Un cúmulo globular es una colección esférica de estrellas . Los cúmulos globulares están muy unidos por la gravedad , lo que les da sus formas esféricas y altas concentraciones de estrellas hacia sus centros. Su nombre se deriva del latín globulus, una pequeña esfera. Los cúmulos globulares se conocen ocasionalmente simplemente como globulares .
Aunque se observó un cúmulo globular, Omega Centauri , y se pensó que era una estrella en la antigüedad, el reconocimiento de la verdadera naturaleza de los cúmulos llegó con la llegada de los telescopios en el siglo XVII. En las primeras observaciones telescópicas, los cúmulos globulares aparecían como manchas borrosas, lo que llevó al astrónomo francés Charles Messier a incluir muchos de ellos en su catálogo de objetos astronómicos que confundió con cometas . Usando telescopios más grandes, los astrónomos del siglo XVIII reconocieron que los cúmulos globulares son grupos de muchas estrellas individuales. A principios del siglo XX, la distribución de los cúmulos globulares en el cielo fue una de las primeras pruebas de que el Sol está lejos del centro de la Vía Láctea .
Los cúmulos globulares se encuentran en casi todas las galaxias . En las galaxias espirales como la Vía Láctea, se encuentran principalmente en la parte esferoidal exterior de la galaxia: el halo galáctico . Son el tipo de cúmulo de estrellas más grande y masivo , y tienden a ser más antiguos, más densos y compuestos por menos elementos pesados que los cúmulos abiertos , que generalmente se encuentran en los discos de las galaxias espirales. La Vía Láctea tiene más de 150 globulares conocidos y posiblemente muchos más sin descubrir.
El origen de los cúmulos globulares y su papel en la evolución galáctica siguen sin estar claros. Algunos se encuentran entre los objetos más antiguos de sus galaxias e incluso del universo , lo que limita las estimaciones de la edad del universo . A menudo se supone que los cúmulos de estrellas consisten en estrellas que se formaron al mismo tiempo a partir de una nebulosa de formación de estrellas , pero casi todos los cúmulos globulares contienen estrellas que se formaron en diferentes momentos o que tienen diferentes composiciones. Algunos cúmulos pueden haber tenido múltiples episodios de formación de estrellas y algunos pueden ser restos de galaxias más pequeñas capturadas por galaxias más grandes.
Historia de observaciones
Nombre del clúster | Descubierto por | Año |
---|---|---|
M22 [2] | Abraham Ihle | 1665 |
ω Cen [3] [a] | Edmond Halley | 1677 |
M5 [4] [5] | Gottfried Kirch | 1702 |
M13 [6] | Edmond Halley | 1714 |
M71 [7] | Philippe Loys de Chéseaux | 1745 |
M4 [7] | Philippe Loys de Chéseaux | 1746 |
M15 [8] | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
M2 [8] | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
El primer cúmulo globular conocido, ahora llamado M22 , fue descubierto en 1665 por Abraham Ihle, un astrónomo aficionado alemán. [2] [9] Abbé Lacaille enumeró NGC 104 , NGC 4833 , M55 , M69 y NGC 6397 en su catálogo de 1751-1752. [b] La baja resolución de los primeros telescopios impedía que las estrellas individuales de un cúmulo se separaran visualmente hasta que Charles Messier observó M4 en 1764. [10] [11]
Cuando William Herschel comenzó su estudio exhaustivo del cielo utilizando grandes telescopios en 1782, se conocían 34 cúmulos globulares. Herschel descubrió otros 36 y fue el primero en resolver prácticamente todos ellos en estrellas. Acuñó el término cúmulo globular en su Catálogo de las segundas mil nebulosas nuevas y cúmulos de estrellas (1789). [12] [13]
El recuento de cúmulos globulares conocidos siguió aumentando, llegando a 83 en 1915, 93 en 1930, 97 en 1947, [13] y 157 en 2010. [14] [15] Se cree que hay cúmulos globulares adicionales no descubiertos en el bulbo galáctico. [16] u oculto por el gas y el polvo de la Vía Láctea. [17] La galaxia de Andrómeda —comparable en tamaño a la Vía Láctea— puede tener hasta 500 globulares. [18] Cada galaxia de masa suficiente en el Grupo Local tiene un sistema asociado de cúmulos globulares, al igual que casi todas las grandes galaxias estudiadas. [19] Algunas galaxias elípticas gigantes (particularmente las que se encuentran en el centro de los cúmulos de galaxias ), como M87 , tienen hasta 13.000 cúmulos globulares. [20]
A partir de 1914, Harlow Shapley inició una serie de estudios de cúmulos globulares, publicados en unos 40 artículos científicos. Él examinó las variables RR Lyrae de los conglomerados —estrellas que supuso que eran variables cefeidas— y utilizó su luminosidad y período de variabilidad para estimar las distancias a los conglomerados. Más tarde se descubrió que las variables RR Lyrae son más débiles que las cefeidas, lo que hace que Shapley sobreestime las distancias. [21]
La gran mayoría de los cúmulos globulares de la Vía Láctea se encuentran en el cielo celeste alrededor del núcleo galáctico. En 1918, Shapley utilizó esta distribución fuertemente asimétrica para determinar las dimensiones generales de la galaxia. Suponiendo una distribución aproximadamente esférica de cúmulos globulares alrededor del centro de la galaxia, utilizó las posiciones de los cúmulos para estimar la posición del Sol en relación con el centro galáctico. [22] Concluyó correctamente que el centro de la Vía Láctea está en la constelación de Sagitario y no cerca de la Tierra. Sobreestimó la distancia, encontrando distancias típicas de los cúmulos globulares de 10 a 30 kiloparsecs (33 000 a 98 000 ly); [23] la distancia moderna al centro galáctico es de aproximadamente 8,5 kiloparsecs (28.000 ly). [c] [24] [25] [26]
Las mediciones de Shapley indicaron que el Sol está relativamente lejos del centro de la galaxia, contrariamente a lo que se había inferido de la distribución uniforme observada de estrellas ordinarias. En realidad, la mayoría de las estrellas ordinarias se encuentran dentro del disco de la galaxia y, por lo tanto, están oscurecidas por el gas y el polvo en el disco, mientras que los cúmulos globulares se encuentran fuera del disco y pueden verse a distancias mucho mayores. [21]
