Википедия

Шаровое скопление

18 Июл, 2025 / 20:44

Шарово́е звёздное скопле́ние — звёздное скопление, содержащее большое число звёзд, тесно связанное гравитацией и обращающееся вокруг галактического центра в качестве спутника. В отличие от рассеянных звёздных скоплений, которые располагаются в галактическом диске, шаровые находятся в гало; они значительно старше, содержат гораздо больше звёзд, обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют 100—1000 звёзд на кубический парсек, средние расстояния между соседними звёздами составляют 3—4,6 трлн км (0,3—0,5 светового года); для сравнения — в окрестностях Солнца пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк−3, то есть звёздная плотность у нас в 700—7000 раз меньше. Количество звёзд в шаровых скоплениях составляет ≈104—106. Диаметры шаровых скоплений составляют 20—60 пк, массы — 104—106солнечных.

image
Шаровое скопление Мессье 80 в созвездии Скорпиона расположено в 28 000 световых годах от Солнца и содержит сотни тысяч звёзд.

Шаровые скопления — довольно распространённые объекты: на начало 2011 года в Млечном Пути их открыто 157, ещё около 10—20 являются кандидатами в шаровые. В более крупных галактиках их может быть больше: так, например, в Туманности Андромеды их количество может достигать 500. В некоторых гигантских эллиптических галактиках, особенно тех, которые находятся в центре галактических скоплений, — таких как M 87, может быть до 13 тыс. шаровых скоплений. Такие скопления обращаются возле галактики по большим орбитам, радиусом порядка 40 кпк (примерно 131 тыс. св. лет) или больше.

Каждая галактика достаточной массы в окрестностях Млечного Пути связана с группой шаровых скоплений. Выяснилось также, что они есть в почти каждой изученной крупной галактике. Карликовая галактика в Стрельце и карликовая галактика в Большом Псе, по всей видимости, находятся в стадии «передачи» своих шаровых скоплений (например - Паломар 12) Млечному Пути. Множество шаровых скоплений в прошлом могли быть приобретены нашей Галактикой именно таким образом.

Шаровые скопления содержат некоторые из самых ранних звёзд, появившихся в галактике, однако происхождение и роль этих объектов в галактической эволюции до сих пор не ясна. Почти точно установлено, что шаровые скопления существенно отличаются от карликовых эллиптических галактик, то есть они являются одним из продуктов звездообразования «родной» галактики, а не образовались из других присоединившихся галактик. Однако недавно учёными было выдвинуто предположение, что шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики могут оказаться не совсем чётко разграниченными и различными объектами.

История наблюдений

Открытие шаровых скоплений
Наименование Первооткрыватель Год
M22 Абрахам Иле 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
image
Шаровое скопление М 13 в созвездии Геркулеса. Содержит несколько тысяч звёзд.

Первое шаровое звёздное скопление M 22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Абрахамом Иле в 1665 году, однако из-за небольшой апертуры первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно. Выделить звёзды в шаровом скоплении впервые получилось у Шарля Мессье во время наблюдения M 4. Позднее аббат Никола Лакайль добавил в свой каталог от 1751—1752 годах скопления, позже известные как NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 и NGC 6397 (буква М перед числом относится к каталогу Шарля Мессье, а NGC — к Новому общему каталогу Джона Дрейера).

Программу исследования с использованием бо́льших телескопов начал в 1782 году Уильям Гершель, это дало возможность различить звёзды во всех 33 известных к тому времени шаровых скоплениях. Кроме того, он обнаружил ещё 37 скоплений. В каталоге объектов глубокого космоса, составленных Гершелем в 1789 году, он впервые использовал название «шаровое скопление» (англ. globular cluster) для описания объектов подобного типа. Число найденных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 единиц к 1915 году, 93 — к 1930 году и 97 — к 1947 году. К 2011 году в Млечном Пути обнаружено 157 скоплений, ещё 18 являются кандидатами, а общее количество оценивается числом 180±20. Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за галактическими облаками газа и пыли.

Начиная с 1914 года серию исследований шаровых скоплений вёл американский астроном Харлоу Шепли; их результаты были опубликованы в 40 научных работах. Он изучал в скоплениях переменные типа RR Лиры (которые, как он предполагал, были цефеидами) и использовал зависимость «период—светимость» для оценки расстояния. Позже было установлено, что светимость переменных типа RR Лиры меньше, чем у цефеид, и Шепли на самом деле переоценил расстояние до скоплений.

Абсолютное большинство шаровых скоплений Млечного Пути располагается в области неба, окружающей галактическое ядро; причём значительное количество находится в непосредственной близости от ядра. В 1918 году Шепли воспользовался таким значительным асимметричным распределением скоплений для определения размеров нашей Галактики. Предположив, что распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики примерно сферическое, он использовал их координаты для оценки положения Солнца относительно центра галактики. Несмотря на то, что его оценка расстояния имела значительную погрешность, она показала, что размеры Галактики намного больше, чем считалось ранее. Погрешность была связана с наличием пыли в Млечном Пути, которая частично поглощала свет от шарового скопления, делая его тусклее и тем самым дальше. Тем не менее оценка размеров Галактики, полученная Шепли, была того же порядка, какой принят сейчас.

Измерения Шепли также показали, что Солнце находится достаточно далеко от центра Галактики, вопреки существовавшим на тот момент представлениям, основанным 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 и Хелен Сойер (позднее — Хогг). В 1927—1929 годах 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 классификация шаровых скоплений Шепли-Сойер (англ. Shapley–Sawyer Concentration Class).

Формирование

image
NGC 2808 состоит из трёх различных поколений звёзд

К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено, и всё ещё остаётся неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит 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. 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, однако этот период звёздообразования относительно короткий по сравнению с возрастом шаровых скоплений.

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. Также исследования показывают существование корреляции 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.

К настоящему моменту неизвестны шаровые скопления с активным звездообразованием, и это согласуется с точкой зрения, что они, как правило, являются наиболее старыми объектами в галактике и состоят из очень старых звёзд. Предшественниками шаровых скоплений могут являться очень большие области звёздообразования, известные как гигантские звёздные скопления (например, Westerlund 1 в Млечном Пути).

Состав

image
Звёзды скопления содержат только водород и гелий и называются «низкометаллическими»

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). 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. 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.

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. Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик.

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).

Содержание металлов

image
Скопление M 53 удивило астрономов количеством звёзд, называемых голубые отставшие

Шаровые скопления обычно состоят из звёзд населения II, обладающих низким содержанием тяжёлых элементов. Астрономы называют тяжёлые элементы металлами, а относительную концентрацию этих элементов в звезде металличностью. Эти элементы создаются в процессе звёздного нуклеосинтеза, а затем входят в состав нового поколения звёзд. Таким образом, доля металлов может указывать на возраст звезды, и старые звёзды обычно имеют более низкую металличность.

Голландский астроном Питер Оостерхоф заметил, что, вероятно, существует два населения шаровых скоплений, которые известны как «группы Оостерхофа». Обе группы имеют слабые спектральные линии металлических элементов, но линии в звёздах типа I (OoI) не так слабы, как в типе II (OoII), и вторая группа имеет несколько более длительный период у переменных типа RR Лиры. Таким образом, тип I звёзд называют «богатыми металлами», а тип II звёзд — «низкометаллические». Эти две группы населения наблюдается во многих галактиках, особенно в массивных эллиптических. Обе группы по возрасту почти такие же, как и сама Вселенная, но отличаются друг от друга металличностью. Для объяснения этого различия выдвигались различные гипотезы, в том числе слияние с богатыми газом галактиками, поглощение карликовых галактик, а также несколькими фазами формирования звёзд в одной галактике. В Млечном Пути низкометалличные скопления ассоциируются с гало, а богатые металлом — с балджем.

В Млечном Пути большинство низкометалличных скоплений выровнены вдоль плоскости во внешней части гало галактики. Это говорит о том, что тип II скоплений был захвачен из галактики-спутника, и они не являются старейшими членами системы шаровых скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Разница между двумя типами скоплений в этом случае объясняется задержкой между моментом, когда две галактики сформировали их системы скоплений.

