Прејди на содржината

Збиено ѕвездено јато

Ова е избрана статија. Стиснете тука за повеќе информации.
Од Википедија — слободната енциклопедија
(Пренасочено од Збиено јато)
Messier 80 збиено ѕвездено јато во соѕвездието Скорпија на растојание од 30.000 сг. од Земјата стотици илијади ѕвезди.[1]

Збиено ѕвездено јато — топчест збир од ѕвезди кои кружат околу галактичкото јадро како сателит. Збиените јата се мошне цврсто сврзани од гравитацијата, која и всушност им го дава нивниот топчест облик и релативно големите густини на ѕвезди во нивното средиште.

Збиените ѕвездени јата кои можат да се најдат во ореолот на галаксијата, содржат многу ѕвезди и се мошне постари од помалку густите расеаните ѕвездени јата, кои можат да се најдат на дискот. Збиените ѕвездени јата се доста чести, до денес се познати над 150[2] до 158[3] збиени јата во Млечниот Пат, и можно е да има уште 10 до 20 кои сè уште не се забележани.[4] Поголемите галаксии можно е да имаат повеќе ѕвездени јата (на пример, Андромеда можно е да има и до 500 ѕвездени јата).[5] Некои џиновски елиптични галаксии, особено оние од средиштето на галактичките јата, како што е M87,[6] имаат и до 13.000 збиени ѕвездени јата. Овие јата кружат околу галаксијата на големи полупречници, 40 килопасеци (приближно 131.000 сг.) или повеќе.[7]

Секоја галаксија која има доволно маса во Месната Група има придружна група од збиени ѕвездени јата, и скоро секоја галаксија која е истражувана забележано е дека поседува збиени ѕвездени јата.[8] Џуџестата елиптична галаксија Стрелец и оспорената џуџеста галаксија Големо Куче се во процес на оддаање на сопствените збиени ѕвездени јата (како што е Паломар 12) на Млечниот Пат.[9] Ова укажува на тоа дека можно е повеќето од збиените ѕвездени јата се прибавени на ваков начин во минатото.

Иако наликува дека збиените ѕвездени јата содржат некои од првите кои се создадени во галаксијата, нивното потекло и нивната улога во галактичкиот развој се сеште нејасни. И навистина збиените ѕвездени јата се поинакви од џуџестите елиптични галаксии и биле создадени како дел од самата галаксија отколку како посебна галаксија.[10] Но, скорешните размислувања на астрономите наведуваат дека збиените ѕвездени јата и џуџестите топчести галаксии не се посебни и различни видови на објекти.[11]

Историја на набљудување

[уреди | уреди извор]
Првични откритија на збиени јата
Име на јатото Забележано од Година
M22 Јохан Абрахам Иле 1665
ω Cen Едмонд Халеј 1677
M5 Готфрид Кирх 1702
M13 Едмонд Халеј 1714
M71 Жан Филип де Шезо 1745
M4 Жан Филип де Шезо 1746
M15 Џовани Доменико Маралди 1746
M2 Џовани Доменико Маралди 1746

Првото збиено јато кое било забележано е M22 во 1665 година од страна на Јохан Брахам Иле, германск и аматерски астроном.[12] Но, поради малите отвори на првите телескопи, одделните ѕвезди во јатото не можеле да се забележат сè додека Шарл Месје не го набљудувал M4.[13] Првите осум збиени јата се прикажани во табелата. Последователно, Никола Луј де Лакај ќе ги вброи и 47 Тукан, NGC 4833, M55, M69 и NGC 6397 во неговиот каталог од 1751-52 година. Буквата М пред бројот се однесува на ознаката во каталогот на Шарл Месје, додека пак NGC е ознака за Новиот општ каталог од Јохан Лудвиг Емил Дрејер.

Вилијам Хершел започнал програма за извидување во 1782 година користејќи поголеми телескопи и можел одделно да ги забележат сите ѕвезди во 33-те тогаш познати збиени јата. Како дополнение тој пронашол уште 37 нови јата. Во каталогот за далечни објекти од 1789 година тој започнал да го користи името збиени јата за да ги опише овие објекти.[13]

Бријот на новооткриени јата продолжил да се зголемува, достигнувајќи 93 ви 1930 година и 97 во 1947 година. Досега се откриени околу 152 збиени јата во Млечниот Пат, од претпоставените 180 ± 20.[4] Овие дополнителни неоткриени јата се верува дека се затскриени зад гасот и прашината на Млечниот Пат.

На почетокот во 1914 година, Харлоу Шепли започнал серија на проучувања на збиените јата, и објавил преку 40 трудови. Тој ги разгледал и променливите RR Лира во јатата (за кој претпоставил дека се кефеиди) и истите ги искористил за да ги пресмета растојанијата до јатата. Подоцна, се утврдило дека променливите од типот RR Лира се многу послаби од кефеидите, поради што Шепли направил превид во пресметките на растојанијата.[14]

NGC 7006 е силно збиено јато, станува збор за збиено јато од класа I.

Од збиените јата во нашиот Млечен Пат, повеќето се наоѓаат во близина на галактичкото јадро, и поголемиот дел лежат во близина на страната на небесата сосредоточено во јадрото. Во 1918 г., оваа изразита асиметрична распределба била употребена од Шепли за да се определат димензиите на галаксијата. Претпоставујаки дека се работи за топчеста распределба на јатата околу галактичкото јадро, тој ги искористил местоположбите на јатата за да ја пресмета положбата на Сонцето во однос на галактичкото јадро.[15] Иако неговата пресметка за растојанието содржела огромна грешка, сепак покажал дека димензиите бна галаксијата се многу поголеми од оние за кои претходно се знаело. Неговата грешка била поради правот во Млечниот Пат го намалувал количеството на светлина која пристигнувала од јатото до планетата Земја, па затоа истите како да биле на поголеми растојанија. Шеплиевата проценка, сепак била во истиот ред на величина како и денес прифатената вредност.

Шеплиевите мерења исто така покажале дека Сонцето било релативно далеку од центарот на галаксијата, нешто што претходно било непознато поради рамномерната распределба на ѕвездите. Во реалноста, обичните ѕвезди се распределени на галактичкиот диск и најчесто се прикриени од гасот и правта, додека пак збиените јата се на поголеми растојанија и надвор од галактичкиот диск.

