V??rifi?? contenu

L'amas globulaire

Sujets connexes: l'espace (Astronomie)

Saviez-vous ...

Enfants SOS ont produit une s??lection d'articles de wikipedia pour les ??coles depuis 2005. SOS enfants est le plus grand organisme de bienfaisance dans le monde en donnant aux enfants orphelins et abandonn??s la chance de la vie familiale.

Le M80 amas globulaire dans la constellation Scorpius est situ?? ?? environ 28 000 ann??es-lumi??re du Soleil et contient des centaines de milliers d'??toiles.

Un amas globulaire est un sph??rique collection de stars qui tourne autour d'une noyau galactique comme satellite. Les amas globulaires sont tr??s ??troitement li??s par gravit?? , ce qui leur donne leurs formes sph??riques et densit??s stellaires relativement ??lev??s vers leurs centres. Le nom de cette cat??gorie de amas d'??toiles est d??riv?? du latin globulus -a petite sph??re. Un amas globulaire est parfois connu plus simplement comme un amas globulaire.

Les amas globulaires, qui se trouvent dans le halo de la galaxie, contient beaucoup plus d'??toiles et sont beaucoup plus ??g??s que le moins dense galactique, ou grappes ouvertes , qui se trouvent dans le disque. Les amas globulaires sont assez communs; il ya environ 150 ?? 158 amas globulaires connus dans la Voie Lact??e , avec peut-??tre 10 ?? 20 plus encore inexplor??. Grandes galaxies peuvent avoir plus: Andromeda , par exemple, peut avoir autant que 500. Certains g??ant galaxies elliptiques, en particulier ceux dans les centres d'amas de galaxies, comme M87, avoir jusqu'?? 13 000 amas globulaires. Ces amas globulaires orbite autour de la galaxie vers de grands rayons, 40 kiloparsecs (environ 131 000 ann??es-lumi??re) ou plus.

Chaque galaxie de masse suffisante dans le Groupe local a un groupe associ?? des amas globulaires, et presque chaque grande galaxie interrog??es a ??t?? trouv?? ?? poss??der un syst??me des amas globulaires. Le Sagittaire nain et Galaxies naines principaux Canis semblent ??tre en train de faire don de leurs amas globulaires associ??s (tels que Palomar 12) ?? la Voie Lact??e. Cela d??montre combien des amas globulaires de cette galaxie pourrait avoir ??t?? acquis dans le pass??.

Bien qu'il semble que les amas globulaires contiennent quelques-unes des premi??res ??toiles ?? produire dans la galaxie, leur origines et leur r??le dans l'??volution galactique sont pas encore claires. Il ne semble clair que les amas globulaires sont significativement diff??rents de nain galaxies elliptiques et ont ??t?? form??s dans le cadre de la formation d'??toiles de la galaxie m??re plut??t que comme une galaxie s??par??e. Cependant, les r??centes conjectures par des astronomes sugg??rent que les amas globulaires et sph??ro??dales naines ne peuvent pas ??tre clairement types d'objets s??par??s et distincts.

Observation d'histoire

Les premi??res d??couvertes de l'amas globulaire
Nom Cluster D??couvert par Ann??e
M22 Abraham Ihle 1665
ω Cen Edmond Halley 1677
M5 Gottfried Kirch 1702
M13 Edmond Halley 1714
M71 Philippe Loys de Ch??seaux 1745
M4 Philippe Loys de Ch??seaux 1746
M15 Jean-Dominique Maraldi 1746
M2 Jean-Dominique Maraldi 1746

Le premier amas globulaire ??tait d??couvert M22 en 1665 par Abraham Ihle, un astronome amateur allemand. Toutefois, ??tant donn?? la petite ouverture des premiers t??lescopes , ??toiles individuelles dans un amas globulaire ne ??taient pas r??solue jusqu'?? ce Charles Messier observ?? M4. Les huit premiers amas globulaires d??couverts sont pr??sent??s dans le tableau. Par la suite, Abb?? Lacaille serait la liste NGC 104, NGC 4833, M55, M69, et NGC 6397 dans son catalogue 1751-1752. Le M avant un certain nombre se r??f??re au catalogue de Charles Messier, tandis que NGC est de la Nouveau Catalogue G??n??ral par John Dreyer.

William Herschel a commenc?? un programme d'enqu??te en 1782 en utilisant des t??lescopes plus grands et a ??t?? en mesure de r??soudre les ??toiles dans tous les 33 des amas globulaires connus. En outre, il a trouv?? 37 groupes suppl??mentaires. En 1789, le catalogue de Herschel d'objets du ciel profond, son deuxi??me titre, il est devenu le premier ?? utiliser le nom amas globulaire que leur description.

Le nombre des amas globulaires a d??couvert a continu?? d'augmenter, atteignant 83 en 1915, 93 en 1930 et 97 en 1947. Un total de 152 amas globulaires ont maintenant ??t?? d??couvert dans la Voie Lact??e galaxie, sur un total estim?? de 180 ?? 20. Ces , amas globulaires non d??couverts suppl??mentaires sont soup??onn??s d'??tre cach?? derri??re le gaz et la poussi??re de la Voie Lact??e.

