Gömb alakú csillaghalmaz

A gömb alakú csillaghalmaz  olyan csillaghalmaz , amely nagyszámú csillagot tartalmaz, amelyeket szorosan megköt a gravitáció, és műholdként keringenek a galaktikus központ körül . Ellentétben a nyílt csillaghalmazokkal , amelyek a galaktikus korongban helyezkednek el , a gömbhalmazok a fényudvarban vannak ; sokkal régebbiek, sokkal több csillagot tartalmaznak, szimmetrikus gömb alakúak, és a csillagok koncentrációjának növekedése jellemzi őket a halmaz közepe felé. A gömbhalmazok középső régióiban a csillagok térbeli koncentrációja 100-1000 csillag/köbös parszek [2] , a szomszédos csillagok közötti átlagos távolság 3-4,6 billió km (0,3-0,5 fényév ); összehasonlításképpen a Nap közelében a csillagok térbeli koncentrációja ≈0,13 pc −3 , azaz csillagsűrűségünk 700-7000-szer kisebb. A gömbhalmazokban lévő csillagok száma ≈10 4 -10 6 . A gömbhalmazok átmérője 20-60  db , tömege pedig 104-106 naptömeg .

A gömbhalmazok meglehetősen gyakori objektumok: 2011 elején 157-et fedeztek fel belőlük a Tejútrendszerben , és további 10-20 gömbhalmaz jelöltje [3] [4] [5] . A nagyobb galaxisokban több is lehet belőlük: például az Androméda-ködben számuk elérheti az 500 -at [6] . Egyes óriási elliptikus galaxisokban , különösen azokban, amelyek a galaxishalmazok közepén helyezkednek el , mint például az M 87 , akár 13 ezer gömbhalmaz is előfordulhat [7] . Az ilyen halmazok körülbelül 40 kpc (körülbelül 131 ezer fényév ) vagy nagyobb sugarú pályákon keringenek a galaxis körül [8] .

A Tejútrendszer közelében minden megfelelő tömegű galaxis gömbhalmazokhoz kapcsolódik. Az is kiderült, hogy szinte minden vizsgált nagy galaxisban megtalálhatók [9] . A Nyilasban lévő törpegalaxis és a Canis Majorban lévő törpegalaxis láthatóan a gömbhalmazok (pl . Palomar 12 ) „áthelyezése” folyamatban van a Tejútrendszerbe [10] . A múltban sok gömbhalmazt megszerezhetett volna Galaxisunk ilyen módon.

A gömbhalmazok tartalmazzák a galaxisban megjelent legkorábbi csillagokat, de ezen objektumok eredete és szerepe a galaktikus evolúcióban még mindig nem világos. Szinte biztosra vehető, hogy a gömbhalmazok jelentősen eltérnek a törpe elliptikus galaxisoktól , vagyis a "natív" galaxis csillagkeletkezésének egyik terméke , és nem más csatlakozó galaxisokból jöttek létre [11] . A tudósok azonban a közelmúltban felvetették, hogy a gömbhalmazok és a törpe szferoidgalaxisok nem feltétlenül határolhatók el egészen egyértelműen, és különböző objektumok [12] .

Megfigyelési előzmények

Az első M 22 gömbölyű csillaghalmazt Johann Abraham Ihle német amatőrcsillagász fedezte fel 1665-ben [13] , azonban az első teleszkópok kis rekesznyílása miatt lehetetlen volt megkülönböztetni az egyes csillagokat a gömbhalmazban [14] . Charles Messier volt az, akinek az M 4 megfigyelése során először sikerült elkülönítenie a csillagokat egy gömbhalmazban . Nicolas Lacaille abbé 1751-1752 között később felvette katalógusába a később NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 és NGC 6397 néven ismert klasztereket (a szám előtti M betű Charles Messier katalógusára, az NGC pedig a John Dreyer új általános katalógusa ).

William Herschel 1782-ben indította el a nagy teleszkópokat használó kutatási programot, amely lehetővé tette a csillagok megkülönböztetését mind a 33 addig ismert gömbhalmazban. Ezen kívül még 37 klasztert fedezett fel. A Herschel által 1789-ben összeállított mélyégbolt objektumok katalógusában először a "gömbhalmaz" nevet használta az ilyen típusú objektumok leírására [ 14] .  A talált gömbhalmazok száma tovább nőtt, 1915-re elérte a 83 -at, 1930-ra a 93-at, 1947-re pedig a 97-et. 2011-re 157 klasztert fedeztek fel a Tejútrendszerben , további 18-at jelöltek ki, és a teljes számot 180±20-ra becsülik [3] [4] [5] . Úgy gondolják, hogy ezek az észleletlen gömbhalmazok galaktikus gáz- és porfelhők mögött rejtőznek .