Класификација на јатата

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Шепли–Сојерова концентрациона класа

Шепли бил потпомогната во своите истржувања од страна на Хенриета Хил Своп и Хелен Сојер Хог. Во 1927-29 година, Шепли и Сојер започнале да ги категоризираат јатата според степенот на концентрација кој јатото го поседува во јадрото. Најзбиените биле означени како класа I, па сè до концентрациони класи XII. Оваа класификација станала позната под името Шепли–Сојерова концентрациона класа. (Понекогаш се запишува и како [Класа 1–12] наместо да се користат Римски броеви.)[16]

Создавање

[уреди | уреди извор]
NGC 2808 содржи три различни генерации на ѕвезди.[17] NASA image

Во моментот, создавањето на збиените јата е слабо разбрана појава, и нејасно дали ѕвездите во збиените јата се создадени во една генерација или пак се настанати во повеќе генерации во текот на неколку стотици милиони години. Во многу од збиените јата повеќето од ѕвездите се во ист степен на ѕвезден развој, што наведува дека истите се создадени во еден временски период.[18] Но, историјата на создавањето на ѕвездите се менува од јато до јато. Пример за ова се збиените јата во Големиот Магеланов Облак ки имаат двогенерациска населоност со ѕвезди. За време на својата младост, овие јата од Големиот Магеланов Облак можно е да поминале низ џиновските молекуларни облаци кои биле причина за создавање на втората генерација на ѕвезди.[19] Овој период на создавање на ѕвездите е мошне краток, во споредба со староста на многу од збиените јата.[20] Исто така предложено е дека причината за повеќето генерации е бурното потекло. На приер, во галаксијата Антена можно е дда с забележат јата на јата, цли подрачја со јата кои се простираат на илијадници цг. и исите се судираат и спојуваат. Многу од нив имаат различни старости, а со та и можна металичост, и нивното спојјување можно е да е причина за повеќе генерации на ѕвезди да се присутни во едно збиено јато.[21]

Збиеното ѕвездено јато М 54.[22]

Набљудуњата на збиените јата покажале дека овие ѕвездени облици настануваат во подрачја каде има обемнос создавање на ѕвезди, и каде меѓуѕвездената средина има поголема густина отколку во подрачјата со нормално ѕвездено создавање. Збиените ѕвездени јата преовладуваат во ѕвездородните области и во заемоделовачките галаксии.[23] Истражувањата покажуваат поврзаност меѓу масата на средишната супермасивна црна дупка и бројноста на збиените ѕвездени јата од елиптичните и леќестите галаксии. Масите на супермасивните црни дупки во вакви галаксии се со маса иста на збирот на масите на збиените ѕвездени јата во галаксијата.[24]

Ниедно збиено јато до сега пронајдено нема активно создавање на ѕвезди, што е во согласност со тврдењето дека збиените јата се најстарите објекти во галаксијата, и се првите збирови ѕвезди кои биле создадени. Многу големи области на ѕвездено создавање се познати како ѕвездени суперјата, како што е Вестерлунд 1 во Млечниот Пат, кои се пртходниците на збените ѕвездени јата.[25]

Состав

[уреди | уреди извор]
Ѕвездите од типот Ѓорговски 1 содржат водород и хелиум, и ништо друго. Во астрономијата овие ѕвезди се опишани како ѕвезди со слаба металичност.[26]

Збиените јата најчесто се составени од стотици или илијадници слабо металични стари ѕвезди. Типот на ѕвезди кои можат да се сретнат во се слични со оние во испакнатоста во спиралната галаксија но во област со зафатнина од неколку милиони кубни парсеци. Во истите нема гас и прав и се верува дека целиот гас и рав одамна се претворил во ѕвезди.

Збиените јата можат да содржат висока густина ан ѕвезди, в просек околу 0,4 ѕвезди на кубен парсек, зголемувајќи се на 100 или 1000 на кубен парсек во центарот на јатото.[27] Вообичаеното растојание меѓу ѕвездите во збиените јата е околу 1 сг.,[28] но во јадрото, раздвојувањето е со споредлива големина на Сончевиот Систем (100 до 1000 поблиску отколку што се ѕвездите во близина на Сончевиот Систем).[29]

Но, се смета дека не се погодни за поддржување и опстанок на планетарни системи. Планетарните орбити се нестабилни во јадрата на густите јата поради гравитациските нарушувања од соседните ѕвезди. Планета која орбитира на 1 ае. околу ѕвезда која се наоѓа во јатото 47 Тукан ќе опстои само околу 108 години.[30] Постои планетарен систем кој кружи околу пулсарот (PSR B1620−26) кој припаѓа на збиеното јато M4, но овие планети се создадени по создавањето на пулсарот.[31]

Некои збиени јата, како Омега Кенатур во нашиот Млечен Пат и G1 во M31, се невообичаено масивни, со неколку милиони сончеви маси и многугенерациски ѕвезди. И двете можат да се сметаат за доказ дека супермасивните збиени јата се всушност јадрата на џуџести галаксии кои се проголтани од поголемите галаксии.[32] Околу четвртина од ѕвездите во јатото во Млечниот Пат се забрзани по должина на џуџестата галаксија.[33]

Неколку збиени јата (како M15) имаат масивни јадра кои всушност можно е да содржат црни дупки,[34] иако симулациите дека попомала црна дупка или средишна концентрација на неутронски ѕвезди или масивни бели џуџиња можат да ја објаснат големата маса во центарот забележана од набљудувањата.

Металичност

[уреди | уреди извор]
М 53 ги изненади астрономите со своите невообичаена бројност на т.н. ѕвезди талакчки.[35]

Збиените јата вообичаено се состојат од II генерација на ѕвезди, кои имаат низок однос на елементи покрај водород и хелиум, во споредба со ѕвездите од I генерација на ѕвезди ѕвезди како што е Сонцето. Астрономите овие потешки елементи ги нарекуваат метали и односто на овие метали се нарекува металичност. Овие елементи се добиени преку ѕвезденото јадрено спојување и истите се преискористени во меѓуѕвездената средина, каде тие влегуваат во наредната генерација на ѕвезди. Оттука односто на метали може да биде показател за староста на ѕвездата, со што постарите ѕвезди имаа пониска металичност.[36]

Холандскиот астроном Питер Остерхоф забележал дека има два вида на населености во збиените јата, кои денес се познати како Остерхофови групи. Втората група има слабо подолг период на променлива од RR Лира.[37] Двете групи имаат слаби спектрални линии на метали. Но линиите на ѕвездите во Остерхофовиот тип I (OoI) јато не се толку слаби како кај оние од тип (OoII).[37] Па затоа типот I се нарекуваат уште и јата богати со метали на пример како Терзан 7[38]) додека пак типот II се ѕвезди во кои нема метали на пример јатотп ESO 280-SC06[39]).

Овие две населености се набљудувани во многу галаксии, особено се присутни кај масивните елиптични галаксии. Двете групи се подеднакво стари колку и самиот универзум или пак имаат вредност блиска до онаа на универзумот, но се разликуваат според својата металичност. Многу сценарија се обидуваат да објаснат овие субнаселености, вклучувајќи ги тука и богатите со гасови спојувања на галаксии, забрзувањето на џуџестите галаксии, и многукратните фази на создавањето на ѕвездите во една галаксија. Во нашиот Млечен Пат, јатата со мала металичност се поврзуваат со ореолот, додека пак оние со голема металичност се поврзуваат со галактичката испакнатост.[40]

Во Млечниот Пат откриено е дека поголемиот дел од јатата со мала металичност се подредени по должината на рамнината и надворешниот дел на галактичкиот ореол. Овој резултат ја потврдува претпоставката дека јататат од типот II се заробени од џуџести галаксии, отколку дека станува збор за најстарите членови на збиените јадра во Млечниот Пат. Разликата меѓу две јата може да се објасни со временското одолжување кога двете галаксии ги создале сопствените збиени ѕвездени јата.[41]

Егзотични составни делови

[уреди | уреди извор]

Збиенитее јата поседуваат голема густина на ѕвезди, а со тоа и заемодејството и можноста од судири се чести појави. Поради овие случајни појави, постојат некои егзотични класи на ѕвезди, како што се сините талкачи, милисекундните пулсари и маломасните Х-зрачни двојни ѕвезди, и истите се почести кај збиените јата. Син талкач се создава кога две ѕвезди ќе се спојат, најверојатно станува збор за блиски двојни ѕвезди.[42] Добиената ѕвезда има повисока температура отколку ѕвездите во непосредната близина и со тоа се разликува од ѕвездите на главната низа кои се создале на самиот почеток.[43]

Збиеното јато М15 можно е да поседува средноголема црна дупка во своето јадро. НАСА.