Экзотические компоненты

В шаровых скоплениях плотность звёзд очень высока, и поэтому часто происходят близкие прохождения и столкновения. Следствием этого является бо́льшая распространённость в шаровых скоплениях некоторых экзотических классов звёзд (например, голубые отставшие звёзды, миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные звёзды). Голубые отставшие звёзды образуются при слиянии двух звёзд, возможно, в результате столкновения с двойной системой. Такая звезда горячее остальных звёзд скопления, имеющих ту же светимость, и тем самым отличается от звёзд главной последовательности, образовавшихся при рождении скопления.

С 1970-х гг. астрономы ищут в шаровых скоплениях чёрные дыры, но для решения этой задачи требуется высокое разрешение телескопа, поэтому только с появлением космического телескопа Хаббл было сделано первое подтверждённое открытие. На основе наблюдений было сделано предположение о наличии чёрной дыры промежуточной массы (4000 масс Солнца) в шаровом скоплении M 15 и чёрной дыры (~ 2⋅104 М⊙) в скоплении Mayall II в галактике Андромеда. Рентгеновское и радиоизлучение из Mayall II соответствует чёрной дыре промежуточной массы. Они представляют особый интерес, поскольку являются первыми чёрными дырами, имеющими промежуточную массу между обычными чёрными дырами звёздной массы и сверхмассивными чёрными дырами в ядрах галактик. Масса промежуточной чёрной дыры пропорциональна массе скопления, что дополняет ранее обнаруженное соотношение между массами сверхмассивных чёрных дыр и окружающих их галактик.

Утверждения о наличии чёрных дыр с промежуточной массой были встречены научным сообществом с некоторым скептицизмом. Дело в том, что наиболее плотные объекты в шаровых скоплениях, как предполагается, постепенно замедляют своё движение и оказываются в центре скопления в результате процесса, называемого «сегрегацией по массам». В шаровых скоплениях таковыми являются белые карлики и нейтронные звёзды. В исследованиях Хольгера Баумгардта и его коллег отмечено, что отношение массы к свету в M15 и Mayall II должно резко возрастать по направлению к центру скопления даже без наличия чёрной дыры.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

image
Диаграмма «цвет — видимая звёздная величина» скопления M3. Около звёздной величины 19 находится характерное «колено», где звёзды начинают входить в стадию гиганта.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (диаграмма Г-Р) — график, показывающий зависимость между абсолютной звёздной величиной и показателем цвета. Показатель цвета B-V представляет собой разность между яркостью звезды в синем свете, или B, и яркостью в видимом свете (жёлто-зелёном), или V. Большие значения показателя цвета B-V указывают на холодную красную звезду, а отрицательные значения соответствуют голубой звезде с горячей поверхностью. Когда звёзды, расположенные недалеко от Солнца, наносятся на диаграмму Г-Р, она показывает распределение звёзд различной массы, возраста и состава. Многие звёзды на диаграмме находятся сравнительно близко к наклонной кривой, проходящей из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы). Эти звёзды называют звёздами главной последовательности. Однако диаграмма также включает звёзды, находящиеся на более поздних стадиях звёздной эволюции и сошедшие с главной последовательности.

Поскольку все звезды шарового скопления находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас, их абсолютная звёздная величина отличается от их видимой звёздной величины примерно на одно и то же значение. Звёзды главной последовательности в шаровом скоплении сопоставимы с аналогичными звёздами в окрестностях Солнца и будут выстраиваться вдоль линии главной последовательности. Точность этого предположения подтверждается сопоставимыми результатами, полученными путём сравнения звёздных величин ближайших короткопериодических переменных звёзд (таких как RR Лиры) и цефеид с теми же типами звёзд в скоплении.

Сопоставляя кривые на диаграмме Г-Р можно определить абсолютную величину звёзд главной последовательности в скоплении. Это, в свою очередь, даёт возможность оценить расстояние до скопления, основываясь на значении видимой звёздной величины. Разница между относительной и абсолютной величиной, модуль расстояния, даёт оценку расстояния.

Когда звёзды шарового скопления наносятся на диаграмму Г-Р, то во многих случаях почти все звёзды попадают на достаточно определённую кривую, что отличается от диаграммы Г-Р звёзд вблизи Солнца, которая объединяет в одно целое звёзды разного возраста и происхождения. Форма кривой для шаровых скоплений является характеристикой групп звёзд, образовавшихся примерно в одно и то же время из одних и тех же материалов и отличающихся только своей первоначальной массой. Так как положение каждой звезды на диаграмме Г-Р зависит от возраста, то форма кривой для шарового скопления может использоваться для оценки общего возраста звёздного населения.

У самых массивных звёзд главной последовательности будет самая высокая абсолютная звёздная величина, и эти звёзды будут первыми, кто перейдёт в стадию гиганта. По мере старения скопления, звёзды с более низкими массами начнут переходить в стадию гиганта, поэтому возраст скопления с одним типом звёздного населения можно измерить путём поиска звёзд, которые только начинают переходить в стадию гиганта. Они формируют «колено» в диаграмме Г-Р с поворотом к правому верхнему углу по отношению к основной линии последовательности. Абсолютная звёздная величина в районе точки поворота зависит от возраста шарового скопления, поэтому шкалу возраста можно построить на оси, параллельной звёздной величине.

Кроме того, возраст шарового скопления можно определить по температуре наиболее холодных белых карликов. В результате вычислений установлено, что типовой возраст шаровых скоплений может доходить до 12,7 млрд лет. Этим они значительно отличаются от рассеянных звёздных скоплений, возраст которых составляет лишь несколько десятков миллионов лет.

Возраст шаровых скоплений накладывает ограничение на предельный возраст всей Вселенной. Этот нижний предел был значительным препятствием в космологии. В начале 1990-х годов астрономы столкнулись с оценкой возраста шаровых скоплений, которые были старше того, что предполагали космологические модели. Однако, детальные измерения космологических параметров посредством глубоких обзоров неба и наличия таких спутников, как COBE, решили эту проблему.

Исследования эволюции шаровых скоплений могут также использоваться для определения изменений, возникающих вследствие соединения газа и пыли, формирующих скопление. Данные, получаемые при исследовании шаровых скоплений, затем используются для изучения эволюции всего Млечного Пути.

В шаровых скоплениях наблюдаются некоторые звёзды, известные как голубые отставшие, которые, по-видимому, продолжают движение по главной последовательности в направлении более ярких голубых звёзд. Происхождение этих звёзд до сих пор неясно, но большинство моделей предполагает, что образование этих звёзд является результатом передачи масс между звёздами в двойных и тройных системах.

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, содержащими характерный обрыв главной последовательности с голубой стороны, указывающий на превращение массивных звёзд, являющихся членами 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.

Шаровые звёздные скопления в других галактиках

image
Скопление в центральной области туманности Тарантул, скопление молодых и горячих звёзд
image
Карта шаровых звёздных скоплений галактики М31 с их названиями

В других галактиках (например, в Магеллановых облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.

Большинство шаровых скоплений в БМО и ММО принадлежат к молодым звёздам, в отличие от шаровых скоплений нашей Галактики, и, в основном, погружены в межзвёздные газ и пыль. Например, туманность Тарантул окружают молодые шаровые скопления бело-голубых звёзд. В центре туманности находится молодое яркое скопление.

Шаровые звёздные скопления в галактике Андромеды (М31):

Таблица скоплений М31
Название G1 G76 G280 G78 G213 G272 G72 G119 G64 G219 G257 G172 G302 G244 G256 G279 G96
Звёздная величина 13,7 14 14 14,3 14,7 14,8 15 15 15,1 15,1 15,1 15,2 15,2 15,3 15,3 15,4 15,5

Для наблюдения большинства шаровых скоплений М31, нужен телескоп диаметром от 10 дюймов, самые яркие можно видеть и в 5 дюймовый телескоп. Среднее увеличение — 150—180 крат, оптическая схема телескопа значения не имеет.

Скопление G1 (Mayall II) является самым ярким скоплением Местной группы, расстояние — 170 000 св. лет.

