Жұлдыздардың шар тәрізді жиынтығы

Кіріспе

Сфералық жұлдыздар жиынтығы

Бір шар тәрізді шоқ – Омега Центавр ежелгі заманда байқалған және ұзақ уақыт бойы жұлдыз деп есептелгенмен, шоқтардың нағыз табиғатын тану 17 ғасырда телескоптардың пайда болуымен мүмкін болды. Телескоп арқылы жасалған алғашқы бақылауларда шарлы шоқтар тұманды шашақтар сияқты көрінді, осының нәтижесінде француз астрономы Шарль Мессье олардың көптегенін кометалармен шатастыруға болатын астрономиялық нысандардың каталогына қосты. Үлкен телескоптарды пайдаланған 18 ғасырдың астрономдары шарлы шоқтардың көптеген жеке жұлдыздардан тұратын топтар екенін анықтады. 20 ғасырдың басында аспандағы шарлы шоқтардың таралуы Күннің Көше жолының ортасынан алыс екенін көрсететін алғашқы дәлелдердің бірі болды. Шарлы шоқтар дерлік барлық галактикаларда кездеседі. Көше жолы сияқты спиральді галактикаларда олар көбінесе галактиканың сыртқы сфералық бөлігінде – галактикалық галода орналасқан. Олар жұлдыздар шоғырының ең ірі және ең массивті түрі болып табылады, әдетте ескірек, тығыз және спиральді галактикалардың дискілерінде кездесетін ашық шоқтарға қарағанда ауыр элементтердің азырақ мөлшерін қамтиды. Көше жолында 150-ден астам белгілі шарлы шоқ бар, және одан да көп болуы мүмкін. Шарлы шоқтардың пайда болуы және галактикалық эволюциядағы олардың рөлі әлі де анық емес. Кейбіреулері өздерінің галактикаларындағы, тіпті ғаламдағы ең көне нысандардың қатарына жатады, бұл ғаламның жасын бағалауға шектеулер қояды. Бұрын жұлдыз шоқтары бір жұлдыз туатын тұмандықтан бір уақытта пайда болған жұлдыздардан тұрады деп есептелген, бірақ шарлы шоқтардың көбісі әртүрлі уақытта пайда болған немесе әртүрлі құрамға ие жұлдыздарды қамтиды. Кейбір шоқтарда жұлдыз түзілудің бірнеше эпизоды болған болуы мүмкін, ал кейбіреулері ірі галактикалар тартып алған кіші галактикалардың қалдықтары болуы мүмкін.

Жіктеу

Кейіннен Шаплиге кластерлерді зерттеуде Генриетта Суоп пен Хелен Сойер Хогг көмектесті. 1927–1929 жылдары Шапли мен Сойер жұлдыздардың әрбір ядроға қарай шоғырлану дәрежесі бойынша кластерлерді жіктеді. Олардың жүйесі – Шапли-Сойер шоғырлану класы деп аталады, ең шоғырланған кластерлер I классқа, ал ең тарағандары XII классқа жатады. 2015 жылы Чилидің Католиктік понтификалық университетінің астрономдары бақылау деректеріне сүйене отырып, шарлы кластерлердің жаңа түрін ұсынды: қараңғы шарлы кластерлер.

Құрылу

Глобулярлық шоғырлардың қалыптасуы жетік түсініксіз. Глобулярлық шоғырлар дәстүрлі түрде бір ғана алып молекулалық бұлттан пайда болған қарапайым жұлдыздар популяциясы ретінде сипатталған, демек, шамамен біркелкі жас және металдық құрамымен (олардың құрамындағы ауыр элементтердің үлесі) ерекшеленеді. Қазіргі заманғы байқаулар көрсеткендей, барлық глобулярлық шоғырлардың құрамында бірнеше популяция бар; мысалы, Үлкен Магеллан бұлтындағы (LMC) глобулярлық шоғырлар бимодальды популяцияны көрсетеді. Жастық шағында бұл LMC шоғырлары жұлдыздардың екінші буын пайда болуын тудырған алып молекулалық бұлттармен кездескен болуы мүмкін. Бұл жұлдыз құру кезеңі көптеген глобулярлық шоғырлардың жасына қарағанда салыстырмалы түрде қысқа. Бұл жұлдыз популяцияларының көптігі динамикалық текті болуы мүмкін деген гипотеза бар. Мысалы, Антенналар галактикасында Хаббл ғарыш телескопы галактикада жүздеген парсекке созылған шоғырлардың аймақтарын байқады, онда көптеген шоғырлар соқтығысып, бірігуі мүмкін. Олардың жас диапазоны және (мүмкін) металдық құрамы популяцияның бимодальды немесе тіпті көптеген таралуына ие шоғырларға әкелуі мүмкін. Глобулярлық шоғырларды байқау көрсеткендей, олардың жұлдыздары негізінен жұлдыз құру тиімділігі жоғары аймақтардан және жұлдызаралық орта тығыздығы жоғары аймақтардан пайда болған. Глобулярлық шоғырлардың қалыптасуы жұлдыз жарлымы аймақтарында және өзара әрекеттесетін галактикаларда кең таралған. Кейбір глобулярлық шоғырлар, әдетте, кішкентай галактикаларда пайда болып, Сүт Жолына қосылу үшін күштердің әсерінен алыстатылған болуы мүмкін. Эллипстік және линза тәрізді галактикаларда олардың орталықтарындағы супермассивті қара тесіктердің (SMBH) массасы мен олардың глобулярлық шоғыр жүйелерінің көлемі арасында байланыс бар. Мұндай галактикадағы SMBH массасы галактиканың глобулярлық шоғырларының жалпы массасына жуық болуы мүмкін. Белгілі глобулярлық шоғырлардың ешқайсысы белсенді жұлдыз құру процесін көрсетпейді, бұл глобулярлық шоғырлар әдетте өз галактикаларындағы ең көне нысандар болып табылады және жұлдыздардың алғашқы жиынтықтарының бірі екенін көрсетеді. Сүт Жолындағы Вестерлунд 1 сияқты, жұлдыз құрудың өте үлкен аймақтары – супержұлдыздар шоғыры глобулярлық шоғырлардың алғы құрылымы болуы мүмкін. Сүт Жолының көптеген глобулярлық шоғырлары кері орбитамен қозғалады (яғни галактиканың айналу бағытына қарама-қарсы бағытта айналады), соның ішінде ең ірісі – Омега Центавр. Оның кері орбитасы оның Сүт Жолының тартып алған кішкентай галактикасының қалдығы болуы мүмкін екенін көрсетеді.

