gromada kulista
Właściwości fizyczne
Droga mleczna zawiera ponad 150 gromad kulistych (dokładna liczba jest niepewna z powodu zaciemnienia przez pył w paśmie Drogi Mlecznej, co prawdopodobnie uniemożliwia dostrzeżenie niektórych gromad kulistych). Są one rozmieszczone w prawie kulistym halo wokół Drogi Mlecznej, stosunkowo niewiele w kierunku płaszczyzny galaktyki, ale około jedna trzecia z nich koncentruje się wokół centrum galaktyki, jako systemy satelitarne w bogatych polach gwiazd Sagittarius-Scorpius. Rozkład promieniowy, wykreślony jako funkcja odległości od centrum galaktyki, pasuje do matematycznego wyrażenia formy identycznej do tej opisującej rozkład gwiazd w galaktykach eliptycznych, chociaż istnieje anomalny szczyt w rozkładzie w odległości około 40 000 lat świetlnych od centrum.
Encyclopædia Britannica, Inc.
gromady kuliste są niezwykle świetlistymi obiektami. Ich średnia jasność jest równa około 25 000 słońc. Najjaśniejsze są 50 razy jaśniejsze. Najjaśniejszymi gwiazdami są czerwone olbrzymy, jasne czerwone gwiazdy o absolutnej jasności -2, około 600 razy większej od jasności Słońca lub jasności. W stosunkowo niewielu gromadach kulistych występują gwiazdy tak samo słabe jak zmierzone słońce, a w żadnych takich gromadach nie odnotowano jeszcze najmniejszych gwiazd. Funkcja jasności dla M3 pokazuje, że 90 procent światła widzialnego pochodzi z gwiazd co najmniej dwa razy jaśniejszych od Słońca, ale ponad 90 procent masy gromady składa się z słabszych gwiazd. Masy gromad kulistych, mierzone przez określenie dyspersji w prędkościach poszczególnych gwiazd, wahają się od kilku tysięcy do ponad miliona mas Słońca. Gromady są bardzo duże, o średnicach od 10 do nawet 300 lat świetlnych. Ich pozorna średnica waha się od jednego stopnia dla Omega Centauri do węzłów o ciągu jednej minuty łuku. W gromadzie takiej jak M3 90% światła znajduje się w odległości 100 lat świetlnych, ale liczy się liczba gwiazd, a badania gwiazd RR Lyrae (których jasność wewnętrzna zmienia się regularnie w dobrze znanych granicach) obejmują większą z 325 lat świetlnych.
zespół Hubble Heritage (AURA/ STScI/NASA)
Większość gromad kulistych jest silnie skoncentrowana w swoich centrach, posiadając rozkład gwiazd przypominający izotermiczne sfery gazowe z odcięciem odpowiadającym efektom pływowym galaktyki. Gęstość w pobliżu centrów gromad kulistych wynosi w przybliżeniu dwie gwiazdy na rok świetlny sześcienny, w porównaniu z jedną gwiazdą na 300 sześciennych lat świetlnych w sąsiedztwie słońca. Dokładny model rozmieszczenia gwiazd w obrębie gromady można uzyskać na podstawie dynamiki gwiazd, która bierze pod uwagę rodzaje Orbit, które gwiazdy mają w gromadzie, spotkania między tymi gwiazdami i skutki wpływów zewnętrznych. Na przykład amerykański astronom Ivan R. King opracował modele dynamiczne, które bardzo ściśle pasują do obserwowanych rozkładów gwiazd. Stwierdza, że strukturę gromady można opisać za pomocą dwóch liczb: (1) promień jądra, który mierzy stopień koncentracji w centrum, oraz (2) promień pływu, który mierzy odcięcia gęstości gwiazd na krawędzi gromady. Gromady różnią się znacznie w stopniu, w jakim Gwiazdy skupiają się w swoich centrach. Większość z nich wydaje się okrągła i prawdopodobnie jest kulista, ale kilka (np. Omega Centauri) jest wyraźnie eliptycznych. Najbardziej eliptycznym skupiskiem jest M19, którego oś główna jest mniej więcej dwukrotnie mniejsza.
kluczową cechą wyróżniającą gromady kuliste w galaktyce jest ich równomierny wiek. Gromady kuliste składają się z obiektów II populacji (tj. starych gwiazd). Ustalone przez porównanie gwiezdnej populacji gromad kulistych z Gwiezdnymi modelami ewolucyjnymi, wiek wszystkich tych dotychczas zmierzonych waha się od 11 miliardów do 13 miliardów lat. Są to najstarsze obiekty w galaktyce, więc musiały być jednymi z pierwszych utworzonych. Wskazuje na to również fakt, że gromady kuliste mają zwykle znacznie mniejsze ilości ciężkich pierwiastków niż gwiazdy w płaszczyźnie galaktyki—np. Słońce. Złożone z gwiazd należących do ekstremalnej populacji II, a także gwiazd halo o dużej szerokości geograficznej, te prawie kuliste skupiska najwyraźniej powstały przed spłaszczeniem materiału galaktyki w obecny cienki dysk. Obecny Gaz międzygwiezdny w sąsiedztwie słońca zawiera pierwiastki cięższe od helu, które astronomowie nazywają metalami, na poziomie około 2% masy, podczas gdy gromady kuliste zawierają zaledwie 0,02% tych samych pierwiastków.
gromady kuliste zostały sklasyfikowane na podstawie rosnącej liczebności metali. Obfitość metali jest większa dla gromad położonych w pobliżu centrum galaktyki niż dla gromad znajdujących się w halo (najdalsze krańce galaktyki rozciągające się znacznie powyżej i poniżej jej płaszczyzny). Ilość helu może się również różnić w zależności od gromady. Uważa się, że wodór w gromadach gwiazd wynosi 70-75 procent masy, Hel 25-30 procent, a cięższe pierwiastki 0,01–0,1 procent. Badania radioastronomiczne ustaliły najniższą górną granicę ilości neutralnego wodoru w gromadach kulistych. Ciemne pasy mglistej materii są zagadkowymi cechami w niektórych z tych gromad. Chociaż trudno jest wyjaśnić obecność w starych układach odrębnych, oddzielnych mas nie uformowanej materii, mgławica nie może być materiałem pierwszoplanowym pomiędzy gromadą a obserwatorem.
znanych jest około 2000 gwiazd zmiennych w 100 lub więcej gromad kulistych, które zostały zbadane. Spośród nich, być może 90 procent to członkowie klasy zwanej zmiennymi RR Lyrae. Inne zmienne występujące w gromadach kulistych to cefeidy II populacji, Gwiazdy RV Tauri i U Geminorum, a także Gwiazdy Mira, zaćmienia binarne i novas.
Leave a Reply