1914-től kezdve Harlow Shapley amerikai csillagász a gömbhalmazokkal kapcsolatos tanulmányok sorozatát vezetett ; eredményeiket 40 tudományos közleményben publikálták. Tanulmányozta az RR Lyrae változókat klaszterekben (amelyekről azt feltételezte, hogy cefeidák ), és a periódus-fényesség összefüggést használta a távolság becslésére . Később kiderült, hogy az RR Lyrae változók fényessége kisebb, mint a cefeidáké, és Shapley valójában túlbecsülte a klaszterek távolságát [15] .

A Tejútrendszer gömbhalmazainak túlnyomó többsége a galaktikus magot körülvevő égbolt területén található ; sőt jelentős mennyiség a mag közvetlen közelében található. 1918-ban Shapley kihasználta a halmazok e nagy ferde eloszlását Galaxisunk méretének meghatározására. Feltételezve, hogy a gömbhalmazok eloszlása ​​a galaxis közepe körül megközelítőleg gömb alakú, ezek koordinátái alapján becsülte meg a Nap helyzetét a galaxis középpontjához képest [16] . Bár a távolságra vonatkozó becslésében jelentős hiba volt, azt mutatta, hogy a Galaxis mérete sokkal nagyobb, mint azt korábban gondolták. A hiba oka a Tejútrendszerben lévő por volt, amely részben elnyelte a gömbhalmaz fényét, így halványabbá és így távolabbivá tette. Mindazonáltal Shapley becslése a Galaxis méretére a most elfogadott nagyságrendű volt.

Shapley mérései azt is kimutatták, hogy a Nap meglehetősen messze van a Galaxis középpontjától, ellentétben azzal, amit akkoriban a közönséges csillagok eloszlásának megfigyelései alapján hittek. Valójában a csillagok a Galaxis korongjában vannak, ezért gyakran gáz és por mögé rejtőznek, míg a gömbhalmazok a korongon kívül vannak, és sokkal nagyobb távolságból láthatók.

Később Henrietta Swope és Helen Sawyer (később Hogg) segítettek a Shapley-klaszterek tanulmányozásában . 1927-1929-ben Shapley és Sawyer elkezdte osztályozni a halmazokat a csillagok koncentrációjának foka szerint. A legmagasabb koncentrációjú akkumulációkat az I. osztályba soroltuk, és a koncentráció csökkenésével a XII. osztályba soroltuk tovább (néha az osztályokat arab számokkal jelölik: 1–12). Ezt a besorolást Shapley -Sawyer koncentrációs osztálynak nevezik [ 17 ] . 

Formáció

A mai napig a gömbhalmazok kialakulását nem teljesen ismerték, és még mindig nem világos, hogy egy gömbhalmaz azonos generációhoz tartozó csillagokból áll-e, vagy olyan csillagokból áll, amelyek több százmillió év alatt több cikluson mentek keresztül. Sok gömbhalmazban a legtöbb csillag a csillagfejlődés körülbelül azonos szakaszában van , ami arra utal, hogy megközelítőleg egy időben keletkeztek [19] . A csillagkeletkezés története azonban halmazról halmazra változik, és bizonyos esetekben egy halmaz különböző csillagpopulációkat tartalmaz. Példa erre a Nagy Magellán-felhőben található gömbhalmazok , amelyek bimodális populációt mutatnak . Korai életkorukban ezek a klaszterek ütközhettek egy óriási molekulafelhővel , ami a csillagkeletkezés új hullámát idézte elő [20] , de ez a csillagkeletkezési időszak viszonylag rövid a gömbhalmazok korához képest [21] .

A gömbhalmazok megfigyelései azt mutatják, hogy főként olyan területeken fordulnak elő, ahol hatékony csillagkeletkezés zajlik, vagyis ahol a csillagközi közeg sűrűsége nagyobb a közönséges csillagkeletkezési régiókhoz képest. A gömbhalmazok kialakulása dominál a csillagkeletkezési kitörésekkel járó régiókban és a kölcsönhatásban lévő galaxisokban [22] . A tanulmányok azt is kimutatták, hogy összefüggés van a központi szupermasszív fekete lyuk tömege és az elliptikus és lencse alakú galaxisok gömbhalmazainak mérete között . Az ilyen galaxisokban lévő fekete lyuk tömege gyakran megközelíti a galaxis gömbhalmazainak teljes tömegét [23] .