The formation of globular clusters is poorly understood. Globular clusters have traditionally been described as a simple star population formed from a single giant molecular cloud, and thus with roughly uniform age and metallicity (proportion of heavy elements in their composition). Modern observations show that nearly all globular clusters contain multiple populations; the globular clusters in the Large Magellanic Cloud (LMC) exhibit a bimodal population, for example. During their youth, these LMC clusters may have encountered giant molecular clouds that triggered a second round of star formation. This star forming period is relatively brief, compared with the age of many globular clusters. It has been proposed that this multiplicity in stellar populations could have a dynamical origin. In the Antennae Galaxy, for example, the Hubble Space Telescope has observed clusters of clustersregions in the galaxy that span hundreds of parsecs, in which many of the clusters will eventually collide and merge. Their overall range of ages and (possibly) metallicities could lead to clusters with a bimodal, or even multiple, distribution of populations. Observations of globular clusters show that their stars primarily come from regions of more efficient star formation, and from where the interstellar medium is at a higher density, as compared to normal star forming regions. Globular cluster formation is prevalent in starburst regions and in interacting galaxies. Some globular clusters likely formed in dwarf galaxies and were removed by tidal forces to join the Milky Way. In elliptical and lenticular galaxies there is a correlation between the mass of the supermassive black holes (SMBHs) at their centers and the extent of their globular cluster systems. The mass of the SMBH in such a galaxy is often close to the combined mass of the galaxy's globular clusters. No known globular clusters display active star formation, consistent with the hypothesis that globular clusters are typically the oldest objects in their galaxy and were among the first collections of stars to form. Very large regions of star formation known as super star clusters, such as Westerlund 1 in the Milky Way, may be the precursors of globular clusters. Many of the Milky Way's globular clusters have a retrograde orbit (meaning that they revolve around the galaxy in the reverse of the direction the galaxy is rotating), including the most massive, Omega Centauri. Its retrograde orbit suggests it may be a remnant of a dwarf galaxy captured by the Milky Way.

Құрамы

Шарықты шоғырлар әдетте жүздеген мыңдаған аз металл мөлшерлі, ескі жұлдыздардан тұрады. Шарықты шоғырдағы жұлдыздар спиральді галактиканың орталық бөлігіндегі жұлдыздарға ұқсас, бірақ олар сфералық шоғырға шоғырланған, онда жарықтың жартысы тек бірнешеден ондаған парсек радиусының ішінде шығарылады. Барлық газ бен шаң бұрын жұлдыздарға айналған немесе массивті бірінші буын жұлдыздармен шоғырдан тысқары шашылған деп есептеледі. Күннің маңындағы жұлдыз тығыздығы шамамен 0,1 жұлдыз/пк құрайды. Шарықты шоғырдағы жұлдыздар арасындағы қалыпты қашықтық шамамен бір жарық жылы, бірақ оның ядросында жұлдыздар арасындағы арақашықтық шамамен жарық жылының үштен бірін құрайды, бұл Күннің ең жақын маңайдағы жұлдызы Проксима Центавраға қарағанда он үш есе жақын. Шарықты шоғырлар планеталық жүйелер үшін қолайсыз орындар саналады. Тығыз шоғырлардың ядроларындағы планеталар орбиталары, өтетін жұлдыздардың гравитациялық бұзылыстарының салдарынан динамикалық тұрақсыз болады. 47 Тукан сияқты тығыз шоғырдың ядросында орналасқан жұлдыздың айналасында бір астрономиялық бірлікте айналатын планета тек жүз миллион жылдай ғана сақтала алады. M4 шарлы шоғырына жататын пульсардың (PSRB1620-26) айналасында планеталық жүйе бар, бірақ бұл планеталар пульсардың пайда болуына себеп болған оқиғадан кейін қалыптасқан болуы мүмкін. Кейбір шарықты шоғырлар, мысалы, Көкжол галактикасындағы Омега Центавр және Андромеда галактикасындағы Майалл II, өте массивті, бірнеше миллион күн массасын құрайды және бірнеше жұлдыз популяциясына ие. Екеуі де үлкен галактикалар жұтып алған кіші галактикалардың ядроларынан пайда болған, аса массивті шарықты шоғырлардың болуын көрсетеді. Көкжол галактикасындағы шарықты шоғырлардың шамамен төрттен бірі осылай пайда болған болуы мүмкін, ал Андромеданың сыртқы галосындағы шарықты шоғырлардың 60% -тан астамы да осылай пайда болған.

Ауыр элементтердің мөлшері

Шарықты шоғырлар әдетте II популяция жұлдыздарынан тұрады, олар Күн сияқты I популяция жұлдыздарымен салыстырғанда сутек пен гелийдің жоғары үлесіне ие және ауыр элементтердің төмен үлесіне ие. Астрономдар бұл ауыр элементтерді металлдар деп атайды (материалдық ұғымнан ерекшеленеді) және осы элементтердің пропорцияларын металдық деп атайды. Жұлдыздық нуклеосинтез арқылы өндірілген металдар жұлдыздар аралық ортаға қайта өңделеді және жұлдыздардың жаңа буынына кіреді. Металдардың үлесі жұлдыздың жасын қарапайым модельдерде көрсетеді, ал ескі жұлдыздардың металдық мөлшері төмен болады. Голландтық астроном Питер Остерхофф шарлы шоғырлардың екі ерекше популяциясын байқады, олар Остерхофф топтары деп аталды. Екінші топта RR Lyrae өзгермелі жұлдыздарының сәл ұзағырақ периоды бар. Екі топта да металл элементтерінің спектроскопиялық өлшеу бойынша төмен үлесі болса да, Остерхоффтың I (OoI) типіндегі жұлдыздар шоғырындағы металл спектрлік сызықтары II (OoII) типіндегі жұлдыздар сияқты әлсіз емес, ал II типті жұлдыздар металға кедей (мысалы, ESO 280 SC06). Бұл екі ерекше популяция көптеген галактикаларда, әсіресе эллипстік галактикаларда байқалды. Екі топ та ғаламның өзі сияқты ескі және ұқсас жаста. Бұл қосалқы популяцияларды түсіндіруге ұсынылатын сценарийлерге газға бай галактикалардың бірігуі, кішкентай галактикалардың жұтылуы және бір галактикада жұлдыздардың пайда болуының бірнеше фазалары жатады. Құс жолында металлға кедей шоғырлар галомен, ал металлға бай шоғырлар галактиканың орталық бөлігімен байланысты. Құс жолындағы металлға кедей шоғырлардың басым көпшілігі галактиканың галосының сыртқы бөлігіндегі жазықтықта орналасады. Бұл байқау II типті шоғырлар бұрын ойлағандай, Құс жолының шарлы шоғырлар жүйесінің ең көне мүшелері емес, бір серік галактикасынан тартылған деген пікірді қолдайды. Екі шоғырдың айырмашылығы екі галактиканың шоғыр жүйелерін қалыптастырған уақыт аралығындағы уақыт кешіктірімімен түсіндіріледі.

