Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Cluster globular

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Clusterul globular M80 ; distanța sa este estimată la aproximativ 28.000 de ani lumină de Soare și conține sute de mii de stele [1]

Un cluster globular (numit și cluster închis sau grup de halo ) este un set sferoidal de stele care orbitează ca un satelit în jurul centrului unei galaxii . Clusterele globulare sunt susținute în interiorul lor de o gravitație puternică, care le conferă aspectul sferic tipic și menține o densitate relativ foarte mare de stele în centrul lor.

Ciorchinii globulari sunt compuși de obicei din sute de mii de stele vechi, aceleași care alcătuiesc nucleul, cunoscut sub numele de bombă , al unei galaxii spirale , dar limitate la câteva parsecuri cubice. Grupurile globulare sunt destul de numeroase: 158 [2] sunt cunoscute în jurul Căii Lactee , cu încă 10-20 de descoperite, fiind ascunse observației de pe Pământ de praf interstelar care ascunde vederea spre centrul galactic; [3] se pare că cele mai mari galaxii ar putea avea un număr mult mai mare ( galaxia Andromeda ar putea avea până la 500). [4] Unele galaxii eliptice gigantice (cum ar fi M87 ) [5] au până la 10.000. Aceste obiecte sunt considerate parte a halo- ului galaxiei, orbitând centrele lor la distanțe de până la 40 Kiloparsecs (aproximativ 130.000 de ani lumină ) sau mai mult. [6]

Fiecare galaxie a grupului local cu o masă suficient de mare are propriul grup de grupuri globulare asociate cu aceasta, în timp ce fiecare galaxie mare are un sistem extins de aceste obiecte. [7] Galaxia eliptică pitică a Săgetătorului și cea a Canisului Major se ciocnesc și absorb cu Calea Lactee , oferind astfel galaxiei noastre grupurile lor globulare asociate (cum ar fi Palomar 12 ). [8] Aceasta demonstrează câte dintre grupurile globulare observate în galaxia noastră proprie și în alte galaxii ar putea fi aparținut altor galaxii „canibalizate”.

Densitatea stelară ridicată a grupurilor globulare înseamnă că interacțiunile dintre stele și coliziunile pierdute sunt relativ frecvente. Centrul lor are caracteristici ideale pentru formarea de obiecte deosebite, cum ar fi stelele rătăcitoare albastre (considerate a fi rezultatul fuziunii a două stele) sau pulsarii rapidi cu perioade de milisecunde , toate fenomenele rezultând probabil din interacțiunea dintre mai multe stele. [9]

Observarea amatorilor

Centrul galactic, în constelația Săgetătorului (principalele sale stele în evidență), unde se concentrează cel mai mare număr de grupuri globulare

Ciorchinii globulari sunt distribuiți de-a lungul planului galactic, concentrându-se, cu foarte puține excepții, numai în apropierea centrului galactic , în special în acea zonă a cerului dintre constelațiile Ophiuchus , Scorpion și Săgetător ; din cele peste 150 de grupuri globulare recunoscute ca aparținând Căii Lactee, [2] [10] până la 79 sunt vizibile în limitele acestor trei constelații. [10] [11] Pentru observarea amatorilor, aceștia se disting de grupurile deschise atât pentru morfologia lor, fiind acestea din urmă mult mai puțin dense, cât și pentru culoarea componentelor, deoarece grupurile deschise sunt compuse în mare parte din stele tinere și albastre. [12]

Unele clustere globulare sunt vizibile cu ochiul liber și apar ca mici pete luminoase cu margini încețoșate. Cele mai strălucitoare sunt Omega Centauri și 47 Tucanae , vizibile doar din emisfera sudică și, din cea boreală, Clusterul Globular al lui Hercule . Omega Centauri și 47 Tucanae sunt atât de strălucitoare (cu magnitudinea a patra și respectiv a cincea), încât au primit un cod de identificare echivalent cu cel al unei stele. Alte grupuri globulare vizibile cu ochiul liber în condiții excelente de observare chiar și din latitudinile temperate boreale sunt M4 în Scorpion și M22 în Săgetător.

Binoclul bun vă permite să vedeți numeroase clustere globulare, dar natura lor stelară nu este dezvăluită, arătându-se încă ca pete luminoase, asemănătoare stelelor neclare. Pentru a rezolva cel puțin stelele periferice, sunt necesare instrumente precum telescoapele amatorilor cu o deschidere de cel puțin 114-150 mm, datorită slăbiciunii componentelor stelare, care sunt adesea cu magnitudinea a 10-a și a 11-a.

Cea mai potrivită perioadă pentru observarea acestor obiecte cade în lunile care în emisfera nordică sunt echivalente cu sezonul estival, în special luna iulie; locațiile ideale pentru observarea lor, totuși, cad în emisfera sudică și, în special, în centura sa tropicală, din diverse motive: în primul rând, majoritatea grupurilor globulare sunt situate la sud de ecuatorul ceresc, deoarece același centru galactic este situat la o declinație de -29 ° [11] ; în al doilea rând, deoarece clusterele globulare, cum ar fi 47 Tucanae, se găsesc în declinări foarte sudice și pot fi bine observate numai din zone apropiate de ecuator , în timp ce cel mai nordic cluster globular, NGC 6229 , poate fi observat și din aproape toate centurile temperate ale emisfera sudica.

