kuglehob
fysiske egenskaber
Mælkevejsgalaksen indeholder mere end 150 kuglehobe (det nøjagtige antal er usikkert på grund af tilsløring af støv i Mælkevejsbåndet, hvilket sandsynligvis forhindrer, at nogle kuglehobe ses). De er arrangeret i en næsten sfærisk glorie omkring Mælkevejen, med relativt få mod det galaktiske plan, men omkring en tredjedel af dem er koncentreret omkring det galaktiske centrum, som satellitsystemer i de rige Skytten-Scorpius stjernefelter. Den radiale fordeling, når den afbildes som en funktion af afstanden fra det galaktiske centrum, passer til et matematisk udtryk af en form, der er identisk med den, der beskriver stjernefordelingen i elliptiske galakser, skønt der er en unormal top i fordelingen i afstande på omkring 40.000 lysår fra midten.
kuglehobe er ekstremt lysende objekter. Deres gennemsnitlige lysstyrke svarer til cirka 25.000 Soler. De mest lysende er 50 gange lysere. De lyseste stjerner er de røde giganter, lyse røde stjerner med en absolut størrelse på -2, omkring 600 gange solens lysstyrke eller lysstyrke. I relativt få kugleformede klynger har stjerner så iboende svage som Solen er blevet målt, og i ingen sådanne klynger er de svageste stjerner endnu blevet registreret. Lysstyrkefunktionen for M3 viser, at 90 procent af det synlige lys kommer fra stjerner, der er mindst dobbelt så lyse som Solen, men mere end 90 procent af klyngemassen består af svagere stjerner. Masserne af kugleformede klynger, målt ved at bestemme dispersionen i de enkelte stjerners hastigheder, spænder fra et par tusinde til mere end en million solmasser. Klyngerne er meget store med diametre, der måler fra 10 til så meget som 300 lysår. Deres tilsyneladende diametre spænder fra en grad for Omega Centauri ned til knuder på et minuts bue. I en klynge som M3 er 90 procent af lyset indeholdt i en diameter på 100 lysår, men stjernetællinger og undersøgelsen af RR Lyrae-medlemsstjerner (hvis iboende lysstyrke varierer regelmæssigt inden for velkendte grænser) inkluderer en større af 325 lysår.
Hubble Heritage Team (AURA/ STScI/ NASA)
de fleste kugleformede klynger er stærkt koncentreret i deres Centre og har stjernefordelinger, der ligner isotermiske gaskugler med en afskæring, der svarer til galaksens tidevandseffekter. Tætheden nær centrum af kuglehobe er omtrent to stjerner pr.kubik lysår sammenlignet med en stjerne pr. 300 kubik lysår i solkvarteret. En præcis model for stjernefordeling inden for en klynge kan udledes af stjernedynamik, der tager højde for de slags baner, som stjerner har i klyngen, møder mellem disse medlemsstjerner og virkningerne af ydre påvirkninger. Den amerikanske astronom Ivan R. King har for eksempel afledt dynamiske modeller, der passer meget tæt på observerede stjernefordelinger. Han finder ud af, at en klynges struktur kan beskrives i form af to tal: (1) kerneradius, som måler koncentrationsgraden i midten, og (2) tidevandsradius, som måler afskæringen af stjernetætheder ved klyngens kant. Klyngerne adskiller sig markant i den grad, i hvilken stjerner er koncentreret i deres centre. De fleste af dem ser cirkulære ud og er sandsynligvis sfæriske, men nogle få (f.eks. Den mest elliptiske klynge er M19, dens hovedakse er omkring det dobbelte af dens mindre akse.
et vigtigt kendetegn ved kuglehobe i galaksen er deres ensartede alderdom. Kugleformede klynger er sammensat af Population II-objekter (dvs.gamle stjerner). Bestemt ved at sammenligne stjernepopulationen i kugleformede klynger med stjernernes evolutionære modeller, aldrene for alle dem, der hidtil er målt, spænder fra 11 milliarder til 13 milliarder år. De er de ældste objekter i galaksen og må derfor have været blandt de første dannede. At dette var tilfældet, indikeres også af det faktum, at de kugleformede klynger har en tendens til at have meget mindre mængder tunge elementer end stjernerne i galaksens plan—f.eks. Sammensat af stjerner, der tilhører den ekstreme befolkning II, såvel som halostjernerne med høj breddegrad, dannede disse næsten sfæriske samlinger tilsyneladende, før galaksens materiale blev fladt ud i den nuværende tynde skive. Den nuværende interstellare gas i solkvarteret indeholder grundstoffer, der er tungere end helium, som kaldes metaller af astronomer, på et niveau på omkring 2 masseprocent, mens de kugleformede klynger indeholder så lidt som 0,02 procent af de samme grundstoffer.
globulære klynger er blevet klassificeret på grundlag af stigende overflod af metaller. Overfloden af metaller er højere for klynger nær det galaktiske centrum end for dem i haloen (den yderste rækkevidde af galaksen strækker sig langt over og under dens plan). Mængden af helium kan også variere fra klynge til klynge. Brintet i klyngestjerner menes at udgøre 70-75 masseprocent, helium 25-30 procent og de tungere grundstoffer 0,01–0,1 procent. Radio astronomiske studier har sat en lav øvre grænse for mængden af neutralt hydrogen i kuglehobe. Mørke baner med tåget stof er forvirrende træk i nogle af disse klynger. Selvom det er vanskeligt at forklare tilstedeværelsen af forskellige, separate masser af uformet stof i gamle systemer, kan nebulositeten ikke være forgrundsmateriale mellem klyngen og observatøren.
omkring 2.000 variable stjerner er kendt i de 100 eller flere kuglehobe, der er blevet undersøgt. Af disse er måske 90 procent medlemmer af klassen kaldet RR Lyrae-variabler. Andre variabler, der forekommer i kugleformede klynger, er Population II cepheider, RV Tauriog u Geminorum stjerner, såvel som Mira stjerner, formørkende binære filer, og novas.
Leave a Reply