Faisceau globulaire

Un faisceau globulaire est une collection sphérique du d'étoiles qui satellise un noyau galactique comme satellite . Des faisceaux globulaires sont très étroitement liés par la pesanteur , qui leur donne leurs formes sphériques et densités stellaires relativement élevées vers leurs centres. Le nom de cette catégorie du faisceau d'étoile est dérivé du &mdash latin du globulus de du ; une petite sphère. Un faisceau globulaire est parfois connu plus simplement comme globulaire.

Les faisceaux globulaires, qui sont trouvés dans le halo d'une galaxie, contiennent considérablement plus d'étoiles et sont beaucoup plus anciens que le moins dense galactique, ou ouvrent les faisceaux qui sont trouvés dans le disque. Les faisceaux globulaires sont assez communs ; il y a environ 150 faisceaux globulaires actuellement connus de la manière laiteuse , avec peut-être 10-20 plus non découvert. Les grandes galaxies peuvent avoir plus : L'Andromeda , par exemple, peut avoir l'autant d'en tant que 500. Quelques galaxies elliptiques géant, tel que le M87 , peuvent avoir l'autant d'en tant que 10.000 faisceaux globulaires. Ces faisceaux globulaires satellisent la galaxie dehors à de grands rayons, 40 kiloparsecs (approximativement 131 mille années-lumière de ou plus.

Chaque galaxie de la suffisamment de masse dans le groupe local a un groupe associé de faisceaux globulaires, et presque chaque grande galaxie examinée s'est avérée pour posséder un système des faisceaux globulaires. Le nain de Sagittaire de et les galaxies naines du commandant de Canis semblent être en cours de donner leurs faisceaux globulaires associés (tels que Palomar 12 ) à la manière laiteuse. Ceci démontre lesquels des faisceaux globulaires de cette galaxie ont été acquis dans le passé.

Bien qu'il s'avère que les faisceaux globulaires contiennent une partie de la première se tienne le premier rôle pour être produit dans la galaxie, leurs origines et leur rôle dans l'évolution galactique sont encore peu clair. Il semble clair que les faisceaux globulaires sont sensiblement différents des galaxies elliptiques de nain de et ont été formés en tant qu'élément de la formation d'étoile de la galaxie de parent plutôt que comme galaxie séparée.

Histoire d'observation

Composition

Des faisceaux globulaires se composent généralement de centaines de milliers de Bas-métal , vieilles étoiles de . Le type d'étoiles trouvées dans un faisceau globulaire sont semblable à ceux dans le bombement d'une galaxie en spirale mais confiné à un volume de quelques parsecs seulement cubiques ils sont exempts de gaz et on présume la poussière et que tous les gaz et poussière ont été il y a bien longtemps transformés en étoiles.

Tandis que les faisceaux globulaires peuvent contenir une densité des étoiles (en moyenne environ 0.4 étoile par parsec cubique , grimpant jusqu'à 100 ou 1000 étoiles par parsec cubique dans le noyau du faisceau), ils ne sont pas vraisemblablement des endroits favorables pour la survie des systèmes planétaires. Les orbites planétaires sont dynamiquement instables dans les noyaux des faisceaux denses dus aux perturbations de passer des étoiles. Une planète orbitant à 1 unité astronomique autour d'une étoile qui est dans le noyau d'un faisceau dense tel que le 47 Tucanae survivrait seulement sur l'ordre des années 10⁸. Cependant, il y a eu au moins un système planétaire avéré satelliser un pulsar ( PSR B1620−26 ) de qui appartient au globulaire M4 de faisceau.

À quelques exceptions notables, chaque faisceau globulaire semble avoir un âge défini. C'est-à-dire, la plupart des étoiles dans un faisceau sont approximativement à la même étape dans l'évolution stellaire , suggérant qu'elles aient formé au temps à peu près identique. Tous les faisceaux globulaires connus semblent n'avoir aucune formation d'étoile active, qui est compatible à la vue que les faisceaux globulaires sont typiquement les objets les plus anciens dans la galaxie, et étaient parmi les premières collections d'étoiles à former. Les régions très grandes de la formation d'étoile connues sous le nom de faisceaux d'étoile superbes tel que le Westerlund 1 de la manière laiteuse , peuvent être les précurseurs de faisceaux globulaires.