Примечания

  1. Hubble Images a Swarm of Ancient Stars (англ.). HubbleSite News Desk. Space Telescope Science Institute (1 июля 1999). Дата обращения: 26 января 2013. Архивировано из оригинала 7 октября 2008 года.
  2. Talpur J. A Guide to Globular Clusters. Keele University (1997). Дата обращения: 26 января 2013. Архивировано из оригинала 30 декабря 2012 года.
  3. Harris W. E. Catalog of Parameters for Milky Way Globular Clusters: The Database. McMaster University (декабрь 2010). Дата обращения: 26 января 2013. Архивировано из оригинала 22 февраля 2012 года. (изданная версия 1996 года: Harris W. E. A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing. — Vol. 112. — doi:10.1086/118116. — Bibcode: 1996AJ....112.1487H.
  4. Frommert H. Milky Way Globular Clusters. SEDS (июнь 2011). Дата обращения: 10 октября 2014. Архивировано из оригинала 15 октября 2014 года.
  5. Ashman K. M., Zepf S. E. The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies. — 1992. — Т. 384. — С. 50—61. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/170850. — Bibcode: 1992ApJ...384...50A.
  6. Barmby P., Huchra J. P. M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeness (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 122, no. 5. — P. 2458—2468. — doi:10.1086/323457. — Bibcode: 2001AJ....122.2458B. — arXiv:astro-ph/0107401.
  7. McLaughlin D. E., Harris W. E., Hanes D. A. The spatial structure of the M87 globular cluster system (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 422, no. 2. — P. 486—507. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173744. — Bibcode: 1994ApJ...422..486M.
  8. Dauphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M., Tucholke H.-J. The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 1996. — Vol. 313. — P. 119—128. — Bibcode: 1996A&A...313..119D.
  9. Harris W. E. Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group (англ.) // [англ.]. — Annual Reviews, 1991. — Vol. 29. — P. 543—579. — doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002551. — Bibcode: 1991ARA&A..29..543H.
  10. Dinescu D. I., Majewski S. R., Girard T. M., Cudworth K. M. The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 2000. — Vol. 120, no. 4. — P. 1892—1905. — doi:10.1086/301552. — Bibcode: 2000AJ....120.1892D. — arXiv:astro-ph/0006314.
  11. Lotz J. M., Miller B. W., Ferguson H. C. The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2004. — Vol. 613, no. 1. — P. 262—278. — doi:10.1086/422871. — Bibcode: 2004ApJ...613..262L. — arXiv:astro-ph/0406002.
  12. van den Bergh S. Globular clusters and dwarf spheroidal galaxies (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. — 2008. — Vol. 385, no. 1. — P. L20—L22. — doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x. — Bibcode: 2008MNRAS.385L..20V. — arXiv:0711.4795.
  13. Sharp N. A. M22, NGC6656. Национальная обсерватория оптической астрономии. Дата обращения: 10 октября 2014. Архивировано из оригинала 17 октября 2014 года.
  14. Boyd R. N. An introduction to nuclear astrophysics. — Chicago: University of Chicago Press, 2007. — 422 p. — ISBN 9780226069715.
  15. Ashman, 1998, p. 2.
  16. Shapley H. Globular Clusters and the Structure of the Galactic System (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1918. — Vol. 30, no. 173. — P. 42—54. — ISSN 0004-6280. — Bibcode: 1965PASP...77..336S. — JSTOR 40710119
  17. Hogg H. S. Harlow Shapley and Globular Clusters (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1965. — Vol. 77, no. 458. — P. 336—346. — ISSN 0004-6280. — doi:10.1086/128229. — JSTOR 40674226
  18. Piotto G., Bedin L. R., Anderson J. et al. A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 661, no. 1. — P. L53—L56. — ISSN 1538-4357. — doi:10.1086/518503. — Bibcode: 2007ApJ...661L..53P.
  19. Chaboyer B. Globular Cluster Age Dating // Astrophysical Ages and Times Scales / Ed. by T. v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2001. — Vol. 245. — P. 162—172. — (ASP Conference Series). — ISBN 1-58381-083-8. — Bibcode: 2001ASPC..245..162C
  20. Piotto G. Observations of multiple populations in star clusters // The Ages of Stars. — International Astronomical Union, 2009. — Vol. 4. — P. 233—244. — (Proceedings of the International Astronomical Union). — Bibcode: 2009IAUS..258..233P — arXiv:0902.1422
  21. Weaver D., Villard R., Christensen L. L. et al. Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster (англ.). HubbleSite (2 мая 2007). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано 23 сентября 2016 года.
  22. Elmegreen B. G., Efremov Yu. N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1997. — Vol. 480, no. 1. — P. 235—245. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/303966. — Bibcode: 1997ApJ...480..235E.
  23. Burkert A., Tremaine S. A Correlation Between Central Supermassive Black Holes and the Globular Cluster Systems of Early-type Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 720, no. 1. — P. 516—521. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/720/1/516. — Bibcode: 2010ApJ...720..516B. — arXiv:1004.0137.
  24. Negueruela I., Clark S. Young and Exotic Stellar Zoo - ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way (англ.). European Southern Observatory (22 марта 2005). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано 28 марта 2016 года.
  25. Engulfed by stars near the Milky Way’s heart (англ.). SpaceTelescope (27 июня 2011). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано 29 января 2016 года.
  26. Sigurdsson S. Planets in globular clusters? (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1992. — Vol. 399, no. 1. — P. L95—L97. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/186615. — Bibcode: 1992ApJ...399L..95S.
  27. Arzoumanian Z., Joshi K., Rasio F. A., Thorsett S. E. Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System // Pulsars: Problems and Progress. Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union. — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1996. — Vol. 105. — P. 525—530. — (Astronomical Society of the Pacific Conference Series). — ISBN 1050-3390. — Bibcode: 1996ASPC..105..525A — arXiv:astro-ph/9605141
  28. Bekki K., Freeman K. C. Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 2003. — Vol. 346, no. 2. — P. L11—L15. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x. — Bibcode: 2003MNRAS.346L..11B.
  29. Forbes D. A., Bridges T. Accreted versus in situ Milky Way globular clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 404, no. 3. — P. 1203—1214. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x. — arXiv:1001.4289.
  30. van der Marel R. Black Holes in Globular Clusters (англ.). Space Telescope Science Institute (16 марта 2002). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано из оригинала 30 мая 2012 года.
  31. Spot the difference — Hubble spies another globular cluster, but with a secret (англ.). SpaceTelescope (3 октября 2011). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано из оригинала 3 августа 2014 года.
  32. Green S. F., Jones M. H., Burnell S. J. An Introduction to the Sun and Stars. — Cambridge: Cambridge University Press, 2004. — P. 240. — ISBN 0521837375.
  33. van Albada T. S., Baker N. On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1973. — Vol. 185. — P. 477—498. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/152434.
  34. Harris W. E. Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 1976. — Vol. 81. — P. 1095—1116. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/111991. — Bibcode: 1976AJ.....81.1095H.
  35. Yoon S.-J., Lee Y.-W. An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way (англ.) // Science. — 2002. — Vol. 297, no. 5581. — P. 578—581. — ISSN 0036-8075. — doi:10.1126/science.1073090. — Bibcode: 2002Sci...297..578Y. — arXiv:astro-ph/0207607. — PMID 12142530. Архивировано 24 сентября 2015 года.
  36. Leonard P. J. T. Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 1989. — Vol. 98. — P. 217—226. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/115138. — Bibcode: 1989AJ.....98..217L.
  37. Murphy B. W. A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters (англ.) // Mercury. — 1999. — Vol. 28, no. 4. — ISSN 0047-6773. Архивировано 23 сентября 2015 года.
  38. Savage D., Neal N., Villard R. et al. Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places (англ.). HubbleSite (17 сентября 2002). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано 7 февраля 2012 года.
  39. Finley D. Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates (англ.). National Radio Astronomy Observatory (28 мая 2007). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано 25 июля 2008 года.
  40. Baumgardt H., Hut P., Makino J. et al. On the Central Structure of M15 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 582, no. 1. — P. L21—L24. — ISSN 1538-4357. — doi:10.1086/367537. — Bibcode: 2003ApJ...582L..21B. — arXiv:astro-ph/0210133v3.
  41. Baumgardt H., Makino J., Hut P. et al. A Dynamical Model for the Globular Cluster G1 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 589, no. 1. — P. L25—L28. — ISSN 1538-4357. — doi:10.1086/375802. — Bibcode: 2003ApJ...589L..25B. — arXiv:astro-ph/0301469. Архивировано 18 марта 2012 года.
  42. Сурдин В. Г. Показатель цвета звезды. Астронет. Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано 14 марта 2012 года.
  43. Shapley H. Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1917. — Vol. 45. — P. 118—141. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/142314. — Bibcode: 1917ApJ....45..118S.
  44. Schwarzschild M. Structure and Evolution of the Stars. — New York: Dover, 1958. — 296 p. — (Dover books on astronomy). — ISBN 0-486-61479-4.
  45. Sandage A. Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1957. — Vol. 126. — P. 326—340. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/146405. — Bibcode: 1957ApJ...126..326S.
  46. Hansen B. M. S., Brewer J., Fahlman G. G. et al. The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 574, no. 2. — P. L155—L158. — ISSN 1538-4357. — doi:10.1086/342528. — Bibcode: 2002ApJ...574L.155H. — arXiv:astro-ph/0205087.
  47. Gratton R., Pasquini L. Ashes from the Elder Brethren - UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters (англ.). European Southern Observatory (2 марта 2001). Дата обращения: 1 ноября 2014. Архивировано 8 мая 2019 года.