?? partir de 1914, Harlow Shapley a commenc?? une s??rie d'??tudes des amas globulaires, publi??s dans environ 40 articles scientifiques. Il a examin?? la RR Lyrae dans les clusters (auxquelles il assumerait ??taient C??ph??ides) et utiliseraient leur relation p??riode-luminosit?? pour les estimations de distance. Plus tard, il a ??t?? constat?? que les variables RR Lyrae sont plus faibles que C??ph??ides, qui a caus?? Shapley ?? surestimer la distance aux clusters.

NGC 7006 est une tr??s concentr??, classe I amas globulaire.

Des amas globulaires dans notre Voie Lact??e, la majorit?? se trouvent dans le voisinage du noyau galactique, et le grand mensonge de la majorit?? sur le c??t?? du ciel c??leste centr??e sur le noyau. En 1918, cette distribution tr??s asym??trique a ??t?? utilis?? par Harlow Shapley pour faire une d??termination de l'encombrement de la galaxie. En supposant une r??partition ?? peu pr??s sph??rique des amas globulaires autour du centre de la galaxie, il a utilis?? les positions des grappes pour estimer la position du soleil par rapport au centre de la galaxie. Alors que son estimation de distance ??tait significativement par erreur, il ne d??montre que les dimensions de la galaxie ??taient beaucoup plus grande qu'on ne le pensait pr??c??demment. Son erreur ??tait parce que la poussi??re dans la Voie lact??e diminue la quantit?? de lumi??re d'un amas globulaire qui a atteint la terre, faisant ainsi appara??tre plus loin. L'estimation de Shapley ??tait, cependant, dans le m??me ordre de grandeur que la valeur actuellement accept??e.

Les mesures de Shapley ont ??galement indiqu?? que le Soleil ??tait relativement loin du centre de la galaxie, contrairement ?? ce qui avait ??t?? d??duit de la m??me apparemment pr??s distribution des ??toiles ordinaires. En r??alit??, les ??toiles ordinaires se situent dans le disque de la galaxie et sont donc souvent obscurcis par gaz et de poussi??re, alors que les amas globulaires se trouvent ?? l'ext??rieur du disque et peuvent ??tre vus ?? des distances beaucoup plus loin.

Shapley a ensuite ??t?? aid?? dans ses ??tudes de grappes par Henrietta et Swope Helen Battles Sawyer (Hogg tard). En 1927-1929, Harlow Shapley et Helen Sawyer commenc?? cat??goriser les grappes en fonction du degr?? de concentration du syst??me a en direction du noyau. Les clusters les plus concentr??s ont ??t?? identifi??s dans la classe I, avec des concentrations allant diminuant successivement ?? la classe XII. Cela est devenu connu sous le nom Shapley-Sawyer Concentration classe. (Il est parfois administr?? avec des nombres [Classe 1-12] plut??t que des chiffres romains .)

Formation

NGC 2808 contient trois g??n??rations distinctes d'??toiles image. NASA

?? l'heure actuelle, la formation des amas globulaires reste un ph??nom??ne mal compris, et il demeure incertain si les ??toiles dans une forme de l'amas globulaire dans une seule g??n??ration, ou sont g??n??r??s sur plusieurs g??n??rations sur une p??riode de plusieurs centaines de millions d'ann??es. Dans de nombreux amas globulaires, la plupart des ??toiles sont approximativement au m??me stade de l'??volution stellaire, ce qui sugg??re qu'ils forment ?? peu pr??s au m??me moment. Cependant, l'histoire de la formation des ??toiles varie de cluster pour se regrouper, avec quelques grappes montrant populations distinctes d'??toiles. Un exemple de ceci est amas globulaires dans la Grand Nuage de Magellan (LMC) qui pr??sentent une population bimodale. Pendant leur jeunesse, ces groupes peuvent LMC ont rencontr?? nuages mol??culaires g??ants qui ont d??clench?? un second tour de formation d'??toiles. Cette p??riode de formation d'??toiles est relativement br??ve, par rapport ?? l'??ge de nombreux amas globulaires.

Observations des amas globulaires montrent que ces formations stellaires surviennent principalement dans les r??gions de formation d'??toiles efficace, et o?? le milieu interstellaire est ?? une densit?? plus ??lev??e que dans les r??gions normales de formation d'??toiles. La formation d'amas globulaire est r??pandue dans r??gions Starburst et galaxies en interaction. La recherche indique une corr??lation entre la masse d'un central trous noirs supermassifs (de SMBH) et l'??tendue des syst??mes d'amas globulaires de elliptique et galaxies lenticulaires. La masse de la SMBH dans une telle galaxie est souvent proche de la masse totale des amas globulaires de la galaxie.

Aucun amas globulaires connus affichent formation stellaire active, ce qui est coh??rent avec l'id??e que les amas globulaires sont g??n??ralement les plus anciens objets de la Galaxie, et ont ??t?? parmi les premi??res collections d'??toiles se forment. Tr??s grandes r??gions de formation d'??toiles connus sous le nom amas d'??toiles, comme super- Westerlund 1 dans la Voie Lact??e , peut ??tre les pr??curseurs des amas globulaires.

