Шаровые скопления звёзд: происхождение, структура и эволюция.

Введение

Сферическое скопление звезд

Хотя одно шаровое скопление, Омега Центавра, наблюдалось в древности и долгое время считалось звездой, понимание истинной природы этих скоплений пришло с появлением телескопов в XVII веке. В ранних телескопических наблюдениях шаровые скопления выглядели как размытые пятна, что побудило французского астронома Шарля Мессье включить многие из них в свой каталог астрономических объектов, которые он мог спутать с кометами. Используя более мощные телескопы, астрономы XVIII века установили, что шаровые скопления – это группы, состоящие из множества отдельных звезд. В начале XX века распределение шаровых скоплений в небе стало одним из первых свидетельств того, что Солнце находится далеко от центра Млечного Пути. Шаровые скопления встречаются почти во всех галактиках. В спиральных галактиках, таких как Млечный Путь, они в основном располагаются во внешней сфероидальной части галактики – галактическом гало. Это самый крупный и массивный тип звездных скоплений, как правило, более старый, плотный и с меньшим содержанием тяжелых элементов, чем рассеянные скопления, которые обычно встречаются в дисках спиральных галактик. В Млечном Пути известно более 150 шаровых скоплений, и их может быть гораздо больше. Происхождение шаровых скоплений и их роль в галактической эволюции остаются неясными. Некоторые из них являются одними из самых старых объектов в своих галактиках и даже во Вселенной, что ограничивает оценки возраста Вселенной. Ранее считалось, что звездные скопления состоят из звезд, образовавшихся одновременно из одной звездообразующей туманности, но почти все шаровые скопления содержат звезды, сформировавшиеся в разное время или имеющие различный химический состав. Некоторые скопления могли переживать несколько эпизодов звездообразования, а другие могут быть остатками меньших галактик, захваченных более крупными галактиками.

Классификация

Шапли позже помогали в его исследованиях скоплений Генриетта Суоп и Хелен Сойер Хогг. В 1927–1929 годах Шапли и Сойер классифицировали скопления по степени концентрации звезд к их ядрам. Их система, известная как класс концентрации Шапли–Сойера, определяет наиболее концентрированные скопления как класс I и простирается до наиболее рассеянного класса XII. В 2015 году астрономы из Папского католического университета Чили предложили новый тип шаровых скоплений на основе данных наблюдений: темные шаровые скопления.

Формирование

Формирование шаровых скоплений изучено недостаточно хорошо. Глобулярные скопления традиционно описывались как простая звездная популяция, образовавшаяся из одного гигантского молекулярного облака, и, следовательно, обладающая примерно одинаковым возрастом и металличностью (долей тяжелых элементов в их составе). Современные наблюдения показывают, что почти все шаровые скопления содержат несколько популяций; например, шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке (LMC) демонстрируют бимодальное распределение популяций. В юности эти скопления LMC могли столкнуться с гигантскими молекулярными облаками, что спровоцировало второй раунд звездообразования. Этот период звездообразования относительно кратковременен по сравнению с возрастом многих шаровых скоплений. Было предложено, что множественность звездных популяций может иметь динамическое происхождение. Например, в галактике Антенны космический телескоп Хаббл обнаружил скопления скоплений – области в галактике, простирающиеся на сотни парсек, где многие скопления в конечном итоге столкнутся и сольются. Их широкий диапазон возрастов и (возможно) металличностей может привести к образованию скоплений с бимодальным или даже мультимодальным распределением популяций. Наблюдения шаровых скоплений показывают, что их звезды в основном формируются в областях более эффективного звездообразования, где плотность межзвездной среды выше, чем в обычных областях звездообразования. Формирование шаровых скоплений часто наблюдается в областях вспышек звездообразования и во взаимодействующих галактиках. Некоторые шаровые скопления, вероятно, образовались в карликовых галактиках и были оторваны приливными силами, чтобы присоединиться к Млечному Пути. В эллиптических и линзовидных галактиках существует корреляция между массой сверхмассивных черных дыр (СМЧД) в их центрах и размерами их систем шаровых скоплений. Масса СМЧД в такой галактике часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики. Ни в одном из известных шаровых скоплений не наблюдается активного звездообразования, что согласуется с гипотезой о том, что шаровые скопления обычно являются самыми старыми объектами в своей галактике и одними из первых образовавшихся скоплений звезд. Очень большие области звездообразования, известные как сверхскопления, такие как Вестерлунд 1 в Млечном Пути, могут быть предшественниками шаровых скоплений. Многие шаровые скопления Млечного Пути имеют ретроградную орбиту (то есть вращаются вокруг галактики в направлении, противоположном вращению галактики), включая самую массивную – Омегу Центавра. Ее ретроградная орбита позволяет предположить, что она может быть остатком карликовой галактики, захваченной Млечным Путем.