Clasificación
Shapley fue asistido más tarde en sus estudios de agrupaciones por Henrietta Swope y Helen Battles Hogg . En 1927-1929, Shapley y Sawyer clasificaron los cúmulos según el grado de concentración de estrellas hacia cada núcleo. Su sistema, conocido como la Clase de concentración de Shapley-Sawyer , identifica los grupos más concentrados como Clase I y va hasta la Clase XII más difusa. [27] [d] En 2015, se propuso un nuevo tipo de cúmulo globular sobre la base de datos de observación: cúmulos globulares oscuros . [28]
Formación
La formación de cúmulos globulares es poco conocida. [30] Los cúmulos globulares se han descrito tradicionalmente como una población de estrellas simple formada a partir de una única nube molecular gigante y, por lo tanto, con una edad y metalicidad aproximadamente uniformes (proporción de elementos pesados en su composición). Sin embargo, las observaciones modernas muestran que casi todos los cúmulos globulares contienen múltiples poblaciones; [31] los cúmulos globulares en la Gran Nube de Magallanes (LMC) exhiben una población bimodal, por ejemplo. Durante su juventud, estos cúmulos LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de formación estelar. [32] Este período de formación de estrellas es relativamente breve, en comparación con la edad de muchos cúmulos globulares. [33] Se ha propuesto que esta multiplicidad en poblaciones estelares podría tener un origen dinámico. En la Galaxia Antena , por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble ha observado cúmulos de cúmulos, regiones de la galaxia que abarcan cientos de parsecs, en las que muchos de los cúmulos eventualmente colisionarán y fusionarán. Su rango general de edades y (posiblemente) metalicidades podría dar lugar a agrupaciones con una distribución bimodal, o incluso múltiple, de poblaciones. [34]
Las observaciones de los cúmulos globulares muestran que sus estrellas provienen principalmente de regiones de formación estelar más eficiente, y de donde el medio interestelar tiene una densidad más alta, en comparación con las regiones normales de formación estelar. La formación de cúmulos globulares es frecuente en las regiones de explosión estelar y en las galaxias que interactúan . [36] Algunos cúmulos globulares probablemente se formaron en galaxias enanas y fueron removidos por las fuerzas de las mareas para unirse a la Vía Láctea. [37] En las galaxias elípticas y lenticulares existe una correlación entre la masa de los agujeros negros supermasivos (SMBH) en sus centros y la extensión de sus sistemas de cúmulos globulares. La masa del SMBH en una galaxia de este tipo suele estar cerca de la masa combinada de los cúmulos globulares de la galaxia. [38]
Ningún cúmulo globular conocido muestra formación estelar activa, lo que es consistente con la hipótesis de que los cúmulos globulares son típicamente los objetos más antiguos de su galaxia y estuvieron entre las primeras colecciones de estrellas en formarse. Las regiones muy grandes de formación estelar conocidas como super cúmulos estelares , como Westerlund 1 en la Vía Láctea, pueden ser las precursoras de los cúmulos globulares. [39]
Muchos de los cúmulos globulares de la Vía Láctea tienen una órbita retrógrada , [40] incluido el más masivo, Omega Centauri . Su órbita retrógrada sugiere que puede ser un remanente de una galaxia enana capturada por la Vía Láctea. [41] [42]
Composición
Los cúmulos globulares generalmente están compuestos por cientos de miles de estrellas viejas de bajo contenido de metales . El tipo de estrellas que se encuentran en un cúmulo globular son similares a las del abultamiento de una galaxia espiral, pero se limitan a un esferoide en el que la mitad de la luz se emite en un radio de sólo unas pocas a unas pocas decenas de parsecs . [30] Están libres de gas y polvo [44] y se presume que todo el gas y el polvo se convirtió hace mucho tiempo en estrellas o fue expulsado del cúmulo por las estrellas masivas de primera generación. [30]
Los cúmulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas; en promedio alrededor de 0.4 estrellas por pársec cúbico, aumentando a 100 o 1000 estrellas / pc 3 en el núcleo del cúmulo. [45] En comparación, la densidad estelar alrededor del sol es de aproximadamente 0,1 estrellas / pc 3 . [46] La distancia típica entre estrellas en un cúmulo globular es de aproximadamente 1 año luz, [47] pero en su núcleo la separación entre estrellas promedia alrededor de un tercio de un año luz, 13 veces más cerca que Proxima Centauri , la estrella más cercana a la Sol. [48]
Se cree que los cúmulos globulares son ubicaciones desfavorables para los sistemas planetarios. Las órbitas planetarias son dinámicamente inestables dentro de los núcleos de densos cúmulos debido a las perturbaciones gravitacionales de las estrellas que pasan. Un planeta que orbita a 1 unidad astronómica alrededor de una estrella que se encuentra dentro del núcleo de un cúmulo denso, como 47 Tucanae , solo sobreviviría en el orden de 100 millones de años. [49] Hay un sistema planetario que orbita un púlsar ( PSR B1620-26 ) que pertenece al cúmulo globular M4 , pero estos planetas probablemente se formaron después del evento que creó el púlsar. [50]
Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en la Vía Láctea y Mayall II en la Galaxia de Andrómeda , son extraordinariamente masivos, miden varios millones de masas solares ( M ☉ ) y tienen múltiples poblaciones estelares. Ambos son evidencia de que los cúmulos globulares supermasivos son de hecho los núcleos de galaxias enanas que han sido consumidas por galaxias más grandes. [51] Aproximadamente una cuarta parte de la población de cúmulos globulares en la Vía Láctea puede haberse acumulado de esta manera, [52] como ocurre con más del 60% de los cúmulos globulares en el halo exterior de Andrómeda. [53]
Contenido de elementos pesados