Ссылки

  • Шаровые скопления
  • Шаровые звёздные скопления Млечного Пути — список с параметрами, включая расстояние от Солнца и центра галактики (англ.)
  • Globular Cluster Group of the Padova Astronomy Department (англ.)
  • Ashman K. M. Globular cluster systems. — Cambridge, U.K.: Cambridge University Press, 1998. — 171 p. — (Cambridge astrophysics series, Vol. 30). — ISBN 0521550572.

Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер, Информация о Шаровое скопление, Что такое Шаровое скопление? Что означает Шаровое скопление?

Sharovo e zvyozdnoe skople nie zvyozdnoe skoplenie soderzhashee bolshoe chislo zvyozd tesno svyazannoe gravitaciej i obrashayusheesya vokrug galakticheskogo centra v kachestve sputnika V otlichie ot rasseyannyh zvyozdnyh skoplenij kotorye raspolagayutsya v galakticheskom diske sharovye nahodyatsya v galo oni znachitelno starshe soderzhat gorazdo bolshe zvyozd obladayut simmetrichnoj sfericheskoj formoj i harakterizuyutsya uvelicheniem koncentracii zvyozd k centru skopleniya Prostranstvennye koncentracii zvyozd v centralnyh oblastyah sharovyh skoplenij sostavlyayut 100 1000 zvyozd na kubicheskij parsek srednie rasstoyaniya mezhdu sosednimi zvyozdami sostavlyayut 3 4 6 trln km 0 3 0 5 svetovogo goda dlya sravneniya v okrestnostyah Solnca prostranstvennaya koncentraciya zvyozd sostavlyaet 0 13 pk 3 to est zvyozdnaya plotnost u nas v 700 7000 raz menshe Kolichestvo zvyozd v sharovyh skopleniyah sostavlyaet 104 106 Diametry sharovyh skoplenij sostavlyayut 20 60 pk massy 104 106solnechnyh Sharovoe skoplenie Messe 80 v sozvezdii Skorpiona raspolozheno v 28 000 svetovyh godah ot Solnca i soderzhit sotni tysyach zvyozd Sharovye skopleniya dovolno rasprostranyonnye obekty na nachalo 2011 goda v Mlechnom Puti ih otkryto 157 eshyo okolo 10 20 yavlyayutsya kandidatami v sharovye V bolee krupnyh galaktikah ih mozhet byt bolshe tak naprimer v Tumannosti Andromedy ih kolichestvo mozhet dostigat 500 V nekotoryh gigantskih ellipticheskih galaktikah osobenno teh kotorye nahodyatsya v centre galakticheskih skoplenij takih kak M 87 mozhet byt do 13 tys sharovyh skoplenij Takie skopleniya obrashayutsya vozle galaktiki po bolshim orbitam radiusom poryadka 40 kpk primerno 131 tys sv let ili bolshe Kazhdaya galaktika dostatochnoj massy v okrestnostyah Mlechnogo Puti svyazana s gruppoj sharovyh skoplenij Vyyasnilos takzhe chto oni est v pochti kazhdoj izuchennoj krupnoj galaktike Karlikovaya galaktika v Strelce i karlikovaya galaktika v Bolshom Pse po vsej vidimosti nahodyatsya v stadii peredachi svoih sharovyh skoplenij naprimer Palomar 12 Mlechnomu Puti Mnozhestvo sharovyh skoplenij v proshlom mogli byt priobreteny nashej Galaktikoj imenno takim obrazom Sharovye skopleniya soderzhat nekotorye iz samyh rannih zvyozd poyavivshihsya v galaktike odnako proishozhdenie i rol etih obektov v galakticheskoj evolyucii do sih por ne yasna Pochti tochno ustanovleno chto sharovye skopleniya sushestvenno otlichayutsya ot karlikovyh ellipticheskih galaktik to est oni yavlyayutsya odnim iz produktov zvezdoobrazovaniya rodnoj galaktiki a ne obrazovalis iz drugih prisoedinivshihsya galaktik Odnako nedavno uchyonymi bylo vydvinuto predpolozhenie chto sharovye skopleniya i karlikovye sferoidalnye galaktiki mogut okazatsya ne sovsem chyotko razgranichennymi i razlichnymi obektami Istoriya nablyudenijOtkrytie sharovyh skoplenij Naimenovanie Pervootkryvatel GodM22 Abraham Ile 1665w Centavra Edmund Gallej 1677M5 Gotfrid Kirh 1702M13 Edmund Gallej 1714M71 Zhan Filipp de Shezo 1745M4 Zhan Filipp de Shezo 1746M15 Dzhovanni Domeniko Maraldi 1746M2 Dzhovanni Domeniko Maraldi 1746Sharovoe skoplenie M 13 v sozvezdii Gerkulesa Soderzhit neskolko tysyach zvyozd Pervoe sharovoe zvyozdnoe skoplenie M 22 bylo obnaruzheno nemeckim astronomom lyubitelem Iogannom Abrahamom Ile v 1665 godu odnako iz za nebolshoj apertury pervyh teleskopov razlichit otdelnye zvyozdy v sharovom skoplenii bylo nevozmozhno Vydelit zvyozdy v sharovom skoplenii vpervye poluchilos u Sharlya Messe vo vremya nablyudeniya M 4 Pozdnee abbat Nikola Lakajl dobavil v svoj katalog ot 1751 1752 godah skopleniya pozzhe izvestnye kak NGC 104 NGC 4833 M 55 M 69 i NGC 6397 bukva M pered chislom otnositsya k katalogu Sharlya Messe a NGC k Novomu obshemu katalogu Dzhona Drejera Programmu issledovaniya s ispolzovaniem bo lshih teleskopov nachal v 1782 godu Uilyam Gershel eto dalo vozmozhnost razlichit zvyozdy vo vseh 33 izvestnyh k tomu vremeni sharovyh skopleniyah Krome togo on obnaruzhil eshyo 37 skoplenij V kataloge obektov glubokogo kosmosa sostavlennyh Gershelem v 1789 godu on vpervye ispolzoval nazvanie sharovoe skoplenie angl globular cluster dlya opisaniya obektov podobnogo tipa Chislo najdennyh sharovyh skoplenij prodolzhalo rasti dostignuv 83 edinic k 1915 godu 93 k 1930 godu i 97 k 1947 godu K 2011 godu v Mlechnom Puti obnaruzheno 157 skoplenij eshyo 18 yavlyayutsya kandidatami a obshee kolichestvo ocenivaetsya chislom 180 20 Schitaetsya chto eti neobnaruzhennye sharovye skopleniya skryvayutsya za galakticheskimi oblakami gaza i pyli Nachinaya s 1914 goda seriyu issledovanij sharovyh skoplenij vyol amerikanskij astronom Harlou Shepli ih rezultaty byli opublikovany v 40 nauchnyh rabotah On izuchal v skopleniyah peremennye tipa RR Liry kotorye kak on predpolagal byli cefeidami i ispolzoval zavisimost period svetimost dlya ocenki rasstoyaniya Pozzhe bylo ustanovleno chto svetimost peremennyh tipa RR Liry menshe chem u cefeid i Shepli na samom dele pereocenil rasstoyanie do skoplenij Absolyutnoe bolshinstvo sharovyh skoplenij Mlechnogo Puti raspolagaetsya v oblasti neba okruzhayushej galakticheskoe yadro prichyom znachitelnoe kolichestvo nahoditsya v neposredstvennoj blizosti ot yadra V 1918 godu Shepli vospolzovalsya takim znachitelnym asimmetrichnym raspredeleniem skoplenij dlya opredeleniya razmerov nashej Galaktiki Predpolozhiv chto raspredelenie sharovyh skoplenij vokrug centra galaktiki primerno sfericheskoe on ispolzoval ih koordinaty dlya ocenki polozheniya Solnca otnositelno centra galaktiki Nesmotrya na to chto ego ocenka rasstoyaniya imela znachitelnuyu pogreshnost ona pokazala chto razmery Galaktiki namnogo bolshe chem schitalos ranee Pogreshnost byla svyazana s nalichiem pyli v Mlechnom Puti kotoraya chastichno pogloshala svet ot sharovogo skopleniya delaya ego tusklee i tem samym dalshe Tem ne menee ocenka razmerov Galaktiki poluchennaya Shepli byla togo zhe poryadka kakoj prinyat sejchas Izmereniya Shepli takzhe pokazali chto Solnce nahoditsya dostatochno daleko ot centra Galaktiki vopreki sushestvovavshim na tot moment predstavleniyam osnovannym na nablyudeniyah raspredeleniya obychnyh zvyozd V dejstvitelnosti zvyozdy nahodyatsya v diske Galaktiki i poetomu