Globular clusters normally consist of Population II stars which, compared with Population I stars such as the Sun, have a higher proportion of hydrogen and helium and a lower proportion of heavier elements. Astronomers refer to these heavier elements as metals (distinct from the material concept) and to the proportions of these elements as the metallicity. Produced by stellar nucleosynthesis, the metals are recycled into the interstellar medium and enter a new generation of stars. The proportion of metals can thus be an indication of the age of a star in simple models, with older stars typically having a lower metallicity. The Dutch astronomer Pieter Oosterhoff observed two special populations of globular clusters, which became known as Oosterhoff groups. The second group has a slightly longer period of RR Lyrae variable stars. While both groups have a low proportion of metallic elements as measured by spectroscopy, the metal spectral lines in the stars of Oosterhoff typeI (OoI) cluster are not quite as weak as those in typeII (OoII),), while typeII stars are metal poor (e. g. ESO 280 SC06). These two distinct populations have been observed in many galaxies, especially massive elliptical galaxies. Both groups are nearly as old as the universe itself and are of similar ages. Suggested scenarios to explain these subpopulations include violent gas rich galaxy mergers, the accretion of dwarf galaxies, and multiple phases of star formation in a single galaxy. In the Milky Way, the metal poor clusters are associated with the halo and the metal rich clusters with the bulge. A large majority of the metal poor clusters in the Milky Way are aligned on a plane in the outer part of the galaxy's halo. This observation supports the view that typeII clusters were captured from a satellite galaxy, rather than being the oldest members of the Milky Way's globular cluster system as was previously thought. The difference between the two cluster types would then be explained by a time delay between when the two galaxies formed their cluster systems.

Экзотикалық компоненттер

Жұлдыздардың өзара тығыз әрекеттері мен дерлік соқтығысуы шарықты шоғырлардағы жұлдыздардың жоғары тығыздығының салдарынан салыстырмалы түрде жиі кездеседі. Осы кездейсоқ кездесулер көк артта қалған жұлдыздар, миллисекундтық пульсарлар және төмен массалы рентгендік екіжұлдыздар сияқты жұлдыздардың ерекше түрлеріне әкеледі, олар шарықты шоғырларда жиірек кездеседі. Көк артта қалған жұлдыздардың қалай пайда болатыны әлі анық емес, бірақ көптеген модельдер оларды жұлдыздар арасындағы әрекеттесулерге жатқызады, мысалы, жұлдыздық бірігу, бір жұлдыздан екіншісіне материалдың ауысуы немесе тіпті екі екіжұлды жүйе арасындағы кездесу. Нәтижесінде пайда болған жұлдыздың температурасы ұқсас жарықтығы бар шоғырдың басқа жұлдыздарына қарағанда жоғары болады, сондықтан ол шоғырдың пайда болу кезінде қалыптасқан негізгі тізбектегі жұлдыздардан ерекшеленеді. Кейбір шоғырларда көк артта қалған жұлдыздардың екі бөлек тізбегі бар, біреуі екіншісінен көк түсті. Бірақ бұл мәлімдемеге қарсылық білдіріледі. Егер расталса, қара тесік шоғырдың ортасында болады және қызыл шеңбермен шектелген әсер аймағына (қара тесік) ие болады. Астрономдар 1970 жылдан бері шарықты шоғырларда қара тесіктерді іздеп келеді. Бұл міндет үшін қажетті ажыратымдылық өте жоғары; алғашқы мәлімделген жаңалықтар тек 2002 және 2003 жылдары Хаббл ғарыш телескопы (HST) арқылы жасалды. HST байқауларына сүйене отырып, басқа зерттеушілер М15 шарықты шоғырындағы (күн массасы) аралық массалы қара тесік пен Андромеда галактикасының Майолл II шоғырындағы қара тесіктің бар екендігін ұсынды. MayallII-ден шығатын рентген және радио сәулелері аралық массалы қара тесікке сәйкес келеді; алайда, бұл мәлімделген байқаулар даулы. Шарықты шоғырлардағы ең ауыр денелер массалық бөлінудің салдарынан шоғырдың ортасына қарай жылжуы күтілуде. Бір зерттеу тобы масса мен жарық арақатынасы M15 және Mayall II-де қара тесік болмаса да, шоғырдың ортасына қарай күрт өсуі керек екенін атап өтті. 2018 жылғы байқаулар кез келген шарықты шоғырда, соның ішінде M15-те аралық массалы қара тесіктің болуын растамады, бірақ белгілі бір массасы бар қара тесікті толығымен жоққа шығара алмады. Соңында, 2023 жылы HST және Gaia ғарыш кемесінен алынған деректерді талдау ең жақын шарықты шоғыр Мессье 4-тің ортасында шамамен артық масса бар екенін көрсетті, ол кеңейтілмеген сияқты. Бұл орташа массалы қара тесіктің кинематикалық дәлелі болуы мүмкін.