Los cúmulos globulares normalmente consisten en estrellas de Población II que, en comparación con las estrellas de Población I como el Sol , tienen una mayor proporción de hidrógeno y helio y una menor proporción de elementos más pesados. Los astrónomos se refieren a estos elementos más pesados como metales (distintos del concepto de material) y a las proporciones de estos elementos como la metalicidad . Producidos por nucleosíntesis estelar , los metales se reciclan al medio interestelar y entran en una nueva generación de estrellas. Por lo tanto, la proporción de metales puede ser una indicación de la edad de una estrella en modelos simples, y las estrellas más viejas suelen tener una metalicidad más baja. [54]
El astrónomo holandés Pieter Oosterhoff observó dos poblaciones especiales de cúmulos globulares, que se conocieron como grupos de Oosterhoff . El segundo grupo tiene un período ligeramente más largo de estrellas variables RR Lyrae . [55] Si bien ambos grupos tienen una baja proporción de elementos metálicos medidos por espectroscopía , las líneas espectrales de metal en las estrellas del cúmulo Oosterhoff tipo I (Oo I) no son tan débiles como las del tipo II (Oo II), [ 55], por lo que las estrellas de tipo I se denominan ricas en metales (por ejemplo, Terzan 7 [56] ), mientras que las estrellas de tipo II son pobres en metales (por ejemplo, ESO 280-SC06 [57] ).
Estas dos poblaciones distintas se han observado en muchas galaxias, especialmente en galaxias elípticas masivas . Ambos grupos son casi tan antiguos como el universo mismo y tienen edades similares. Los escenarios sugeridos para explicar estas subpoblaciones incluyen fusiones violentas de galaxias ricas en gas, la acumulación de galaxias enanas y múltiples fases de formación de estrellas en una sola galaxia. En la Vía Láctea, los grupos pobres en metales están asociados con el halo y los grupos ricos en metales con el bulto. [58]
En la Vía Láctea, una gran mayoría de los cúmulos pobres en metales están alineados en un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Esta observación apoya la opinión de que los cúmulos de tipo II fueron capturados de una galaxia satélite, en lugar de ser los miembros más antiguos del sistema de cúmulos globulares de la Vía Láctea, como se pensaba anteriormente. La diferencia entre los dos tipos de cúmulos se explicaría entonces por un retraso de tiempo entre el momento en que las dos galaxias formaron sus sistemas de cúmulos. [59]
Componentes exóticos
Las interacciones cercanas y las colisiones cercanas de estrellas ocurren con relativa frecuencia en cúmulos globulares debido a su muy alta densidad de estrellas. Estos encuentros casuales dan lugar a algunas clases exóticas de estrellas, como las rezagadas azules , los púlsares de milisegundos y las binarias de rayos X de baja masa, que son mucho más comunes en los cúmulos globulares. Se cree que un rezagado azul se forma a partir de la fusión de dos estrellas, posiblemente como resultado de un encuentro entre dos sistemas binarios. [62] La estrella resultante tiene una temperatura más alta que otras estrellas en el cúmulo con una luminosidad comparable y, por lo tanto, difiere de la secuencia principal de estrellas formadas al principio de la existencia del cúmulo. [63]
Los astrónomos han buscado agujeros negros dentro de cúmulos globulares desde la década de 1970. La resolución requerida para esta tarea es exigente; Sólo con el Telescopio Espacial Hubble (HST) se hicieron los primeros descubrimientos declarados, en 2002 y 2003. Con base en las observaciones del HST, otros investigadores sugirieron la existencia de un agujero negro de masa intermedia de 4.000 M ☉ (masas solares) en el el cúmulo globular M15 y un agujero negro de 20.000 M ☉ en el cúmulo Mayall II de la galaxia de Andrómeda. [66] Tanto las emisiones de rayos X como las de radio de Mayall II parecen consistentes con un agujero negro de masa intermedia; [67] sin embargo, estas supuestas detecciones son controvertidas. [68] Se espera que los objetos más pesados en los cúmulos globulares migren al centro del cúmulo debido a la segregación masiva . Un grupo de investigación señaló que la relación masa-luz debería aumentar bruscamente hacia el centro del cúmulo, incluso sin un agujero negro, tanto en M15 [65] como en Mayall II. [69] Las observaciones de 2018 no encuentran evidencia de un agujero negro de masa intermedia en ningún cúmulo globular, incluido M15, pero no pueden descartar definitivamente uno con una masa de 500 a 1000 M ☉ . [70]
La confirmación de agujeros negros de masa intermedia en cúmulos globulares tendría ramificaciones importantes para las teorías del desarrollo de galaxias como posibles fuentes de los agujeros negros supermasivos en sus centros. La masa de estos supuestos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de sus cúmulos circundantes, siguiendo un patrón previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y las galaxias circundantes. [68] [71]
Diagramas de Hertzsprung-Russell de cúmulos globulares
Los diagramas de Hertzsprung-Russell ( diagramas HR) de cúmulos globulares permiten a los astrónomos determinar muchas de las propiedades de las poblaciones de estrellas que forman el cúmulo. El diagrama HR es un gráfico de una gran muestra de estrellas que traza su luminosidad o, de manera equivalente, la magnitud absoluta en función de su índice de color . El índice de color es la diferencia entre la magnitud de la estrella en dos filtros , a menudo filtros en el sistema fotométrico UBV (ultravioleta, azul y luz "visual" o verde). Los índices de color positivos indican una estrella rojiza con una temperatura superficial fría, mientras que los valores negativos indican una estrella más azul con una superficie más caliente. En un diagrama de HR, las estrellas están organizadas de una manera característica, y la mayoría de las estrellas se encuentran a lo largo de una línea aproximadamente diagonal inclinada desde estrellas calientes y luminosas (arriba a la izquierda) a estrellas frías y débiles (abajo a la derecha), conocida como la secuencia principal , que representa la principal. etapa de evolución estelar . El diagrama también incluye etapas evolutivas posteriores, como gigantes rojas luminosas y frías .