neredko skryvayutsya za gazom i pylyu v to vremya kak sharovye skopleniya nahodyatsya za predelami diska i ih mozhno uvidet s gorazdo bolshego rasstoyaniya Pozdnee v issledovanii skoplenij Shepli okazyvali pomosh i Helen Sojer pozdnee Hogg V 1927 1929 godah Shepli i Sojer nachali klassifikaciyu skoplenij po stepeni koncentracii zvyozd Skopleniya s naibolshej koncentraciej byli vydeleny v klass I i dalee ranzhirovalis po mere umensheniya koncentracii do klassa XII inogda klassy oboznachayutsya arabskimi ciframi 1 12 Dannaya klassifikaciya poluchila nazvanie klassifikaciya sharovyh skoplenij Shepli Sojer angl Shapley Sawyer Concentration Class FormirovanieNGC 2808 sostoit iz tryoh razlichnyh pokolenij zvyozd K nastoyashemu vremeni obrazovanie sharovyh skoplenij do konca ne izucheno i vsyo eshyo ostayotsya neyasnym sostoit li sharovoe skoplenie iz zvyozd odnogo pokoleniya ili zhe ono sostoit iz zvyozd proshedshih cherez mnogokratnye cikly v techenie neskolkih soten millionov let Vo mnogih sharovyh skopleniyah bolshinstvo zvyozd nahodyatsya primerno v odnoj stadii zvyozdnoj evolyucii chto dayot osnovanie predpolozhit chto sformirovalis oni primerno v odno i to zhe vremya Tem ne menee istoriya zvyozdoobrazovaniya variruetsya ot skopleniya k skopleniyu i v nekotoryh sluchayah v skoplenii nahodyatsya razlichnye populyacii zvyozd Primerom etogo mogut yavlyatsya sharovye skopleniya v Bolshom Magellanovom Oblake kotorye demonstriruyut bimodalnoe naselenie V rannem vozraste eti skopleniya mogli stolknutsya s gigantskim molekulyarnym oblakom kotoroe vyzvalo novuyu volnu formirovaniya zvyozd odnako etot period zvyozdoobrazovaniya otnositelno korotkij po sravneniyu s vozrastom sharovyh skoplenij Nablyudeniya sharovyh skoplenij pokazyvayut chto oni voznikayut v osnovnom v regionah s effektivnym zvyozdoobrazovaniem to est tam gde mezhzvyozdnaya sreda imeet bolee vysokuyu plotnost po sravneniyu s obychnymi oblastyami zvyozdoobrazovaniya Obrazovanie sharovyh skoplenij preobladaet v regionah so vspyshkami zvyozdoobrazovaniya i vo vzaimodejstvuyushih galaktikah Takzhe issledovaniya pokazyvayut sushestvovanie korrelyacii mezhdu massoj centralnoj sverhmassivnoj chyornoj dyry i razmerami sharovyh skoplenij v ellipticheskih i linzovidnyh galaktikah Massa chyornoj dyry v takih galaktikah chasto blizka k summarnoj masse sharovyh skoplenij galaktiki K nastoyashemu momentu neizvestny sharovye skopleniya s aktivnym zvezdoobrazovaniem i eto soglasuetsya s tochkoj zreniya chto oni kak pravilo yavlyayutsya naibolee starymi obektami v galaktike i sostoyat iz ochen staryh zvyozd Predshestvennikami sharovyh skoplenij mogut yavlyatsya ochen bolshie oblasti zvyozdoobrazovaniya izvestnye kak gigantskie zvyozdnye skopleniya naprimer Westerlund 1 v Mlechnom Puti SostavZvyozdy skopleniya soderzhat tolko vodorod i gelij i nazyvayutsya nizkometallicheskimi Sharovye skopleniya kak pravilo sostoyat iz soten tysyach staryh zvyozd s nizkoj metallichnostyu Tip zvyozd nahodyashihsya v sharovyh skopleniyah analogichen zvyozdam v baldzhe spiralnyh galaktik V nih otsutstvuyut gaz i pyl i predpolagaetsya chto oni uzhe davno prevratilis v zvyozdy Sharovye skopleniya imeyut vysokuyu koncentraciyu zvyozd v srednem okolo 0 4 zvezdy na kubicheskij parsek a v centre skopleniya 100 ili dazhe 1000 zvyozd na kubicheskij parsek dlya sravneniya v okrestnostyah Solnca koncentraciya sostavlyaet 0 12 zvyozd na kubicheskij parsek Schitaetsya chto sharovye skopleniya ne yavlyayutsya blagopriyatnym mestom dlya sushestvovaniya planetnyh sistem poskolku orbity planet v yadrah plotnyh skoplenij dinamicheski neustojchivy iz za vozmushenij vyzyvaemyh prohozhdeniem sosednih zvyozd Planeta vrashayushayasya na rasstoyanii 1 a e ot zvezdy v yadre plotnogo skopleniya k primeru 47 Tukana teoreticheski mogla by prosushestvovat tolko 100 mln let Tem ne menee uchyonymi obnaruzhena planetnaya sistema okolo pulsara PSR B1620 26 v sharovom skoplenii M4 odnako eti planety veroyatno obrazovalis posle sobytiya privedshego k obrazovaniyu pulsara Nekotorye sharovye skopleniya naprimer Omega Centavra v Mlechnom Puti i Mayall II v galaktike Andromeda chrezvychajno massivny neskolko millionov solnechnyh mass i soderzhat zvyozdy iz neskolkih zvyozdnyh pokolenij Eti oba skopleniya mozhno schitat svidetelstvom togo chto sverhmassivnye sharovye skopleniya yavlyayutsya yadrom karlikovyh galaktik pogloshyonnyh gigantskimi galaktikami Okolo chetverti sharovyh skoplenij v Mlechnom Puti vozmozhno byli chastyu karlikovyh galaktik Nekotorye sharovye skopleniya naprimer M15 imeyut ochen massivnye yadra kotorye mogut soderzhat chyornye dyry hotya modelirovanie pokazyvaet chto imeyushiesya rezultaty nablyudenij odinakovo horosho obyasnyayutsya kak nalichiem menee massivnyh chyornyh dyr tak i koncentraciej nejtronnyh zvyozd libo massivnyh belyh karlikov Soderzhanie metallov Skoplenie M 53 udivilo astronomov kolichestvom zvyozd nazyvaemyh golubye otstavshie Sharovye skopleniya obychno sostoyat iz zvyozd naseleniya II obladayushih nizkim soderzhaniem tyazhyolyh elementov Astronomy nazyvayut tyazhyolye elementy metallami a otnositelnuyu koncentraciyu etih elementov v zvezde metallichnostyu Eti elementy sozdayutsya v processe zvyozdnogo nukleosinteza a zatem vhodyat v sostav novogo pokoleniya zvyozd Takim obrazom dolya metallov mozhet ukazyvat na vozrast zvezdy i starye zvyozdy obychno imeyut bolee nizkuyu metallichnost Gollandskij astronom Piter Oosterhof zametil chto veroyatno sushestvuet dva naseleniya sharovyh skoplenij kotorye izvestny kak gruppy Oosterhofa Obe gruppy imeyut slabye spektralnye linii metallicheskih elementov no linii v zvyozdah tipa I OoI ne tak slaby kak v tipe II OoII i vtoraya gruppa imeet neskolko bolee dlitelnyj period u peremennyh tipa RR Liry Takim obrazom tip I zvyozd nazyvayut bogatymi metallami a tip II zvyozd nizkometallicheskie Eti dve gruppy naseleniya nablyudaetsya vo mnogih galaktikah osobenno v massivnyh ellipticheskih Obe gruppy po vozrastu pochti takie zhe kak i sama Vselennaya no otlichayutsya drug ot druga metallichnostyu Dlya obyasneniya etogo razlichiya vydvigalis razlichnye gipotezy v tom chisle sliyanie s bogatymi gazom galaktikami pogloshenie karlikovyh galaktik a takzhe neskolkimi fazami formirovaniya zvyozd v odnoj galaktike V Mlechnom Puti nizkometallichnye skopleniya associiruyutsya s galo a bogatye metallom s baldzhem V Mlechnom Puti bolshinstvo nizkometallichnyh skoplenij vyrovneny vdol ploskosti vo vneshnej chasti galo galaktiki Eto govorit o tom chto tip II skoplenij byl zahvachen iz galaktiki sputnika i oni ne yavlyayutsya starejshimi chlenami sistemy sharovyh skoplenij Mlechnogo Puti kak schitalos ranee Raznica mezhdu dvumya tipami skoplenij v etom sluchae obyasnyaetsya