Астрономите биле во потрага по црни дупки во јадрата на јатата од почеткот на 1970 година. Разделната моќ потребна за овие набљудувања е можна само со употреба на вселенскиот телескоп Хабл, со ког и се направени првите откритија. Со независните програми, средноголема црна дупка со маса од 4.000 сончеви маси се претпоставува дека постои во збиеното јато M15 и црна дупка со маса од 20.000 сончеви маси во збиеното јато Мајал II во галаксијата Андромеда.[44] И Х-зраците и радио оддавањата од Мајал II се во согласност со постоењето ан срдноголема црна дупка.[45]

Овие јата се од особен интерес бидејќи станува збор за првите црни дупки кои се со средна големина, т.ее. се дижат меѓу вообичаените ѕвездени цни дупки и супермасивниит црни дупки коисео јадрата на галксиите. Масата на овие црни дупки е пропорционална на масата на јатата, следејќи шема која е слична кај супермасивните црни дупки и галаксиите во непосредна близина.

тврдењата за постоење на средноголеми црни дупки се сметаат за сомнителни и има одредено неверување во нивното постоење меѓу научниците. Најтешките објекти во јатото се очекува да го населат јадрото на јатото поради масовото одделување. Во трудовите на Холгер Баумгарт и соработниците, односот маса-светлина би требало да нараснува нагло кон центарот на јатото, дури и да не постои црна дупка во M15[46] и Мајал II.[47]

Дијаграм боја-светлинска величина

[уреди | уреди извор]
М5 е збиено јато кое се состои од стотици илијади ѕвезди кои се сврзани заедно преку својата гравитација.[48]

[Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) е график на поголем број на ѕвезди на кои се прикажани светлинската величина на ѕвездите во однос на показателот на боја. Показателот на боја, С−В, е разликата меѓу светлинската величина на ѕвездата во сина светлина, или С, и светлинската величина во видливиот дел (зелено-жолта), или В. големите позитивни вредности уцрвени ѕвезди со мала површинска температура, додека пак негативните вредности укажуваат на сина ѕвезда со потопла површинска температура.

Кога ѕвездите во близина на Сонцето се претставени на ХР-дијаграмот, се добива приказ на ѕвезди со различни маси, старости и состави. Многу од ѕвездите се во близина на кривата со зголемена светлинска величина за топлите ѕвезди, кои се познати како ѕвезди од главната низа. Но дијаграмот вклучува и ѕвезди кои се во подоцнежниот развој и ја напуштиле главната низа.

Бидејжи сите ѕвезди во јатото се на исто растојание од нас, нивните светлински величини се разликуваат според нивната светлинска величина на ист начин. Ѕвездите од главната низа во јатото ќе се движат по линија за која се верува дека е слична за ѕвездите во непосредното соседство. прецизноста и претпоставката е потврдена со споредливите резултати добиени од краткопериодичните променливи ѕвезди, како што се оние од типот на RR Лира и кефеидите, со оние променливи ѕвезди во јатото.[49]

Со споредување на овие криви на ХР- дијаграмот и може да се одреди светлинската величина на ѕвездите од главната низа во јатото. На овој начин се добива претстава за оддалеченоста на јатото, според светлинската величина на ѕвездите. Разликата меѓу релативната и апсолутната светлинска величина, модул на растојание, од кој се добива проценетата оддалеченост од Земјата.[50]

Кога ѕвездите во одредено збиено јато се претстацвени на ХР-дијаграм, во многу случаи ѕвездите се подредуваат на кривата. Ова се разликува од ХР-дијаграмот на ѕвездите во близина на Сонцето бидејќи истите имаат различни старости и потекла. Обликот на кривата е својствен за групирања на ѕвезди кои биле создадени во ист период и од ист материјал, разликувајќи се само по својата пчетна маса. Како што местот на секоја ѕвезда на дијаграмот зависи од староста, обликот на кривата на дијаграмот за збиено јато може да се искористи за да се определи целокупната старост на јатото.[51]

Дијаграм на боја-светлинска величина за збиеното јато M3. Се забележува дека карактеристичното „колено“ на кривата е при светлинска величина 19 каде ѕвездите стануваат џинови дел од ѕвезден развој на една ѕвезда.

Најмасивните ѕвезди од главната низа ќе ја имаат и највисоката светлинска величина, и овие ќе бидат првите кои ќе станат џинови. Како што јатото старее, ѕвездите со помала маса исто така ќе станата џинови. Па така староста на едно јато може да се одреди според ѕвездите кои штотуку почнуваат да стануваат џинови. На овој начин се создава „колено“ во ХР-дијаграмот, кое е закривено кон горе десно од главната низа. Апсолутната светлинска величина е директна математичка функција од староста на јатото, па така може да се нацрта оска на старост паралелна на светлинската величина.

Во продолжение, староста на збиените јата може да се одреди со набљудување на температурата на најладните бели џуџиња. Вообичаената старост за збиените јата е 12,7 милијарди години.[52] Ова е голема разлика во староста со расеаните ѕвездени јата кои се стари само неколку десетици милиони години.

Староста на збиените јата е блиска со староста на целокупниот универзум. Оваа ниска граница била значајна препрека во космологијата. Во почетокот на 90-тите од минатиот век, астрономите се соочиле со пресметките за староста на збиените ѕвездени јата кои имале старост поголема од староста на самиот универзум. Но, подобрите мерења на космолошките параметри на далечно небеснте извидувања од сателитите како COBE го разрешиле овој проблем како и сметачките модели на ѕвездениот развој имаат најразлични модели на мешаање.

Изучувањето на развојот на збиените јадра може да се искористи промената поради почетниот остав на гасот и правта од која се создало јатото. Со други зборови може да се следи промената на потешките елементи во составот на ѕвездите во јатото. Податоците добиени од проучувањата на збиените јата потоа се користат за проучување на развојот на Млечниот Пат како целина.[53]

Кај збиените јата се набљудувани и неколку ѕвезди ко се познати под името сини талкачи, кои ја продолжуваат низата кон посјајните сини ѕвезди. Шптеклото на овие ѕвезди е сеште нејасно, но повеќето модели наведуваат дека овие ѕвезди се резултат на преносот на маса во повеќеѕвездените системи.[54]

Морфологија

[уреди | уреди извор]
NGC 411 е класифицирано како расејано јато.[55]

во споредба со расеаните јата, повеќето збиени јата остануваат гравитациски сврзани за временски периоди слични со староста на поголемиот број на ѕвезди во јатото. Но, можно е да се направи исклучок кога силните плимни заемодејства на некое друо помасивно тело же ги растераат ѕвездите во јатото.