Istoria observațiilor

Primele descoperiri de clustere globulare
Numele clusterului Descoperitor An
M22 Johann Abraham Ihle 1665
ω Cen Edmond Halley 1677
M5 Gottfried Kirch 1702
M13 Edmond Halley 1714
M71 Philippe Loys de Chéseaux 1745
M4 Philippe Loys de Chéseaux 1746
M15 Giovanni Domenico Maraldi 1746
M2 Giovanni Domenico Maraldi 1746

M22 a fost primul cluster globular descoperit, identificat în 1665 de astronomul german Johann Abraham Ihle . [13] Datorită aperturii modeste a primelor telescoape, nu a fost posibilă rezolvarea stelelor individuale ale unui grup globular până la observarea lui M4 de către Charles Messier . Primele opt clustere descoperite sunt listate în tabel; ulterior, Lacaille va adăuga 47 de catalane Tucanae , NGC 4833 , M55 , M69 și NGC 6397 în catalogul său din 1751 - 52 .

William Herschel a început o campanie de observație în 1782 , folosind telescoape cu o deschidere mai mare decât cele utilizate anterior, care au putut rezolva toate cele 33 de grupuri globulare cunoscute atunci. Pe lângă acestea, a descoperit 37 de noi. [14] În al doilea său catalog de obiecte din cerul profund din 1789, el a fost primul care a folosit termenul de grup globular pentru a descrie aceste obiecte.

Numărul de clustere identificate a continuat să crească, până la punctul în care erau deja 83 în 1915 , 93 în 1930 și 97 în 1947 ; numărul de clustere descoperite în Calea Lactee este de 158, dintr-un total estimat de 180 ± 20. Clusterele care nu au fost încă descoperite s-ar putea, potrivit cercetătorilor, să se ascundă în spatele prafului și gazelor. [3]

Harlow Shapley a început o serie de studii asupra clusterelor globulare în 1914 , publicate în 40 de articole științifice. Shapley a examinat variabilele Cepheid din grupuri și a folosit relația dintre perioadă și luminozitate pentru a estima distanțele lor. [15]

M75 este un cluster globular foarte concentrat de clasa I

Shapley a folosit, de asemenea, distribuția asimetrică a grupurilor pentru a determina dimensiunea Căii Lactee. Presupunând o distribuție aproximativ sferică a grupurilor în jurul centrului galactic , el a estimat distanța Soarelui față de acesta din urmă. [16] Deși distanța calculată s-a dovedit ulterior a fi excesiv de mare (dar în aceeași ordine de mărime ca valoarea acceptată ulterior de oamenii de știință), el a reușit să arate că Galaxia era mult mai mare decât se credea anterior. Erorile din estimarea lui Shapley au fost cauzate de diminuarea prafului de lumina din grupuri, făcându-le să pară mai îndepărtate decât sunt de fapt.

Printre celelalte rezultate obținute din aceste estimări, s-a constatat că Soarele era relativ îndepărtat de centrul galaxiei, spre deosebire de ceea ce s-a dedus anterior din distribuția stelelor . De fapt, acestea din urmă se află pe discul galactic și sunt adesea ascunse de praf, în timp ce grupurile globulare sunt situate în afara discului și pot fi observate la distanțe mult mai mari.

Mai târziu, Shapley a fost asistat în studiile sale de clustere de Henrietta Swope și Helen Battles Sawyer . Din 1927 până în 1929 Shapley și Sawyer au început să catalogheze clusterele pe baza gradului de concentrare față de nucleul lor. Clusterele au fost clasificate în douăsprezece clase, unde Clasa I a fost formată din cele mai concentrate și Clasa XII cea mai mică. Această subdiviziune este cunoscută sub numele de clasa de concentrare Shapley / Sawyer [17] (denumită uneori numere normale în loc de cifre romane, de exemplu clasa 5).

Compoziţie

M4 , un cluster globular din constelația Scorpionului, cu o secțiune în detaliu la periferia clusterului; printre cele mai slabe stele sunt vizibile unele pitici albe , recunoscute prin culoarea lor sidefie care iese în evidență din galben-portocaliu a celorlalte stele

Grupurile globulare sunt în general compuse din sute de mii de stele vechi metalice scăzute , de tip similar cu cele prezente în umflătura unei galaxii spirale ; aceste stele sunt limitate la un volum de câteva parsecuri cubice și, în general, nu sunt înconjurate de gaz și praf. [18] [19]

Densitatea stelelor este foarte mare (în medie, aproximativ 0,4 stele pe parsec cub, crescând la 100 sau 1000 de stele pe parsec cub în nucleul clusterului), [20] și cu siguranță nu ar părea medii favorabile pentru supraviețuirea unui sistem planetar. : orbitele planetare sunt de fapt instabile din punct de vedere dinamic în vecinătatea nucleelor ​​grupurilor dense din cauza perturbațiilor gravitaționale generate de stelele care trec în apropiere. O planetă care orbitează o UA distanță de o stea din miezul unui grup ca 47 Tucanae va supraviețui doar câteva sute de milioane de ani. [21] Cu toate acestea, a fost găsit un sistem planetar care orbitează un pulsar , catalogat ca PSR B1620-26 , care aparține clusterului globular M4 . [22]

Cu unele excepții, fiecare grup are o vârstă bine definită; majoritatea stelelor aparținând unui grup se află de fapt în aceeași fază evolutivă și, prin urmare, s-au format probabil în aceeași epocă. Toate grupurile cunoscute nu au stele noi în formare; regiuni foarte mari de formare a stelelor cunoscute sub numele de super clustere stelare , cum ar fi Westerlund 1 în Calea Lactee, ar putea fi precursorii grupurilor globulare [23] .

Unele grupuri, cum ar fi Omega Centauri în Calea Lactee și Mayall II în Galaxia Andromeda, sunt extraordinar de masive (câteva milioane de mase solare) și conțin diferite populații de stele; ambele pot fi considerate dovezi că super-grupuri de stele sunt de fapt nucleele galaxiilor pitice care au fost înghițite de galaxii mai mari. Unele clustere globulare (cum ar fi M15 ) au nuclee extrem de masive care ar putea găzdui chiar găuri negre , [24] deși concentrațiile de stele de neutroni deosebit de mari sau piticii albi nu pot fi excluse din simulări.