zaderzhkoj mezhdu momentom kogda dve galaktiki sformirovali ih sistemy skoplenij Ekzoticheskie komponenty V sharovyh skopleniyah plotnost zvyozd ochen vysoka i poetomu chasto proishodyat blizkie prohozhdeniya i stolknoveniya Sledstviem etogo yavlyaetsya bo lshaya rasprostranyonnost v sharovyh skopleniyah nekotoryh ekzoticheskih klassov zvyozd naprimer golubye otstavshie zvyozdy millisekundnye pulsary i malomassivnye rentgenovskie dvojnye zvyozdy Golubye otstavshie zvyozdy obrazuyutsya pri sliyanii dvuh zvyozd vozmozhno v rezultate stolknoveniya s dvojnoj sistemoj Takaya zvezda goryachee ostalnyh zvyozd skopleniya imeyushih tu zhe svetimost i tem samym otlichaetsya ot zvyozd glavnoj posledovatelnosti obrazovavshihsya pri rozhdenii skopleniya S 1970 h gg astronomy ishut v sharovyh skopleniyah chyornye dyry no dlya resheniya etoj zadachi trebuetsya vysokoe razreshenie teleskopa poetomu tolko s poyavleniem kosmicheskogo teleskopa Habbl bylo sdelano pervoe podtverzhdyonnoe otkrytie Na osnove nablyudenij bylo sdelano predpolozhenie o nalichii chyornoj dyry promezhutochnoj massy 4000 mass Solnca v sharovom skoplenii M 15 i chyornoj dyry 2 104 M v skoplenii Mayall II v galaktike Andromeda Rentgenovskoe i radioizluchenie iz Mayall II sootvetstvuet chyornoj dyre promezhutochnoj massy Oni predstavlyayut osobyj interes poskolku yavlyayutsya pervymi chyornymi dyrami imeyushimi promezhutochnuyu massu mezhdu obychnymi chyornymi dyrami zvyozdnoj massy i sverhmassivnymi chyornymi dyrami v yadrah galaktik Massa promezhutochnoj chyornoj dyry proporcionalna masse skopleniya chto dopolnyaet ranee obnaruzhennoe sootnoshenie mezhdu massami sverhmassivnyh chyornyh dyr i okruzhayushih ih galaktik Utverzhdeniya o nalichii chyornyh dyr s promezhutochnoj massoj byli vstrecheny nauchnym soobshestvom s nekotorym skepticizmom Delo v tom chto naibolee plotnye obekty v sharovyh skopleniyah kak predpolagaetsya postepenno zamedlyayut svoyo dvizhenie i okazyvayutsya v centre skopleniya v rezultate processa nazyvaemogo segregaciej po massam V sharovyh skopleniyah takovymi yavlyayutsya belye karliki i nejtronnye zvyozdy V issledovaniyah Holgera Baumgardta i ego kolleg otmecheno chto otnoshenie massy k svetu v M15 i Mayall II dolzhno rezko vozrastat po napravleniyu k centru skopleniya dazhe bez nalichiya chyornoj dyry Diagramma Gercshprunga RasselaDiagramma cvet vidimaya zvyozdnaya velichina skopleniya M3 Okolo zvyozdnoj velichiny 19 nahoditsya harakternoe koleno gde zvyozdy nachinayut vhodit v stadiyu giganta Diagramma Gercshprunga Rassela diagramma G R grafik pokazyvayushij zavisimost mezhdu absolyutnoj zvyozdnoj velichinoj i pokazatelem cveta Pokazatel cveta B V predstavlyaet soboj raznost mezhdu yarkostyu zvezdy v sinem svete ili B i yarkostyu v vidimom svete zhyolto zelyonom ili V Bolshie znacheniya pokazatelya cveta B V ukazyvayut na holodnuyu krasnuyu zvezdu a otricatelnye znacheniya sootvetstvuyut goluboj zvezde s goryachej poverhnostyu Kogda zvyozdy raspolozhennye nedaleko ot Solnca nanosyatsya na diagrammu G R ona pokazyvaet raspredelenie zvyozd razlichnoj massy vozrasta i sostava Mnogie zvyozdy na diagramme nahodyatsya sravnitelno blizko k naklonnoj krivoj prohodyashej iz verhnego levogo ugla vysokie svetimosti rannie spektralnye klassy v pravyj nizhnij ugol nizkie svetimosti pozdnie spektralnye klassy Eti zvyozdy nazyvayut zvyozdami glavnoj posledovatelnosti Odnako diagramma takzhe vklyuchaet zvyozdy nahodyashiesya na bolee pozdnih stadiyah zvyozdnoj evolyucii i soshedshie s glavnoj posledovatelnosti Poskolku vse zvezdy sharovogo skopleniya nahodyatsya primerno na odinakovom rasstoyanii ot nas ih absolyutnaya zvyozdnaya velichina otlichaetsya ot ih vidimoj zvyozdnoj velichiny primerno na odno i to zhe znachenie Zvyozdy glavnoj posledovatelnosti v sharovom skoplenii sopostavimy s analogichnymi zvyozdami v okrestnostyah Solnca i budut vystraivatsya vdol linii glavnoj posledovatelnosti Tochnost etogo predpolozheniya podtverzhdaetsya sopostavimymi rezultatami poluchennymi putyom sravneniya zvyozdnyh velichin blizhajshih korotkoperiodicheskih peremennyh zvyozd takih kak RR Liry i cefeid s temi zhe tipami zvyozd v skoplenii Sopostavlyaya krivye na diagramme G R mozhno opredelit absolyutnuyu velichinu zvyozd glavnoj posledovatelnosti v skoplenii Eto v svoyu ochered dayot vozmozhnost ocenit rasstoyanie do skopleniya osnovyvayas na znachenii vidimoj zvyozdnoj velichiny Raznica mezhdu otnositelnoj i absolyutnoj velichinoj modul rasstoyaniya dayot ocenku rasstoyaniya Kogda zvyozdy sharovogo skopleniya nanosyatsya na diagrammu G R to vo mnogih sluchayah pochti vse zvyozdy popadayut na dostatochno opredelyonnuyu krivuyu chto otlichaetsya ot diagrammy G R zvyozd vblizi Solnca kotoraya obedinyaet v odno celoe zvyozdy raznogo vozrasta i proishozhdeniya Forma krivoj dlya sharovyh skoplenij yavlyaetsya harakteristikoj grupp zvyozd obrazovavshihsya primerno v odno i to zhe vremya iz odnih i teh zhe materialov i otlichayushihsya tolko svoej pervonachalnoj massoj Tak kak polozhenie kazhdoj zvezdy na diagramme G R zavisit ot vozrasta to forma krivoj dlya sharovogo skopleniya mozhet ispolzovatsya dlya ocenki obshego vozrasta zvyozdnogo naseleniya U samyh massivnyh zvyozd glavnoj posledovatelnosti budet samaya vysokaya absolyutnaya zvyozdnaya velichina i eti zvyozdy budut pervymi kto perejdyot v stadiyu giganta Po mere stareniya skopleniya zvyozdy s bolee nizkimi massami nachnut perehodit v stadiyu giganta poetomu vozrast skopleniya s odnim tipom zvyozdnogo naseleniya mozhno izmerit putyom poiska zvyozd kotorye tolko nachinayut perehodit v stadiyu giganta Oni formiruyut koleno v diagramme G R s povorotom k pravomu verhnemu uglu po otnosheniyu k osnovnoj linii posledovatelnosti Absolyutnaya zvyozdnaya velichina v rajone tochki povorota zavisit ot vozrasta sharovogo skopleniya poetomu shkalu vozrasta mozhno postroit na osi parallelnoj zvyozdnoj velichine Krome togo vozrast sharovogo skopleniya mozhno opredelit po temperature naibolee holodnyh belyh karlikov V rezultate vychislenij ustanovleno chto tipovoj vozrast sharovyh skoplenij mozhet dohodit do 12 7 mlrd let Etim oni znachitelno otlichayutsya ot rasseyannyh zvyozdnyh skoplenij vozrast kotoryh sostavlyaet lish neskolko desyatkov millionov let Vozrast sharovyh skoplenij nakladyvaet ogranichenie na predelnyj vozrast vsej Vselennoj Etot nizhnij predel byl znachitelnym prepyatstviem v kosmologii V nachale 1990 h godov astronomy stolknulis s ocenkoj vozrasta sharovyh skoplenij kotorye byli starshe togo chto predpolagali kosmologicheskie modeli Odnako detalnye izmereniya kosmologicheskih parametrov posredstvom glubokih obzorov neba i nalichiya takih sputnikov kak COBE reshili etu problemu Issledovaniya evolyucii sharovyh