Close interactions and near collisions of stars occur relatively often in globular clusters because of their high star density. These chance encounters give rise to some exotic classes of starssuch as blue stragglers, millisecond pulsars, and low mass X ray binarieswhich are much more common in globular clusters. How blue stragglers form remains unclear, but most models attribute them to interactions between stars, such as stellar mergers, the transfer of material from one star to another, or even an encounter between two binary systems. The resulting star has a higher temperature than other stars in the cluster with comparable luminosity and thus differs from the main sequence stars formed early in the cluster's existence. Some clusters have two distinct sequences of blue stragglers, one bluer than the other. but this claim is contested. If confirmed, the black hole would be in the center of the cluster, and would have a sphere of influence (black hole) limited by the red circle.]] Astronomers have searched for black holes within globular clusters since the 1970s. The required resolution for this task is exacting; it is only with the Hubble Space Telescope (HST) that the first claimed discoveries were made, in 2002 and 2003. Based on HST observations, other researchers suggested the existence of a (solar masses) intermediate mass black hole in the globular cluster M15 and a black hole in the Mayall II cluster of the Andromeda Galaxy. Both X ray and radio emissions from MayallII appear consistent with an intermediate mass black hole; however, these claimed detections are controversial. The heaviest objects in globular clusters are expected to migrate to the cluster center due to mass segregation. One research group pointed out that the mass to light ratio should rise sharply towards the center of the cluster, even without a black hole, in both M15 and Mayall II. Observations from 2018 find no evidence for an intermediate mass black hole in any globular cluster, including M15, but cannot definitively rule out one with a mass of Finally, in 2023, an analysis of HST and the Gaia spacecraft data from the closest globular cluster, Messier 4, revealed an excess mass of roughly in the center of this cluster, which appears to not be extended. This could thus be the best kinematic evidence for an intermediate mass black hole

Герцспринг-Расселл диаграммалары

Глобулярлық шоғырлардың Герцспрунг-Расселл диаграммалары (ГР диаграммалары) астрономдарға олардың жұлдыздар популяцияларының көптеген қасиеттерін анықтауға мүмкіндік береді. ГР диаграммасы – жұлдыздардың үлкен үлгісінің графигі, онда олардың абсолютті шамасы (олардың жарықтығы немесе стандартты қашықтықтан өлшенген жарқырауы) түс индексінің функциясы ретінде кескінделген. Түс индексі, шамамен айтқанда, жұлдыздың түсін өлшейді; оң түс индексі салқын бет температурасы бар қызыл жұлдызды, ал теріс мәндер ыстық бет температурасы бар көк жұлдызды көрсетеді. ГР диаграммасындағы жұлдыздар көбінесе жоғарғы сол жақтағы ыстық, жарқын жұлдыздардан төменгі оң жақтағы салқын, әлсіз жұлдыздарға қарай бағытталған, шамамен қисық сызық бойымен орналасқан. Бұл сызық негізгі тізбек деп аталады және жұлдыз эволюциясының бастапқы кезеңін көрсетеді. Диаграммада сонымен қатар эволюцияның кейінгі сатыларындағы жұлдыздар да бар, мысалы салқын, бірақ жарқын қызыл алыптар. ГР диаграммасын құру үшін байқалатын жұлдыздарға дейінгі қашықтықты білу қажет, осылайша көрінетін шаманы абсолютті шамаға айналдыруға болады. Глобулярлық шоғырдағы барлық жұлдыздар Жерден шамамен бірдей қашықтықта болғандықтан, олардың байқалатын шамаларын пайдаланатын түс-жарқындық диаграммасы, ГР диаграммасының ығысқан нұсқасына ұқсайды (олардың көрінетін және абсолютті шамалары арасындағы шамамен тұрақты айырмашылыққа байланысты). Бұл ығыс қашықтық модулі деп аталады және шоғырдың қашықтығын есептеу үшін қолданылуы мүмкін. Модульді шоғырдың түс-жарқындық диаграммасының ерекшеліктерін, басқа жұлдыздар жиынтығының ГР диаграммасындағы сәйкес ерекшеліктерімен салыстыру арқылы анықтайды. Бұл әдіс спектроскопиялық параллакс немесе негізгі тізбекті сәйкестендіру деп аталады.

Қасиеттері

Көмбелі шоғырлар бір гигант молекулалық бұлттан бірден пайда болғандықтан, шоғырдағы жұлдыздардың жасы мен құрамы шамамен бірдей болады. Жұлдыздың эволюциясы негізінен оның бастапқы массасымен анықталады, сондықтан шоғырдың H–R (Герцшпрунг-Рассел) немесе түс-шама диаграммасындағы жұлдыздардың орналасуы көбінесе олардың бастапқы массаларын көрсетеді. Сондықтан шоғырдың H–R диаграммасы әртүрлі жастағы жұлдыздарды қамтитын H–R диаграммаларынан мүлдем өзгеше көрінеді. Көмбелі шоғырлардың H–R диаграммаларындағы барлық жұлдыздар жақсы анықталған қисық сызыққа түседі, ал қисықтың пішіні шоғырдың жасын көрсетеді. Егжей-тегжейлі H–R диаграммасы көбінесе бірнеше жұлдыздық популяцияларды көрсетеді, бұл жақын орналасқан қисықтардың болуымен анықталады, олардың әрқайсысы сәл өзгеше жастағы немесе құрамы бар жұлдыздардың ерекше популяциясына сәйкес келеді. Негізгі тізбектегі ең массивті жұлдыздар ең жоғары жарықтылыққа ие және ең алдымен алып жұлдыз сатысына қарай эволюциялайды. Шоғырдың жасы ұлғайған сайын, массасы бірте-бірте төмендейтін жұлдыздар да солай болады. Сондықтан, бір популяцияның жасын анықтау үшін, алып жұлдыз сатысына кіре бастаған жұлдыздарды іздеу жеткілікті, олар H–R диаграммасында "тізе" құрайды – негізгі тізбек сызығынан оң жаққа және жоғары қарай иіліс, осыған байланысты негізгі тізбек бұрылысы деп аталады. Бұл иілістегі абсолютті шама тікелей шоғырдың жасына байланысты; жас шкаласын шамаға параллель ось бойынша салуға болады. Сонымен қатар, шоғырдағы жұлдыздардың H–R диаграммасындағы орналасуы (қашықтық индикаторларының жарықтығын қоса алғанда) байқаулардың қателіктеріне ұшырауы мүмкін. Мұндай әсерлердің бірі – бірігу (blending) – шарлы шоғырлардың ядролары соншалықты тығыз болғанда пайда болады, байқаулар бірнеше жұлдызды бір нысан ретінде көреді. Осылайша, бір ғана жұлдыздың өлшенген жарықтығы дұрыс емес, өйткені бірнеше жұлдыздың жарығы қосылғандықтан, ол тым жоғары болады. Нәтижесінде, есептелген қашықтық дұрыс емес, сондықтан бірігу әсері ғарыштық қашықтық сатысына жүйелі қателіктер енгізе алады және ғаламның жасын және Хаббл тұрақтысын бағалауда бұрмалауға әкелуі мүмкін.