Metalicitate

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Metalicitate .

Grupurile globulare sunt de obicei constituite din stele ale populației II cu metalicitate scăzută, spre deosebire de stelele populației I cu metalicitate ridicată ca Soarele (în astronomie metalele sunt toate elemente mai grele decât heliul și, prin urmare, și cele care în chimie nu sunt considerate ca atare , cum ar fi carbonul ).

Astronomul olandez Pieter Oosterhoff a remarcat faptul că par să existe două populații de grupuri globulare, care au devenit cunoscute sub numele de grupuri Oosterhoff ; al doilea grup are stele variabile RR Lyrae cu o perioadă mai scurtă. [25] Ambele grupuri au linii spectrale slabe față de elementele metalice, dar cele de tip I ( OoI ) nu sunt la fel de slabe ca cele de tip II ( OoII ); [25] din acest motiv se spune că tipul I este bogat în metale și tipul II sărac în metale .

Aceste două populații au fost observate în multe galaxii, în special în galaxii eliptice masive; ambele grupuri au vârste similare (aproape la fel de mult ca și vârsta Universului în sine), dar diferă prin abundența metalelor. S-au făcut multe ipoteze pentru a explica aceste subpopulații, inclusiv fuziuni de galaxii bogate în gaze interstelare , acumulare de galaxii pitice și intense și fenomene repetate de formare a stelelor. În Calea Lactee, clustere sărace în metal sunt asociate cu halou galactic și clustere bogate în metal cu bombă galactică . [26]

În Calea Lactee s- a descoperit că majoritatea grupurilor globulare cu metalicitate scăzută sunt aliniate pe un plan care se află în partea exterioară a haloului galactic. Acest rezultat întărește teoria conform căreia grupurile de tip II au fost capturate de o galaxie satelit „fagocitată”, mai degrabă decât să fie cel mai vechi membru al grupurilor Căii Lactee. Prin urmare, diferențele dintre cele două tipuri de clustere ar putea fi explicate prin intervalul de timp dintre formarea celor două galaxii și cel al grupurilor lor. [27]

Componente exotice

Clusterele globulare au o densitate stelară foarte mare, astfel încât stelele interacționează semnificativ și uneori pot apărea rateuri. Din cauza acestor fenomene, tipurile de stele, cum ar fi așa-numiții rătăcitori albastri , pulsarii de milisecunde și stelele binare cu raze X cu masă mică, sunt frecvente în grupurile globulare; stelele albastre rătăcitoare sunt formate prin fuziunea a două stele, posibil datorită unei întâlniri într-un sistem binar și au temperaturi mai ridicate decât stelele din cluster care posedă aceeași luminozitate, deci diferă de stelele secvenței principale . [28]

Clusterul globular M15 conține în miezul său o gaură neagră cu o masă egală cu 4000 de mase solare

Din 1970 , astronomii au căutat găuri negre în grupuri globulare; cu toate acestea, numai prin intermediul telescopului spațial Hubble au fost capabili să obțină confirmare. Pe baza programelor independente de observare Hubble , s-a sugerat că o gaură neagră cu o masă egală cu 4000 de mase solare poate fi prezentă în nucleul clusterului M15 , în timp ce în clusterul Mayall II din galaxia Andromeda poate exista una la fel de mare ca 20.000 de mase solare: [29] , de fapt, emisiile de raze X și radio de la Mayall II sunt comparabile cu cele emise de o gaură neagră de dimensiuni medii. [30]

Aceste găuri negre sunt interesante deoarece ar fi primele care au o masă între cele de masă stelară și găurile negre supermasive prezente în nucleele unor galaxii. Masa găurilor negre de dimensiuni medii ar fi proporțională cu masa grupului gazdă.

Cu toate acestea, ideea găurilor negre cu masă intermediară a fost criticată. Cele mai dense obiecte ale unui cluster globular, de fapt, tind să migreze spre centrul clusterului datorită unui fenomen cunoscut sub numele de segregare de masă . Prin urmare, ar fi pitici albi sau stele de neutroni într-un câmp stelar foarte vechi, cum ar fi cel al grupurilor globulare. Așa cum este descris în două articole de Holger Baumgardt și colaboratorii săi, această relație „masă-lumină” ar putea apărea și spre centrul ambelor grupuri M15 [31] și Mayall II, chiar presupunând că nu există găuri negre. [32]

Diagrama culoare-magnitudine

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: diagrama Hertzsprung-Russell .

Diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama HR) este un grafic care descrie magnitudinea absolută a stelelor cu indicele lor de culoare ; aceasta din urmă este diferența dintre magnitudinea stelei în lumina albastră (B) și în lumina vizuală (verde-galben, V). Valorile extrem de pozitive ale acestui indice indică o stea roșie cu o temperatură de suprafață relativ scăzută, în timp ce valorile foarte negative indică o stea albastră cu o temperatură ridicată. [33] [34]

Când stelele apropiate de Soare sunt reprezentate în diagrama HR, multe dintre ele se află în vecinătatea unei curbe numite secvența principală , caracterizată printr-o proporționalitate între magnitudinea lor absolută și temperatura lor; diagrama HR include, de asemenea, stele care se află în stadiile avansate ale evoluției lor și s-au mutat de la secvența principală la regiunile superioare ale diagramei.