Quelques faisceaux globulaires, comme le Omega centauri de notre manière laiteuse et le G1 dans le M31 , sont extraordinairement massifs (plusieurs masses solaires de million de et contiennent les populations stellaires multiples. Tous les deux peuvent être considérés comme l'évidence que les faisceaux globulaires supermassive sont en fait les noyaux des galaxies naines qui sont consommées par les galaxies plus grandes. Plusieurs faisceaux globulaires (comme M15 ) ont des noyaux extrêmement massifs qui peuvent héberger les trous noirs bien que les simulations suggèrent qu'un trou noir moins massif ou une concentration centrale des étoiles neutron ou des nains blancs massifs expliquent des observations également bonnes.

Contenu métallique

Les faisceaux globulaires se composent normalement de la population de II tient le premier rôle , au lequel avoir un bas contenu métallique comparé La population de I se tient le premier rôle comme le Sun . (Aux astronomes, les métaux de inclut tous les éléments plus lourds que l'hélium , tel que le lithium et le carbone .)

Le hollandais Pieter Oosterhoff d'astronome du a noté qu'il semblent y avoir deux populations des faisceaux globulaires, qui sont devenus notoires comme le Oosterhoff groupe . Le deuxième groupe a une période légèrement plus longue des étoiles variables du rr Lyrae les deux groupes avoir les lignes faibles de des éléments métalliques . Mais les lignes dans les étoiles du type d'Oosterhoff faisceau d'I (OoI) ne sont pas aussi faibles que ceux dans le type II (OoII).

De la manière laiteuse on l'a découvert que la grande majorité des bas faisceaux de metallicity sont alignées le long d'un avion dans la partie externe du halo de la galaxie. Ce résultat argue du fait en faveur de la vue que le type faisceaux d'II dans la galaxie ont été capturés d'une galaxie satellite, plutôt qu'étant les membres les plus âgés du système globulaire du faisceau de manière laiteuse comme avait été précédemment pensé. La différence entre les deux types de faisceau serait alors expliquée par un à retard de temps entre quand les deux galaxies ont formé leurs systèmes de faisceau.

Composants exotiques

Les faisceaux globulaires ont une densité très élevée d'étoile, et donc les interactions et les proche-collisions étroites des étoiles se produisent relativement souvent. En raison de ces derniers chance les rencontres, quelques classes exotiques des étoiles, telles que les pulsars bleus de milliseconde de des retardataires et les binaires de rayon X de la Bas-masse de , sont beaucoup plus communes dans les faisceaux globulaires. Un retardataire bleu est formé de la fusion de deux étoiles, probablement en raison d'une rencontre avec un système binaire. L'étoile en résultant a une température plus élevée que les étoiles comparables dans le faisceau avec la même luminosité, et diffère ainsi des étoiles de séquence principale du .

Les astronomes ont recherché les trous noirs dans les faisceaux globulaires depuis les années 70. Les conditions de résolution pour cette tâche, cependant, sont harassantes, et elle est seulement avec le télescope spatial de Hubble de que le premier a confirmé des découvertes a été fait. Dans des programmes indépendants, 4.000 un trou noir de la masse de l'Intermédiaire-masse solaire de a été suggéré pour exister basé sur des observations du TGV dans le globulaire M15 de faisceau et un trou noir 20.000 de masse solaire dans le faisceau de Mayall II dans la galaxie d'Andromeda de . Le rayon X et les émissions par radio du de Mayall II semblent être compatibles à un trou noir de l'intermédiaire-masse.

Ceux-ci sont d'intérêt particulier parce qu'elles sont les premiers trous noirs ont découvert qui étaient intermédiaires dans la masse entre le conventionnel stellaire - le trou noir de masse et les trous noirs de Supermassive de découverts aux noyaux des galaxies. La masse de ces trous noirs de masse intermédiaires est proportionnelle à la masse des faisceaux, après un modèle précédemment découvert entre les trous noirs supermassive et leurs galaxies environnantes.