Откако истите се создадени, ѕвездите во збиените јата почнуваат да си заемодејствуваат гравитациски. Како резултат векторите на брзините на ѕвездите постојано се приспособуваат, и ѕвездите ја губат историјата на нивната почетна брзина. Својствениот интервал кога ова се случува е наречен време на релаксација. Ова пак е поврзано со својствената должина на времето потребно на ѕвездата да го измине јатото како и од бројот на сончеви маси во системот.[56] Вредноста на времето на релаксација зависи од јатото, но вредноста е од големина 109 години.

Елиптичност на јатата
Галаксија Елиптичност[57]
Млечен Пат 0.07±0.04
ГМО 0.16±0.05
ММО 0.19±0.06
M31 0.09±0.04

Иако збиените јата се општо топчести во обликот, може да дојде до елиптичност поради плимните заемодејства. Јатата во Млечниот Пат и галаксијата Андромеда се најчесто сплескани сфероиди, додека пак оние во Големиот Магеланов Облак се поелиптични.[58]

Полупречници

[уреди | уреди извор]

Астрономите ја опишуваат морфологијата на збиените јата со употреба на стандардни полупречници. Станува збор за јадрениот полупречник (rj), делотворниот полупречник (rd) и плимниот полупречник (rp). Вкупната сјајност на јатото постепено се намалува со оддалечувањето од јадрото, и јадрениот полупречник е растојанието до кое се намалила сјајноста за половина.[59] Споредливо количество е делотворниот полупречник, или растојанието во кое половина од вкупната сјајност од јатото е впиена. Овој полупречник е скоро секогаш поголем од јадрениот полупречник.

Треба да се има предвид дека делотворниот полупречник ги опфаќа и ѕвездите кои се во надворешните делови на јатото и кои се по должина на правецот на гледање, па теоретичарите би го употребиле и делотворниот масен полупречник (rm), полупречникот од јадрото кои содржи половина од вкупната маса на јатото. Кога делотворниот масен полупречник на јатото е мал во однос на целокупната големина, станува збор за густо јадро. Пример за вакво јато е М3, кое има вкупна видлива величина од околу 18 лачни минути, но делотворен масов полупречник од околу 1,12 лачни минути.[60]

Скоро сите збиени јата имаат делотворен масов полупречник помал од 10 парсеци, иако три познати збиени јата имаат големи полупречници NGC 2419 (Rh = 18 пц) и Паломар 14 (Rh = 25 пц)).[11]

Накрај плимниот полупречник е растојанието од центарот на збиеното јато на кое надворешната гравитација галаксијата има поголемо влијание на ѕвездите во јатото отколку самото јато. Ова е растојанието на кое единечни ѕвезди можат да бидат издвоени од јатото од страна на галаксијата. Плимниот полупречник за M3 е околу 38 лачни минути.

Поделба на масата, сјајност и јадрено рушење

[уреди | уреди извор]

При мерењето на Iкривата на сјајноста на дадено збиено јато како функција од растојанието до јадрото, повеќето јата во Млечниот Пат ја зголемуваат сјајноста како што растојанието се намалува, до одредено растојание до јадрото, по тоа растојание сјајноста се изедначува. Најлесто воа растојание е 1-2 парсеци од јадрото. Но околу 20 % од збиените јата имаат помината низ процес наречен „јадрено рушење“. Кај овие збиени јата, сјајноста продолжува да се зголемува сè до јадрото.[61] Пример за јато на кое му се случило рушење на јадрот е М15.

47 Тукан второто најсјано збиено јато во Млечниот Пат по Омега Кентаур.

Рушењето на јадрото се верува дека се случува кога масивните ѕвезди во збиеното јато се сретнуваат со помалку масивните придружници. Со текот на времето, динамичките процеси предизвикуваат единечните ѕвезди да се преселат од центарот на јатото во надворешноста. Ова доведува до губење на вкупната кинетичка енергија од јадрената област, што доведува останатите ѕвезди во јадрот да зафаќаат покомпактна зафатнина. Кога се случува оваа гавотоплинска нестабилност, средишната област на јатото станува густо населена со ѕвезди и површинската сјајност на јатото добива експоннецјален раст.[62] (Трбда се има предвид дека јадреното рушење не е единствениот механизам кој може да доведе до вака распределба на сјајноста, масивна црна дупка во јадрото моѓе да доведе до експоненцијален раст.)[63] Во текот на долгорочни периоди на врем ова доведува до концентрирање на масивните ѕвезди во близина на јадрото, појава која се нареува поделба на масата.

Динамичкиот топлински ефект на двојните ѕвездени системи го спречува почетното рушење на јатото. Кога ѕвезда минува во близина ан двоен систем, орбитата на двојната ѕвезда се собира, и ослободува енергија. Само кога првичната снабденост со двојни ѕвезди се искорити поради заемодејствата понатамошното рушење на јадрото може да продолжи.[64][65] За споредба, ефектот на плимниот ударен бран како што јатото минува повеќепати низ рамнината на спиралната галаксија го забрзува рушењето на јадрото.[66]

Различните периоди на рушењето на јадрото можат да се поделат во три фази. За време на адолесценцијата, започнува процесот на рушењето на јадрото. Но, заемодејството меѓу двојните ѕвезди го спречуваа понатамошното рушење на јадрото и јатот станува средовечно. Накрај, средишните двојни ѕвезди се или растурени или исфрлени, што доведува до густа населенст на јадрото.

Заемодејството на ѕвездите во јадрото во рушење предизвикува да се создаваат двојни системи. Како што останатите ѕвезди заемодејствуваат со овие блиски двојни ѕвезди, ја зголемуваат енергијата на јадрото, кое предизвикува јатто да се прошири. Бидејќи времето за јадреното рушење е помало од староста на галаксијата, многу од збиените јата можно е да минале низ фазата на рушење на јадрото и потоа повторно се рашириле.[67]

Вселенскиот телескоп Хабл е искористен за да се добијат убедливи докази за ѕвезденото масиво одвјување на збените јата. Потешките ѕвзди ја намалуваат брзината и се населуваат јадрото на јатото, додека пак полесните ѕвезди добиваат брзина и се населуваат во периферијата на јатото. Збиеното јато 47 Тукан, кое се состои од 1 милион ѕвезди, е едно од најгустите збиени јата на јужната полутопка. Ова јато било подложено на интензивно фотографско испитување, кое им овозможило на астрономите да го следат движењето на ѕвездите. Добиени се прецизни брзини за скоро 15.000 ѕвезди во ова јато.[68]

Истражувањата на Џон Фрего од 2008 година во кое се опфатени 13 збиени ѕвездени јата во Млечниот Пат покажале дека три од нив поседуваат голем број на Х-зрачни извори, или рендгенски двојни ѕвезди, што наведува дека овие ѕвездени јата се средновечни. Претходно, овие збиени јата биле класифицирани како стари јата бидејќи имале многу тесни концентрации на ѕвезди во нивните средишта, друг вид на тест кој се користел за одредување на старост на јатата од астрономите. Наодите на повеќето збиени јата, вклучувајќи дека и останатите 10 јата проучувани од Фрего, не се средовечни како што се мислело порано, туку се всушност „адолесценти“.[69]

Вкупните сјајности на збиените јата во Млечниот Пат и во галаксијата Андромеда можат да се моделираат како Гаусови криви. Оваа Гаусова крива може да се претстави како светлинската величина Mv и промената σ2. Оваа распределба на сјајноста на збиените јата е наречена функција на сјајност на збиените јата. (За Млечниот Пат, Mv = −7.20 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1 .)[70] Оваа функција се користи и како стандардна свеќа за мерење на растојанијата до другите галаксии, под претпоставката дека збиените јата во другите галаксии ги следат истите начела како и оние во Млечниот Пат.