Jelenleg nem ismertek aktív csillagképző gömbhalmazok, és ez összhangban van azzal a véleménnyel, hogy ezek általában a legrégebbi objektumok a galaxisban, és nagyon régi csillagokból állnak. A gömbhalmazok előfutárai lehetnek nagyon nagy csillagképző régiók, amelyeket óriáscsillaghalmazoknak neveznek (pl . Westerlund 1 a Tejútrendszerben) [24] .

Összetétel

A gömbhalmazok általában több százezer régi, alacsony fémtartalmú csillagból állnak . A gömbhalmazokban található csillagok típusa hasonló a spirálgalaxisok dudorában lévő csillagokhoz . Hiányzik belőlük a gáz és a por , és azt feltételezik, hogy már régen csillagokká változtak.

A gömbhalmazokban nagy a csillagok koncentrációja - átlagosan körülbelül 0,4 csillag/köbös parszek , a halmaz közepén pedig 100 vagy akár 1000 csillag van köbparszekonként (összehasonlításképpen a Nap közelében a koncentráció kb. 0,12 csillag köbparszekenként) [2] . Úgy gondolják, hogy a gömbhalmazok nem kedveznek a bolygórendszerek létezésének , mivel a sűrű halmazok magjában lévő bolygók pályája dinamikusan instabil a szomszédos csillagok áthaladása által okozott zavarok miatt. 1 AU távolságra keringő bolygó egy sűrű halmaz (például 47 Tucanae ) magjában lévő csillagból elméletileg csak 100 millió évig létezhet [26] . A tudósok azonban felfedeztek egy bolygórendszert a PSR B1620-26 pulzár közelében az M4 gömbhalmazban , de ezek a bolygók valószínűleg a pulzár kialakulásához vezető esemény után jöttek létre [27] .

Egyes gömbhalmazok, mint például az Omega Centauri a Tejútrendszerben és a Mayall II az Androméda-galaxisban , rendkívül nagy tömegűek (több millió naptömeg), és több csillaggenerációból származó csillagokat tartalmaznak. Mindkét halmaz bizonyítéknak tekinthető arra vonatkozóan, hogy a szupermasszív gömbhalmazok képezik az óriásgalaxisok által elnyelt törpegalaxisok magját [28] . A Tejútrendszer gömbhalmazainak körülbelül egynegyede törpegalaxisok része lehetett [29] .

Egyes gömbhalmazok (például M15 ) nagyon masszív magokkal rendelkeznek, amelyek fekete lyukakat tartalmazhatnak , bár a modellezés azt mutatja, hogy a rendelkezésre álló megfigyelési eredményeket egyformán jól magyarázzák a kisebb tömegű fekete lyukak jelenléte és a neutroncsillagok (vagy hatalmas fehér törpék ) koncentrációja. ) [30 ] .

Fémtartalom

A gömbhalmazok általában II. populációjú csillagokból állnak, amelyekben kevés a nehéz elem. A csillagászok fémeknek nevezik a nehéz elemeket, ezeknek az elemeknek a csillagban való relatív koncentrációját pedig fémességnek. Ezek az elemek a csillagok nukleoszintézisének folyamatában jönnek létre , majd a csillagok új generációjának részét képezik. Így a fémek frakciója jelezheti a csillag korát, az idősebb csillagok pedig általában alacsonyabb fémtartalmúak [32] .

Peter Oosterhof holland csillagász megfigyelte, hogy valószínűleg két gömbhalmaz-populáció létezik, amelyeket "Oosterhof-csoportoknak" neveznek. Mindkét csoportban gyenge a fémes elemek spektrális vonala , de az I. típusú (OoI) csillagok vonalai nem olyan gyengék, mint a II. típusú (OoII), a második csoportban pedig valamivel hosszabb periódusú az RR Lyrae változók [33] . Így az I. típusú csillagokat „fémben gazdag”, a II. típusú csillagokat „alacsony fémtartalmúnak” nevezik. Ez a két populáció számos galaxisban megfigyelhető, különösen a hatalmas ellipszisekben . Mindkét korcsoport majdnem megegyezik magával az Univerzummal , de fémességben különböznek egymástól. Különféle hipotéziseket terjesztettek elő ennek a különbségnek a magyarázatára, ideértve a gázban gazdag galaxisokkal való egyesülést, a törpegalaxisok elnyelését és a csillagkeletkezés több fázisát egyetlen galaxisban. A Tejútrendszerben az alacsony fémtartalmú klaszterek a fényudvarral , míg a fémben gazdag klaszterek a kidudorodással [34] .