Composition

??toiles Djorgovski 1 contiennent de l'hydrog??ne et de l'h??lium, mais pas grand chose d'autre. En termes astronomiques, ils sont d??crits comme ??m??tal-pauvres??.

Les amas globulaires sont g??n??ralement compos??es de centaines de milliers de faible teneur en m??taux, de vieilles ??toiles. Le type d'??toiles trouv??s dans un amas globulaire sont similaires ?? ceux de la d'un renflement galaxie spirale, mais limit??e ?? un volume de seulement quelques millions cubique parsecs. Ils sont exempts de gaz et de poussi??re et il est pr??sum?? que la totalit?? du gaz et de poussi??re a ??t?? depuis longtemps transform?? en ??toiles.

Les amas globulaires peuvent contenir une haute densit?? d'??toiles; en moyenne environ 0,4 ??toiles par cube parsec, augmentant ?? 100 ou 1000 ??toiles par parsec cube dans le noyau de la grappe. La distance typique entre les ??toiles dans un amas globulaire est d'environ 1 ann??e-lumi??re, mais ?? la base, la s??paration est comparable ?? la taille du syst??me solaire (100 ?? 1000 fois plus proche que les ??toiles proches du syst??me solaire).

Cependant, ils ne sont pas consid??r??s comme des endroits favorables ?? la survie des syst??mes plan??taires. Orbites plan??taires sont dynamiquement instables dans les noyaux de grappes denses en raison des perturbations d'??toiles de passage. Une plan??te en orbite ?? une unit?? astronomique autour d'une ??toile qui est dans le c??ur d'un cluster dense comme 47 Tucanae serait seulement de survivre de l'ordre de 10 8 ann??es. Il existe un syst??me plan??taire une orbite pulsar ( PSR B1620-26) qui appartient ?? l'amas globulaire M4, mais ces plan??tes susceptibles form??s apr??s l'??v??nement qui a cr???? le pulsar.

Certains amas globulaires, comme Omega Centauri dans notre Voie Lact??e et G1 M31 , sont extraordinairement massif, avec plusieurs millions masses solaires et plusieurs populations stellaires. Les deux peuvent ??tre consid??r??s comme une preuve que les amas globulaires supermassifs sont en fait les noyaux de galaxies naines qui sont consomm??s par les plus grandes galaxies. Environ un quart de la population de l'amas globulaire dans la Voie Lact??e a pu ??tre accumul??e avec leur galaxie naine h??te.

Plusieurs amas globulaires (comme M15) ont des noyaux tr??s massives qui peuvent abriter des trous noirs , bien que des simulations sugg??rent qu'un trou noir moins massive ou la concentration centrale des ??toiles ?? neutrons ou naines blanches massives ?? expliquer les observations aussi bien.

Contenu m??tallique

M53 a surpris les astronomes avec son nombre inhabituel d'un type d'??toile appel?? tra??nards bleus.

Les amas globulaires sont normalement constitu??es de II ??toiles de population, qui ont une faible proportion d'??l??ments autres que l'hydrog??ne et l'h??lium par rapport ?? I ??toiles de population comme le Sun . Les astronomes se r??f??rent ?? ces ??l??ments plus lourds que les m??taux et les proportions de ces ??l??ments que le m??tallicit??. Ces ??l??ments sont produits par nucl??osynth??se stellaire et sont ensuite recycl?? dans le milieu interstellaire, o?? ils entrent dans la prochaine g??n??ration d'??toiles. Ainsi la proportion de m??taux peut ??tre une indication de l'??ge d'une ??toile, avec des ??toiles ??g??es ayant typiquement une m??tallicit?? inf??rieure.

Le N??erlandais astronome Pieter Oosterhoff remarqu?? que il semble y avoir deux populations des amas globulaires, qui est devenu connu en tant que groupes Oosterhoff. Le second groupe a une p??riode d'un peu plus RR Lyrae ??toiles variables. Les deux groupes ont une faible lignes d'??l??ments m??talliques. Mais les lignes dans les ??toiles de type I Oosterhoff (IPO) grappes ne sont pas aussi faibles que celles de type II (OoII). Ainsi type I sont appel??es "riches en m??taux" tout type II sont ??pauvres en m??taux??.

Ces deux populations ont ??t?? observ??es dans de nombreuses galaxies, en particulier massif galaxies elliptiques. Les deux groupes sont presque aussi vieux que l'univers lui-m??me et sont d'??ges similaires, mais diff??rent dans leurs abondances m??talliques. De nombreux sc??narios ont ??t?? propos??s pour expliquer ces sous-populations, y compris violentes fusions de galaxies riches en gaz, l'accr??tion de galaxies naines, et plusieurs phases de formation d'??toiles dans une seule galaxie. Dans notre Voie Lact??e , les groupes pauvres en m??taux sont associ??s ?? l'aur??ole et les groupes riches en m??taux avec le renflement.