Симулации на n-тела

[уреди | уреди извор]

Пресметувањето на заемодејствата меѓу ѕвездите во збиеното јато побарува решавање на проблем кој се нарекува проблем на n-тела. Тоа значи, секоја од ѕвездите во јатото постојано заемодејствуваат со други N−1 ѕвезди, каде N е вкупниот број на ѕвезди во јатото. Потребната сметачка моќ на динамичката симулација се зголемува за пропорционално за N3,[71][72] па за прецизно да се симулираат ѕвездените јата потребната сметачка моќ е огромна.[73] Ефикасен метод за математичко симулирање на проблемот на n-тела во збиеното јато се прави на тој начин што јатот се дели на мали делови со одредена зафатнина и различни вредности за брзините, и употребата на веројатности за да се опише местоположбата на ѕвездите. Движењата се опишани со користење на равенката која се нарекува Фокер-Планкова равенка. Ова може да се разреши со употреба на упростен облик на равенката, или пак со користење на методот Монте Карло со користење на случајни вредности. Но симулацијата станува потешка кога треба да се вклучат ефектите од двојните ѕвезди и заемодејството на надворешните гравитациски сили.[74]

Резултатите од симулациите на n-тела покажале дека ѕвездите може да се движат по невообичаени патеки низ јатото, често образувајќи кругови и најчесто се движат мошне директно кон јадрото отколку кога само една ѕвезда би орбитирала околу тежиште. Во продолжение, поради заемодејствата со другите ѕвезди со што се зголемува брзината, па некои од ѕвездите добиваат доволно енергија за да го науштат јатото. Во долги временски периоди ова би значело дека јатот со тек на времето целосно би се расејало,процес кој се нарекува испарување.[75] Просечниот временски период потребен за расејување на збиеното јато е 1010 години.[56] Во 2010 година се овозможи директно да се пресмета ѕвезда по ѕвезда, симулацијата на n-тела на во текот на животниот век на збиеното јато.[76]

Двојните ѕвезди се значаен дел од вкупното население на ѕвездените системи, околу половина од ѕвездите се двојни ѕвезди. Бројчените симулации на збиените јата покажуваат дека двојните ѕвезди можат да го поткопаат или целосно спречат и го одведат во спротивна насока рушењето на јљадрото на збиените јата. Кога ѕвезда во јатото има средба со двојна ѕвезда, двојната ѕвезда станува поблиска при што се ослободува кинетичка енергија која се додава на единечната ѕвезда. Кога масивните ѕвезди се забрзани во јатото, се намалува собирањето на јадрото и се ограничува рушењето на јадрото.[43]

Конечната судбина на збиеното јато е дека или ќе ги забрза ѕвездите во јадрот предизвикувајќи постојано собирање,[77] или пак постепено отфрлање на ѕвездите од надворешните слоеви.[78]

Неопределени облици

[уреди | уреди извор]
М10 е топка од ѕвезди која се наоѓа на растојание од околу 15.000 сг. од Земјата, во соѕвездието Змијоносец.[79]

Разликата меѓу типовите на јата не е секогаш јасна, и пронајдени се објекти кои се протнуваат низ границите на класификацијата. На пример, BH 176 на јужниот дел од Млечниот Пат има особености на расеано и збиено ѕвездено јато.[80]

Во 2005 година, астрономите откриле целосно нов вид на ѕвездени јата во галасијата Андромеда, кое е, на неколку начини, многу е слично со збиените јата. Новооткриениот вид на јато содржи стотици илијади ѕвезди, сличин број на ѕвезди како и во збиените јата. Јатата споделуваат и други особености со збиените јата како што се ѕвездената населесност и металичноста. Она што ги разликува од збиените јата е дека овие се мошне поголеми, неколку стотини сг. напреку и густината е стотици паи помала. Растојаниата меѓу ѕвездите се многу поголеми во новооткриените издолжени ѕвездени јата. Овие јата според своите особености се наоѓаат меѓу, збиените јата и џуџести сфероидни галаксии.[81]

Не е познато како се создаваат овие јата, но нивното создавање може да се поврзе со она на збиените јата. Бидејќи M31 има такви јата, додека пак Млечниот Пат ги нема, и ова е уште една непознатост која треба да се разјасни. Исто така не е познато дали некоја друга галаксија содржи ваков тип на ѕвездени јата, но би било чудно ако само M31 е единствената галаксија со ваков тип на јато.[81]

Плимни средби

[уреди | уреди извор]

Кога збиените јата има блиска средба со пголема маса, како јадрената област на галаксијата. Разликата во привлечната сила на гравитацијата меѓу дел од јатото најблиску до масата ќе предизвика создавање на плимна сила. „Плимниот ударен бран“ настанува секогаш кога јатото минува низ рамнината на галаксијата.

Како резултата на плимниот ударен бран, можно е да се одвојат ѕвезди од ореолот на јатото, со што останува само јадрото на јатото. Ова плимно заемодејство создава траги од ѕвезди кои се простираат до неколку лачни степени од јатото.[82] Овие издолжувања му претходат и го следат јатото по орбитата. Издолжувањата можат да насоберат значајни делови од оригиналната маса на јатото, и можат да создадат облици налик на грутки.[83]

Збиеното јато Паломар 5, на пример, е во близина на апогалактичката точка во својата орбита откако минало низ Млечниот Пат. Издолжувања можат да се забележат пред и зад орбиталната патека на ова јато, протегајќи се на растојанија од 13.000 сг.[84] Плимните заемодејства го одвекле поголемиот дел од масата на Паломар 5 и понатамошните заемодејства додека минува низ галактичката рамнина се очекува да го престворат јатото во долга линија налик на поток од ѕвезди кои кружат околу галактичкиот ореол.

Плимните заемодејства додаваат кинетичка енергија на збиеното јато, и драматично го зголемуваат испарувањето и намалувањето на големината на јатото.[56] Не само што плимниот ударен бран ги отстранува надворешните ѕвезди од ѕвездените јата, но зголеменото испарување го забрзува процесот на рушење на јадрото. Сличен механизам можно е да функционира во џуџестите сфероидни галаксии како што е џуџестата галаксија Стрелец, која најверојатно минува низ плимно разрушување поради близината до Млечниот Пат.