Un diagrama HR puede ser difícil de construir porque se debe conocer la distancia a las estrellas para convertir la magnitud aparente observada en magnitud absoluta. Debido a que todas las estrellas en un cúmulo globular están aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, la magnitud aparente o el brillo de las estrellas es proporcional a su luminosidad, por lo que un diagrama de magnitud de color (magnitud aparente en función del índice de color) es el Lo mismo que un diagrama HR excepto por un desplazamiento vertical debido a la diferencia entre las magnitudes absolutas y aparentes de las estrellas. [72] Esta diferencia se denomina módulo de distancia y se puede utilizar para calcular directamente la distancia al cúmulo. El módulo de distancia de un cúmulo de estrellas se puede determinar comparando características como la secuencia principal del diagrama de color-magnitud del cúmulo con las características correspondientes en un diagrama de HR de otro conjunto de estrellas, un método conocido como paralaje espectroscópico o ajuste de secuencia principal. [73]
En la medida en que los cúmulos globulares se hayan formado a la vez a partir de una única nube molecular gigante , todas las estrellas del cúmulo tienen la misma edad y la misma composición. Debido a que la evolución de una estrella a lo largo de su vida está determinada principalmente por la masa de la estrella en el momento en que se formó, las posiciones de las estrellas en el diagrama HR de un cúmulo o en el diagrama de color-magnitud reflejan la masa inicial de la estrella. Por lo tanto, los diagramas de HR de cúmulos parecen bastante diferentes a otros diagramas de HR, que contienen estrellas de una amplia variedad de edades. En los diagramas HR de cúmulos globulares, casi todas las estrellas caen en una curva bien definida. La forma de esa curva se puede utilizar para medir la edad del grupo. [74] [72] El descubrimiento de que los cúmulos globulares contienen múltiples poblaciones estelares proviene de la identificación de múltiples curvas en el diagrama HR, cada una correspondiente a una población distinta de estrellas con una edad o composición ligeramente diferente. [31] Las observaciones con la cámara de campo amplio 3 , instalada en 2009 en el telescopio espacial Hubble , han hecho posible distinguir entre estas curvas ligeramente diferentes. [75]
Las estrellas de la secuencia principal más masivas tienen la mayor luminosidad y serán las primeras en evolucionar hacia la etapa de estrella gigante . A medida que el cúmulo envejece, las estrellas de masas sucesivamente menores harán lo mismo. Por lo tanto, la edad de un solo cúmulo de población se puede medir buscando aquellas estrellas que recién comienzan a entrar en la etapa de estrella gigante. Forman una "rodilla" en el diagrama H – R llamado desvío de la secuencia principal , doblando hacia la parte superior derecha de la línea de la secuencia principal. La magnitud absoluta en esta curva es directamente una función de la edad del cúmulo, por lo que se puede trazar una escala de edad en un eje paralelo a la magnitud. [72]
La morfología y la luminosidad de las estrellas del cúmulo globular en los diagramas H – R están influenciadas por numerosos parámetros, muchos de los cuales aún se están investigando activamente. Ciertos cúmulos incluso muestran poblaciones que están ausentes de otros cúmulos globulares (p. Ej., Estrellas anzuelos azules) o presentan múltiples poblaciones. El paradigma histórico de que todos los cúmulos globulares constan de estrellas nacidas exactamente al mismo tiempo, o que comparten exactamente la misma abundancia química, también se ha anulado. [76] Además, la morfología de las estrellas del cúmulo en un diagrama H – R, incluido el brillo de los indicadores de distancia, como los miembros variables RR Lyrae , puede verse influenciada por sesgos de observación. Uno de esos efectos, llamado fusión, surge cuando los núcleos de los cúmulos globulares son tan densos que las observaciones ven múltiples estrellas como un solo objetivo. El brillo medido para esa estrella aparentemente única es, por lo tanto, incorrecto y demasiado brillante, dado que contribuyeron varias estrellas. [77] La distancia calculada también es incorrecta, por lo que el efecto de combinación puede introducir una incertidumbre sistemática en la escala de distancia cósmica y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble . [78]
Además de la secuencia principal y las estrellas gigantes, los diagramas de HR de los cúmulos globulares contienen enanas blancas , restos que quedan al final de la evolución de una estrella similar al Sol, que son mucho más débiles y algo más calientes (es decir, abajo y a la izquierda en la HR diagrama) que las estrellas de la secuencia principal. Los cúmulos globulares se pueden fechar observando las temperaturas de las enanas blancas más frías, lo que a menudo da resultados de hasta 12,7 mil millones de años. [79] Los cúmulos abiertos rara vez tienen más de 500 millones de años. [80]
Las edades de los cúmulos globulares colocan un límite inferior en la edad de todo el universo, presentando una restricción significativa en cosmología . Históricamente, los astrónomos se enfrentaron a estimaciones de la edad de los cúmulos más antiguos de lo que permitirían sus modelos cosmológicos, [81] pero mejores mediciones de los parámetros cosmológicos, a través de satélites y estudios de cielo profundo, parecen haber resuelto este problema. [82] [83]
El estudio de los cúmulos globulares arroja luz sobre cómo la composición del gas y el polvo que formaron el cúmulo afecta la evolución estelar; Las huellas evolutivas de las estrellas varían según la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos de estos estudios se utilizan luego para estudiar la evolución de la Vía Láctea en su conjunto. [84]