Des réclamations des trous noirs de masse intermédiaires ont été rencontrées du scepticisme. On s'attend à ce que les objets les plus denses dans les faisceaux globulaires émigrent au centre de faisceau dû à la ségrégation de la masse de . Ce seront les nains blancs et les étoiles neutron dans une vieille population stellaire comme un faisceau globulaire. Comme précisé en deux journaux par Holger Baumgardt et collaborateurs, le rapport de masse-à-lumière devrait monter brusquement vers le centre du faisceau, même sans trou noir, dans M15 et Mayall II.

diagramme de Couleur-grandeur

Le diagramme (Heure-diagramme) de Hertzsprung-Russell de est un graphique d'un grand échantillon d'étoiles qui trace leur visuel Grandeur absolue contre leur index de couleur . l'index de couleur, B−V, est la différence entre l'importance de l'étoile dans la lumière bleue, ou B, et la grandeur dans la lumière visuelle (vert-jaune), ou les grandes valeurs positives de V. indiquent une étoile rouge avec une température extérieure fraîche , alors que les valeurs négatives impliquent une étoile bleue avec une surface plus chaude.

Quand les étoiles près du Sun sont tracées sur un diagramme d'heure, il montre une distribution des étoiles des divers masses, âges, et compositions. Plusieurs des étoiles se trouvent relativement près d'une courbe en pente avec l'augmentation de la grandeur absolue car les étoiles sont plus chaudes, connu comme que de séquence principale se tient le premier rôle. Cependant le diagramme inclut également typiquement les étoiles qui sont par stades avancés de leur évolution et ont erré à partir de cette courbe de séquence principale.

Comme toutes les étoiles d'un faisceau globulaire sont approximativement à la même distance de nous, leurs grandeurs absolues diffèrent de leur grandeur visuelle par quantité à peu près identique. Les étoiles de séquence principale dans le faisceau globulaire tomberont suivant une ligne on pense que qui est comparable aux étoiles semblables dans le voisinage solaire. (L'exactitude de cette prétention est confirmée par des résultats comparables obtenus en comparant les importances de variables voisines de court-période, telles que les étoiles et les variables du rr Lyrae de Cepheid de à ceux dans le faisceau.)

Par l'assortiment vers le haut de ces courbes sur le diagramme d'heure l'importance absolue d'étoiles de séquence principale dans le faisceau peut également être déterminée. Ceci fournit alternativement une évaluation de distance au faisceau, basé sur l'importance visuelle des étoiles. La différence entre la grandeur relative et absolue, le module de distance de , rapporte cette évaluation de la distance.

Quand les étoiles d'un faisceau globulaire particulier sont tracées sur un diagramme d'heure, presque toutes les étoiles tombent sur une courbe relativement bien définie. Ceci diffère du diagramme d'heure des étoiles près du Sun, qui met en bloc ensemble des étoiles des âges et des origines différents. La forme de la courbe pour un faisceau globulaire est caractéristique d'un groupement des étoiles qui ont été formées approximativement au même temps et des mêmes matériaux, différant seulement dans leur Massachusetts initial. Pendant que la position de chaque étoile dans le diagramme d'heure varie avec l'âge, la forme de la courbe pour un faisceau globulaire peut être employée pour mesurer l'âge global des étoiles rassemblées.

Les étoiles de séquence principale les plus massives dans un faisceau globulaire auront également la grandeur absolue la plus élevée, et ce seront les premiers à se transformer en l'étape de l'étoile géante . Comme âges de faisceau, les étoiles des masses successivement inférieures écriront également l'étape de l'étoile géante . Ainsi l'âge d'un faisceau peut être mesuré en recherchant les étoiles qui commencent juste à écrire l'étape d'étoile géante. Ceci forme un " ; knee" ; dans le diagramme d'heure, se pliant vers le juste de haut de la ligne de séquence principale. La grandeur absolue à cette courbure est directement une fonction de l'âge du faisceau globulaire, ainsi une balance d'âge peut être tracée sur un axe parallèle à la grandeur.