Орбити

[уреди | уреди извор]

Постојат многу збиени јата со ретрогадна орбита околу Млечниот Пат.[85] Во 2014 година беше откриено хипербрзинско збиено јато околу М 87, кое има брзина која ја надминува брзината потребна за напуштање на M87.[86]

Планети

[уреди | уреди извор]

Во 2000 година, разултатите од потрагата по џиновски планети во збиеното јато 47 Тукан беа објавени. Недостигот од откритија наведува дека присутноста на елементи потребни за изградба на планети би изнесувала 40% од присутноста во Сонцето. Земјовидните планети се изградени од потешки елементи како силициум алуминиум железо и магнезиум. Малото количество на овие елементи во збиените јата значи дека ѕвездите во јатото имаат многу мала шанса да поседуваат планета со маса на Земјата, во споредба со ѕвездите во близина на Сонцето. Оттука ореолот на Млечниот Пат, вклучувајќи ги тука и збиените јата, неможат да поседуваат планета која ќе биде погодна за живот.[87]

И покрај малата можност за создавање на џиновски планети, таков објект е пронајден во збиеното јато М4. Оваа планета е забележана во орбитата на пулсар во двојниот систем PSR B1620-26. Занесувањето и големата наклонетост на орбитата на планетата води кон заклучокот дека оваа планета се создала околу некоја друга ѕвезда во јатото, за подоцна да биде заробена од пулсарот.[88] Можноста за блиска средба меѓу ѕвездите во збиеното јато може да го наруши планетарниот систем, и некои од планетите да го напуштат системот и да станат слободни планети. Дури и орбитите на блиско-орбиталните планети можат да бидат нарушени, што може да доведе до распад на орбитата и зголемување на занесувањето и плимните ефекти.[89]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ The Hubble Heritage team (1999-07-01). „Hubble Images a Swarm of Ancient Stars“. HubbleSite News Desk. Space Telescope Science Institute. Посетено на 2006-05-26.
  2. ↑ Harris, William E. (February 2003). „CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS: THE DATABASE“. Посетено на 23 декември 2009.
  3. ↑ Frommert, Hartmut (August 2007). „Milky Way Globular Clusters“. SEDS. Посетено на 2008-02-26.
  4. ↑ 4,0 4,1 Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). „The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies“. Astrophysical Journal, Part 1. 384: 50–61. Bibcode:1992ApJ...384...50A. doi:10.1086/170850.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  5. ↑ Barmby, P.; Huchra, J. P. (2001). „M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness“. The Astronomical Journal. 122 (5): 2458–2468. arXiv:astro-ph/0107401. Bibcode:2001AJ....122.2458B. doi:10.1086/323457.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)[мртва врска]
  6. ↑ McLaughlin, Dean E. ; Harris, William E.; Hanes, David A. (1994). „The spatial structure of the M87 globular cluster system“. Astrophysical Journal. 422 (2): 486–507. Bibcode:1994ApJ...422..486M. doi:10.1086/173744.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  7. ↑ Dauphole, B.; Geffert, M.; Colin, J.; Ducourant, C.; Odenkirchen, M.; Tucholke, H.-J.; Geffert; Colin; Ducourant; Odenkirchen; Tucholke (1996). „The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient“. Astronomy and Astrophysics. 313: 119–128. Bibcode:1996A&A...313..119D.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  8. ↑ Harris, William E. (1991). „Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 29 (1): 543–579. Bibcode:1991ARA&A..29..543H. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002551.
  9. ↑ Dinescu, D. I.; Majewski, S. R.; Girard, T. M.; Cudworth, K. M. (2000). „The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy“. The Astronomical Journal. 120 (4): 1892–1905. arXiv:astro-ph/0006314. Bibcode:2000astro.ph..6314D. doi:10.1086/301552.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  10. ↑ Lotz, Jennifer M.; Miller, Bryan W.; Ferguson, Henry C. (September 2004). „The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos“. The Astrophysical Journal. 613 (1): 262–278. arXiv:astro-ph/0406002. Bibcode:2004ApJ...613..262L. doi:10.1086/422871.
  11. ↑ 11,0 11,1 van den Bergh, Sidney (November 2007). „Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, in press. 385 (1): L20. arXiv:0711.4795. Bibcode:2008MNRAS.385L..20V. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x.
  12. ↑ Sharp, N. A. „M22, NGC6656“. REU program/NOAO/AURA/NSF. Архивирано од изворникот на 2014-10-17. Посетено на 2006-08-16.
  13. ↑ 13,0 13,1 Boyd, Richard N. (2008). An introduction to nuclear astrophysics. University of Chicago Press. стр. 376. ISBN 0-226-06971-0.
  14. ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1998). Globular cluster systems. Cambridge astrophysics series. 30. Cambridge University Press. стр. 2. ISBN 0-521-55057-2.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  15. ↑ Shapley, Harlow (1918). „Globular Clusters and the Structure of the Galactic System“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 30 (173): 42+. Bibcode:1918PASP...30...42S. doi:10.1086/122686.
  16. ↑ Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). „Harlow Shapley and Globular Clusters“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 77 (458): 336–46. Bibcode:1965PASP...77..336S. doi:10.1086/128229.
  17. ↑ Piotto, G.; и др. (May 2007). „A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808“. The Astrophysical Journal. 661 (1): L53–L56. arXiv:astro-ph/0703767. Bibcode:2007ApJ...661L..53P. doi:10.1086/518503.
  18. ↑ Chaboyer, B. „Globular Cluster Age Dating“. Astrophysical Ages and Times Scales, ASP Conference Series. 245. стр. 162–172. Bibcode:2001ASPC..245..162C.
  19. ↑ Piotto, Giampaolo (June 2009). „Observations of multiple populations in star clusters“. The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. 258. стр. 233–244. Bibcode:2009IAUS..258..233P. doi:10.1017/S1743921309031883.
  20. ↑ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L. (2007-05-02). „Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster“. Hubble News Desk. Посетено на 2007-05-01.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  21. ↑ Amaro-Seoane, P.; Konstantinidis, S.; Brem, P.; Catelan, M. (2013). „Mergers of multimetallic globular clusters: the role of dynamics“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (1): 809. Bibcode:2013MNRAS.435..809A. doi:10.1093/mnras/stt1351.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  22. ↑ „This Star Cluster Is Not What It Seems“. www.eso.org. European Southern Observatory. Посетено на 12 September 2014.
  23. ↑ Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N. (1999). „A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas“. Astrophysical Journal. 480 (2): 235. Bibcode:1997ApJ...480..235E. doi:10.1086/303966.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  24. ↑ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (April 1, 2010). „A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies“. arXiv:1004.0137 [astro-ph.CO]. A possible explanation is that both large black-hole masses and large globular cluster populations are associated with recent major mergers.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  25. ↑ „Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way“. ESO. 2005-03-22. Архивирано од изворникот на 2007-04-09. Посетено на 2007-03-20.