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.

Состав

Шаровые скопления обычно состоят из сотен тысяч старых звезд с низким содержанием металлов. Звезды, обнаруженные в шаровых скоплениях, похожи на звезды в ядре спиральной галактики, но ограничены сфероидом, в котором половина света излучается в радиусе всего от нескольких до нескольких десятков парсек. Предполагается, что весь газ и пыль давно либо превратились в звезды, либо были выброшены из скопления массивными звездами первого поколения. Для сравнения, звёздная плотность вокруг Солнца составляет примерно 0,1 звезды/пк. Типичное расстояние между звездами в шаровом скоплении составляет около одного светового года, но в его ядре расстояние между звездами составляет в среднем около трети светового года – в тринадцать раз меньше, чем расстояние от Солнца до его ближайшего соседа, Проксимы Центавра. Считается, что шаровые скопления – неблагоприятные места для планетарных систем. Планетарные орбиты динамически нестабильны в ядрах плотных скоплений из-за гравитационных возмущений проходящих звезд. Планета, вращающаяся вокруг звезды в центре такого плотного скопления, как 47 Тукана, на орбите в одну астрономическую единицу, просуществовала бы лишь около ста миллионов лет. Существует планетарная система, вращающаяся вокруг пульсара (PSRB1620-26), который принадлежит к шаровому скоплению М4, но эти планеты, вероятно, сформировались после события, создавшего пульсар. Некоторые шаровые скопления, такие как Омега Центавра в Млечном Пути и Майалл II в галактике Андромеды, чрезвычайно массивны, их масса составляет несколько миллионов солнечных масс, и они содержат множество звездных популяций. Оба являются свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления сформировались из ядер карликовых галактик, поглощенных более крупными галактиками. Примерно четверть шаровых скоплений в Млечном Пути могла быть аккретирована таким образом, как и более 60% шаровых скоплений во внешнем ореоле Андромеды.

Содержание тяжелых элементов

Шаровые скопления обычно состоят из звёзд II популяции, которые, по сравнению со звёздами I популяции, такими как Солнце, имеют более высокое содержание водорода и гелия и более низкое содержание тяжёлых элементов. Астрономы называют эти тяжёлые элементы «металлами» (в отличие от материального понятия) и пропорцией этих элементов – «металличностью». Образующиеся в результате звёздного нуклеосинтеза, металлы перерабатываются в межзвёздную среду и входят в новое поколение звёзд. Таким образом, содержание металлов может служить индикатором возраста звезды в простых моделях, причём более старые звёзды обычно имеют более низкую металличность. Голландский астроном Питер Остерхофф обнаружил две особые популяции шаровых скоплений, которые стали известны как группы Остерхоффа. Вторая группа характеризуется немного более длительным периодом переменных звёзд типа RR Lyrae. Хотя в обеих группах наблюдается низкое содержание металлических элементов, определяемое спектроскопически, металлические спектральные линии в звёздах скопления типа I (OoI) Остерхоффа не столь слабы, как в звёздах типа II (OoII), в то время как звёзды типа II обеднены металлами (например, ESO 280 SC06). Эти две различные популяции наблюдались во многих галактиках, особенно в массивных эллиптических галактиках. Обе группы практически так же стары, как сама Вселенная, и имеют схожий возраст. Предлагаемые сценарии для объяснения этих подпопуляций включают в себя столкновения галактик, богатых газом, аккрецию карликовых галактик и несколько фаз звездообразования в одной галактике. В Млечном Пути скопления с низким содержанием металлов связаны с гало, а скопления с высоким содержанием металлов – с балджем. Значительная часть скоплений с низким содержанием металлов в Млечном Пути выстроена на плоскости во внешней части гало галактики. Это наблюдение подтверждает предположение, что скопления типа II были захвачены из спутниковой галактики, а не являются самыми старыми членами системы шаровых скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Различие между двумя типами скоплений, таким образом, можно объяснить временной задержкой между формированием систем скоплений в двух галактиках.