En outre, des faisceaux globulaires peuvent être datés en regardant les températures des nains blancs les plus frais. Les résultats typiques pour les faisceaux globulaires sont qu'ils peuvent être aussi vieux que le 12.7 milliard < ! -- Le lien 1.000 est de clarifier l'ambiguïté du " de limite ; billion" ;. Veuillez ne pas le changer. Ce contraste avec les faisceaux ouverts qui sont seulement des dizaines de millions d'années.

Les âges des faisceaux globulaires placent une limite sur la limite d'âge de l'univers entier. Cette limite inférieure a été une contrainte significative dans la cosmologie . Pendant le début des années 90, des astronomes ont été confrontés aux évaluations d'âge des faisceaux globulaires qui ont semblé plus anciens que les modèles cosmologiques laisseraient. Cependant, de meilleures mesures des paramètres cosmologiques par des enquêtes profondes de ciel et des satellites tels que le COBE ont résolu ce problème comme ont des modèles d'ordinateur d'évolution stellaire qui ont différents modèles du mélange.

Des études évolutionnaires des faisceaux globulaires peuvent également être employées pour déterminer des changements dus à la composition commençante du gaz et de la poussière qui ont formé le faisceau. C'est-à-dire, le changement des voies évolutionnaires dues à l'abondance d'éléments lourds. (Des éléments lourds dans l'astronomie sont considérés tous les éléments plus massifs que l'hélium .) Les données obtenues à partir des études des faisceaux globulaires sont alors employées pour étudier l'évolution de la manière laiteuse dans son ensemble.

Dans les faisceaux globulaires on observe quelques étoiles connues sous le nom de retardataires bleus , continuant apparemment le de séquence principale dans la direction des étoiles plus lumineuses et plus bleues. Les origines de ces étoiles est encore peu claire, mais la plupart des modèles suggèrent que ces étoiles soient le résultat du transfert de masse dans des systèmes d'étoile multiple.

Morphologie

Contrairement aux faisceaux ouverts, la plupart des faisceaux globulaires restent de la gravité-bondissent pendant des périodes de temps comparables aux durées de la majorité de leurs étoiles. (L'exception possible d'A est si forte des interactions de marée avec d'autres grandes masses ont comme conséquence la dispersion des étoiles.)

Actuellement la formation des faisceaux globulaires demeure un phénomène mal compris. Elle reste incertaine si les étoiles dans un faisceau globulaire forment dans une génération simple, ou est engendrée à travers les générations multiples pendant plusieurs centaines de million d'ans. Cette période de tenir le premier rôle-formation est relativement brève, cependant, comparée à l'âge de beaucoup de faisceaux globulaires. Les observations des faisceaux globulaires prouvent que ces formations stellaires surgissent principalement dans les régions de la formation d'étoile efficace, et où le milieu interstellaire est à une densité plus élevée que dans des régions de tenir le premier rôle-formation de normale. La formation globulaire de faisceau est répandue dans des régions du starburst et dans les galaxies de interaction .

Après qu'elles soient formées, les étoiles dans le faisceau globulaire commencent à agir l'un sur l'autre gravitationellement les uns avec les autres. En conséquence les vecteurs de vitesse des étoiles sont solidement modifiés, et les étoiles perdent n'importe quelle histoire de leur vitesse originale. L'intervalle caractéristique pour que ceci se produise est le temps de relaxation . Ceci est lié à la durée caractéristique les besoins d'une étoile de croiser le faisceau aussi bien que le nombre de masses stellaires dans le système. La valeur du temps de relaxation varie par le faisceau, mais la valeur moyenne est sur l'ordre des années 10⁹.