A Tejútrendszerben a legtöbb alacsony fémtartalmú halmaz egy sík mentén helyezkedik el a galaxis halójának külső részén. Ez arra utal, hogy a II-es típusú halmazokat egy műholdgalaxisból fogták be, és nem ők a Tejútrendszer gömbhalmazrendszerének legrégebbi tagjai, ahogy korábban gondolták. A kétféle halmaz közötti különbséget ebben az esetben a két galaxis klaszterrendszerének kialakítása közötti késés magyarázza [35] .

Exotic Components

A gömbhalmazokban a csillagok sűrűsége nagyon nagy, ezért gyakran fordulnak elő közeli átjárók és ütközések. Ennek következménye, hogy a csillagok egyes egzotikus osztályai (például kék vándorló , ezredmásodperces pulzárok és kis tömegű röntgen binárisok ) nagyobb mennyiségben jelennek meg a gömbhalmazokban . A kék vándorlók két csillag összeolvadásával jönnek létre, valószínűleg kettes rendszerrel való ütközés eredményeként [36] . Egy ilyen csillag forróbb, mint a halmaz többi, azonos fényerővel rendelkező csillaga, és így különbözik a halmaz születése során keletkezett fősorozatú csillagoktól [37] .

Az 1970-es évek óta a csillagászok fekete lyukakat keresnek gömbhalmazokban, de ehhez a feladathoz a teleszkóp nagy felbontására van szükség, így csak a Hubble Űrteleszkóp megjelenésével történt az első megerősített felfedezés. A megfigyelések alapján feltételezték, hogy az Androméda galaxisban egy közepes tömegű fekete lyuk (4000 naptömeg) található az M 15 gömbhalmazban és egy fekete lyuk (~ 2⋅10 4 M ⊙ ) a Mayall II halmazban . [38] . A Mayall II röntgen- és rádiósugárzása egy közepes tömegű fekete lyuknak felel meg [39] . Különösen érdekesek, mert ők az első fekete lyukak, amelyek köztes tömeggel rendelkeznek a hétköznapi csillagtömegű fekete lyukak és a galaxismagokban található szupermasszív fekete lyukak között. A közbenső fekete lyuk tömege arányos a halmaz tömegével, ami kiegészíti a szupermasszív fekete lyukak tömegei és a környező galaxisok között korábban felfedezett kapcsolatot.

A közepes tömegű fekete lyukakra vonatkozó állításokat a tudományos közösség némi szkepticizmussal fogadta. A helyzet az, hogy a gömbhalmazokban a legsűrűbb objektumok fokozatosan lelassítják mozgásukat, és a „tömeges szegregációnak” nevezett folyamat eredményeként a klaszter közepébe kerülnek. A gömbhalmazokban ezek fehér törpék és neutroncsillagok . Holger Baumgardt és munkatársai kutatása megállapította, hogy az M15-ben és a Mayall II-ben a tömeg-fény aránynak erősen növekednie kell a klaszter közepe felé még fekete lyuk jelenléte nélkül is [40] [41] .

Hertzsprung-Russell diagram

A Hertzsprung-Russell diagram (H-R diagram) egy grafikon, amely az abszolút nagyság és a színindex közötti kapcsolatot mutatja . A BV színindex a csillag kék fényének fényereje vagy B és látható fénye (sárga-zöld) vagy V közötti különbség. A BV színindex nagy értékei hideg vörös csillagot jeleznek, míg a negatív értékek forró felületű kék ​​csillagot jeleznek [42] . Ha a Naphoz közeli csillagokat H-R diagramon ábrázoljuk, az a különböző tömegű, korú és összetételű csillagok eloszlását mutatja. A diagramon szereplő csillagok közül sok viszonylag közel van a lejtős görbéhez a bal felső saroktól (nagy fényesség, korai spektrális típusok ) a jobb alsó felé (alacsony fényerő, késői spektrális típusok ). Ezeket a csillagokat fősorozatú csillagoknak nevezzük . A diagram azonban olyan csillagokat is tartalmaz, amelyek a csillagfejlődés későbbi szakaszában vannak, és a fő sorozatból származnak.