Dans la Voie Lact??e il a ??t?? d??couvert que la grande majorit?? des groupes de m??tallicit?? faibles sont align??s le long d'un avion dans la partie ext??rieure de l'aur??ole de la galaxie. Ce r??sultat plaide en faveur de l'id??e que les clusters de type II dans la galaxie ont ??t?? captur??s dans une galaxie satellite, plut??t que d'??tre les plus anciens membres du syst??me d'amas globulaire de la Voie Lact??e comme cela avait ??t?? pr??c??demment pens??. La diff??rence entre les deux types de munitions se expliquerait alors par un retard entre le moment o?? les deux galaxies se sont form??es leurs syst??mes de cluster.

Composants exotiques

Les amas globulaires ont une tr??s haute densit?? d'??toiles, et les interactions proches et donc quasi-collisions d'??toiles sont relativement fr??quentes. En raison de ces rencontres fortuites, certaines classes d'??toiles exotiques, tels que tra??nards bleus, pulsars millisecondes et faible masse binaires X, sont beaucoup plus fr??quents dans les amas globulaires. Un retardataire bleue est form??e ?? partir de la fusion de deux ??toiles, peut-??tre ?? la suite d'une rencontre avec un syst??me binaire. L'??toile r??sultant poss??de une temp??rature sup??rieure ?? ??toiles comparables dans le groupe avec la m??me luminosit?? et donc diff??re de la ??toiles de s??quence principale form??s au d??but de la grappe.

L'amas globulaire M15 peut avoir un trou noir de masse interm??diaire ?? son image de base. NASA.

Les astronomes ont recherch?? des trous noirs dans les amas globulaires depuis les ann??es 1970. Les exigences de r??solution pour cette t??che, cependant, sont exigeants, et ce est seulement avec le t??lescope spatial Hubble que les premi??res d??couvertes confirm??es ont ??t?? faites. Dans les programmes ind??pendants, un 4000 masse solaire trou noir de masse interm??diaire a ??t?? sugg??r?? d'exister ?? partir d'observations de la TVH dans l'amas globulaire M15 et un 20000 solaire masse trou noir dans le P??le Mayall II dans la galaxie d'Androm??de . Les deux x-ray et la radio des ??missions de Mayall II semblent ??tre compatibles avec un trou noir de masse interm??diaire.

Ce sont d'un int??r??t particulier car ils sont les premiers trous noirs qui ??taient d??couverts interm??diaire de masse entre le classique stellaire trou noir et l'-mass trous noirs supermassifs d??couverts ?? les noyaux de galaxies. La masse de ces trous noirs de masse interm??diaire est proportionnelle ?? la masse des grappes, suivant un mod??le d??couvert pr??c??demment entre les trous noirs supermassifs et leurs galaxies avoisinantes.

Revendications des trous noirs de masse interm??diaire ont ??t?? atteints avec un certain scepticisme. Les objets les plus denses amas globulaires devraient migrer vers le centre de l'amas en raison de s??gr??gation de masse. Ceux-ci seront les naines blanches et des ??toiles ?? neutrons dans une ancienne population stellaire comme un amas globulaire. Comme l'a soulign?? dans deux articles par Holger Baumgardt et collaborateurs, le rapport masse lumi??re devrait augmenter fortement vers le centre de l'amas, m??me sans un trou noir, ?? la fois dans M15 et Mayall II.

Couleur sch??ma de magnitude

Le Diagramme de Hertzsprung-Russell (HR-sch??ma) est un graphique d'un grand ??chantillon d'??toiles qui trace leur visuel magnitude absolue contre leur indice de couleur. L'indice de couleur, B-V, est la diff??rence entre l'ampleur de l'??toile dans la lumi??re bleue, ou B, et de l'ampleur ?? la lumi??re visuelle grandes valeurs positives (vert-jaune), ou V. indiquent une ??toile rouge avec une surface froide la temp??rature , tandis que les valeurs n??gatives impliquent une ??toile bleue avec une surface chaude.

Lorsque les ??toiles proches du Soleil sont trac??s sur un diagramme HR, il affiche une distribution des ??toiles de diff??rentes masses, ??ges et compositions. Bon nombre des ??toiles se trouvent relativement pr??s de la courbe de pente de valeur absolue croissante que les ??toiles sont plus chaudes, connu sous le nom ??toiles de la s??quence principale. Toutefois, le sch??ma comprend aussi g??n??ralement des ??toiles qui sont ?? des stades ult??rieurs de leur ??volution et sont ??gar??s loin de cette courbe de la s??quence principale.

Comme toutes les ??toiles d'un amas globulaire sont approximativement ?? la m??me distance de nous, leurs magnitudes absolues diff??rent des leurs magnitude visuelle d'environ la m??me quantit??. Les ??toiles de la s??quence principale dans l'amas globulaire tomberont long d'une ligne que l'on croit ??tre comparables ?? des ??toiles semblables dans le voisinage solaire. La pr??cision de cette hypoth??se est confirm??e par des r??sultats comparables obtenus en comparant les grandeurs de proximit?? des variables ?? courte p??riode, comme RR Lyrae et C??ph??ides, avec ceux de la grappe.

En recoupant ces courbes sur le diagramme HR la magnitude absolue d'??toiles de la s??quence principale du cluster peut ??galement ??tre d??termin??e. Ceci ?? son tour fournit une estimation de la distance ?? la grappe, sur la base de la magnitude visuelle des ??toiles. La diff??rence entre l'amplitude relative et absolue, la module de distance, on obtient cette estimation de la distance.