  26. ↑ „ESA/Hubble Picture of the Week“. Engulfed by Stars Near the Milky Way’s Heart. Посетено на 28 June 2011.
  27. ↑ Talpur, Jon (1997). „A Guide to Globular Clusters“. Keele University. Посетено на 2007-04-25.
  28. ↑ University of Durham - Department of Physics - The Hertzsprung-Russell Diagram of a Globular Cluster
  29. ↑ ESO - eso0107 - Ashes from the Elder Brethren
  30. ↑ Sigurdsson, Steinn (1992). „Planets in globular clusters?“. Astrophysical Journal. 399 (1): L95–L97. Bibcode:1992ApJ...399L..95S. doi:10.1086/186615.
  31. ↑ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E.; Joshi; Rasio; Thorsett (1999). „Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System“. Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union. 105: 525. arXiv:astro-ph/9605141. Bibcode:1996astro.ph..5141A.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  32. ↑ Bekki, K.; Freeman, K. C. (December 2003). „Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 346 (2): L11–L15. arXiv:astro-ph/0310348. Bibcode:2003MNRAS.346L..11B. doi:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  33. ↑ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (January 25, 2010). „Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters“. arXiv:1001.4289 [astro-ph.GA].CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  34. ↑ van der Marel, Roeland (2002-03-03). „Black Holes in Globular Clusters“. Space Telescope Science Institute. Посетено на 2006-06-08.
  35. ↑ „Spot the Difference — Hubble spies another globular cluster, but with a secret“. Picture of the Week. ESA/Hubble. Посетено на 5 October 2011.
  36. ↑ Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004). An introduction to the sun and stars. Cambridge University Press. стр. 240. ISBN 0-521-54622-2.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  37. ↑ 37,0 37,1 van Albada, T. S.; Baker, Norman (1973). „On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters“. Astrophysical Journal. 185: 477–498. Bibcode:1973ApJ...185..477V. doi:10.1086/152434.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  38. ↑ Buonanno, R., Corsi, C.E., Pulone, L. (1995). „ESO 280-SC06“. Astronomical Journal. Посетено на 2014-04-19.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  39. ↑ „ESO 280-SC06“. Globular cluster ESO 280-SC06, in Ara. Посетено на 2014-04-19.
  40. ↑ Harris, W. E. (1976). „Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center“. Astronomical Journal. 81: 1095–1116. Bibcode:1976AJ.....81.1095H. doi:10.1086/111991.
  41. ↑ Lee, Y. W.; Yoon, S. J. (2002). „On the Construction of the Heavens“. An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way. 297 (5581): 578–81. arXiv:astro-ph/0207607. Bibcode:2002Sci...297..578Y. doi:10.1126/science.1073090. PMID 12142530.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  42. ↑ Leonard, P. J. t. (1989). „Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem“. The Astrophysical Journal. 98: 217. Bibcode:1989AJ.....98..217L. doi:10.1086/115138.
  43. ↑ 43,0 43,1 Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). „A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters“. Mercury. 28: 26. Bibcode:1999Mercu..28d..26M. Архивирано од изворникот на 2006-05-21. Посетено на 2006-06-02.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  44. ↑ Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H. (2002-09-17). „Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places“. HubbleSite. Space Telescope Science Institute. Посетено на 2006-05-25.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  45. ↑ Finley, Dave (2007-05-28). „Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates“. NRAO. Посетено на 2007-05-29.
  46. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). „On the Central Structure of M15“. Astrophysical Journal Letters. 582 (1): 21. arXiv:astro-ph/0210133. Bibcode:2003ApJ...582L..21B. doi:10.1086/367537.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  47. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). „A Dynamical Model for the Globular Cluster G1“. Astrophysical Journal Letters. 589 (1): 25. arXiv:astro-ph/0301469. Bibcode:2003ApJ...589L..25B. doi:10.1086/375802. Посетено на 2006-09-13.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  48. ↑ „Cosmic fairy lights“. ESA/Hubble Picture of the Week. Посетено на 29 April 2014.
  49. ↑ Shapley, H. (1917). „Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III“. Astrophysical Journal. 45: 118–141. Bibcode:1917ApJ....45..118S. doi:10.1086/142314.
  50. ↑ Martin, Schwarzschild (1958). Structure and Evolution of Stars. Princeton University Press. ISBN 0-486-61479-4.
  51. ↑ Sandage, A.R. (1957). „Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3“. Astrophysical Journal. 126: 326. Bibcode:1957ApJ...126..326S. doi:10.1086/146405.
  52. ↑ Hansen, B. M. S.; Brewer, J.; Fahlman, G. G.; Gibson, B. K.; Ibata, R.; Limongi, M.; Rich, R. M.; Richer, H. B.; Shara, M. M.; Stetson, P. B. (2002). „The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4“. Astrophysical Journal Letters. 574 (2): L155. arXiv:astro-ph/0205087. Bibcode:2002ApJ...574L.155H. doi:10.1086/342528.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  53. ↑ (1 март 2001). "Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters". Соопштение за печат.  посет. 26 мај 2006 г Архивирано на 15 јуни 2006 г. „архивски примерок“. Архивирано од изворникот на 2006-06-15. Посетено на 2014-09-20.
  54. ↑ Leonard, Peter J. T. (1989). „Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem“. The Astronomical Journal. 98: 217–226. Bibcode:1989AJ.....98..217L. doi:10.1086/115138.
  55. ↑ „Appearances can be deceptive“. ESO Picture of the Week. Посетено на 12 February 2013.
  56. ↑ 56,0 56,1 56,2 Benacquista, Matthew J. (2006). „Globular cluster structure“. Living Reviews in Relativity. Архивирано од изворникот на 2006-10-13. Посетено на 2006-08-14.
  57. ↑ Staneva, A.; Spassova, N.; Golev, V. (1996). „The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 116 (3): 447–461. Bibcode:1996A&AS..116..447S. doi:10.1051/aas:1996127.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  58. ↑ Frenk, C. S.; White, S. D. M. (1980). „The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (3): L39–L42. arXiv:astro-ph/9702024. Bibcode:1997astro.ph..2024G.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  59. ↑ Kenneth Janes (November 2000). „Star Clusters“ (PDF). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. стр. 2. Посетено на 26 March 2014.
  60. ↑ Buonanno, R.; Corsi, C. E.; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, F. R.; Fusi Pecci, F.; Corsi; Buzzoni; Cacciari; Ferraro; Fusi Pecci (1994). „The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars“. Astronomy and Astrophysics. 290: 69–103. Bibcode:1994A&A...290...69B.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  61. ↑ Djorgovski S.; King I. R. (1986). „A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters“. Astrophysical Journal. 305: L61–L65. Bibcode:1986ApJ...305L..61D. doi:10.1086/184685.
  62. ↑ Ashman Keith M.; Zepf Stephen E. (1998). Globular cluster systems. Cambridge astrophysics series. 30. Cambridge University Press. стр. 29. ISBN 0-521-55057-2.