Algunos cúmulos globulares tienen algunas estrellas conocidas como rezagadas azules , aparentemente divergiendo de la secuencia principal en la dirección de estrellas más brillantes y azules. En unos pocos grupos, se pueden detectar dos secuencias de rezagados azules, una más azul que la otra. No está claro cómo se forman los rezagados azules, pero la mayoría de los modelos sugieren interacciones en sistemas de estrellas múltiples, ya sea por fusiones estelares o por transferencia de material de una estrella a otra. [85]
Morfología
Galaxia | Elipticidad [86] |
---|---|
vía Láctea | 0,07 ± 0,04 |
LMC | 0,16 ± 0,05 |
SMC | 0,19 ± 0,06 |
M31 | 0,09 ± 0,04 |
A diferencia de los cúmulos abiertos, la mayoría de los cúmulos globulares permanecen ligados gravitacionalmente durante períodos de tiempo comparables a la duración de la vida de la mayoría de sus estrellas. Sin embargo, las fuertes interacciones de las mareas con otras masas grandes dan como resultado la dispersión de las estrellas, dejando atrás "colas de marea" de estrellas eliminadas del cúmulo. [87] [88]
Una vez formadas, las estrellas del cúmulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí. Como resultado, los vectores de velocidad de las estrellas se modifican constantemente y las estrellas pierden el historial de su velocidad original. El intervalo característico para que esto ocurra es el tiempo de relajación . Esto está relacionado con el tiempo característico que una estrella necesita para cruzar el cúmulo, así como con el número de masas estelares en el sistema. [89] El valor del tiempo de relajación varía según el grupo, pero un valor típico es del orden de 10 9 años. [90]
Aunque los cúmulos globulares generalmente tienen forma esférica, pueden ocurrir elipticidades debido a interacciones de marea. Los cúmulos dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda suelen tener forma de esferoides achatados , mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son más elípticos. [91]
Radios
Los astrónomos caracterizan la morfología de un cúmulo globular mediante radios estándar. Estos son el radio del núcleo ( r c ), el radio de media luz ( r h ) y el radio de las mareas (o Jacobi) ( r t ). La luminosidad general del cúmulo disminuye constantemente con la distancia al núcleo, y el radio del núcleo es la distancia a la que la luminosidad aparente de la superficie se ha reducido a la mitad. [93] Una cantidad comparable es el radio de media luz, o la distancia desde el núcleo dentro de la cual se recibe la mitad de la luminosidad total del cúmulo. Suele ser más grande que el radio del núcleo. [94] [95]
El radio de media luz incluye estrellas en la parte exterior del cúmulo que se encuentran a lo largo de la línea de visión, por lo que los teóricos también usarán el radio de media masa ( r m ), el radio del núcleo que contiene la mitad de la masa total. del clúster. Cuando el radio de media masa de un cúmulo es pequeño en relación con el tamaño total, tiene un núcleo denso. Un ejemplo de esto es Messier 3 (M3), que tiene una dimensión visible general de aproximadamente 18 minutos de arco , pero un radio de media masa de solo 1,12 minutos de arco. [96]
Casi todos los cúmulos globulares tienen un radio de media luz de menos de 10 pc , aunque hay cúmulos globulares bien establecidos con radios muy grandes, por ejemplo, NGC 2419 (R h = 18 pc) y Palomar 14 (R h = 25 pc). [97]
Finalmente, el radio de la marea, o esfera de Hill , es la distancia desde el centro del cúmulo globular a la que la gravitación externa de la galaxia tiene más influencia sobre las estrellas del cúmulo que el cúmulo en sí. Esta es la distancia a la que las estrellas individuales que pertenecen a un cúmulo pueden ser separadas por la galaxia. El radio de marea de M3 es de aproximadamente 40 minutos de arco, [98] o aproximadamente 113 pc [99] a una distancia de 10,4 kpc.
Segregación masiva, luminosidad y colapso del núcleo
Al medir la curva de luminosidad de un cúmulo globular dado en función de la distancia desde el núcleo, la mayoría de los cúmulos en la Vía Láctea aumentan constantemente en luminosidad a medida que esta distancia disminuye, hasta una cierta distancia del núcleo, luego la luminosidad se nivela. Por lo general, esta distancia es de aproximadamente 1-2 parsecs desde el núcleo. Aproximadamente el 20% de los cúmulos globulares se han sometido a un proceso denominado "colapso del núcleo". En este tipo de cúmulo, la luminosidad continúa aumentando de manera constante hasta la región del núcleo. [100] [101]
Se cree que el colapso del núcleo ocurre cuando las estrellas más masivas de un cúmulo globular se encuentran con sus compañeras menos masivas. Con el tiempo, los procesos dinámicos hacen que las estrellas individuales migren desde el centro del cúmulo hacia el exterior. Esto da como resultado una pérdida neta de energía cinética de la región del núcleo, lo que hace que las estrellas restantes agrupadas en la región del núcleo ocupen un volumen más compacto. Cuando se produce esta inestabilidad gravotérmica, la región central del cúmulo se vuelve densamente poblada de estrellas y el brillo de la superficie del cúmulo forma una cúspide de ley de potencia . [102] Un colapso del núcleo no es el único mecanismo que puede causar tal distribución de luminosidad; un agujero negro masivo en el núcleo también puede resultar en una cúspide de luminosidad. [103] Durante un largo período de tiempo, esto conduce a una concentración de estrellas masivas cerca del núcleo, un fenómeno llamado segregación de masas .