Quand les ??toiles d'un amas globulaire particulier sont trac??s sur un diagramme HR, dans de nombreux cas presque toutes les ??toiles tomber sur une courbe relativement bien d??fini. Cela diff??re de la diagramme HR des ??toiles proches du Soleil, qui amalgament ??toiles d'??ges et d'origines diff??rentes. La forme de la courbe pour un amas globulaire est caract??ristique d'un groupement d'??toiles qui se sont form??es ?? peu pr??s en m??me temps et dans les m??mes mat??riaux, ne diff??rant que par leur masse initiale. Comme la position de chaque ??toile dans le diagramme HR varie avec l'??ge, la forme de la courbe pour un amas globulaire peut ??tre utilis?? pour mesurer l'??ge global de la population d'??toiles.

Diagramme Couleur-grandeur pour l'amas globulaire M3. Notez le ??genou?? caract??ristique dans la courbe ?? la magnitude 19 o?? les ??toiles commencent entrer dans la sc??ne g??ante de leur chemin ??volutif.

Les ??toiles les plus massives de la s??quence principale auront ??galement l'ampleur absolu le plus ??lev??, et ceux-ci seront les premiers ?? ??voluer dans le sc??ne g??ante ??toiles. Avec le vieillissement de munitions, ??toiles de masses successivement inf??rieurs seront ??galement entrer le sc??ne g??ante ??toiles. Ainsi l'??ge d'un cluster de population unique peut ??tre mesur??e en observant les ??toiles qui commencent tout juste ?? entrer dans le stade de la ??toile g??ante. Cela forme un ??genou?? dans le diagramme HR, pliage en haut ?? droite de la ligne de la s??quence principale. La magnitude absolue ?? ce virage est directement fonction de l'??ge de l'amas globulaire, donc une ??chelle d'??ge peut ??tre trac??e sur un axe parall??le ?? l'ampleur.

En outre, les amas globulaires peuvent ??tre dat??s en regardant les temp??ratures les plus cool de naines blanches. Les r??sultats typiques pour les amas globulaires sont qu'ils peuvent ??tre aussi vieux que 12,7 milliards d'ann??es. Ceci est en contraste pour ouvrir les grappes qui ne sont que des dizaines de millions d'ann??es.

Les ??ges des amas globulaires placent une borne sur la limite d'??ge de l'univers entier. Cette limite inf??rieure a ??t?? un obstacle majeur dans la cosmologie . Au d??but des ann??es 1990, les astronomes ont ??t?? confront??s ?? des estimations d'??ge des amas globulaires qui semblaient plus que les mod??les cosmologiques permettraient. Toutefois, une meilleure mesure des param??tres cosmologiques par des enqu??tes du ciel profond et des satellites tels que COBE ont r??solu ce probl??me comme l'ont fait des mod??les informatiques de l'??volution stellaire qui ont diff??rents mod??les de m??lange.

??tudes sur l'??volution des amas globulaires peuvent ??galement ??tre utilis??s pour d??terminer les changements dus ?? la composition de d??part du gaz et de poussi??re qui se est form?? le groupe. Autrement dit, le pistes d'??volution changent avec les changements dans l'abondance des ??l??ments lourds. Les donn??es obtenues ?? partir des ??tudes des amas globulaires sont ensuite utilis??s pour ??tudier l'??volution de la Voie Lact??e dans son ensemble.

Dans les amas globulaires quelques ??toiles connues comme retardataires bleues sont observ??es, apparemment continue la s??quence principale dans la direction de plus vives, plus bleues ??toiles. Les origines de ces ??toiles est pas encore clair, mais la plupart des mod??les sugg??rent que ces ??toiles sont le r??sultat du transfert de masse dans plusieurs syst??mes stellaires.

Morphologie

NGC 411 est class?? comme un amas ouvert.

Contrairement ?? ouvrir grappes, la plupart des amas globulaires restent gravitationnellement li??s pour des p??riodes comparables aux trav??es de la majorit?? de leurs ??toiles de la vie de temps. Cependant, une exception possible est quand fortes interactions de mar??e avec d'autres grandes masses conduisent ?? la dispersion des ??toiles.

Apr??s ils sont form??s, les ??toiles dans l'amas globulaire commencent ?? interagir gravitationnellement uns avec les autres. En cons??quence, les vecteurs de vitesse des ??toiles sont r??guli??rement modifi??s, et les ??toiles perdent toute l'histoire de leur vitesse d'origine. L'intervalle caract??ristique pour que ceci se produise est le temps de relaxation. Ceci est li?? ?? la longueur caract??ristique de temps une ??toile doit traverser la grappe ainsi que le nombre de masses stellaires dans le syst??me. La valeur du temps de relaxation varie par cluster, mais la valeur moyenne est de l'ordre de 10 de 9 ans.