Mivel a gömbhalmaz összes csillaga körülbelül azonos távolságra van tőlünk, abszolút nagyságuk körülbelül ugyanannyival tér el a látszólagos nagyságuktól . A gömbhalmaz fősorozatú csillagai hasonlóak a Nap közelében lévő hasonló csillagokhoz, és a fő sorozatvonal mentén sorakoznak fel. Ennek a feltételezésnek a pontosságát megerősítik a közeli, rövid periódusú változócsillagok (például az RR Lyrae ) és a cefeidák magnitúdóinak a halmazban lévő azonos típusú csillagokkal való összehasonlításával kapott összehasonlítható eredmények [43] .

A H-R diagram görbéit összehasonlítva meghatározható a halmaz fősorozatának csillagainak abszolút nagysága. Ez viszont lehetővé teszi a klaszter távolságának becslését a látszólagos csillagnagyság értéke alapján. A relatív és abszolút értékek különbsége, a távolságmodulus becslést ad a távolságra [44] .

Ha egy gömbhalmaz csillagait G-R diagramon ábrázoljuk, akkor sok esetben szinte az összes csillag egy meglehetősen határozott görbére esik, ami eltér a Nap közelében lévő csillagok G-R diagramjától, amely a különböző korú és eredetű csillagokat egyesíti egybe. egész. A gömbhalmazok görbéjének alakja olyan csillagcsoportok jellemzője, amelyek nagyjából egy időben keletkeztek azonos anyagokból, és csak a kezdeti tömegükben különböznek egymástól. Mivel az egyes csillagok helyzete a H-R diagramon az életkortól függ, a gömbhalmaz görbéjének alakja felhasználható a csillagpopuláció teljes életkorának becslésére [45] .

A fő sorozat legmasszívabb csillagainak lesz a legnagyobb abszolút magnitúdója, és ezek a csillagok lépnek először az óriás színpadra . A halmaz öregedésével a kisebb tömegű csillagok elkezdenek átmenni az óriásstádiumba, így az egyik típusú csillagpopulációval rendelkező halmaz életkorát meg lehet mérni, ha olyan csillagokat keresünk, amelyek csak most kezdenek átlépni az óriásstádiumba. A H-R diagramban „térdet” alkotnak, a jobb felső sarokba forgatva a fő sorozatvonalhoz képest. Az abszolút nagyság a fordulópont tartományában a gömbhalmaz korától függ, így a korskála a magnitúdóval párhuzamos tengelyen ábrázolható .

Ezenkívül egy gömbhalmaz kora meghatározható a leghidegebb fehér törpék hőmérsékletéből . A számítások eredményeként kiderült, hogy a gömbhalmazok tipikus kora elérheti a 12,7 milliárd évet is [46] . Ebben jelentősen eltérnek a nyílt csillaghalmazoktól, amelyek mindössze néhány tízmillió évesek.

A gömbhalmazok kora korlátot szab az egész Univerzum korhatárának. Ez az alsó határ jelentős akadályt jelent a kozmológiában . Az 1990-es évek elején a csillagászok a gömbhalmazok korára vonatkozó becslésekkel szembesültek, amelyek régebbiek voltak, mint amit a kozmológiai modellek sugalltak. A kozmológiai paraméterek mély égbolt-felméréseken keresztül végzett részletes mérései és a COBE -hoz hasonló műholdak jelenléte azonban megoldotta ezt a problémát.

A gömbhalmazok evolúciójának tanulmányozása felhasználható a halmazt alkotó gáz és por kombinációjából adódó változások meghatározására is. A gömbhalmazok vizsgálatából nyert adatokat ezután a teljes Tejútrendszer evolúciójának tanulmányozására használják [47] .

A gömbhalmazokban vannak olyan csillagok, amelyeket kék kóborlónak neveznek, és úgy tűnik, hogy továbbra is lefelé haladnak a fő sorozatban a világosabb kék csillagok felé. E csillagok eredete máig tisztázatlan, de a legtöbb modell azt sugallja, hogy ezeknek a csillagoknak a kialakulása a kettős és hármas rendszerek csillagai közötti tömegátadás eredménye [36] .

Gömbös csillaghalmazok a Tejútrendszer galaxisában

A gömbhalmazok galaxisunk kollektív tagjai, és gömb alakú alrendszerének részét képezik : a galaxis tömegközéppontja körül keringenek nagyon megnyúlt pályákon , ≈200 km/s sebességgel és 108-109 éves keringési periódussal . A galaxisunkban a gömbhalmazok kora közeledik a korához, amit Hertzsprung-Russell diagramjaik is megerősítenek , amelyek a kék oldalon egy jellegzetes törést tartalmaznak a fő sorozatban , jelezve a halmazhoz tartozó hatalmas csillagok vörössé átalakulását. óriások .

