086/128229. Bibcode: 1965PASP...77..336S.
- ↑ Piotto, G.; et al. (May 2007). «A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808». The Astrophysical Journal 661 (1): L53–L56. DOI:10.1086/518503. Bibcode: 2007ApJ...661L..53P.
- ↑ Chaboyer, B.. "Globular Cluster Age Dating". Astrophysical Ages and Times Scales, ASP Conference Series: 162–172.
- ↑ Piotto, Giampaolo. "Observations of multiple populations in star clusters". The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium: 233–244. DOI:10.1017/S1743921309031883.
- ↑ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L.. Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster, Hubble News Desk (2 мая 2007). Проверено 1 мая 2007.
- ↑ Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N. (1999). «A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas». Astrophysical Journal 480 (2): 235. DOI:10.1086/303966. Bibcode: 1997ApJ...480..235E.
- ↑ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (April 1, 2010), "A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies", arΧiv:1004.0137 [astro-ph.CO]
- ↑ Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way, ESO (22 марта 2005). Проверено 20 марта 2007.
- ↑ ESA/Hubble Picture of the Week. Engulfed by Stars Near the Milky Way’s Heart. Проверено 28 июня 2011.
- ↑ Talpur, Jon A Guide to Globular Clusters. Keele University (1997). Проверено 25 апреля 2007.
- ↑ Sigurdsson, Steinn (1992). «Planets in globular clusters?». Astrophysical Journal 399 (1): L95–L97. DOI:10.1086/186615. Bibcode: 1992ApJ...399L..95S.
- ↑ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E. (1999). «Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System». Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union 105: 525. Bibcode: 1996astro.ph..5141A.
- ↑ Bekki, K.; Freeman, K. C. (December 2003). «Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 346 (2): L11–L15. DOI:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x. Bibcode: 2003MNRAS.346L..11B.
- ↑ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (January 25, 2010), "Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters", arΧiv:1001.4289 [astro-ph.GA]
- ↑ van der Marel, Roeland Black Holes in Globular Clusters. Space Telescope Science Institute (3 марта 2002). Проверено 8 июня 2006.
[править] См. также
[править] Ссылки
 |
Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, исправив и дополнив её. |
 |
Портал «Астрономия» |
|---|---|
 |
Проект «Астрономические объекты» |
 |
В другом языковом разделе есть более полная статья Globular cluster (англ.)
Вы можете помочь проекту, расширив текущую статью с помощью перевода.
|
|
|
|
|---|---|
| Связанные гравитационно | Галактика · Карликовая галактика · Шаровое звёздное скопление · Рассеянное звёздное скопление · Физически двойная звезда · Физически кратная звезда |
| Не связанные гравитационно | Звёздный поток · Звёздная ассоциация · Движущаяся группа звёзд · Звезда-бегун · Сверхскоростная звезда |
| Связанные визуально | Оптически двойная звезда · Оптически кратная звезда · Созвездие · Астеризм · Звёздное облако |