Ellipticit?? des amas globulaires
Galaxie Ellipticit??
Voie Lact??e 0,07 ?? 0,04
LMC 0,16 ?? 0,05
SMC 0,19 ?? 0,06
M31 0,09 ?? 0,04

Bien que les amas globulaires apparaissent g??n??ralement de forme sph??rique, ellipticit??s peuvent se produire en raison des interactions de mar??e. Clusters au sein de la Voie lact??e et la galaxie d'Androm??de sont g??n??ralement sph??ro??des aplatis de forme, tandis que ceux du Grand Nuage de Magellan sont plus elliptique.

Radii

Les astronomes de caract??riser la morphologie d'un amas globulaire au moyen de rayons standard. Il se agit du rayon de base (R c), le rayon de la demi-lumi??re (R h) et le rayon de mar??e (r t). La luminosit?? d'ensemble de la grappe diminue progressivement avec la distance ?? partir de la base, et le rayon de coeur correspond ?? la distance ?? laquelle la luminosit?? de la surface apparente a diminu?? de moiti??. Une quantit?? comparable est le rayon de la demi-lumi??re, ou la distance entre le noyau int??rieur duquel la moiti?? de la luminosit?? totale du cluster est re??u. Ce est typiquement plus grand que le rayon du coeur.

Notez que le rayon de la demi-lumi??re comprend ??toiles dans la partie ext??rieure du cluster qui arrive de mentir long de la ligne de la vue, de sorte th??oriciens seront ??galement utiliser le rayon demi-masse (r m) -le rayon du noyau qui contient la moiti?? de la la masse totale de l'amas. Lorsque le rayon de la demi-masse d'une grappe est faible par rapport ?? la taille globale, il a un noyau dense. Un exemple de ceci est M3 (M3), qui a une dimension globale d'environ visible 18 minutes d'arc, mais un rayon demi-masse de seulement 1,12 minutes d'arc.

Presque tous les amas globulaires ont un rayon d'une demi-lumi??re de moins de 10 pc, mais il ya bien ??tabli amas globulaires avec de tr??s grands rayons (c.-??- NGC 2419 (R h = 18 pc) et Palomar 14 (R h = 25 pc)).

Enfin le rayon de mar??e est la distance du centre de l'amas globulaire ?? laquelle la gravitation ext??rieur de la galaxie a plus d'influence sur les ??toiles de l'amas que ne le fait le cluster lui-m??me. Ce est la distance ?? laquelle les ??toiles individuelles appartenant ?? un cluster peuvent ??tre s??par??s par une distance de la galaxie. Le rayon de mar??e de M3 est d'environ 38 minutes d'arc.

S??gr??gation de masse, la luminosit?? et le noyau effondrement

Dans la mesure de la courbe de luminosit?? d'un amas globulaire donn??e en fonction de la distance ?? partir de la base, la plupart des clusters dans la Voie Lact??e augmentent r??guli??rement de luminosit?? que cette distance diminue, jusqu'?? une certaine distance de la base, puis les niveaux de luminosit?? hors tension. Typiquement, cette distance est d'environ 1-2 parsecs de la base. Cependant environ 20% des amas globulaires ont subi un processus appel?? ??l'effondrement du noyau". Dans ce type de cluster, la luminosit?? continue ?? augmenter r??guli??rement tout le chemin vers la r??gion de coeur. Un exemple d'un noyau sph??rique est effondr??e M15.

47 Toucan - la deuxi??me amas globulaire plus lumineux dans la Voie Lact??e, apr??s Omega Centauri.

Core-effondrement est pens?? pour se produire lorsque les ??toiles plus massives dans un amas globulaire rencontrent leurs compagnons moins massives. Au fil du temps, les processus dynamiques provoquent ??toiles individuelles de migrer du centre de la grappe ?? l'ext??rieur. Cela se traduit par une perte nette de l'??nergie cin??tique ?? partir de la r??gion de noyau, ce qui conduit les ??toiles qui restent group??s dans la r??gion du coeur d'occuper un volume plus compact. Lorsque cette gravothermal instabilit?? se produit, la r??gion centrale de l'amas devient dens??ment bond?? avec des ??toiles et le luminosit?? de la surface de l'amas constitue un loi de puissance point de rebroussement. (Notez que l'effondrement de base ne est pas le seul m??canisme qui peut causer une telle distribution de luminosit??, un ??norme trou noir au c??ur peut ??galement entra??ner un point de rebroussement de luminosit??.) Au cours d'une longue p??riode de temps ce qui conduit ?? une concentration d'??toiles massives pr??s le noyau, un ph??nom??ne appel?? s??gr??gation de masse.

L'effet de chauffage dynamique des syst??mes d'??toiles binaires travaille ?? pr??venir un effondrement du noyau initial de la grappe. Quand une ??toile passe ?? proximit?? d'un syst??me binaire, l'orbite de la derni??re paire tend ?? se contracter, lib??rant de l'??nergie. Ce ne est qu'apr??s l'offre primordiale de binaires sont ??puis??s en raison des interactions d'un noyau plus profond effondrement peut se poursuivre. En revanche, l'effet de chocs de mar??e comme un amas globulaire passe ?? plusieurs reprises ?? travers le plan d'un galaxie spirale tend ?? acc??l??rer significativement noyau effondrement.