Rayons

Les astronomes caractérisent la morphologie d'un faisceau globulaire au moyen de rayons standard. Ce sont le rayon de noyau ( c de _{de r ), le rayon de moitié-lumière ( h} de _{de r ) et le rayon de marée ( t} de _{de r ). La luminosité globale du faisceau diminue solidement avec la distance du noyau, et le rayon de noyau est la distance à laquelle la luminosité extérieure apparente a chuté par moitié. Une quantité comparable est le rayon de moitié-lumière, ou la distance du noyau dans quelle moitié de toute la luminosité du faisceau est reçu. C'est en général plus grand que le rayon de noyau. Noter que le rayon de moitié-lumière inclut les étoiles dans la partie externe du faisceau qui s'avèrent justement se trouver le long du champ de vision, ainsi les théoriciens emploieront également le &mdash de rayon de la moitié-masse ( m de _{de r ) ; le rayon du noyau qui contient la moitié de toute la masse du faisceau. Quand le rayon de la moitié-masse d'un faisceau est petit relativement à la taille globale, il a un noyau dense. Un exemple de ceci est le des 3 plus malpropres (M3), qui a une dimension évidente globale d'environ 18 minutes d'arc de mais d'un rayon de la moitié-masse de seulement 1.}
Enfin le rayon de marée est la distance du centre du faisceau globulaire auquel l'attraction universelle externe de la galaxie a plus d'influence au-dessus des étoiles dans le faisceau que fait le faisceau lui-même. C'est la distance à laquelle les différentes étoiles appartenant à un faisceau peuvent être séparées loin par la galaxie. Le rayon de marée de M3 est environ 38 minutes d'arc.

Ségrégation et luminosité de masse
En mesurant la courbe de luminosité d'un faisceau globulaire donné en fonction de la distance du noyau, la plupart des faisceaux de la manière laiteuse augmentent solidement dans la luminosité pendant que cette distance diminue, jusqu'à une certaine distance du noyau, puis la luminosité se stabilise. Typiquement cette distance est au sujet de 1&ndash ; 2 parsecs du noyau. Cependant environ 20% des faisceaux globulaires ont subi un " nommé de processus ; collapse" de noyau ;. Dans ce type de faisceau, la luminosité continue à augmenter solidement toute la manière à la région de noyau. Un exemple d'un globulaire noyau-effondré est M15 . Noyau-effondrent pour se produire quand on pense les étoiles plus massives dans une rencontre globulaire leurs compagnons moins massifs. En raison des rencontres les étoiles plus grandes tendent à perdre l'énergie cinétique et à commencer à arranger vers le noyau. Sur une période prolongée ceci mène à une concentration des étoiles massives près du noyau, un phénomène appelé la ségrégation de la masse de .
Le télescope spatial de Hubble a été utilisé pour fournir l'évidence d'observation d'une façon convaincante de ce processus de masse-tri stellaire dans les faisceaux globulaires. Des étoiles plus lourdes ralentissent et se serrent au noyau du faisceau, alors que des étoiles plus légères prennent la vitesse et tendent à passer plus de temps à la périphérie du faisceau. Le globulaire 47 Tucanae de faisceau d'étoile, qui se compose d'environ 1 million d'étoiles, est l'un des faisceaux globulaires les plus denses dans l'hémisphère sud. Ce faisceau a été soumis à un aperçu photographique intensif, qui a permis à des astronomes de dépister le mouvement de ses étoiles. Des vitesses précises ont été obtenues pour presque 15.000 étoiles dans ce faisceau.
Les luminosités globales des faisceaux globulaires dans la manière laiteuse et le M31 peuvent être modelées au moyen d'une courbe gaussienne . Ce gaussien peut être représenté au moyen d'une grandeur moyenne M_v et d'un désaccord σ². Cette distribution des luminosités globulaires de faisceau s'appelle la fonction globulaire de luminosité de faisceau (GCLF). (Pour la manière laiteuse, σ=1.1 les grandeurs M_v = −7.) Le GCLF a été également employé comme " ; " de la bougie standard ; pour mesurer la distance à d'autres galaxies, dans la prétention que les faisceaux globulaires dans les galaxies à distance suivent les mêmes principes qu'ils font de la manière laiteuse.