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.

Экзотические компоненты

Тесное взаимодействие и близкие столкновения звезд происходят относительно часто в шаровых скоплениях из-за их высокой плотности звезд. Эти случайные встречи порождают некоторые экзотические классы звезд, такие как синие отстающие звезды, миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные системы, которые гораздо более распространены в шаровых скоплениях. Механизм формирования синих отстающих звезд остается неясным, но большинство моделей связывают их с взаимодействиями между звездами, такими как звездные слияния, перенос вещества от одной звезды к другой или даже столкновение двух двойных систем. Образующаяся звезда имеет более высокую температуру, чем другие звезды в скоплении с сопоставимой светимостью, и поэтому отличается от звезд главной последовательности, сформировавшихся на ранних этапах существования скопления. В некоторых скоплениях наблюдаются две различные последовательности синих отстающих, одна из которых более голубая, чем другая, но это утверждение оспаривается. Если это подтвердится, черная дыра будет находиться в центре скопления и иметь сферу влияния (черная дыра), ограниченную красным кругом. Астрономы ищут черные дыры в шаровых скоплениях с 1970-х годов. Для решения этой задачи требуется очень высокое разрешение, и первые заявленные открытия были сделаны только в 2002 и 2003 годах с помощью космического телескопа Хаббл (HST). На основе наблюдений HST другие исследователи предположили существование черной дыры средней массы (в солнечных массах) в шаровом скоплении M15 и черной дыры в скоплении Майолл II галактики Андромеды. Как рентгеновское, так и радиоизлучение от Mayall II согласуются с наличием черной дыры средней массы; однако эти заявленные обнаружения остаются спорными. Ожидается, что самые массивные объекты в шаровых скоплениях будут мигрировать к центру скопления из-за массовой сегрегации. Одна исследовательская группа отметила, что отношение массы к светимости должно резко возрастать к центру скопления, даже без черной дыры, как в M15, так и в Mayall II. Наблюдения 2018 года не выявили признаков черной дыры средней массы ни в одном шаровом скоплении, включая M15, но не исключают полностью существование черной дыры массой. Наконец, в 2023 году анализ данных HST и космического аппарата Gaia, полученных для ближайшего шарового скопления Messier 4, выявил избыточную массу примерно в центре этого скопления, которая не имеет протяженности. Это может быть наиболее убедительным кинематическим доказательством существования черной дыры средней массы.

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

Диаграмма Герцпрунга

Диаграммы Герцспрунга — Расселла (диаграммы HR) шаровых скоплений позволяют астрономам определять многие свойства их звездных популяций. Диаграмма HR — это график большой выборки звезд, на котором откладывается их абсолютная звездная величина (их светимость, или яркость, измеренная с определенного расстояния) в зависимости от их цветового индекса. Цветовой индекс, в общих чертах, измеряет цвет звезды: положительные значения цветового индекса указывают на красноватую звезду с низкой температурой поверхности, а отрицательные — на голубоватую звезду с высокой температурой. Звезды на диаграмме HR в основном располагаются вдоль приблизительно диагональной линии, идущей от горячих, ярких звезд в верхнем левом углу к холодным, тусклым звездам в нижнем правом углу. Эта линия известна как главная последовательность и представляет собой основную стадию звездной эволюции. На диаграмме также представлены звезды на более поздних этапах эволюции, такие как холодные, но яркие красные гиганты. Для построения диаграммы HR необходимо знать расстояние до наблюдаемых звезд, чтобы преобразовать видимую величину в абсолютную. Поскольку все звезды в шаровом скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, диаграмма «цвет-величина», построенная по их наблюдаемым величинам, выглядит как сдвинутая диаграмма HR (из-за приблизительно постоянной разницы между их видимой и абсолютной величинами). Этот сдвиг называется модулем расстояния и может быть использован для вычисления расстояния до скопления. Модуль определяется путем сравнения характеристик (например, главной последовательности) диаграммы «цвет-величина» скопления с соответствующими характеристиками на диаграмме HR другого набора звезд, методом, известным как спектроскопический параллакс или метод согласования главной последовательности.