Since globular clusters form at once from a single giant molecular cloud, a cluster's stars have roughly the same age and composition. A star's evolution is primarily determined by its initial mass, so the positions of stars in a cluster's H–R or color–magnitude diagram mostly reflect their initial masses. A cluster's H–R diagram, therefore, appears quite different from H–R diagrams containing stars of a wide variety of ages. Almost all stars fall on a well defined curve in globular cluster H–R diagrams, and that curve's shape indicates the age of the cluster. A more detailed H–R diagram often reveals multiple stellar populations as indicated by the presence of closely separated curves, each corresponding to a distinct population of stars with a slightly different age or composition. The most massive main sequence stars have the highest luminosity and will be the first to evolve into the giant star stage. As the cluster ages, stars of successively lower masses will do the same. Therefore, the age of a single population cluster can be measured by looking for those stars just beginning to enter the giant star stage, which form a "knee" in the H–R diagram called the main sequence turnoff, bending to the upper right from the main sequence line. The absolute magnitude at this bend is directly a function of the cluster's age; an age scale can be plotted on an axis parallel to the magnitude. Further, the placements of the cluster stars in an H–R diagram (including the brightnesses of distance indicators) can be influenced by observational biases. One such effect, called blending, arises when the cores of globular clusters are so dense that observations see multiple stars as a single target. The brightness measured for that seemingly single star is thus incorrecttoo bright, given that multiple stars contributed. In turn, the computed distance is incorrect, so the blending effect can introduce a systematic uncertainty into the cosmic distance ladder and may bias the estimated age of the universe and the Hubble constant.

Салдарлар

Көк жұлдыздар HR диаграммасында негізгі тізбектен жарық, көк түсті жұлдыздарға қарай бұрылатын қатар ретінде көрінеді. Ашық шоғырлар салыстырмалы түрде жарты миллиард жылдан ескі болмайды. Көгершін шоғырларының жасы бүкіл ғаламның жасына төменгі шек қояды, бұл космологияда маңызды шектеу тудырады. Астрономдар бұрын космологиялық модельдеріне қарамастан, ескірек шоғырлардың жасын анықтаумен күрескен, бірақ терең ғарыш зерттеулері мен спутниктер арқылы космологиялық параметрлерді дәл өлшеу бұл мәселені шешкендей. Көмбелі шоғырларды зерттеу, жұлдыздардың эволюциясына газ бен шаңның құрамының қалай әсер ететінін түсіндіреді; жұлдыздардың эволюциялық траекториялары ауыр элементтердің мөлшеріне байланысты өзгеріп отырады. Осы зерттеулерден алынған деректер бүкіл Күн жүйесінің эволюциясын зерттеу үшін пайдаланылады.

Морфология

+ Көгершінді шоғырлардың эллиптикалықтығыГалактикаЭллиптикалықШымыр жолы0.07±0.04LMC0.16±0.05SMC0.19±0.06M310.09±0.04 Ашық шоғырлардан өзгеше, көптеген көгершінді шоғырлар өз жұлдыздарының өмір сүру мерзіміне шамалас уақыт ішінде гравитациялық байланыста қалады. Басқа ірі денелермен күшті гравитациялық өзара әрекеттесулер кейбір жұлдыздардың таралуына алып келеді, нәтижесінде шоғырдан жұлынып шыққан жұлдыздардың "көгершінді құйрықтары" пайда болады. Қалыптасқаннан кейін, көгершінді шоғырдағы жұлдыздар бір-бірімен гравитациялық әсерлесе бастайды. Жұлдыздардың жылдамдықтары үнемі өзгереді және олар бастапқы жылдамдықтары туралы жадты жоғалтады. Бұл процеске қажетті уақыт – релаксация уақыты, ол жұлдыздың шоғырды кесіп өтуге қажетті уақытына және жұлдыздық массалар санына байланысты. Релаксация уақыты шоғырдан шоғырға өзгереді, бірақ әдетте бір миллиард жылға жуық болады. Көгершінді шоғырлар көбінесе шар тәрізді болғанымен, гравитациялық өзара әрекеттесулер эллиптикалық пішіннің пайда болуына себеп болуы мүмкін. Шымыр жолы мен Андромеда галактикаларындағы шоғырлар көбінесе сопақта шарлар пішіндес, ал Үлкен Магеллан бұлтындағылары көбірек эллипстік.

Радий

Астрономдар шарлы шоғырдың морфологиясын (формасын) стандартты радиустар арқылы сипаттайды: өзек радиусы (rc), жартылай жарық радиусы (rh) және толқындық немесе Якоби радиусы (rt). Радиус физикалық қашықтық ретінде немесе аспандағы бұрыш ретінде берілуі мүмкін. Өзекке дейінгі радиусты қарастыра отырып, шоғырдың беттік жарықтығы қашықтықпен бірқалыпты түрде кемиді, ал өзек радиусы – беттік жарықтықтың жартысына дейін төмендеген қашықтық. Салыстыратын шама – жартылай жарық радиусы, яғни шоғырдың жалпы жарықтығының жартысын қамтитын өзекке дейінгі қашықтық; жартылай жарық радиусы әдетте өзек радиусынан үлкен болады. Көптеген шарлы шоғырлардың жартылай жарық радиусы он парсекке (pc) жетпейді, бірақ кейбір шарлы шоғырлардың радиусы өте үлкен, мысалы NGC 2419 (rh = 18 pc) және Palomar 14 (rh = 25 pc). Жартылай жарық радиусы шоғырдың сыртқы бөлігіндегі жұлдыздарды қамтиды, олар көру сызығы бойында орналасқан, сондықтан теоретиктер жартылай масса радиусын (rm) қолданады – шоғырдың жалпы массасының жартысын қамтитын өзекке дейінгі радиус. Жалпы көлеміне қатысты жартылай масса радиусы кішкентай болса, онда өзек тығыз екенін көрсетеді. Мысалы, Мессье 3 (M3) шамамен 18 доға минутына тең жалпы көрінетін өлшемге ие, бірақ жартылай масса радиусы бар болғаны 1,12 доға минуты. Толқын радиусы немесе Хилл сферасы – бұл галактиканың сыртқы гравитациясы шоғырдағы жұлдыздарға шоғырдың өзінен гөрі күштірек әсер ететін шарлы шоғырдың ортасынан басталатын қашықтық. Бұл шоғырға жататын жеке жұлдыздарды галактикадан бөліп алуға болатын қашықтық. Мысалы, M3 толқын радиусы шамамен қырық доға минуты немесе шамамен 113 pc-қа тең.