Deoarece toate stelele dintr-un grup globular se află la aceeași distanță (aproximativ) de Pământ , diferența dintre magnitudinile absolute și aparente ale stelelor va fi constantă. Stelele grupului aparținând secvenței principale vor fi distribuite de-a lungul unei linii nu foarte diferite de stelele similare care se află în vecinătatea sistemului solar. (acuratețea acestei ipoteze este confirmată de rezultatele obținute prin compararea magnitudinilor variabilelor pe termen scurt, cum ar fi stelele RR Lyrae și variabilele Cepheid cu cele din cluster). [35]

Diagrama culoare-magnitudine pentru clusterul globular M3 . Rețineți curba „genunchiului” față de magnitudinea 19 în care stelele intră în stadiul giganților în calea lor evolutivă

Prin potrivirea acestor curbe pe diagrama HR, se poate determina magnitudinea absolută a stelelor secvenței principale prezente în cluster. Diferența dintre magnitudinea absolută și cea aparentă ne permite, de asemenea, să estimăm distanța lor. [36]

Când stelele unui anumit cluster sunt reprezentate pe diagrama HR, aproape toate sunt pe o curbă bine definită. Pe diagrama stelelor apropiate de Soare, pe de altă parte, există stele de diferite vârste și origini. Forma curbei unui grup este caracteristică unui grup de stele care s-au format aproximativ în aceeași epocă și din aceleași materiale, cu singura diferență în masa lor inițială. Deoarece poziția fiecărei stele pe diagramă variază în funcție de vârsta sa, forma curbei clusterului poate fi utilizată pentru a măsura vârsta totală a clusterului stelar. [37]

Cele mai masive stele secvențiale principale dintr-un cluster sunt cele care au, de asemenea, cea mai mare magnitudine absolută, iar acestea vor fi primele care vor evolua în stadiul gigant ; pe măsură ce grupul îmbătrânește, chiar și stelele cu masă mai mică vor intra în faza gigantică. Apoi, verificând stelele care intră în faza gigantică, se poate estima vârsta grupului. Acest fenomen formează un „genunchi” în diagrama HR, îndoind dreapta sus de linia secvenței principale; magnitudinea absolută în acest punct al curbei este direct legată de vârsta clusterului, astfel încât o scară de vârstă poate fi trasată pe o axă paralelă cu cea a magnitudinii.

Mai mult, clusterele pot fi datate prin măsurarea temperaturilor celor mai reci pitici albi . Rezultatele tipice pentru grupurile globulare oferă vârste de aproximativ 12,7 miliarde de ani, [38] spre deosebire de grupurile deschise care au o vechime de câteva zeci de milioane de ani.

Vârstele grupurilor plasează o limită asupra vârstei Universului în sine. Limita inferioară a fost o constrângere fundamentală în cosmologie; la începutul anilor 1990, astronomii s-au confruntat cu estimări ale vârstei grupurilor globulare care erau mai mari decât cele permise de modelele cosmologice ale vremii. Îmbunătățirile măsurătorilor parametrilor cosmologici prin observații adânci ale cerului și prin sateliți precum COBE au rezolvat această problemă. [39]

Studiile evolutive ale grupurilor globulare pot fi folosite pentru a determina modificările datorate compoziției inițiale a gazelor și a prafurilor care l-au format, adică modificări ale căilor evolutive datorită prezenței elementelor grele (în astronomie, elementele grele sunt considerate toate elementele mai grele heliu ). Datele obținute din studiile grupurilor globulare au fost, de asemenea, utilizate pentru a studia evoluția întregii Căi Lactee . [40]

Morfologie

Elipticitatea clusterelor globulare
Galaxie Elipticitate [41]
calea Lactee 0,07 ± 0,04
Nor mare de Magellan 0,16 ± 0,05
Micul nor de Magellan 0,19 ± 0,06
Galaxia Andromeda 0,09 ± 0,04

|} Spre deosebire de grupurile deschise, majoritatea grupurilor globulare rămân unite gravitațional pentru perioade care se extind până la durata de viață a majorității stelelor din care sunt formate (în afară de câteva excepții în care interacțiunile intense ale mareelor ​​cu obiecte de masă mare dispersează stelele).

Formarea unui cluster globular rămâne un fenomen destul de misterios. Savanții nu sunt siguri dacă stelele s-au format într-o singură generație sau dacă se întind pe mai multe generații pe perioade de câteva sute de milioane de ani. Cu toate acestea, această perioadă de formare a stelelor este relativ scurtă în comparație cu vârsta multor clustere. [42] Observațiile arată că formarea stelelor în grupurile globulare are loc în principal în regiunile în care acest fenomen este foarte ridicat și în care mediul interstelar are o densitate mai mare decât regiunile normale de formare a stelelor. Formarea globulelor are loc în principal în regiunile numite explozii de stele și în galaxiile care interacționează . [43]

După formarea lor, stelele grupurilor viitoare încep să interacționeze gravitațional între ele; ca rezultat, vectorii de viteză dintre stele sunt modificați și viteza lor inițială nu poate fi reconstituită. Intervalul caracteristic în care apare această fază se numește timp de relaxare , care este legat de perioada de timp necesară pentru ca o stea să traverseze clusterul și de numărul de mase stelare din sistem. [44] Valoarea timpului de relaxare variază de la grup la grup, dar în medie este de aproximativ un miliard de ani.

Deși grupurile apar în general în formă sferică, prin interacțiunile gravitaționale pot lua și o formă eliptică: grupurile din Calea Lactee și Galaxia Andromeda, de exemplu, au o formă sferoidală turtită, în timp ce cele din Norul Mare Magellanic sunt mai eliptice. [45]

Raze

NGC 2808 , un cluster globular printre cele mai dense cunoscute

Astronomii caracterizează morfologia unui cluster globular folosind raze geometrice standard, care includ raza miezului ( r c ), raza semilumină ( r h ) și raza mareelor ( r t ). Luminozitatea totală a clusterului scade odată cu distanța față de miez, în timp ce raza miezului este egală cu distanța la care luminozitatea aparentă a suprafeței scade la jumătate. O cantitate comparabilă este raza de jumătate de lumină sau distanța de la miezul la care este primită jumătate din luminozitatea totală a clusterului. De obicei, această valoare este mai mare decât raza miezului.