Свойства

Поскольку шаровые скопления формируются одномоментно из единого гигантского молекулярного облака, звезды в скоплении имеют примерно одинаковый возраст и химический состав. Эволюция звезды в первую очередь определяется её начальной массой, поэтому положение звёзд на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (HR) или цветовой диаграмме "магнитуда — цвет" скопления в основном отражает их начальные массы. Диаграмма HR скопления, следовательно, существенно отличается от диаграмм HR, содержащих звёзды широкого диапазона возрастов. Почти все звёзды в диаграммах HR шаровых скоплений располагаются на чётко выраженной кривой, форма которой указывает на возраст скопления. Более детальная диаграмма HR часто выявляет наличие нескольких звёздных популяций, о чём свидетельствуют близко расположенные кривые, каждая из которых соответствует отдельной популяции звёзд с незначительно отличающимся возрастом или составом. Самые массивные звёзды главной последовательности обладают наибольшей светимостью и первыми переходят в стадию гигантов. С возрастом скопления звёзды последовательно меньшей массы также начинают эволюционировать в гиганты. Таким образом, возраст однородного по составу скопления можно определить, обнаружив звёзды, только начинающие сходить с главной последовательности, образуя "колено" на диаграмме HR, известное как точка отворота от главной последовательности, изгибающуюся вверх и вправо от линии главной последовательности. Абсолютная звёздная величина в точке отворота напрямую связана с возрастом скопления; шкалу возраста можно нанести на ось, параллельную оси величины. Кроме того, на положение звёзд скопления на диаграмме HR (включая яркость индикаторов расстояния) могут влиять наблюдательные систематические ошибки. Один из таких эффектов, называемый смешением, возникает, когда ядра шаровых скоплений настолько плотны, что наблюдения регистрируют несколько звёзд как единый объект. Измеренная яркость этого кажущегося одиночного объекта, таким образом, оказывается неверной – завышенной, поскольку вклад внесли несколько звёзд. Соответственно, вычисленное расстояние также будет неверным, и эффект смешения может внести систематическую неопределённость в космическую шкалу расстояний и исказить оценку возраста Вселенной и постоянной Хаббла.

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.

Последствия

Синие отстающие проявляются на диаграмме Герцшпрунга — Рассела в виде серии, отклоняющейся от главной последовательности в направлении более ярких и голубых звезд. Для сравнения, рассеянные скопления редко бывают старше полумиллиарда лет. Возраст шаровых скоплений определяет нижнюю границу возраста всей Вселенной, что является важным ограничением в космологии. Исторически астрономы сталкивались с оценками возраста скоплений, превышающими возраст, предсказываемый их космологическими моделями, но более точные измерения космологических параметров, полученные в ходе глубоких обзоров неба и с помощью спутников, похоже, разрешили эту проблему. Изучение шаровых скоплений позволяет понять, как состав исходного газа и пыли влияет на звездную эволюцию; эволюционные пути звезд меняются в зависимости от содержания тяжелых элементов. Полученные в результате этих исследований данные затем используются для изучения эволюции Млечного Пути в целом.