Массалық бөліну, жарықтылық және өзектің ыдырауы

Көптеген Күн жүйесі шоғырларында, шарлық шоғырдың беткі жарықтығы ядроға қашықтық азайған сайын алдымен артады, содан кейін ядродан шамамен 1–2 парсек қашықтықта тұрақтанады. Шарлық шоғырлардың шамамен 20%-ы «ядроның құлдырауы» деп аталатын процеске ұшырайды. Мұндай шоғырдағы жарықтық ядроға қарай үздірілмей өседі. Шарлық шоғырлардың модельдері ядроның құлдырауын шоғырдағы ауыр жұлдыздардың жеңіл әріптестерімен кездесуінен туындайды деп болжайды. Уақыт өте келе, динамикалық процестер жеке жұлдыздардың шоғырдың ортасынан сыртқа жылжуына себеп болады, нәтижесінде ядролық аймақтан кинетикалық энергияның жоғалуы және қалған жұлдыздардың ықшам көлемде орналасуына әкеледі. Бұл гравитотермиялық тұрақсыздық туындағанда, шоғырдың орталық аймағы жұлдыздармен тығыз толады, ал шоғырдың беткі жарықтығы қуат заңына сәйкес келеді. Ядродағы массивті қара тесік те жарықтық құлдырауын тудыруы мүмкін. Ұзақ уақыт бойы бұл ядроға жақын ауыр жұлдыздардың шоғырлануына алып келеді, бұл құбылыс массалық бөліну деп аталады. Екілік жұлдыз жүйелерінің динамикалық қыздыру әсері шоғырдың бастапқы ядролық құлдырауын болдырмауға көмектеседі. Жұлдыз екілік жүйеге жақын өткенде, соңғы жұптың орбитасы энергияны босатып, қысқарады. Осы бастапқы энергия қоры таусылғаннан кейін ғана ядроның терең құлдырауы жүреді. Керісінше, шарлық галактикалардың жазықтығы арқылы шарлық шоғырдың қайталап өтуінен туындайтын толқындық соққылар ядроның құлдырауын айтарлықтай жеделдетеді. Ядроның құлдырауы үш кезеңге бөлінеді. Шоғырдың жас кезінде ядроның құлдырауы ядроға ең жақын жұлдыздардан басталады. Екілік жұлдыз жүйелерінің өзара әрекеттесуі шоғыр орта жасқа келгенде одан әрі құлдырауға жол бермейді. Орталық екілік жүйелер бұзылады немесе шығарылады, нәтижесінде ядрода тығыз шоғырлану пайда болады. Құлаған ядро аймағындағы жұлдыздардың өзара әрекеттесуі тығыз екілік жүйелердің пайда болуына себеп болады. Басқа жұлдыздар осы тығыз екілік жүйелермен әрекеттескенде, олар ядродағы энергияны арттырады, бұл шоғырдың қайта кеңеюіне әкеледі. Галактиканың ядросының құлдырау уақыты әдетте галактиканың жасынан кем болғандықтан, галактиканың көптеген шарлық шоғыры ядроның құлдырау кезеңінен өтіп, содан кейін қайта кеңейген болуы мүмкін. Хаббл телескопы осы жұлдыз массасын сұрыптау процесінің сенімді байқау дәлелін ұсынды. Ауыр жұлдыздар баяулап, шоғырдың ортасында жиналады, ал жеңіл жұлдыздар жылдамдығын арттырып, шоғырдың шетінде көбірек уақыт өткізеді. Шамамен бір миллион жұлдыздан тұратын 47 Тукан шоғыры Оңтүстік жарты шардағы ең тығыз шарлық шоғырлардың бірі. Бұл шоғырдың шамамен он бес мың жұлдызының нақты жылдамдықтарын анықтаған интенсивті фотосуретке түсірілген зерттеу жүргізілді. Күн жүйесі мен Андромеда галактикасындағы шарлық шоғырлардың жалпы жарықтығы шамамен Гаусс таралымын көрсетеді, орташа шамасы Mv және σ2 дисперсиясы бар. Бұл шарлық шоғырлардың жарықтығының таралуы Шарлық шоғырлардың жарықтылық функциясы (GCLF) деп аталады. Күн жүйесі үшін Mv = -7.29 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1. GCLF басқа галактикаларға дейінгі қашықтықты өлшеу үшін «стандартты шам» ретінде қолданылды, алыстағы галактикалардағы шарлық шоғырлар Күн жүйесіндегідей әрекет етеді деген болжаммен.

In most Milky Way clusters, the surface brightness of a globular cluster as a function of decreasing distance to the core first increases, then levels off at a distance typically 1–2 parsecs from the core. About 20% of the globular clusters have undergone a process termed "core collapse". The luminosity in such a cluster increases steadily all the way to the core region. Models of globular clusters predict that core collapse occurs when the more massive stars in a globular cluster encounter their less massive counterparts. Over time, dynamic processes cause individual stars to migrate from the center of the cluster to the outside, resulting in a net loss of kinetic energy from the core region and leading the region's remaining stars to occupy a more compact volume. When this gravothermal instability occurs, the central region of the cluster becomes densely crowded with stars, and the surface brightness of the cluster forms a power law cusp. A massive black hole at the core could also result in a luminosity cusp. Over a long time, this leads to a concentration of massive stars near the core, a phenomenon called mass segregation. The dynamical heating effect of binary star systems works to prevent an initial core collapse of the cluster. When a star passes near a binary system, the orbit of the latter pair tends to contract, releasing energy. Only after this primordial supply of energy is exhausted can a deeper core collapse proceed. In contrast, the effect of tidal shocks as a globular cluster repeatedly passes through the plane of a spiral galaxy tends to significantly accelerate core collapse. Core collapse may be divided into three phases. During a cluster's adolescence, core collapse begins with stars nearest the core. Interactions between binary star systems prevents further collapse as the cluster approaches middle age. The central binaries are either disrupted or ejected, resulting in a tighter concentration at the core. The interaction of stars in the collapsed core region causes tight binary systems to form. As other stars interact with these tight binaries they increase the energy at the core, causing the cluster to re expand. As the average time for a core collapse is typically less than the age of the galaxy, many of a galaxy's globular clusters may have passed through a core collapse stage, then re expanded. The HST has provided convincing observational evidence of this stellar mass sorting process in globular clusters. Heavier stars slow down and crowd at the cluster's core, while lighter stars pick up speed and tend to spend more time at the cluster's periphery. The cluster 47 Tucanae, made up of about one million stars, is one of the densest globular clusters in the Southern Hemisphere. This cluster was subjected to an intensive photographic survey that obtained precise velocities for nearly fifteen thousand stars in this cluster. The overall luminosities of the globular clusters within the Milky Way and the Andromeda Galaxy each have a roughly Gaussian distribution, with an average magnitude Mv and a variance σ2. This distribution of globular cluster luminosities is called the Globular Cluster Luminosity Function (GCLF). For the Milky Way, Mv = −7.29 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1. The GCLF has been used as a "standard candle" for measuring the distance to other galaxies, under the assumption that globular clusters in remote galaxies behave similarly to those in the Milky Way.