El efecto de calentamiento dinámico de los sistemas estelares binarios trabaja para prevenir un colapso inicial del núcleo del cúmulo. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la órbita del último par tiende a contraerse, liberando energía. Solo después de que se agote el suministro primordial de binarios debido a las interacciones, se puede producir un colapso más profundo del núcleo. [104] [105] En contraste, el efecto de los choques de marea cuando un cúmulo globular pasa repetidamente a través del plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del núcleo. [106]
Las diferentes etapas del colapso del núcleo se pueden dividir en tres fases. Durante la adolescencia de un cúmulo globular, el proceso de colapso del núcleo comienza con estrellas cerca del núcleo. Las interacciones entre los sistemas estelares binarios previenen un mayor colapso a medida que el cúmulo se acerca a la mediana edad. Finalmente, los binarios centrales se interrumpen o se expulsan, lo que resulta en una concentración más estrecha en el núcleo.
La interacción de las estrellas en la región del núcleo colapsado hace que se formen sistemas binarios estrechos. A medida que otras estrellas interactúan con estos binarios ajustados, aumentan la energía en el núcleo, lo que hace que el cúmulo se vuelva a expandir. Como el tiempo medio para un colapso del núcleo es típicamente menor que la edad de la galaxia, muchos de los cúmulos globulares de una galaxia pueden haber pasado por una etapa de colapso del núcleo y luego volver a expandirse. [107]
El telescopio espacial Hubble se ha utilizado para proporcionar evidencia de observación convincente de este proceso de clasificación de masa estelar en cúmulos globulares. Las estrellas más pesadas se ralentizan y se apiñan en el núcleo del cúmulo, mientras que las estrellas más ligeras aumentan su velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia del cúmulo. El cúmulo globular de estrellas 47 Tucanae , que está compuesto por alrededor de 1 millón de estrellas, es uno de los cúmulos globulares más densos del hemisferio sur. Este cúmulo fue sometido a un estudio fotográfico intensivo, que permitió a los astrónomos rastrear el movimiento de sus estrellas. Se obtuvieron velocidades precisas para casi 15.000 estrellas en este cúmulo. [109]
Las luminosidades generales de los cúmulos globulares dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda se pueden modelar por medio de una curva gaussiana . Este gaussiano se puede representar mediante una magnitud media M v y una varianza σ 2 . Esta distribución de la luminosidad del cúmulo globular se denomina Función de luminosidad del cúmulo globular (GCLF). Para la Vía Láctea, M v = −7,29 ± 0,13 , σ = 1,1 ± 0,1 magnitudes. El GCLF se ha utilizado como una " vela estándar " para medir la distancia a otras galaxias, bajo el supuesto de que los cúmulos globulares en galaxias remotas siguen los mismos principios que en la Vía Láctea. [110]
Simulaciones de N-body
Calcular las interacciones entre las estrellas dentro de un cúmulo globular requiere resolver lo que se denomina problema de N-cuerpos . Es decir, cada una de las estrellas dentro del cúmulo interactúa continuamente con las otras N- 1 estrellas, donde N es el número total de estrellas en el cúmulo. El "costo" computacional ingenuo de la CPU para una simulación dinámica aumenta en proporción a N 2 (cada uno de los N objetos debe interactuar por pares con cada uno de los otros N objetos), por lo que los requisitos de computación potenciales para simular con precisión tal grupo pueden ser enormes. [111] [112] Un método eficiente de simular matemáticamente la dinámica de N cuerpos de un cúmulo globular se realiza subdividiendo en pequeños volúmenes y rangos de velocidad, y usando probabilidades para describir la ubicación de las estrellas. Luego, los movimientos se describen mediante una fórmula llamada ecuación de Fokker-Planck , que a menudo utiliza un modelo que describe la densidad de masa en función del radio, como un modelo de Plummer . Esto puede resolverse mediante una forma simplificada de la ecuación o ejecutando simulaciones de Monte Carlo y utilizando valores aleatorios. La simulación se vuelve más difícil cuando también se deben incluir los efectos de los binarios y la interacción con las fuerzas de gravitación externas (como la de la Vía Láctea). [113]
Los resultados de las simulaciones de N cuerpos han demostrado que las estrellas pueden seguir trayectorias inusuales a través del cúmulo, a menudo formando bucles y cayendo más directamente hacia el núcleo que una sola estrella que orbita una masa central. Además, debido a las interacciones con otras estrellas que resultan en un aumento en la velocidad, algunas de las estrellas obtienen suficiente energía para escapar del cúmulo. Durante largos períodos de tiempo, esto dará como resultado la disipación del racimo, un proceso denominado evaporación. [114] La escala de tiempo típica para la evaporación de un cúmulo globular es de 10 a 10 años. [89] En 2010 fue posible calcular directamente, estrella por estrella, simulaciones de N cuerpos de un cúmulo globular de baja densidad durante el transcurso de su vida. [115]
Las estrellas binarias forman una porción significativa de la población total de sistemas estelares, con hasta la mitad de todas las estrellas de campo y estrellas de cúmulos abiertos que ocurren en sistemas binarios. [116] [117] La fracción binaria actual en los cúmulos globulares es difícil de medir, y cualquier información sobre su fracción binaria inicial se pierde por la evolución dinámica posterior. [118] Las simulaciones numéricas de cúmulos globulares han demostrado que los binarios pueden obstaculizar e incluso revertir el proceso de colapso del núcleo en cúmulos globulares. Cuando una estrella en un cúmulo tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario, un resultado posible es que el binario se vuelve más unido y se agrega energía cinética a la estrella solitaria. Cuando las estrellas masivas del cúmulo se aceleran mediante este proceso, se reduce la contracción en el núcleo y limita el colapso del núcleo. [63] [119]