Raza de jumătate de lumină include stele care sunt situate în partea exterioară a clusterului și se află de-a lungul liniei de vedere, astfel că oamenii de știință folosesc raza de jumătate de masă ( r m ), care este raza care, pornind de la nucleu, conține jumătate din masa totală a clusterului. Când raza jumătății de masă a unui cluster globular este mică în raport cu masa sa totală, atunci va avea un miez foarte dens. Un exemplu de astfel de cluster este M3 , care are o dimensiune totală vizibilă de 18 minute de arc, dar raza jumătății de masă este de doar 1,12 minute de arc. [46]

Majoritatea grupurilor globulare au o rază de jumătate de lumină mai mică de 10 buc lungime, deși sunt încă prezente grupuri cu o rază foarte lungă, cum ar fi NGC 2419 (R h = 18 buc) și Palomar 14 (R h = 25 buc). [9]

În cele din urmă, raza de maree este distanța de la centrul clusterului dincolo de care stelele suferă o forță gravitațională mai mare din galaxie decât clusterul în sine; cu alte cuvinte, este distanța la care stelele singure pot fi separate de cluster.

Segregarea masei și modificările luminozității

Măsurând curba de luminozitate a unui grup globular dat în funcție de distanța față de nucleu, s-a constatat că majoritatea globularilor din Calea Lactee cresc constant în luminozitate pe măsură ce distanța scade la o anumită distanță de nucleu . . De obicei, această distanță variază de la 1 la 2 parsec. Cu toate acestea, aproximativ 20% din grupurile cunoscute au suferit un proces numit „prăbușirea nucleului”: în aceste cazuri, luminozitatea continuă să crească constant până la regiunea centrală. [47] M15 este un cluster globular care a suferit prăbușirea nucleului.

47 Tucanae , al doilea cel mai strălucitor grup globular din Calea Lactee, după Omega Centauri

Se crede că acest proces are loc atunci când stelele mai masive întâlnesc alte stele mai mici. Consecința acestor întâlniri este că stelele mai mari tind să -și piardă energia cinetică și să se îndrepte spre nucleu; după o perioadă lungă de timp există o concentrație masivă de stele în apropierea nucleului, iar acest fenomen se numește segregare de masă .

Prin intermediul telescopului Hubble s-au căutat dovezi observaționale ale acestui proces de separare a masei în grupuri globulare. Stelele mai grele coboară și se înghesuie în miez, în timp ce cele mai ușoare cresc viteza și tind să se retragă spre periferie. Clusterul 47 Tucanae , format din 1 milion de stele, este unul dintre cele mai dense clustere vizibile în emisfera sudică . O campanie intensă de observare fotografică a permis astronomilor să urmărească mișcarea stelelor sale. Pentru 15.000 dintre ei s-a calculat viteza. [48]

Diferitele etape ale prăbușirii pot fi în trei etape: În timpul fazei juvenile a clusterului, procesul de prăbușire începe cu stelele din apropierea nucleului, deși interacțiunile dintre stelele duble împiedică noi prăbușiri pe măsură ce îmbătrânim. În cele din urmă, stelele duble din centru sunt slăbite din legătura lor sau expulzate, provocând o concentrație și mai strânsă în nucleul clusterului. Un studiu realizat de Dr. J. Fregeau în 2008 pe 13 grupuri globulare ale Căii Lactee arată că trei dintre acestea posedă un număr neobișnuit de mare de surse de raze X , sau chiar raze X binare, care sugerează că clusterul atât în faza de mijloc a vieții sale. Anterior, acele grupuri globulare fuseseră clasificate ca fiind foarte vechi, datorită concentrației lor înguste de stele în centrele lor (aceasta din urmă este un alt mod de a identifica vârstele grupurilor globulare). Acest fapt implică faptul că aceste grupuri se află într-un stadiu relativ juvenil și nu într-un stadiu adult, așa cum sa explicat mai sus. [49]

La luminosità totale degli ammassi globulari nella Via Lattea e nella Galassia di Andromeda può essere modellata da una curva gaussiana , considerando la magnitudine media M v e la varianza σ 2 . La distribuzione della luminosità degli ammassi globulari nella Via Lattea ha i seguenti parametri M v = −7,20±0,13, σ=1,1±0,1. [50] Inoltre, la distribuzione è stata utilizzata per la misurazione delle distanze delle altre galassie, ipotizzando che gli ammassi globulari presenti nelle galassie remote seguano gli stessi principi di quelli della Via Lattea.