N-денелік симуляциялар

Көгершін шоғырындағы жұлдыздар арасындағы гравитациялық өзара әрекеттестікті есептеу N дене проблемасын шешуді қажет етеді. Динамикалық модельдеу үшін қарапайым есептеу шығыны N² (N – нысандар саны) пропорциясына сәйкес өседі, сондықтан мыңдаған жұлдыздардан тұратын шоқты дәл модельдеу үшін қажетті есептеу ресурстары өте көп болуы мүмкін. Көгершін шоғырының N дене динамикасын модельдеудің тиімді әдісі – оны шағын көлемдерге және жылдамдық диапазондарына бөлу, сондай-ақ жұлдыздардың орналасуын сипаттау үшін ықтималдықтарды пайдалану. Олардың қозғалысы Фокер-Планк теңдеуі арқылы сипатталады, көбінесе масса тығыздығын радиус функциясы ретінде сипаттайтын модель қолданылады, мысалы, Пламмер моделі. Екілік жұлдыздардың әсерін және сыртқы гравитациялық күштермен (мысалы, Күн жүйесі галактикасынан) өзара әрекеттесуді ескергенде модельдеу қиындайды. 2010 жылы төмен тығыздықтағы көгершін шоғырының өмірлік эволюциясы жұлдыздан-жұлдызға есептелді. Аяқталған N дене модельдеулері жұлдыздардың шоқтың ішінде ерекше жолдармен қозғалатынын көрсетті, көбінесе циклдар құрап, орталық массаны айналатын жалғыз жұлдызға қарағанда ядроға тікелей түседі. Сонымен қатар, кейбір жұлдыздар гравитациялық өзара әрекеттесулер нәтижесінде жылдамдығы жеткілікті түрде артып, шоқтың тартылысынан қашуға жетеді. Ұзақ уақыт өте бұл процесс шоқтың ыдырауына алып келеді, бұл процесс булану деп аталады. Көгершін шоғырының булануына кеткен орташа уақыт 10¹⁰ жылды құрайды, немесе оның сыртқы қабаттарынан жұлдыздардың біртіндеп төгілуі. Екілік жұлдыздар жұлдыздық жүйелердің маңызды бөлігін құрайды, барлық далалық жұлдыздардың және ашық шоғыр жұлдыздарының жартысына дейін екілік жүйелерде кездеседі. Көгершін шоғырындағы қазіргі екілік бөлшекті өлшеу қиын, ал олардың бастапқы екілік бөлшегі туралы кез келген ақпарат кейінгі динамикалық эволюция кезінде жоғалады. Көгершін шоғырларын сандық модельдеу екілік жұлдыздардың ядролық құлдырау процесін тежеуге және тіпті кері қайтаруға қабілетті екенін көрсетті. Шоқтың ішіндегі жұлдыз екілік жүйемен гравитациялық кездесу кезінде, екілік жүйе тығыз байланысқа түсіп, жалғыз жұлдызға кинетикалық энергия берілуі мүмкін. Бұл процестер нәтижесінде шоқтың ірі жұлдыздарының жылдамдығы артып, ядродағы ықшамдану төмендеп, ядроның құлдырауы шектеледі.

Computing the gravitational interactions between stars within a globular cluster requires solving the N body problem. The naive computational cost for a dynamic simulation increases in proportion to N 2 (where N is the number of objects), so the computing requirements to accurately simulate a cluster of thousands of stars can be enormous. A more efficient method of simulating the N body dynamics of a globular cluster is done by subdivision into small volumes and velocity ranges, and using probabilities to describe the locations of the stars. Their motions are described by means of the Fokker–Planck equation, often using a model describing the mass density as a function of radius, such as a Plummer model. The simulation becomes more difficult when the effects of binaries and the interaction with external gravitation forces (such as from the Milky Way galaxy) must also be included. In 2010 a low density globular cluster's lifetime evolution was able to be directly computed, star by star. Completed N body simulations have shown that stars can follow unusual paths through the cluster, often forming loops and falling more directly toward the core than would a single star orbiting a central mass. Additionally, some stars gain sufficient energy to escape the cluster due to gravitational interactions that result in a sufficient increase in velocity. Over long periods of time this process leads to the dissipation of the cluster, a process termed evaporation. The typical time scale for the evaporation of a globular cluster is 1010 years. or gradual shedding of stars from its outer layers. Binary stars form a significant portion of stellar systems, with up to half of all field stars and open cluster stars occurring in binary systems. The present day binary fraction in globular clusters is difficult to measure, and any information about their initial binary fraction is lost by subsequent dynamical evolution. Numerical simulations of globular clusters have demonstrated that binaries can hinder and even reverse the process of core collapse in globular clusters. When a star in a cluster has a gravitational encounter with a binary system, a possible result is that the binary becomes more tightly bound and kinetic energy is added to the solitary star. When the massive stars in the cluster are sped up by this process, it reduces the contraction at the core and limits core collapse.