skoplenij mogut takzhe ispolzovatsya dlya opredeleniya izmenenij voznikayushih vsledstvie soedineniya gaza i pyli formiruyushih skoplenie Dannye poluchaemye pri issledovanii sharovyh skoplenij zatem ispolzuyutsya dlya izucheniya evolyucii vsego Mlechnogo Puti V sharovyh skopleniyah nablyudayutsya nekotorye zvyozdy izvestnye kak golubye otstavshie kotorye po vidimomu prodolzhayut dvizhenie po glavnoj posledovatelnosti v napravlenii bolee yarkih golubyh zvyozd Proishozhdenie etih zvyozd do sih por neyasno no bolshinstvo modelej predpolagaet chto obrazovanie etih zvyozd yavlyaetsya rezultatom peredachi mass mezhdu zvyozdami v dvojnyh i trojnyh sistemah Sharovye zvyozdnye skopleniya v galaktike Mlechnyj PutSharovye skopleniya yavlyayutsya kollektivnymi chlenami nashej galaktiki i vhodyat v eyo sfericheskuyu podsistemu oni obrashayutsya vokrug centra mass galaktiki po silno vytyanutym orbitam so skorostyami 200 km s i periodom obrasheniya 108 109 let Vozrast sharovyh skoplenij nashej Galaktiki priblizhaetsya k eyo vozrastu chto podtverzhdaetsya ih diagrammami Gercshprunga Rassela soderzhashimi harakternyj obryv glavnoj posledovatelnosti s goluboj storony ukazyvayushij na prevrashenie massivnyh zvyozd yavlyayushihsya chlenami skopleniya v krasnyh gigantov V otlichie ot rasseyannyh skoplenij i zvyozdnyh associacij mezhzvyozdnaya sreda sharovyh skoplenij soderzhit malo gaza Etot fakt obyasnyaetsya s odnoj storony nizkoj parabolicheskoj skorostyu sostavlyayushej 10 30 km s i s drugoj storony ih bolshim vozrastom Dopolnitelnym faktorom sudya po vsemu yavlyaetsya i periodicheskoe prohozhdenie v hode obrasheniya vokrug centra nashej Galaktiki cherez eyo ploskost v kotoroj koncentriruyutsya gazovye oblaka chto sposobstvuet vymetaniyu sobstvennogo gaza pri takih prohozhdeniyah Sharovye zvyozdnye skopleniya v drugih galaktikahSkoplenie v centralnoj oblasti tumannosti Tarantul skoplenie molodyh i goryachih zvyozdKarta sharovyh zvyozdnyh skoplenij galaktiki M31 s ih nazvaniyami V drugih galaktikah naprimer v Magellanovyh oblakah nablyudayutsya i otnositelno molodye sharovye skopleniya Bolshinstvo sharovyh skoplenij v BMO i MMO prinadlezhat k molodym zvyozdam v otlichie ot sharovyh skoplenij nashej Galaktiki i v osnovnom pogruzheny v mezhzvyozdnye gaz i pyl Naprimer tumannost Tarantul okruzhayut molodye sharovye skopleniya belo golubyh zvyozd V centre tumannosti nahoditsya molodoe yarkoe skoplenie Sharovye zvyozdnye skopleniya v galaktike Andromedy M31 Tablica skoplenij M31 Nazvanie G1 G76 G280 G78 G213 G272 G72 G119 G64 G219 G257 G172 G302 G244 G256 G279 G96Zvyozdnaya velichina 13 7 14 14 14 3 14 7 14 8 15 15 15 1 15 1 15 1 15 2 15 2 15 3 15 3 15 4 15 5 Dlya nablyudeniya bolshinstva sharovyh skoplenij M31 nuzhen teleskop diametrom ot 10 dyujmov samye yarkie mozhno videt i v 5 dyujmovyj teleskop Srednee uvelichenie 150 180 krat opticheskaya shema teleskopa znacheniya ne imeet Skoplenie G1 Mayall II yavlyaetsya samym yarkim skopleniem Mestnoj gruppy rasstoyanie 170 000 sv let PrimechaniyaHubble Images a Swarm of Ancient Stars angl HubbleSite News Desk Space Telescope Science Institute 1 iyulya 1999 Data obrasheniya 26 yanvarya 2013 Arhivirovano iz originala 7 oktyabrya 2008 goda Talpur J A Guide to Globular Clusters neopr Keele University 1997 Data obrasheniya 26 yanvarya 2013 Arhivirovano iz originala 30 dekabrya 2012 goda Harris W E Catalog of Parameters for Milky Way Globular Clusters The Database neopr McMaster University dekabr 2010 Data obrasheniya 26 yanvarya 2013 Arhivirovano iz originala 22 fevralya 2012 goda izdannaya versiya 1996 goda Harris W E A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way angl The Astronomical Journal IOP Publishing Vol 112 doi 10 1086 118116 Bibcode 1996AJ 112 1487H Frommert H Milky Way Globular Clusters neopr SEDS iyun 2011 Data obrasheniya 10 oktyabrya 2014 Arhivirovano iz originala 15 oktyabrya 2014 goda Ashman K M Zepf S E The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies 1992 T 384 S 50 61 ISSN 0004 637X doi 10 1086 170850 Bibcode 1992ApJ 384 50A Barmby P Huchra J P M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive I Cluster Detection and Completeness angl The Astronomical Journal IOP Publishing 2001 Vol 122 no 5 P 2458 2468 doi 10 1086 323457 Bibcode 2001AJ 122 2458B arXiv astro ph 0107401 McLaughlin D E Harris W E Hanes D A The spatial structure of the M87 globular cluster system angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1994 Vol 422 no 2 P 486 507 ISSN 0004 637X doi 10 1086 173744 Bibcode 1994ApJ 422 486M Dauphole B Geffert M Colin J Ducourant C Odenkirchen M Tucholke H J The kinematics of globular clusters apocentric distances and a halo metallicity gradient angl Astronomy and Astrophysics EDP Sciences 1996 Vol 313 P 119 128 Bibcode 1996A amp A 313 119D Harris W E Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group angl angl Annual Reviews 1991 Vol 29 P 543 579 doi 10 1146 annurev aa 29 090191 002551 Bibcode 1991ARA amp A 29 543H Dinescu D I Majewski S R Girard T M Cudworth K M The Absolute Proper Motion of Palomar 12 A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy angl The Astronomical Journal IOP Publishing 2000 Vol 120 no 4 P 1892 1905 doi 10 1086 301552 Bibcode 2000AJ 120 1892D arXiv astro ph 0006314 Lotz J M Miller B W Ferguson H C The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems Nuclei and Stellar Halos angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2004 Vol 613 no 1 P 262 278 doi 10 1086 422871 Bibcode 2004ApJ 613 262L arXiv astro ph 0406002 van den Bergh S Globular clusters and dwarf spheroidal galaxies angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters 2008 Vol 385 no 1 P L20 L22 doi 10 1111 j 1745 3933 2008 00424 x Bibcode 2008MNRAS 385L 20V arXiv 0711 4795 Sharp N A M22 NGC6656 neopr Nacionalnaya observatoriya opticheskoj astronomii Data obrasheniya 10 oktyabrya 2014 Arhivirovano iz originala 17 oktyabrya 2014 goda Boyd R N An introduction to nuclear astrophysics Chicago University of Chicago Press 2007 422 p ISBN 9780226069715 Ashman 1998 p 2 Shapley H Globular Clusters and the Structure of the Galactic System angl Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1918 Vol 30 no 173 P 42 54 ISSN 0004 6280 Bibcode 1965PASP 77 336S JSTOR 40710119 Hogg H S Harlow Shapley and Globular Clusters angl Publications of the Astronomical Society of the Pacific 1965 Vol 77 no 458 P 336 346 ISSN 0004 6280 doi 10 1086 128229 JSTOR 40674226 Piotto G Bedin L R Anderson J et al A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808 angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2007 Vol 661 no 1 P L53 L56 ISSN 1538 4357 doi 10 1086 518503 Bibcode 2007ApJ 661L 53P Chaboyer B Globular Cluster Age