Морфология

+ Эллиптичность шаровых скопленийГалактикаЭллиптичность Млечный Путь0.07±0.04LMC0.16±0.05SMC0.19±0.06M310.09±0.04 В отличие от рассеянных скоплений, большинство шаровых скоплений остаются гравитационно связанными на протяжении времени, сопоставимого со временем жизни большинства их звезд. Сильные приливные взаимодействия с другими массивными объектами приводят к рассеянию части звезд, оставляя за собой "приливные хвосты" – потоки звезд, оторванных от скопления. После формирования звезды в шаровом скоплении начинают гравитационно взаимодействовать друг с другом. Скорости звезд постепенно меняются, и они теряют память о своей первоначальной скорости. Характерный временной интервал для этого процесса – время релаксации, которое связано с характерным временем пересечения скопления звездой и числом звездных масс. Время релаксации различается для разных скоплений, но типичное значение составляет порядка одного миллиарда лет. Хотя шаровые скопления обычно имеют сферическую форму, эллиптичность может возникать из-за приливных взаимодействий. Скопления в Млечном Пути и галактике Андромеды обычно имеют форму вытянутых сфероидов, а скопления в Большом Магеллановом Облаке – более эллиптичны.

Радий

Астрономы характеризуют морфологию (форму) шарового скопления с помощью стандартных радиусов: радиус ядра (rc), полусветовой радиус (rh) и приливный или радиус Якоби (rt). Радиус может быть выражен как физическое расстояние или как угловой размер на небе. Рассматривая радиус вокруг ядра, поверхностная светимость скопления устойчиво уменьшается с расстоянием, а радиус ядра – это расстояние, на котором кажущаяся поверхностная светимость падает вдвое. Сравнимой величиной является полусветовой радиус, или расстояние от ядра, содержащее половину полной светимости скопления; полусветовой радиус обычно больше радиуса ядра. Большинство шаровых скоплений имеют полусветовой радиус менее десяти парсеков (pc), хотя некоторые шаровые скопления обладают очень большими радиусами, такие как NGC 2419 (rh = 18 pc) и Palomar 14 (rh = 25 pc). Полусветовой радиус включает звезды во внешней части скопления, которые случайно оказываются на луче зрения, поэтому теоретики также используют полумассовый радиус (rm) – радиус от ядра, содержащий половину общей массы скопления. Небольшой полумассовый радиус по отношению к общему размеру указывает на плотное ядро. Например, M3 имеет общий видимый размер около 18 угловых минут, но полумассовый радиус всего 1,12 угловой минуты. Приливный радиус, или сфера Хилла, – это расстояние от центра шарового скопления, на котором внешнее гравитационное влияние галактики оказывает большее воздействие на звезды в скоплении, чем само скопление. Это расстояние, на котором отдельные звезды, принадлежащие скоплению, могут быть оторваны галактикой. Например, приливный радиус M3 составляет около сорока угловых минут, или около 113 pc.