Аралық нысандар

Кластерлік жіктеу әрқашан нақты бола бермейді; бірнеше санатқа жататын объектілер табылды. Мысалы, Құс жолының оңтүстік бөлігіндегі BH 176 ашық және шар тәрізді шоғырдың ерекшеліктерін көрсетеді. 2005 жылы астрономдар Андромеда галактикасының галосында шар тәрізді шоғырға ұқсас, жаңа, "кеңейтілген" типтегі жұлдыздар шоғырын анықтады. Жаңа табылған үш шоғырдың жұлдыз саны шар тәрізді шоғырлармен салыстырылады және жұлдыз популяциясы мен металдық сияқты басқа да қасиеттерін бөліседі, бірақ бірнеше жүз жарық жылына жететін үлкен өлшемдерімен және жүз есе төмен тығыздықпен ерекшеленеді. Олардың жұлдыздары үлкен арақашықтықта орналасқан; параметрлік тұрғыдан қарағанда, бұл шоғырлар шар тәрізді шоғыр мен кішкентай шар тәрізді галактика арасында жатыр. Осы кеңейтілген шоғырлардың пайда болуы аккрециямен байланысты болуы мүмкін. Құс жолында мұндай шоғырлардың неге жоқ екені белгісіз; Андромеда мұндай шоғырларды құрайтын жалғыз галактика болмауы мүмкін, бірақ олардың басқа галактикаларда болуы әлі белгісіз. Толқындық әсерлер шоғырдың галосынан жұлдыздарды тартып алып, шоғырдың тек ядролық бөлігін қалдырады; осы жұлдыз іздері шоғырдан бірнеше градусқа дейін созылуы мүмкін. Бұл құйрықтар әдетте шоғырдың орбитасы бойымен оның алдында да, артында да орналасады және шоғырдың бастапқы массасының маңызды бөлігін жинақтап, іріктемелерге ұқсас құрылымдарды қалыптастырады. Мысалы, Palomar 5 шар тәрізді шоғыры Құс жолы арқылы өтіп кеткеннен кейін орбитасының апогалактикалық нүктесіне жақын орналасқан. Бұл шоғырдың орбиталық жолының алдыңғы және артқы бөліктеріне қарай жұлдыздар ағындары 13 000 жарық жылына дейін созылады. Толқындық өзара әрекеттесу Palomar 5-тің массасының көп бөлігін жойды; Галактикалық орталықпен болашақ өзара әрекеттесу оны Құс жолының галосында айналатын жұлдыздардың ұзақ ағынына айналдыруы мүмкін. Құс жолы Ақсақал ағыны арқылы Ақсақал кішкентай шар тәрізді галактикасынан жұлдыздар мен шар тәрізді шоғырларды тартып алу процесінде. Құс жолының сыртқы галосындағы шар тәрізді шоғырлардың шамамен 20% осы галактикада пайда болған болуы мүмкін. Мысалы, Palomar 12 Ақсақал кішкентай шар тәрізді галактикасында пайда болған, бірақ қазір Құс жолымен байланысты. Осы сияқты толқындық әсерлер шар тәрізді шоғырға кинетикалық энергияны қосып, булану жылдамдығын күрт арттырады және шоғырдың өлшемін кішірейтеді.

Cluster classification is not always definitive; objects have been found that can be classified in more than one categories. For example, BH 176 in the southern part of the Milky Way has properties of both an open and a globular cluster. In 2005 astronomers discovered a new, "extended" type of star cluster in the Andromeda Galaxy's halo, similar to the globular cluster. The three new found clusters have a similar star count as globular clusters and share other characteristics, such as stellar populations and metallicity, but are distinguished by their larger sizeseveral hundred light years acrossand some hundred times lower density. Their stars are separated by larger distances; parametrically, these clusters lie somewhere between a globular cluster and a dwarf spheroidal galaxy. The formation of these extended clusters is likely related to accretion. It is unclear why the Milky Way lacks such clusters; Andromeda is unlikely to be the sole galaxy with them, but their presence in other galaxies remains unknown. Tidal shocks can pull stars away from the cluster halo, leaving only the core part of the cluster; these trails of stars can extend several degrees away from the cluster. These tails typically both precede and follow the cluster along its orbit and can accumulate significant portions of the original mass of the cluster, forming clump like features. The globular cluster Palomar 5, for example, is near the apogalactic point of its orbit after passing through the Milky Way. Streams of stars extend outward toward the front and rear of the orbital path of this cluster, stretching to distances of 13,000 light years. Tidal interactions have stripped away much of Palomar5's mass; further interactions with the galactic core are expected to transform it into a long stream of stars orbiting the Milky Way in its halo. The Milky Way is in the process of tidally stripping the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy of stars and globular clusters through the Sagittarius Stream. As many as 20% of the globular clusters in the Milky Way's outer halo may have originated in that galaxy. Palomar 12, for example, most likely originated in the Sagittarius Dwarf Spheroidal but is now associated with the Milky Way. Tidal interactions like these add kinetic energy into a globular cluster, dramatically increasing the evaporation rate and shrinking the size of the cluster.

Планеталар

Астрономдар шар тәрізді жұлдыз шоғырындағы жұлдыздардың экзопланеталарын іздестіруде. 2000 жылы 47 Туканае шарлы шоғырындағы алып планеталарды іздеу сәтсіз аяқталды, бұл осы планеталарды құру үшін қажетті ауыр элементтердің шамасы – шарлы шоғырлардағыдай – Күннің шамасының кем дегенде 40% болуы керектігін көрсетеді. Жер тәрізді планеталар кремний, темір және магний сияқты ауыр элементтерден құралғандықтан, осы шоғырдың жұлдыздарында Жер массасымен тең планеталардың пайда болу ықтималдығы Күн жүйесіндегі жұлдыздарға қарағанда әлдеқайда төмен. Сондықтан шарлы шоғырларда тіршілікке жарамды жер планеталарының болуы күмәнді. Месие 4 шарлы шоғырында PSR B1620-26 екі жұлдыздық жүйедегі пульсардың айналасында айналып жүрген алып планета табылды. Планетаның эксцентрлі және жоғары бұрышты орбитасы оның бұл шоғырдағы басқа жұлдыздың шамасында пайда болып, кейіннен қазіргі орналасуына "ауысқан" болуы мүмкін екенін ұсынады. Шарлы шоғырлардағы жұлдыздардың жақын арадағы қақтығыстары планеталық жүйелерді бұзуы мүмкін; кейбір планеталар галактикада жалғыз қалып, адасқан планеталарға айналады. Жұлдыздарына жақын айналып жүрген планеталар бұзылуға ұшырауы мүмкін, бұл орбитаның ыдырауына және орбиталық эксцентрицитет пен гравитациялық әсердің күшеюіне алып келуі мүмкін. 2024 жылы "M62H" пульсарының жанынан газды алып планета немесе қоңыр жұлдыз табылды, атауынан-ақ бұл планеталық жүйенің Мессье 62 шарлы шоғына жататыны белгілі болады.