Dating Astrophysical Ages and Times Scales Ed by T v Hippel C Simpson N Manset San Francisco Astronomical Society of the Pacific 2001 Vol 245 P 162 172 ASP Conference Series ISBN 1 58381 083 8 Bibcode 2001ASPC 245 162C Piotto G Observations of multiple populations in star clusters The Ages of Stars International Astronomical Union 2009 Vol 4 P 233 244 Proceedings of the International Astronomical Union Bibcode 2009IAUS 258 233P arXiv 0902 1422 Weaver D Villard R Christensen L L et al Hubble Finds Multiple Stellar Baby Booms in a Globular Cluster angl HubbleSite 2 maya 2007 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano 23 sentyabrya 2016 goda Elmegreen B G Efremov Yu N A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1997 Vol 480 no 1 P 235 245 ISSN 0004 637X doi 10 1086 303966 Bibcode 1997ApJ 480 235E Burkert A Tremaine S A Correlation Between Central Supermassive Black Holes and the Globular Cluster Systems of Early type Galaxies angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2010 Vol 720 no 1 P 516 521 ISSN 0004 637X doi 10 1088 0004 637X 720 1 516 Bibcode 2010ApJ 720 516B arXiv 1004 0137 Negueruela I Clark S Young and Exotic Stellar Zoo ESO s Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way angl European Southern Observatory 22 marta 2005 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano 28 marta 2016 goda Engulfed by stars near the Milky Way s heart angl SpaceTelescope 27 iyunya 2011 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano 29 yanvarya 2016 goda Sigurdsson S Planets in globular clusters angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1992 Vol 399 no 1 P L95 L97 ISSN 0004 637X doi 10 1086 186615 Bibcode 1992ApJ 399L 95S Arzoumanian Z Joshi K Rasio F A Thorsett S E Orbital Parameters of the PSR B1620 26 Triple System Pulsars Problems and Progress Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union San Francisco Astronomical Society of the Pacific 1996 Vol 105 P 525 530 Astronomical Society of the Pacific Conference Series ISBN 1050 3390 Bibcode 1996ASPC 105 525A arXiv astro ph 9605141 Bekki K Freeman K C Formation of w Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Oxford University Press 2003 Vol 346 no 2 P L11 L15 ISSN 0035 8711 doi 10 1046 j 1365 2966 2003 07275 x Bibcode 2003MNRAS 346L 11B Forbes D A Bridges T Accreted versus in situ Milky Way globular clusters angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Oxford University Press 2010 Vol 404 no 3 P 1203 1214 ISSN 0035 8711 doi 10 1111 j 1365 2966 2010 16373 x arXiv 1001 4289 van der Marel R Black Holes in Globular Clusters angl Space Telescope Science Institute 16 marta 2002 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano iz originala 30 maya 2012 goda Spot the difference Hubble spies another globular cluster but with a secret angl SpaceTelescope 3 oktyabrya 2011 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano iz originala 3 avgusta 2014 goda Green S F Jones M H Burnell S J An Introduction to the Sun and Stars Cambridge Cambridge University Press 2004 P 240 ISBN 0521837375 van Albada T S Baker N On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1973 Vol 185 P 477 498 ISSN 0004 637X doi 10 1086 152434 Harris W E Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center angl The Astronomical Journal IOP Publishing 1976 Vol 81 P 1095 1116 ISSN 0004 6256 doi 10 1086 111991 Bibcode 1976AJ 81 1095H Yoon S J Lee Y W An Aligned Stream of Low Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way angl Science 2002 Vol 297 no 5581 P 578 581 ISSN 0036 8075 doi 10 1126 science 1073090 Bibcode 2002Sci 297 578Y arXiv astro ph 0207607 PMID 12142530 Arhivirovano 24 sentyabrya 2015 goda Leonard P J T Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem angl The Astronomical Journal IOP Publishing 1989 Vol 98 P 217 226 ISSN 0004 6256 doi 10 1086 115138 Bibcode 1989AJ 98 217L Murphy B W A Thousand Blazing Suns The Inner Life of Globular Clusters angl Mercury 1999 Vol 28 no 4 ISSN 0047 6773 Arhivirovano 23 sentyabrya 2015 goda Savage D Neal N Villard R et al Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places angl HubbleSite 17 sentyabrya 2002 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano 7 fevralya 2012 goda Finley D Star Cluster Holds Midweight Black Hole VLA Indicates angl National Radio Astronomy Observatory 28 maya 2007 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano 25 iyulya 2008 goda Baumgardt H Hut P Makino J et al On the Central Structure of M15 angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2003 Vol 582 no 1 P L21 L24 ISSN 1538 4357 doi 10 1086 367537 Bibcode 2003ApJ 582L 21B arXiv astro ph 0210133v3 Baumgardt H Makino J Hut P et al A Dynamical Model for the Globular Cluster G1 angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2003 Vol 589 no 1 P L25 L28 ISSN 1538 4357 doi 10 1086 375802 Bibcode 2003ApJ 589L 25B arXiv astro ph 0301469 Arhivirovano 18 marta 2012 goda Surdin V G Pokazatel cveta zvezdy rus Astronet Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano 14 marta 2012 goda Shapley H Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters I II III angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1917 Vol 45 P 118 141 ISSN 0004 637X doi 10 1086 142314 Bibcode 1917ApJ 45 118S Schwarzschild M Structure and Evolution of the Stars New York Dover 1958 296 p Dover books on astronomy ISBN 0 486 61479 4 Sandage A Observational Approach to Evolution III Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3 angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 1957 Vol 126 P 326 340 ISSN 0004 637X doi 10 1086 146405 Bibcode 1957ApJ 126 326S Hansen B M S Brewer J Fahlman G G et al The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4 angl The Astrophysical Journal IOP Publishing 2002 Vol 574 no 2 P L155 L158 ISSN 1538 4357 doi 10 1086 342528 Bibcode 2002ApJ 574L 155H arXiv astro ph 0205087 Gratton R Pasquini L Ashes from the Elder Brethren UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters angl European Southern Observatory 2 marta 2001 Data obrasheniya 1 noyabrya 2014 Arhivirovano 8 maya 2019 goda SsylkiMediafajly na Vikisklade Sharovye skopleniya Sharovye zvyozdnye skopleniya Mlechnogo Puti spisok s parametrami vklyuchaya rasstoyanie ot Solnca i centra galaktiki angl Globular Cluster Group of the Padova Astronomy Department angl Ashman K M Globular cluster systems Cambridge U K Cambridge University Press 1998 171 p Cambridge astrophysics series Vol 30 ISBN 0521550572

18 Июл, 2025 / 20:44
NiNa.Az

NiNa.Az

NiNa.Az - Абсолютно бесплатная система, которая делится для вас информацией и контентом 24 часа в сутки.
Взгляните
Закрыто
© 2019 NiNa.Az - Все права защищены.
Авторские права: Dadash Mammadov