Сегрегация массы, яркость и коллапс ядра

В большинстве скоплений Млечного Пути яркость поверхности шарового скопления в зависимости от уменьшающегося расстояния до ядра сначала увеличивается, а затем выравнивается на расстоянии, обычно составляющем 1–2 парсека от ядра. Около 20% шаровых скоплений претерпели процесс, называемый «коллапсом ядра». В таком скоплении светимость неуклонно возрастает до самой области ядра. Модели шаровых скоплений предсказывают, что коллапс ядра происходит, когда более массивные звезды в шаровом скоплении сталкиваются со своими менее массивными аналогами. Со временем динамические процессы приводят к миграции отдельных звезд из центра скопления к его внешней части, что приводит к чистому уменьшению кинетической энергии в области ядра и, как следствие, к тому, что оставшиеся звезды занимают более компактный объем. Когда возникает эта гравитотермическая неустойчивость, центральная область скопления становится плотно заселенной звездами, а яркость поверхности скопления формирует куспиду закона степеней. Массивная черная дыра в ядре также может привести к образованию куспиды светимости. Со временем это приводит к концентрации массивных звезд вблизи ядра – явление, называемое массовой сегрегацией. Динамический нагрев, вызванный двойными звездными системами, препятствует начальному коллапсу ядра скопления. Когда звезда проходит вблизи двойной системы, орбита последней, как правило, сжимается, высвобождая энергию. Только после исчерпания этого первоначального запаса энергии может произойти более глубокий коллапс ядра. Напротив, эффект приливных возмущений, возникающий при многократном прохождении шарового скопления через плоскость спиральной галактики, имеет тенденцию значительно ускорять коллапс ядра. Коллапс ядра можно разделить на три фазы. В период юности скопления коллапс ядра начинается со звезд, ближайших к ядру. Взаимодействие между двойными звездными системами предотвращает дальнейший коллапс по мере приближения скопления к среднему возрасту. Центральные двойные системы либо разрушаются, либо выбрасываются, что приводит к более плотной концентрации в ядре. Взаимодействие звезд в области коллапсировавшего ядра приводит к образованию тесных двойных систем. Когда другие звезды взаимодействуют с этими тесными двойными системами, они увеличивают энергию в ядре, заставляя скопление вновь расширяться. Поскольку среднее время коллапса ядра обычно меньше возраста галактики, многие шаровые скопления галактики могли пройти стадию коллапса ядра, а затем вновь расшириться. Наблюдения, полученные с помощью HST, предоставили убедительные доказательства этого процесса сортировки звезд по массе в шаровых скоплениях. Более тяжелые звезды замедляются и скапливаются в ядре скопления, в то время как более легкие звезды набирают скорость и, как правило, проводят больше времени на периферии скопления. Скопление 47 Тукана, состоящее примерно из миллиона звезд, является одним из самых плотных шаровых скоплений в Южном полушарии. Это скопление было подвергнуто интенсивной фотосъемке, в результате которой были получены точные скорости для почти пятнадцати тысяч звезд в этом скоплении. Общая светимость шаровых скоплений в пределах Млечного Пути и галактики Андромеды имеет приблизительно гауссовское распределение со средней величиной Mv и дисперсией σ2. Такое распределение светимости шаровых скоплений называется функцией светимости шаровых скоплений (GCLF). Для Млечного Пути Mv = −7.29 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1. GCLF используется в качестве «стандартной свечи» для измерения расстояний до других галактик, исходя из предположения, что шаровые скопления в удаленных галактиках ведут себя аналогично скоплениям в Млечном Пути.

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.

Моделирование N-тела

Для вычисления гравитационных взаимодействий между звездами в шаровом скоплении требуется решение задачи N тел. Наивная вычислительная сложность динамического моделирования возрастает пропорционально N² (где N — число объектов), поэтому вычислительные ресурсы, необходимые для точного моделирования скопления из тысяч звезд, могут быть огромными. Более эффективный метод моделирования N-тельной динамики шарового скопления заключается в его разделении на небольшие объемы и диапазоны скоростей с использованием вероятностей для описания местоположения звезд. Их движение описывается уравнением Фоккера — Планка, часто с использованием модели, описывающей плотность массы как функцию радиуса, такой как модель Пламмера. Моделирование усложняется, когда необходимо учитывать эффекты двойных звезд и взаимодействие с внешними гравитационными силами (например, от галактики Млечный Путь). В 2010 году удалось непосредственно вычислить эволюцию шарового скопления низкой плотности на протяжении всего времени его существования, звезда за звездой. Завершенные N-тельные симуляции показали, что звезды могут следовать необычными траекториями внутри скопления, часто образуя петли и падая к ядру более прямо, чем одиночная звезда, вращающаяся вокруг центральной массы. Кроме того, некоторые звезды приобретают достаточную энергию, чтобы покинуть скопление в результате гравитационных взаимодействий, приводящих к значительному увеличению скорости. Со временем этот процесс приводит к рассеянию скопления, которое называется испарением. Типичный временной масштаб испарения шарового скопления составляет 10¹⁰ лет, или постепенному сбросу звезд с его внешних слоев. Двойные звезды составляют значительную часть звездных систем: до половины всех полевых звезд и звезд в рассеянных скоплениях находятся в двойных системах. Современную долю двойных звезд в шаровых скоплениях трудно измерить, а информация об их первоначальной доле двойных звезд теряется в процессе последующей динамической эволюции. Численное моделирование шаровых скоплений показало, что двойные системы могут препятствовать и даже обращать вспять процесс коллапса ядра в шаровых скоплениях. Когда звезда в скоплении испытывает гравитационное взаимодействие с двойной системой, возможным результатом является то, что двойная система становится более связанной, а одиночная звезда получает дополнительную кинетическую энергию. Когда массивные звезды в скоплении ускоряются в результате этого процесса, это уменьшает сжатие в ядре и ограничивает коллапс ядра.