Simulazioni degli n-corpi

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Problema degli n-corpi .
Splendida immagine di M55 , un ammasso globulare nella costellazione del Sagittario

Il calcolo delle interazioni tra le stelle all'interno di un ammasso richiede la soluzione del cosiddetto problema degli n-corpi ; infatti ogni stella all'interno dell'ammasso interagisce continuamente con le altre N-1 stelle, dove N è il numero totale delle stelle. Il costo computazionale per i calcoli è dell'ordine (usando la notazione O-grande ) , ovvero cresce con il cubo del numero N dei corpi, [51] quindi quando si cerca di calcolare la soluzione, al crescere di N, il numero dei calcoli necessari cresce al cubo, raggiungendo molto velocemente numeri impraticabili. [52] Un metodo efficiente per risolvere questo problema consiste nella simulazione matematica dell'ammasso, suddividendolo in piccoli volumi e usando le probabilità per descrivere la posizione delle stelle. I moti sono quindi descritti usando l' equazione di Fokker-Planck , che viene risolta in forma semplificata o attraverso il metodo Monte Carlo . La simulazione si complica quando si devono includere gli effetti delle stelle binarie e le interazioni con forze gravitazionali esterne (come la Via Lattea). [53]

I risultati delle simulazioni hanno mostrato che le stelle possono seguire percorsi insoliti attraverso l'ammasso, spesso formando cicli o cadendo direttamente verso il nucleo, rispetto al percorso di una singola stella che orbita attorno ad una massa centrale. Inoltre, a causa delle interazioni con le altre stelle che aumentano la velocità, alcune di esse possono guadagnare sufficiente energia per sfuggire all'attrazione centrale e fuoriuscire dall'ammasso. In lunghi periodi di tempo, questi effetti causano la dissipazione dell'ammasso, fenomeno che viene chiamato evaporazione . [54] Il periodo di tempo necessario per l'evaporazione di un ammasso è dell'ordine delle decine di miliardi di anni (10 10 anni). [44]

Le stelle binarie costituiscono una porzione significativa della popolazione totale dei sistemi stellari (si stima che circa la metà delle stelle sia inserita in un sistema binario). Le simulazioni numeriche degli ammassi hanno dimostrato che le stelle binarie possono ostacolare e addirittura invertire il processo di collasso del nucleo. Quando una stella ha un incontro con un sistema binario è infatti possibile che quest'ultimo diventi maggiormente legato gravitazionalmente e l'energia cinetica venga acquistata dalla stella singola. Quando le stelle massicce sono accelerate da questo processo, può diminuire la contrazione del nucleo o limitare il suo collasso. [28]

Forme intermedie

G1 ( Mayall II ), nella Galassia di Andromeda, uno degli ammassi globulari più grandi conosciuti

La distinzione tra i tipi di ammassi non è sempre netta e sono stati trovati oggetti che hanno caratteristiche appartenenti a due categorie. Ad esempio BH 176 si trova nella parte sud della Via Lattea ed ha le proprietà sia degli ammassi aperti che degli ammassi globulari. [55]

Nel 2005 gli astronomi scoprirono un tipo completamente nuovo di ammasso stellare nella Galassia di Andromeda, che è per alcuni aspetti molto simile agli ammassi globulari. Questi ammassi possono contenere centinaia di migliaia di stelle, come negli ammassi globulari e similmente hanno medesime popolazioni stellari e valori di metallicità, mentre hanno dimensioni molto più estese (diverse centinaia di anni luce ) e una densità molto inferiore. Le distanze tra le stelle sono quindi molto maggiori rispetto agli ammassi globulari. [56]

I meccanismi di formazione di questi ammassi non sono noti, ma potrebbero essere legati a quelli degli ammassi globulari; è anche sconosciuto il motivo per cui sono presenti nella galassia di Andromeda ma non nella Via Lattea, come anche se qualche altra galassia contenga questo tipo di ammassi (anche se è molto improbabile che solo la Galassia di Andromeda li contenga). [56]

Interazioni gravitazionali

Quando un ammasso ha un incontro ravvicinato con un oggetto che possiede una massa elevata, come la regione del nucleo galattico, subisce una interazione gravitazionale o di marea. Questo effetto crea delle scie di stelle che possono estendersi a diversi gradi d'arco dall'ammasso [57] e che precedono o seguono quest'ultimo nella sua orbita. Le scie possono contenere frazioni significative della massa originale dell'ammasso e possono formare delle strutture tipo nugolo. [58]

L'ammasso Palomar 5 , ad esempio, è vicino al punto perigalattico della sua orbita e flussi di stelle di estendono verso la parte anteriore e la parte posteriore del percorso orbitale, raggiungendo distanze di 13.000 al dall'ammasso. [59] Queste interazioni hanno strappato via da questo ammasso molta massa, e si pensa che future interazioni potrebbero trasformarlo in una lunga scia di stelle che orbitano nell'alone galattico.

Infatti questi fenomeni aumentano il tasso di evaporazione, riducendo la dimensione degli ammassi, non solo strappando via le stelle esterne, ma accelerando il processo di collasso del nucleo. Lo stesso meccanismo potrebbe essere in atto nelle galassie nane sferoidali come la Nana del Sagittario , che appare in via di disgregazione a causa della sua vicinanza alla Via Lattea. [60]