El destino final de un cúmulo globular debe ser acumular estrellas en su núcleo, provocando su contracción constante, [120] o el desprendimiento gradual de estrellas de sus capas externas. [121]
Formas intermedias
La distinción entre los tipos de conglomerados no siempre es clara y se han encontrado objetos que difuminan las líneas entre las categorías. Por ejemplo, BH 176 en la parte sur de la Vía Láctea tiene propiedades de cúmulo abierto y globular. [123]
En 2005, los astrónomos descubrieron un tipo completamente nuevo de cúmulo de estrellas en la galaxia de Andrómeda (M31), que es, en varios aspectos, muy similar a los cúmulos globulares. Los cúmulos recién encontrados contienen cientos de miles de estrellas, un número similar al que se encuentra en los cúmulos globulares. Los cúmulos comparten otras características con los cúmulos globulares como las poblaciones estelares y la metalicidad. Lo que los distingue de los cúmulos globulares es que son mucho más grandes, de varios cientos de años luz de diámetro, y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por tanto, mucho mayores dentro de los cúmulos extendidos recién descubiertos. Paramétricamente, estos cúmulos se encuentran en algún lugar entre un cúmulo globular y una galaxia esferoidal enana . [124]
La formación de estos cúmulos de halo de la galaxia de Andrómeda probablemente esté relacionada de alguna manera con la acreción. [125] Aún no se sabe por qué Andrómeda tiene tales grupos, mientras que la Vía Láctea no los tiene. También se desconoce si alguna otra galaxia contiene este tipo de cúmulos, pero sería muy poco probable que Andrómeda sea la única galaxia con cúmulos extendidos. [124]
Encuentros de mareas
Cuando un cúmulo globular tiene un encuentro cercano con una gran masa, como la región central de una galaxia, sufre una interacción de marea. La diferencia en el tirón de la gravedad entre la parte del cúmulo más cercana a la masa y el tirón en la parte más lejana del cúmulo da como resultado una fuerza de marea . Un "choque de marea" ocurre cuando la órbita de un cúmulo lo lleva a través del plano de una galaxia.
Como resultado de un choque de marea, las corrientes de estrellas pueden alejarse del halo del cúmulo, dejando solo la parte central del cúmulo. Estos efectos de interacción de las mareas crean colas de estrellas que pueden extenderse hasta varios grados de arco desde el cúmulo. [126] Estas colas generalmente preceden y siguen al cúmulo a lo largo de su órbita. Las colas pueden acumular porciones significativas de la masa original del cúmulo y pueden formar características parecidas a un cúmulo. [127]
El cúmulo globular Palomar 5 , por ejemplo, se encuentra cerca del punto apogaláctico de su órbita luego de pasar por la Vía Láctea. Las corrientes de estrellas se extienden hacia afuera hacia la parte delantera y trasera de la trayectoria orbital de este cúmulo, extendiéndose a distancias de 13.000 años luz. Las interacciones de las mareas han eliminado gran parte de la masa de Palomar 5, y se espera que las interacciones posteriores a su paso a través del núcleo galáctico lo transformen en una larga corriente de estrellas que orbitan el halo de la Vía Láctea. [128]
La Vía Láctea está en proceso de despojar a la Galaxia Esferoidal Enana de Sagitario de estrellas y cúmulos globulares a través de la Corriente de Sagitario . Hasta el 20% de los cúmulos globulares del halo exterior de la Vía Láctea pueden haberse originado en esa galaxia. [129] Palomar 12 , por ejemplo, probablemente se originó en Sagittarius Dwarf Spheroidal pero ahora está asociado con la corriente o la Vía Láctea. [130] [131] Las interacciones de las mareas como estas añaden energía cinética a un cúmulo globular, aumentando drásticamente la tasa de evaporación y reduciendo el tamaño del cúmulo. [89] El impacto de las mareas no solo elimina las estrellas exteriores de un cúmulo globular, sino que el aumento de la evaporación acelera el proceso de colapso del núcleo. [89] [132]
Planetas
Los astrónomos están buscando exoplanetas de estrellas en cúmulos de estrellas globulares. [133] En 2000, se anunciaron los resultados de una búsqueda de planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae. La falta de descubrimientos exitosos sugiere que la abundancia de elementos (además del hidrógeno o el helio) necesarios para construir estos planetas puede necesitar ser al menos el 40% de la abundancia en el Sol. Los planetas terrestres están construidos a partir de elementos más pesados como silicio, hierro y magnesio. La muy baja abundancia de estos elementos en los cúmulos globulares significa que las estrellas miembros tienen una probabilidad mucho menor de albergar planetas de masa terrestre, en comparación con las estrellas cercanas al Sol. Por lo tanto, es poco probable que la región del halo de la Vía Láctea, incluidos los miembros del cúmulo globular, albergue planetas terrestres habitables . [134]
A pesar de la menor probabilidad de formación de planetas gigantes, tal objeto se ha encontrado en el cúmulo globular Messier 4 . Este planeta fue detectado orbitando un púlsar en el sistema estelar binario PSR B1620-26. La órbita excéntrica y muy inclinada del planeta sugiere que pudo haberse formado alrededor de otra estrella en el cúmulo, y luego fue "intercambiado" en su disposición actual. [135] La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cúmulo globular puede alterar los sistemas planetarios, algunos de los cuales se liberan para convertirse en planetas rebeldes . Incluso los planetas en órbita cercana pueden verse alterados, lo que podría provocar una desintegración orbital y un aumento de la excentricidad orbital y los efectos de las mareas. [136]
Ver también
- Escala de distancia extragaláctica
- Estimador de masas Leonard-Merritt
- Polytrope
Notas al pie
- ↑ Omega Centauri era conocido en la antigüedad, pero Halley descubrió su naturaleza como nebulosa.