  63. ↑ Binney James; Merrifield Michael (1998). Galactic astronomy. Princeton series in astrophysics. Princeton University Press. стр. 371. ISBN 0-691-02565-7.
  64. ↑ Vanbeveren, D. (2001). The influence of binaries on stellar population studies. Astrophysics and space science library. 264. Springer. стр. 397. ISBN 0-7923-7104-6.
  65. ↑ Spitzer, L. Jr. (4 јуни 1986). „Dynamical Evolution of Globular Clusters“. Во P. Hut; S. McMillan (уред.). The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics, Proceedings of a Workshop Held at the Institute for Advanced Study. 267. Princeton, USA: Springer-Verlag, Berlin Heidelberg New York. стр. 3. Bibcode:1986LNP...267....3S. doi:10.1007/BFb0116388.
  66. ↑ Gnedin Oleg Y.; Lee Hyung Mok; Ostriker Jeremiah P. (September 1999). „Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters“. The Astrophysical Journal. 522 (2): 935–949. arXiv:astro-ph/9806245. Bibcode:1999ApJ...522..935G. doi:10.1086/307659.
  67. ↑ Bahcall, John N.; Piran, Tsvi; Weinberg, Steven (2004). Dark matter in the universe (2. изд.). World Scientific. стр. 51. ISBN 981-238-841-9.
  68. ↑ „Stellar Sorting in Globular Cluster 47“. Hubble News Desk. 2006-10-04. Посетено на 2006-10-24.
  69. ↑ Baldwin, Emily (2008-04-29). „Old globular clusters surprisingly young“. Astronomy Now Online. Архивирано од изворникот на 2008-05-02. Посетено на 2008-05-02.
  70. ↑ Secker, Jeff (1992). „A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution“. Astronomical Journal. 104 (4): 1472–1481. Bibcode:1992AJ....104.1472S. doi:10.1086/116332.
  71. ↑ Benacquista, Matthew J. (2002-02-20). „Relativistic Binaries in Globular Clusters: 5.1 N-body“. Living Reviews in Relativity. Архивирано од изворникот на 2016-03-03. Посетено на 2006-10-25.
  72. ↑ Hut, Piet; Makino, Jun. „Maya Open Lab“. The Art of Computational Science. Архивирано од изворникот на 2012-02-05. Посетено на 2012-03-26.
  73. ↑ Heggie, D. C.; Giersz, M.; Spurzem, R.; Takahashi, K. (1998). „Dynamical Simulations: Methods and Comparisons“. Во Johannes Andersen (уред.). Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997. Kluwer Academic Publishers. стр. 591. Bibcode:1997astro.ph.11191H.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  74. ↑ Benacquista, Matthew J. (2006). „Relativistic Binaries in Globular Clusters“. Living Reviews in Relativity. 9. Архивирано од изворникот на 2006-03-03. Посетено на 2014-09-20.
  75. ↑ J. Goodman and P. Hut, уред. (1985). Dynamics of Star Clusters (International Astronomical Union Symposia). Springer. ISBN 90-277-1963-2.
  76. ↑ Hasani Zonoozi, Akram; и др. (March 2011). „Direct N-body simulations of globular clusters – I. Palomar 14“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 411 (3): 1989–2001. arXiv:1010.2210. Bibcode:2011MNRAS.411.1989Z. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17831.x.
  77. ↑ Zhou, Yuan; Zhong, Xie Guang (June 1990). „The core evolution of a globular cluster containing massive black holes“. Astrophysics and Space Science. 168 (2): 233–241. Bibcode:1990Ap&SS.168..233Y. doi:10.1007/BF00636869.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  78. ↑ Pooley, Dave. „Globular Cluster Dynamics: the importance of close binaries in a real N-body system“. UW-Madison. Архивирано од изворникот на 2010-06-19. Посетено на 2008-12-11.
  79. ↑ „Globular Cluster M10“. ESA/Hubble Picture of the Week. Посетено на 18 June 2012.
  80. ↑ Ortolani, S.; Bica, E.; Barbuy, B.; Bica; Barbuy (1995). „BH 176 and AM-2: globular or open clusters?“. Astronomy and Astrophysics. 300: 726. Bibcode:1995A&A...300..726O.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  81. ↑ 81,0 81,1 Huxor, A. P.; Tanvir, N. R.; Irwin, M. J.; R. Ibata (2005). „A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360 (3): 993–1006. arXiv:astro-ph/0412223. Bibcode:2005MNRAS.360.1007H. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  82. ↑ Lauchner, A.; Wilhelm, R.; Beers, T. C.; Allende Prieto, C. (December 2003). „A Search for Kinematic Evidence of Tidal Tails in Globular Clusters“. American Astronomical Society Meeting 203, #112.26. American Astronomical Society. Bibcode:2003AAS...20311226L.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  83. ↑ Di Matteo, P.; Miocchi, P.; Capuzzo Dolcetta, R. (May 2004). „Formation and Evolution of Clumpy Tidal Tails in Globular Clusters“. American Astronomical Society, DDA meeting #35, #03.03. American Astronomical Society. Bibcode:2004DDA....35.0303D.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  84. ↑ Staude, Jakob (2002-06-03). „Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way“. Image of the Week. Sloan Digital Sky Survey. Посетено на 2006-06-02.
  85. ↑ Kravtsov, V. V. (2001). „Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies of the Outer Galactic Halo: on the Putative Scenario of their Formation“ (PDF). Astronomical and Astrophysical Transactions. 20 (1): 89–92. Bibcode:2001A&AT...20...89K. doi:10.1080/10556790108208191. Посетено на 2010-03-02.
  86. ↑ Nelson Caldwell (CfA), Jay Strader (Michigan St), Aaron J. Romanowsky (San Jose St/Santa Cruz), Jean P. Brodie (Santa Cruz), Ben Moore (Zurich), Jurg Diemand (Zurich), Davide Martizzi (Berkeley) (25 February 2014). „A Globular Cluster Toward M87 with a Radial Velocity < -1000 km/s: The First Hypervelocity Cluster“. arXiv:1402.6319. Bibcode:2014arXiv1402.6319C. Наводот journal бара |journal= (help)CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  87. ↑ Gonzalez, Guillermo; Brownlee, Donald; Ward, Peter (July 2001). „The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution“. Icarus. 152 (1): 185–200. arXiv:astro-ph/0103165. Bibcode:2001Icar..152..185G. doi:10.1006/icar.2001.6617.
  88. ↑ Sigurdsson, S.; и др. (2008). Fischer, D.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E.; Wolszczan, A. (уред.). „Extreme Solar Systems, ASP Conference Series, proceedings of the conference held 25-29 June, 2007, at Santorini Island, Greece“. Extreme Solar Systems. 398: 119. Bibcode:2008ASPC..398..119S.
  89. ↑ Spurzem, R.; и др. (May 2009). „Dynamics of Planetary Systems in Star Clusters“. The Astrophysical Journal. 697 (1): 458–482. arXiv:astro-ph/0612757. Bibcode:2009ApJ...697..458S. doi:10.1088/0004-637X/697/1/458.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Сврзани
Несврзани
Изгледно групирани
Список
M1 • M2 • M3 • M4 • M5 • M6 • M7 • M8 • M9 • M10 • M11 • M12 • M13 • M14 • M15 • M16 • M17 • M18 • M19 • M20 • M21 • M22 • M23 • M24 • M25 • M26 • M27 • M28 • M29 • M30 • M31 • M32 • M33 • M34 • M35 • M36 • M37 • M38 • M39 • M40 • M41 • M42 • M43 • M44 • M45 • M46 • M47 • M48 • M49 • M50 • M51 • M52 • M53 • M54 • M55 • M56 • M57 • M58 • M59 • M60 • M61 • M62 • M63 • M64 • M65 • M66 • M67 • M68 • M69 • M70 • M71 • M72 • M73 • M74 • M75 • M76 • M77 • M78 • M79 • M80 • M81 • M82 • M83 • M84 • M85 • M86 • M87 • M88 • M89 • M90 • M91 • M92 • M93 • M94 • M95 • M96 • M97 • M98 • M99 • M100 • M101 • M102 • M103 • M104 • M105 • M106 • M107 • M108 • M109 • M110
Поврзано
Книга: „Месјеови објекти“ Категорија: Месјеови објекти Портал: „Астрономија“
Нормативна контрола


Статијата „Збиено ѕвездено јато“ е избрана статија. Ве повикуваме и Вас да напишете и предложите избрана статија (останати избрани статии).
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Збиено_ѕвездено_јато&oldid=5258275“