Galleria d'immagini

Note

  1. ^ The Hubble Heritage team, Hubble Images a Swarm of Ancient Stars , in HubbleSite News Desk , Space Telescope Science Institute, 1º luglio 1999. URL consultato il 26 giugno 2006 .
  2. ^ a b Hartmut Frommert, Milky Way Globular Clusters , su spider.seds.org , SEDS, agosto 2007. URL consultato il 26 febbraio 2008 .
  3. ^ a b Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E., The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 384, 1992, pp. 50–61. URL consultato il 27 maggio 2006 .
  4. ^ P. Barmby & JP Huchra, M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness [ collegamento interrotto ] , in Astronomical Journal , vol. 122, n. 5, 2001, pp. 2458–2468, DOI : 10.1086/323457 .
  5. ^ SE Strom Schweizer, KM Strom, DC Wells, JC Forte, MG Smith e WE Harris, The halo globular clusters of the giant elliptical galaxy Messier 87 , in Astrophysical Journal, , vol. 245, n. 5457, 1981, pp. 416–453.
  6. ^ B. Dauphole, M. Geffert, J. Colin, C. Ducourant, M. Odenkirchen e , H.-J. Tucholke, The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient. , in Astronomy and Astrophysics , vol. 313, 1996, pp. 119–128.
  7. ^ William E. Harris, Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 29, 1991, pp. 543–579. URL consultato il 2 febbraio 2006 .
  8. ^ DI Dinescu, SR Majewski, TM Girard, KM Cudworth, The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy , in The Astronomical Journal , vol. 120, n. 4, 2000, pp. 1892–1905.
  9. ^ a b Origin of Strange 'Blue Straggler' Stars Pinned Down . URL consultato il 2 maggio 2008 .
  10. ^ a b Milky Way Globular Cluster (list) , su seds.lpl.arizona.edu . URL consultato il 3 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 16 febbraio 2009) .
  11. ^ a b Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge University Press, ISBN 0-933346-90-5 .
  12. ^ Hartmut Frommert; Christine Kronberg, Open Star Cluster , su seds.org . URL consultato il 5 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 22 dicembre 2008) .
  13. ^ NA Sharp, M22, NGC6656 , su noao.edu , REU program/NOAO/AURA/NSF. URL consultato il 16 agosto 2006 .
  14. ^ The Herschel 400 Club Observing List in New General Catalog (NGC) Number Order. , su astroleague.org . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 14 maggio 2008) .
  15. ^ 'Great Debate:' Obituary of Harlow Shapley , su antwrp.gsfc.nasa.gov . URL consultato il 2 maggio 2008 .
  16. ^ Harlow Shapley, Globular Clusters and the Structure of the Galactic System , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 30, n. 173, 1918, pp. 42+. URL consultato il 30 maggio 2005 .
  17. ^ Helen Battles Sawyer Hogg, Harlow Shapley and Globular Clusters , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 77, n. 458, 1965, pp. 336–46.
  18. ^ Globular Star Clusters , su seds.org . URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 24 febbraio 2008) .
  19. ^ Pietro Musilli, Ammassi aperti, ammassi globulari, associazioni stellari , su diamante.uniroma3.it , 1997. URL consultato il 2 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 13 febbraio 2008) .
  20. ^ Jon Talpur, A Guide to Globular Clusters , su astro.keele.ac.uk , Keele University, 1997. URL consultato il 25 aprile 2007 .
  21. ^ Steinn Sigurdsson, Planets in globular clusters? , in Astrophysical Journal , vol. 399, n. 1, 1992, pp. L95-L97. URL consultato il 20 agosto 2006 .
  22. ^ Z. Arzoumanian, K. Joshi, FA Rasio, SE Thorsett, Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System , in Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union , vol. 105, 1999, p. 525.
  23. ^ ESO , Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way, 22 marzo 2005. URL consultato il 20 marzo 2007 (archiviato dall' url originale il 9 aprile 2007) .
  24. ^ Roeland van der Marel, Black Holes in Globular Clusters , su www-int.stsci.edu , Space Telescope Science Institute, 16 marzo 2002. URL consultato l'8 giugno 2006 (archiviato dall' url originale il 25 maggio 2012) .
  25. ^ a b TS van Albada, Norman Baker, On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters , in Astrophysical Journal , vol. 185, 1973, pp. 477–498.
  26. ^ WE Harris, Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center , in Astronomical Journal , vol. 81, 1976, pp. 1095–1116.
  27. ^ YW Lee, SJ Yoon, On the Construction of the Heavens , in An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way , vol. 297, 2002, p. 578. URL consultato il 1º giugno 2006 .
  28. ^ a b VC Rubin, WKJ Ford, A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters , in Mercury , vol. 28, 1999, p. 26. URL consultato il 2 giugno 2006 .
  29. ^ D. Savage, N. Neal, R. Villard, R. Johnson, H. Lebo, Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places , in HubbleSite , Space Telescope Science Institute, 17 settembre 2002. URL consultato il 25 maggio 2006 .
  30. ^ Dave Finley, Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates , NRAO, 28 maggio 2007. URL consultato il 29 maggio 2007 .
  31. ^ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon, On the Central Structure of M15 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 582, 2003, p. 21. URL consultato il 13 settembre 2006 .
  32. ^ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon, A Dynamical Model for the Globular Cluster G1 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 589, 2003, p. 25. URL consultato il 13 settembre 2006 .
  33. ^ Diagramma Hertzsprung-Russel , su astrolink.mclink.it . URL consultato il 26 maggio 2006 .
  34. ^ A. Braccesi, Dalle stelle all'universo , Zanichelli editore, 2000, ISBN 88-08-09655-6. .
  35. ^ Shapley, H., Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III. , in Astrophysical Journal , vol. 45, 1917, pp. 118–141. URL consultato il 26 maggio 2006 .
  36. ^ Schwarzschild Martin, Structure and Evolution of Stars , Princeton University Press, 1958.
  37. ^ Sandage, AR, Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3. , in Astrophysical Journal , vol. 126, 1957, p. 326. URL consultato il 26 maggio 2006 .
  38. ^ BMS Hansen, J. Brewer, GG Fahlman, BK Gibson, R. Ibata, M. Limongi, RM Rich, HB Richer, MM Shara, PB Stetson, The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4 , in Astrophysical Journal Letters , vol. 574, 2002, pp. L155. URL consultato il 26 maggio 2006 .
  39. ^ Dwek, E., RG Arendt, MG Hauser, D. Fixsen, T. Kelsall, D. Leisawitz, YC Pei, EL Wright, JC Mather, SH Moseley, N. Odegard, R. Shafer, RF Silverberg, and JL Weiland, The COBE Diffuse Infrared Background Experiment search for the cosmic infrared background: IV. Cosmological Implications , in Astrophysical Journal , vol. 508, 1998, pp. 106-122, DOI : 10.1086/306382 .
  40. ^ ESO , Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters. , su eso.org , 1º marzo 2001. URL consultato il 26 maggio 2006 (archiviato dall' url originale il 15 giugno 2006) .
  41. ^ A. Staneva, N. Spassova e V. Golev, The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 116, 1996, pp. 447–461, Bibcode : 1996A&AS..116..447S .
  42. ^ D. Weaver, R. Villard, LL Christensen, G. Piotto e L. Bedin, Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster , Hubble News Desk, 2 maggio 2007.
  43. ^ BG Elmegreen e YN Efremov, A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas , in Astrophysical Journal , vol. 480, 1999, p. 235, Bibcode : 1997ApJ...480..235E , DOI : 10.1086/303966 .
  44. ^ a b Matthew J. Benacquista, Globular cluster structure , in Living Reviews in Relativity , 2006. URL consultato il 14 agosto 2006 .
  45. ^ CS Frenk & SDM White, The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 286, 1980, pp. L39–L42. URL consultato il 31 maggio 2006 .
  46. ^ R. Buonanno, CE Corsi, A. Buzzoni, C. Cacciari, FR Ferraro e F. Fusi Pecci, The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 290, 1994, pp. 69–103, Bibcode : 1994A&A...290...69B .
  47. ^ S. Djorgovski, IR King, A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters , in Astrophysical Journal , vol. 305, 1986, pp. L61–L65. URL consultato il 29 maggio 2006 .
  48. ^ Stellar Sorting in Globular Cluster 47 , Hubble News Desk, 4 ottobre 2006. URL consultato il 24 ottobre 2006 .
  49. ^ Emily Baldwin, Old globular clusters surprisingly young , Astronomy Now Online, 29 aprile 2008. URL consultato il 2 maggio 2008 .
  50. ^ Jeff Secker, A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution , in Astronomical Journal , vol. 104, 1992, pp. 1472–1481. URL consultato il 28 maggio 2006 .
  51. ^ Matthew J. Benacquista, Relativistic Binaries in Globular Clusters: 5.1 N-body , su relativity.livingreviews.org , Living Reviews in Relativity, 20 febbraio 2002. URL consultato il 25 ottobre 2006 .
  52. ^ DC Heggie, M. Giersz, R. Spurzem, K. Takahashi, Johannes Andersen, Dynamical Simulations: Methods and Comparisons , Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997 , Kluwer Academic Publishers, 1998, pp. 591+. URL consultato il 28 maggio 2006 .
  53. ^ Matthew J. Benacquista, Relativistic Binaries in Globular Clusters , in Living Reviews in Relativity , 2006. URL consultato il 28 maggio 2006 .
  54. ^ J. Goodman and P. Hut, Dynamics of Star Clusters (International Astronomical Union Symposia) , Springer, 1985, ISBN 90-277-1963-2 .
  55. ^ S. Ortolani, E. Bica, B. Barbuy, BH 176 and AM-2: globular or open clusters? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 300, 1995, p. 726.
  56. ^ a b AP Huxor, NR Tanvir, MJ Irwin, R. Ibata, A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31 ( PDF ) [ collegamento interrotto ] , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 360, 2005, pp. 993–1006.
  57. ^ A. Lauchner, R. Wilhelm, TC Beers, C. Allende Prieto, A Search for Kinematic Evidence of Tidal Tails in Globular Clusters , American Astronomical Society Meeting 203, #112.26 , American Astronomical Society, dicembre 2003. URL consultato il 2 giugno 2006 .
  58. ^ P. Di Matteo, P. Miocchi, R. Capuzzo Dolcetta, Formation and Evolution of Clumpy Tidal Tails in Globular Clusters , American Astronomical Society, DDA meeting #35, #03.03 , American Astronomical Society, maggio 2004. URL consultato il 2 giugno 2006 .
  59. ^ Jakob Staude, Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way , su Image of the Week , Sloan Digital Sky Survey, 3 giugno 2002. URL consultato il 2 giugno 2006 (archiviato dall' url originale il 29 giugno 2006) .
  60. ^ Geisler Doug, Wallerstein George, Smith Verne V., Casetti-Dinescu Dana I., Chemical Abundances and Kinematics in Globular Clusters and Local Group Dwarf Galaxies and Their Implications for Formation Theories of the Galactic Halo , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 119, settembre 2007 , pp. 939-961.