A nyílt halmazokkal és csillagtársításokkal ellentétben a gömbhalmazok csillagközi közege kevés gázt tartalmaz. Ezt a tényt egyrészt az alacsony parabola-sebesség , amely ≈10-30 km/s, másrészt a nagy koruk magyarázza. Egy további tényező nyilvánvalóan a Galaxisunk középpontja körüli, annak síkján keresztül történő, rendszeres áthaladás a forradalom során, amelyben a gázfelhők koncentrálódnak, ami hozzájárul a saját gáz "kisöpréséhez" az ilyen áthaladások során.

Globuláris csillaghalmazok más galaxisokban

Más galaxisokban (például a Magellán-felhőkben ) viszonylag fiatal gömbhalmazok is megfigyelhetők.

Az LMC és MMO gömbhalmazainak többsége fiatal csillagokhoz tartozik, ellentétben a galaxisunkban található gömbhalmazokkal, és többnyire elmerülnek a csillagközi gázban és porban. Például a Tarantula-ködöt kék-fehér csillagok fiatal gömbhalmazai veszik körül. A köd közepén egy fiatal, fényes halmaz található.

Gömbös csillaghalmazok az Androméda galaxisban (M31):

Az M31 gömbhalmazok többségének megfigyeléséhez 10 hüvelyk átmérőjű teleszkópra van szükség, a legfényesebb egy 5 hüvelykes távcsőben látható. Az átlagos nagyítás 150-180-szoros, a távcső optikai sémája nem számít.

A G1 klaszter ( Mayall II ) a helyi csoport legfényesebb klasztere, 170 000 ly távolságra. évek.