Les diff??rentes ??tapes de base-effondrement peuvent ??tre divis??s en trois phases. Au cours de l'adolescence d'un amas globulaire, le processus de base-effondrement commence avec des ??toiles pr??s du noyau. Toutefois, les interactions entre les ??toiles binaires syst??mes emp??che nouvel effondrement que le cluster approche de l'??ge moyen. Enfin, les binaires centrales sont soit perturb??s ou ??ject??es, ce qui entra??ne une concentration plus serr?? ?? la base.

L'interaction des ??toiles dans la r??gion de noyau effondr?? provoque syst??mes binaires serr??s pour former. Comme d'autres ??toiles interagissent avec ces binaires serr??s, ils augmentent l'??nergie au c??ur, ce qui provoque le cluster de re-d??velopper. Comme le temps moyen pour un effondrement de base est g??n??ralement inf??rieur ?? l'??ge de la galaxie, de nombreux amas globulaires d'une galaxie peut-??tre pass?? par un stade de base de l'effondrement, puis r??-??tendu.

Le t??lescope spatial Hubble a ??t?? utilis?? pour fournir des donn??es d'observation convaincante de ce processus de masse stellaire tri dans les amas globulaires. ??toiles plus lourdes ralentissent et foule ?? la base de la grappe, tandis que les ??toiles plus l??g??res prendre de la vitesse et ont tendance ?? passer plus de temps ?? la p??riph??rie de la grappe. L'amas globulaire 47 Toucan, qui se compose d'environ 1 million ??toiles, est l'un des plus denses amas globulaires dans l'h??misph??re sud. Ce groupe a ??t?? soumis ?? une enqu??te photographique intensive, ce qui a permis aux astronomes de suivre le mouvement de ses ??toiles. V??locit??s pr??cises ont ??t?? obtenues pour pr??s de 15 000 ??toiles dans cet amas.

Une ??tude de 2008 par John Fregeau de 13 amas globulaires dans la Voie Lact??e montre que trois d'entre eux ont un nombre anormalement ??lev?? de sources de rayons X, ou binaires X, sugg??rant les grappes sont d'??ge moyen. Auparavant, ces amas globulaires avaient ??t?? class??s comme ??tant dans la vieillesse parce qu'ils avaient des concentrations tr??s serr??s d'??toiles dans leurs centres, un autre test de l'??ge utilis?? par les astronomes. L'implication est que la plupart des amas globulaires, y compris les dix autres ??tudi?? par Fregeau, ne sont pas ?? l'??ge m??r comme le pensait auparavant, mais sont en fait en ??adolescence??.

Les luminosit??s globaux des amas globulaires dans la Voie Lact??e et la galaxie d'Androm??de peuvent ??tre mod??lis??es au moyen d'un courbe gaussienne. Cette gaussienne peut ??tre repr??sent??e au moyen d'une magnitude Mv moyenne et une variance σ 2. Cette r??partition des luminosit??s d'amas globulaires est appel?? la luminosit?? amas globulaire Fonction (GCLF). (Pour la Voie Lact??e, M v = -7,20 ?? 0,13, σ = 1,1 ?? 0,1 grandeurs.) Le GCLF a ??galement ??t?? utilis?? comme un " bougie standard "pour mesurer la distance ?? d'autres galaxies, sous l'hypoth??se que les amas globulaires dans les galaxies ??loign??es suivent les m??mes principes comme ils le font dans la Voie Lact??e.

Simulations N-corps

Calculer les interactions entre les ??toiles dans un amas globulaire exige r??soudre ce qu'on appelle la Probl??me des N corps. Ce est, chacun des ??toiles au sein du cluster interagit constamment avec les autres N -1 ??toiles, o?? N est le nombre total d'??toiles de l'amas. La na??ve CPU de calcul ??co??t?? d'une dynamique de simulation augmente en proportion de N 3, de sorte que les besoins informatiques potentiels pour simuler avec pr??cision un tel groupe peut ??tre ??norme. Une m??thode efficace de simuler math??matiquement la dynamique N-corps d'un amas globulaire est fait en subdivisant en petits volumes et les gammes de vitesse, et en utilisant des probabilit??s pour d??crire les emplacements des ??toiles. Les motions sont ensuite d??crites au moyen d'une formule appel??e la ??quation de Fokker-Planck. Ceci peut ??tre r??solu par une forme simplifi??e de l'??quation, ou en ex??cutant simulations de Monte Carlo et ?? l'aide des valeurs al??atoires. Cependant la simulation devient plus difficile lorsque les effets de binaires et l'interaction avec les forces de gravitation externes (tels que de la galaxie de la Voie Lact??e) doivent ??galement ??tre inclus.

Les r??sultats des simulations N-corps ont montr?? que les ??toiles peuvent suivre des chemins inhabituels ?? travers le cluster, formant souvent des boucles et souvent tomber plus directement vers le noyau que ne le ferait une seule ??toile orbitant autour d'une masse centrale. En outre, en raison des interactions avec d'autres ??toiles qui se traduisent par une augmentation de la vitesse, quelques-unes des ??toiles gagner suffisamment d'??nergie pour ??chapper ?? la grappe. Sur de longues p??riodes de temps cela se traduira par une dissipation de l'amas, un processus appel?? ??vaporation. L'??chelle de temps typique pour l'??vaporation d'un amas globulaire est 10 de 10 ans. En 2010, il est devenu possible de calculer directement, ??toile par ??toile, simulations N-corps d'un amas globulaire au cours de sa dur??e de vie.