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.

Промежуточные формы

Классификация скоплений не всегда однозначна; обнаружены объекты, которые можно отнести более чем к одной категории. Например, BH 176 в южной части Млечного Пути обладает свойствами как рассеянного, так и шарового скопления. В 2005 году астрономы открыли новый, "расширенный" тип звёздного скопления в гало галактики Андромеды, схожий с шаровым скоплением. Три вновь обнаруженных скопления имеют численность звёзд, сопоставимую с шаровыми скоплениями, и обладают другими общими характеристиками, такими как звездное население и металличность, но отличаются большими размерами – в несколько сотен световых лет поперечником – и плотностью, в несколько сотен раз меньшей. Их звёзды разделены большими расстояниями; по своим параметрам эти скопления занимают промежуточное положение между шаровым скоплением и карликовой сфероидальной галактикой. Формирование этих расширенных скоплений, вероятно, связано с аккрецией. Неясно, почему в Млечном Пути отсутствуют подобные скопления; маловероятно, что Андромеда является единственной галактикой, содержащей их, но их наличие в других галактиках остаётся неизвестным. Приливные возмущения могут отрывать звёзды от гало скопления, оставляя лишь его ядро; эти звёздные потоки могут простираться на несколько градусов от скопления. Как правило, эти потоки предшествуют и следуют за скоплением по его орбите и могут аккумулировать значительную часть исходной массы скопления, формируя комкообразные структуры. Например, шаровое скопление Паломар 5 находится вблизи апогалактической точки своей орбиты после прохождения через Млечный Путь. Звёздные потоки простираются вдоль орбитальной траектории этого скопления вперёд и назад на расстояние до 13 000 световых лет. Приливные взаимодействия лишили Паломар 5 большей части массы; ожидается, что дальнейшие взаимодействия с галактическим ядром превратят его в протяжённый поток звёзд, обращающихся вокруг Млечного Пути в его гало. Млечный Путь в процессе приливного разрушения карликовой сфероидальной галактики Стрельца, отрывая от неё звёзды и шаровые скопления через Поток Стрельца. До 20% шаровых скоплений во внешнем гало Млечного Пути, возможно, имеют происхождение из этой галактики. Например, Паломар 12, скорее всего, образовался в карликовой сфероидальной галактике Стрельца, но в настоящее время ассоциируется с Млечным Путем. Такие приливные взаимодействия добавляют кинетическую энергию в шаровое скопление, резко увеличивая скорость испарения звёзд и уменьшая размер скопления.

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.

Планеты

Астрономы ищут экзопланеты у звёзд в шаровых скоплениях. Поиск гигантских планет в шаровом скоплении 47 Тукана, проведённый в 2000 году, не дал результатов, что позволяет предположить, что для формирования этих планет необходимо обилие тяжёлых элементов – низкое в шаровых скоплениях – составляющее не менее 40% от солнечного. Поскольку планеты земного типа формируются из тяжёлых элементов, таких как кремний, железо и магний, звёзды в шаровых скоплениях имеют гораздо меньшую вероятность иметь планеты земной массы, чем звёзды в окрестностях Солнца. Таким образом, шаровые скопления вряд ли могут содержать обитаемые планеты земного типа. В шаровом скоплении Мессье 4 была обнаружена гигантская планета, обращающаяся вокруг пульсара в двойной звёздной системе PSR B1620-26. Эксцентричная и сильно наклоненная орбита планеты указывает на то, что она могла сформироваться вокруг другой звезды в скоплении, а затем быть «обменянной» на текущую орбиту. Высокая вероятность близких встреч между звёздами в шаровом скоплении может разрушать планетные системы; некоторые планеты могут вырываться и становиться скитальцами, обращающимися вокруг галактики. Планеты, вращающиеся близко к своей звезде, могут быть разрушены, что потенциально приводит к распаду орбиты и увеличению эксцентриситета и приливных эффектов. В 2024 году был обнаружен газовый гигант или коричневый карлик, вращающийся вокруг пульсара "M62H", где название указывает на принадлежность планетарной системы к шаровому скоплению Messier 62.