Jegyzetek

1. ↑ A Hubble egy raj az ókori csillagokról  (angolul)  (a link nem érhető el) . HubbleSite News Desk . Space Telescope Science Institute (1999. július 1.). Hozzáférés dátuma: 2013. január 26. Az eredetiből archiválva : 2008. október 7..
2. ↑ 1 2 Talpur J. Útmutató a gömbhalmazokhoz (hivatkozás nem érhető el) . Keele Egyetem (1997). Hozzáférés dátuma: 2013. január 26. Az eredetiből archiválva : 2012. december 30. (határozatlan) 
3. ↑ 1 2 Harris WE Paraméterkatalógus a Tejútrendszer gömbhalmazaihoz: Az adatbázis (downlink) . McMaster Egyetem (2010. december). Hozzáférés dátuma: 2013. január 26. Az eredetiből archiválva : 2012. február 22.  (határozatlan)  (1996-os kiadás: Harris WE A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way  )  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing . - Vol. 112 . - doi : 10.1086/118116 . - .
4. ↑ 1 2 Frommert H. Tejút gömbhalmazok (hivatkozás nem érhető el) . SEDS (2011. június). Letöltve: 2014. október 10. Az eredetiből archiválva : 2014. október 15.. (határozatlan) 
5. ↑ 1 2 Ashman KM, Zepf SE A gömbhalmazok kialakulása egyesülő és kölcsönhatásban lévő galaxisokban . - 1992. - T. 384 . - S. 50-61 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170850 . - .
6. ↑ Barmby P., Huchra JP M31 gömbhalmazok a Hubble Űrteleszkóp archívumában. I. Cluster Detection and Completeness  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Vol. 122. sz . 5 . - P. 2458-2468 . - doi : 10.1086/323457 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0107401 .
7. ↑ McLaughlin DE, Harris WE, Hanes DA Az M87 globuláris klaszterrendszer térbeli szerkezete  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 422 , sz. 2 . - P. 486-507 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173744 . - .
8. ↑ Dauphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M., Tucholke H.-J. A gömbhalmazok kinematikája, az apocentrikus távolságok és a halo fémességi gradiens  // Csillagászat és asztrofizika  . - EDP Sciences , 1996. - Vol. 313 . - 119-128 . o . - Iránykód .
9. ↑ Harris WE Globuláris halmazrendszerek a helyi csoporton kívüli galaxisokban  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Annual Reviews , 1991. - Vol. 29 . - P. 543-579 . - doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551 . - Iránykód .
10. ↑ Dinescu DI, Majewski SR, Girard TM, Cudworth KM A Palomar 12 abszolút megfelelő mozgása: A Nyilas törpe gömbgalaxis árapály-fogásának esete  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Vol. 120 , sz. 4 . - P. 1892-1905 . - doi : 10.1086/301552 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0006314 .
11. ↑ Lotz JM, Miller BW, Ferguson HC The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei and Stellar Halos  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Vol. 613 , sz. 1 . - P. 262-278 . - doi : 10.1086/422871 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0406002 .
12. ↑ van den Bergh S. Globuláris halmazok és törpe szferoidgalaxisok  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Vol. 385 , sz. 1 . - P.L20-L22 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . — . - arXiv : 0711.4795 .
13. ↑ Sharp NA M22, NGC6656 (nem elérhető link) . Országos Optikai Csillagászati ​​Obszervatórium . Letöltve: 2014. október 10. Az eredetiből archiválva : 2014. október 17.. (határozatlan) 
14. ↑ 1 2 Boyd RN Bevezetés a magasztrofizikába. - Chicago: University of Chicago Press, 2007. - 422 p. — ISBN 9780226069715 .
15. ↑ Ashman, 1998 , p. 2.
16. ↑ Shapley H. A gömbhalmazok és a galaktikus rendszer szerkezete  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 1918. - évf. 30 , sz. 173 . - P. 42-54 . — ISSN 0004-6280 . - . —
17. ↑ Hogg H.S. Harlow Shapley és a gömbhalmazok  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - 1965. - 1. évf. 77 , sz. 458 . - P. 336-346 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/128229 . —
18. ↑ Piotto G., Bedin LR, Anderson J. et al. Három fő szekvencia az NGC 2808 gömbhalmazban  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Vol. 661 , sz. 1 . - P.L53-L56 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/518503 . - Iránykód .
19. ↑ Chaboyer B. Globular Cluster Age Dating // Astrophysical Ages and Times Scales / Szerk. a T.v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2001. - Vol. 245. - P. 162-172. - (ASP konferenciasorozat). - ISBN 1-58381-083-8 . —
20. ↑ Piotto G. Több populáció megfigyelése csillaghalmazokban // The Ages of Stars. - Nemzetközi Csillagászati ​​Unió, 2009. - Vol. 4. - P. 233-244. - (A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió közleménye). - - arXiv : 0902.1422
21. ↑ Weaver D., Villard R., Christensen LL et al. A Hubble több csillagos "baby boomot" talált egy  gömbhalmazban . HubbleSite (2007. május 2.). Letöltve: 2014. november 1.
22. ↑ Elmegreen BG, Efremov Yu. N. A turbulens gáz nyílt és gömbhalmazainak egyetemes képződési mechanizmusa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Vol. 480 , sz. 1 . - P. 235-245 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/303966 . - .
23. ↑ Burkert A., Tremaine S. A központi szupermasszív fekete lyukak és a korai típusú galaxisok gömbhalmazrendszerei közötti összefüggés  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 720 , sz. 1 . - P. 516-521 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/720/1/516 . - Iránykód . - arXiv : 1004.0137 .
24. ↑ Negueruela I., Clark S. Fiatal és egzotikus csillagállatkert – Az ESO teleszkópjai szupercsillaghalmazt fedeztek fel a  Tejútrendszerben . Európai Déli Obszervatórium (2005. március 22.). Letöltve: 2014. november 1.