Les ??toiles binaires forment une partie importante de la population totale des syst??mes stellaires, avec jusqu'?? la moiti?? de toutes les ??toiles qui se produisent dans les syst??mes binaires. Des simulations num??riques des amas globulaires ont d??montr?? que les binaires peuvent nuire, voire renverser le processus d'effondrement de base dans les amas globulaires. Quand une ??toile dans un cluster a une rencontre gravitationnelle avec un syst??me binaire, un r??sultat possible est que le binaire devient plus ??troitement li??e et l'??nergie cin??tique est ajout?? ?? l'??toile solitaire. Lorsque les ??toiles massives de la grappe sont acc??l??r??es par ce proc??d??, il r??duit la contraction au c??ur et les limites noyau effondrement.

Le sort ultime d'un amas globulaire doit ??tre soit ?? accr??ter ??toiles en son c??ur, provoquant sa contraction stable, soit de l'??limination progressive des ??toiles de ses couches externes.

Rencontres de mar??e

Quand un amas globulaire a une rencontre rapproch??e avec une grande masse, comme la r??gion du coeur d'une galaxie, il subit une interaction de mar??e. La diff??rence dans la force de gravit?? entre la partie de la classe la plus proche de la masse et de la traction sur la partie la plus ??loign??e des r??sultats de cluster dans un force de mar??e. Un ??choc de mar??e?? se produit chaque fois que l'orbite d'un cluster prend ?? travers le plan d'une galaxie.

En cons??quence d'un choc de mar??e, courants d'??toiles pouvant ??tre tir?? de l'aur??ole de cluster, ne laissant que la partie centrale de l'amas. Ces effets d'interaction de mar??e cr??ent queues d'??toiles qui peuvent se ??tendre jusqu'?? plusieurs degr??s d'arc loin de la grappe. Ces queues g??n??ralement ?? la fois pr??c??dent et suivent la grappe le long de son orbite. Les queues peuvent se accumuler d'importantes parties de la masse initiale du cluster, et peuvent former caract??ristiques clumplike.

L'amas globulaire Palomar 5, par exemple, est ?? proximit?? de la Point apogalactic de son orbite apr??s avoir travers?? la Voie Lact??e. Streams d'??toiles ??tendent vers l'ext??rieur vers l'avant et l'arri??re de la trajectoire orbitale de ce p??le, qui se ??tend sur des distances de 13 000 ann??es-lumi??re. Interactions de mar??e ont d??pouill?? une grande partie de la masse de Palomar 5, et d'autres interactions comme il traverse sont attendus du noyau galactique pour le transformer en un long jet d'??toiles en orbite autour de l'aur??ole Voie Lact??e.

Interactions de mar??e ajoutent de l'??nergie cin??tique en un amas globulaire, augmentant consid??rablement le taux d'??vaporation et la diminution de la taille de la grappe. Non seulement la bande de choc de marée au large des étoiles extérieures d'un amas globulaire, mais l'évaporation accrue accélère le processus de base effondrement. Le même mécanisme physique peut être à l'??uvre dans les galaxies naines sphéroïdales telles que la naine du Sagittaire, qui semble être de subir des perturbations de marée en raison de sa proximité de la Voie Lactée.

Il existe de nombreux amas globulaires avec uneorbite rétrograde autour de la galaxie.

Planètes

En 2000, les résultats d'une recherche de planètes géantes dans l'amas globulaire 47 Tucanae ont été annoncés. L'absence de découvertes succès suggère que l'abondance des éléments (autres que l'hydrogène ou l'hélium) nécessaires pour construire ces planètes peut-être besoin d'être au moins 40% de l'abondance dans les Soleil planètes terrestres sont construits à partir d'éléments plus lourds tels que le silicium, le fer et le magnésium. La très faible abondance de ces éléments dans les amas globulaires signifie que les membres étoiles ont une probabilité beaucoup plus faible d'hôtes de planètes Terre-masse, par rapport aux étoiles dans le quartier du Soleil Ainsi la région de halo de la Voie Lactée, y compris les membres d'amas globulaires, sont peu susceptibles d'héberger des planètes terrestres habitables .

En dépit de la faible probabilité de formation de planète géante, juste comme un objet a été trouvé dans l'amas globulaire Messier 4. Cette planète a été détectée en orbite autour d'un pulsar dans le binaire étoiles système PSR B1620-26. Le excentrique et fortement orbite inclinée de la planète suggère qu'il peut avoir été formé autour d'une autre étoile dans le cluster, puis fut plus tard "échangés" dans son arrangement actuel. La probabilité de rencontres rapprochées entre les étoiles dans un amas globulaire peut perturber les systèmes planétaires, dont certains se détacher pour devenir planètes flottantes libres. Même planètes en orbite autour proches peuvent devenir perturbé, conduisant potentiellement à la pourriture orbitale et une augmentation de l'excentricité orbitale et des effets de marée.

R??cup??r?? ?? partir de " http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Globular_cluster&oldid=540121271 "