Bibliografia

Libri

  • ( EN ) Binney, James; Tremaine, Scott, Galactic Dynamics , Princeton University Press, Princeton, New Jersey., 1997.
  • ( EN ) Heggie, Douglas; Hut, Piet, The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics , Cambridge University Press, 2003.
  • ( EN ) Spitzer, Lyman (a cura di),Dynamical Evolution of Globular Clusters , Princeton, New Jersey., Princeton University Press, 1987.
  • ( EN ) Thomas T. Arny, Explorations: An Introduction to Astronomy (3rd ed) , Boston, McGraw-Hill, 2000, ISBN 0-13-240085-5 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Carte celesti

Voci correlate

Voci generali

Voci specifiche

Altri progetti

Collegamenti esterni

Risorse on-line

  • NASA Astrophysics Data System ha una collezione (in inglese) di articoli pubblicati dalle maggiori riviste astronomiche del mondo.
  • SCYON una newsletter dedicata agli ammassi stellari.
  • MODEST un'ampia raccolta di studi condotti da scienziati che studiano gli ammassi stellari.

Altri collegamenti

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 59268 · LCCN ( EN ) sh85127432 · GND ( DE ) 4298254-6 · BNF ( FR ) cb12393896m (data)
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 10 giugno 2008 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Ammasso_globulare&oldid=121803293 "