25. ↑ Csillagok nyelték el a Tejútrendszer  szíve közelében . Űrteleszkóp (2011. június 27.). Letöltve: 2014. november 1.
26. ↑ Sigurdsson S. Bolygók gömbhalmazokban? (angol)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 399 , sz. 1 . - P.L95-L97 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/186615 . - .
27. ↑ Arzoumanian Z., Joshi K., Rasio FA, Thorsett SE A PSR B1620-26 hármas rendszer pályaparaméterei // Pulsars: Problems and Progress. A Nemzetközi Csillagászati ​​Unió 160. kollokviumának anyaga. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1996. - Vol. 105. - P. 525-530. – (A Csendes-óceáni Csillagászati ​​Társaság Konferenciasorozat). — ISBN 1050-3390. - - arXiv : astro-ph/9605141
28. ↑ Bekki K., Freeman KC Az ω Centauri kialakulása egy ősi maggal rendelkező törpegalaxisból a fiatal galaktikus korongban  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 346. sz . 2 . - P.L11-L15 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x . - .
29. ↑ Forbes DA, Bridges T. Accreted versus in situ Milky Way globuláris klaszterek  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2010. - Vol. 404 , sz. 3 . - P. 1203-1214 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . - arXiv : 1001.4289 .
30. ↑ van der Marel R. Fekete lyukak gömbhalmazokban  (angolul)  (a link nem érhető el) . Space Telescope Science Institute (2002. március 16.). Letöltve: 2014. november 1. Az eredetiből archiválva : 2012. május 30.
31. ↑ Észreveszi a különbséget – a Hubble egy másik gömbhalmazt kémkedik, de egy titokkal  (angolul)  (lefelé irányuló kapcsolat) . Űrteleszkóp (2011. október 3.). Letöltve: 2014. november 1. Az eredetiből archiválva : 2014. augusztus 3..
32. ↑ Green SF, Jones MH, Burnell SJ Bevezetés a Napba és a csillagokba . - Cambridge: Cambridge University Press, 2004. - P. 240. - ISBN 0521837375 .
33. ↑ van Albada TS, Baker N. On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1973. - Vol. 185 . - P. 477-498 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152434 .
34. ↑ Harris W.E. A gömbhalmaz rendszerének térszerkezete és a galaktikus középpont távolsága  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Vol. 81 . - P. 1095-1116 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/111991 . - Irodai .
35. ↑ Yoon S.-J., Lee Y.-W. Alacsony fémtartalmú klaszterek összehangolt folyama a Tejútrendszer halójában   // Tudomány . - 2002. - 20. évf. 297. sz . 5581 . - P. 578-581 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/tudomány.1073090 . - . — arXiv : astro-ph/0207607 . — PMID 12142530 .
36. ↑ 1 2 Leonard PJT Csillagütközések a gömbhalmazokban és a kék kósza probléma  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1989. - Vol. 98 . - 217-226 . o . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115138 . — Iránykód .
37. ↑ Murphy BW Ezer lángoló nap: A gömbhalmazok belső élete   // Merkúr . - 1999. - 1. évf. 28 , sz. 4 . — ISSN 0047-6773 .
38. ↑ Savage D., Neal N., Villard R. et al. A Hubble fekete lyukakat fedez fel váratlan  helyeken . HubbleSite (2002. szeptember 17.). Letöltve: 2014. november 1.
39. ↑ Finley D. Csillaghalmaz középsúlyú fekete lyukat tart, a VLA  jelzi . Országos Rádiócsillagászati ​​Obszervatórium (2007. május 28.). Letöltve: 2014. november 1.
40. ↑ Baumgardt H., Hut P., Makino J. et al. Az M15 központi szerkezetéről  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 582 , sz. 1 . -P.L21- L24 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/367537 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0210133v3 .
41. ↑ Baumgardt H., Makino J., Hut P. et al. A G1 gömbhalmaz dinamikus modellje  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 589 , sz. 1 . - P.L25-L28 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/375802 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0301469 . Archiválva az eredetiből 2012. március 18-án.
42. ↑ Surdin V. G. Csillagszínindex . Asztronet . Letöltve: 2014. november 1. (Orosz)
43. ↑ Shapley H. A csillaghalmazok színein és nagyságán alapuló tanulmányok. I,II,III  (angol)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1917. - Vol. 45 . - 118-141 . o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/142314 . — .
44. ↑ Schwarzschild M. A csillagok szerkezete és evolúciója . - New York: Dover, 1958. - 296 p. — (Dover-könyvek a csillagászatról). - ISBN 0-486-61479-4 .
45. ↑ Sandage A. Az evolúció megfigyelési megközelítése. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1957. - Vol. 126 . - P. 326-340 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146405 . - .
46. ↑ Hansen BMS, Brewer J., Fahlman GG et al. The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 574 , sz. 2 . -P.L155 - L158 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/342528 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0205087 .
47. ↑ Gratton R., Pasquini L. Ashes from the Elder Brothren - UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular  Clusters . Európai Déli Obszervatórium (2001. március 2.). Letöltve: 2014. november 1.

Linkek

• gömbhalmazok
• Globuláris csillaghalmazok a Tejútrendszerben  – egy lista paraméterekkel, beleértve a Naptól való távolságot és a galaxis középpontját  (eng.)
•  A Padovai Csillagászati ​​Tanszék gömbhalmazcsoportja
• Ashman KM Globuláris klaszterrendszerek. - Cambridge, Egyesült Királyság: Cambridge University Press, 1998. - 171 p. - (Cambridge asztrofizikai sorozat, 30. kötet). — ISBN 0521550572 .

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	BNF : 12393896m GND : 4298254-6 J9U : 987007531590705171 LCCN : sh85127432