simulations de N-corps
Le calcul des interactions entre les étoiles dans un faisceau globulaire exige résoudre ce qui se nomme le problème de N-corps de . C'est-à-dire, chacune des étoiles dans le faisceau agit l'un sur l'autre continuellement avec l'autre &minus du N ; étoiles 1, où le N est tout le nombre d'étoiles dans le faisceau. Le " informatique naïf de l'unité centrale de traitement ; cost" ; pour que des augmentations d'une simulation dynamique proportionnellement au N ³, ainsi pour que les conditions de calcul de potentiel simulent exactement un tel faisceau peuvent être énormes. Une méthode efficace de simuler mathématiquement la dynamique de N-corps d'un faisceau globulaire est faite la subdivision en petits volumes et gammes de vitesse, et en employant des probabilités pour décrire les endroits des étoiles. Les mouvements sont alors décrits au moyen d'une formule appelée l'équation de Fokker-Planck de . Ceci peut être résolu par une forme simplifiée de l'équation, ou en courant les simulations de Monte Carlo de et en employant des valeurs aléatoires. Cependant la simulation devient plus difficile quand les effets des binaires et l'interaction avec les forces externes d'attraction universelle (comme de la galaxie de manière laiteuse) doivent également être inclus. Les résultats des simulations de N-corps ont prouvé que les étoiles peuvent suivre les chemins peu communs par le faisceau, formant souvent des boucles et tombant souvent plus orienter sur le noyau que une étoile simple satellisant Massachusetts central en outre, en raison des interactions avec d'autres étoiles qui ont comme conséquence une augmentation de vitesse, certaines des étoiles gagnent l'énergie suffisante pour échapper au faisceau. Au-dessus de longues périodes ceci aura comme conséquence une dissipation du faisceau, une évaporation nommée de processus. L'échelle de temps typique pour l'évaporation d'un faisceau globulaire est les années 10¹⁰.
En 2005, les astronomes ont découvert un type complètement nouveau de faisceau d'étoile dans la galaxie d'Andromeda, qui est, de plusieurs manières, très semblables aux faisceaux globulaires. Les faisceaux récemment découverts contiennent des centaines de milliers d'étoiles, un nombre semblable d'étoiles qui peuvent être trouvées dans les faisceaux globulaires. Les faisceaux partagent également d'autres caractéristiques avec les faisceaux, le par exemple les populations stellaires et le metallicity globulaires. Ce qui les distingue des faisceaux globulaires est qu'ils sont beaucoup plus grands - plusieurs centaines d'années-lumière à travers - et des centaines de périodes moins denses. Les distances entre les étoiles sont, donc, beaucoup plus grandes dans les faisceaux prolongés nouvellement découverts. Paramétriquement, ces faisceaux se trouvent quelque part entre le faisceau globulaire d'a (basse foncé-matière) et la galaxie sphéroïdale de nain de d'a (foncé matière-dominé).
Comment ces faisceaux sont formés n'est pas encore connu, mais leur formation pourrait être bien liée à cela des faisceaux globulaires. Pourquoi M31 a de tels faisceaux, alors que la manière laiteuse ne fait pas, n'est pas encore connu. C'est également inconnu le cas échéant que l'autre galaxie contient ces types de faisceaux, mais il serait très peu probable que M31 soit la galaxie unique avec les faisceaux prolongés. Ces queues typiquement précèdent et suivent le faisceau le long de son orbite. Les queues peuvent accumuler des parts significatives de la masse originale du faisceau, et peuvent former bloc-comme des dispositifs.
Le globulaire Palomar de faisceau 5 , par exemple, est près du point perigalactic de son orbite après dépassement par la manière laiteuse. Les jets des étoiles se prolongent à l'extérieur vers l'avant et arrière du chemin orbital de ce faisceau, s'étendant dehors aux distances de 13. Les interactions de marée ont dépouillé loin une grande partie de la masse de Palomar 5, et on s'attend à ce que d'autres interactions pendant qu'il traverse le noyau galactique le transforment en long jet des étoiles satellisant le halo de manière laiteuse.
Les interactions de marée ajoutent l'énergie cinétique dans un faisceau globulaire, augmentant considérablement le taux d'évaporation et rétrécissant la taille du faisceau.
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