- ↑ La M antes de un número se refiere al catálogo de Charles Messier, mientras que NGC es del Nuevo Catálogo General de John Dreyer .
- ↑ El error de Harlow Shapley se vio agravado por el polvo interestelar en la Vía Láctea, que absorbe y disminuye la cantidad de luz de los objetos distantes, como los cúmulos globulares, que llegan a la Tierra, haciéndolos parecer más distantes de lo que están.
- ^ La clase de concentración a veces se da con números arábigos (clases 1–12) en lugar de números romanos .
Referencias
- ^ El equipo de Hubble Heritage (1 de julio de 1999). "Hubble imagina un enjambre de estrellas antiguas" . Mostrador de noticias de HubbleSite . Telescopio espacial InstituteG Ciencia . Consultado el 26 de mayo de 2006 .
- ^ a b Lynn, WT (abril de 1886). "El descubrimiento del cúmulo de estrellas 22 Messier en Sagitario" . El Observatorio . 9 : 163-164. Código Bibliográfico : 1886Obs ..... 9..163L .
- ^ Halley, Edmond (1716). "Un relato de varios nebualæ o puntos lúcidos como nubes, descubiertos recientemente entre las estrellas fijas con la ayuda del telescopio" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 29 (347): 390–392. doi : 10.1098 / rstl.1714.0046 .
- ^ Patrick Moore (2005). Atlas de luciérnagas del universo . Libros de luciérnagas. ISBN 978-1-55407-071-8.
- ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. "Gottfried Kirch (1639-1710)" . Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio . Consultado el 9 de abril de 2021 .
- ^ Plotner, Tammy (9 de mayo de 2016). "Messier 13 (M13) - El gran cúmulo de Hércules" . Universe Today . Consultado el 23 de abril de 2018 .
- ^ a b Brian Cudnik (18 de septiembre de 2012). Objetos débiles y cómo observarlos . Springer Science & Business Media. págs. 8–. ISBN 978-1-4419-6756-5.
- ^ a b James L. Chen; Adam Chen (16 de julio de 2015). Una guía para los objetos del telescopio espacial Hubble: su selección, ubicación y significado . Saltador. págs. 110–. ISBN 978-3-319-18872-0.
- ^ Sharp, NA "M22, NGC 6656" . NOIRLab . noao-m22 . Consultado el 16 de agosto de 2006 .
- ^ Messier (1771). "Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizon de Paris; observées à l'Observatoire de la Marine, con diferentes instrumentos" [Catálogo de nebulosas y cúmulos estelares, ese descubre entre las estrellas fijas en el horizonte de París; observado en el Observatorio Naval, con varios instrumentos]. Histoire de l'Académie royale des sciences ... Avec les Mémoires de Mathématique & de Physique, pour la même Année, ... [Historia de la Real Academia de Ciencias ... con las Memorias Matemáticas y Físicas, para el mismo año , ...] (en francés): 435–461.Desde p. 437: "Le 8 Mai 1764, j'ai découvert une nébuleuse ... de 25 d 55 ′ 40 ″ méridionale". (El 8 de mayo de 1764 descubrí una nebulosa cerca de Antares , y en su paralelo; es una [fuente de] luz que tiene poca extensión, que es tenue y que se ve con dificultad; usando un buen telescopio para ver en él, se perciben estrellas muy pequeñas. Su ascensión recta se determinó en 242 ° 16 ′ 56 ″, y su declinación, 25 ° 55 ′ 40 ″ sur.)
- ^ Boyd, Richard N. (2008). Introducción a la astrofísica nuclear . Prensa de la Universidad de Chicago. pag. 376. ISBN 978-0-226-06971-5.
- ^ Herschel, William (1789). "Catálogo de un segundo mil de nuevas nebulosas y cúmulos de estrellas, con algunas observaciones introductorias sobre la construcción de los cielos" . Transacciones filosóficas de la Royal Society de Londres . 79 : 212-255. Código bibliográfico : 1789RSPT ... 79..212H . Consultado el 28 de abril de 2021 .Desde p. 218: Al discutir las formas de los cúmulos de estrellas, Herschel escribió: "Y así, por las apariencias mencionadas anteriormente, llegamos a saber que hay cúmulos globulares de estrellas casi del mismo tamaño, que están dispersos uniformemente a distancias iguales del centro, pero con una acumulación creciente [sic] hacia el centro ".
- ^ a b Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. "Cúmulos de estrellas globulares" . El catálogo Messier . Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio. Archivado desde el original el 30 de abril de 2015 . Consultado el 19 de junio de 2015 .
- ^ Harris, William E. (octubre de 1996). "Un catálogo de parámetros para cúmulos globulares en la Vía Láctea". El diario astronómico . 112 : 1487. Bibcode : 1996AJ .... 112.1487H . doi : 10.1086 / 118116 . Edición de 2010 .
- ^ Frommert, Hartmut (agosto de 2007). "Cúmulos Globulares de la Vía Láctea" . Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio . Consultado el 26 de febrero de 2008 .
- ^ Camargo, D .; Minniti, D. (2019). "Tres cúmulos globulares candidatos descubiertos en el bulbo galáctico". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: Cartas . 484 : L90 – L94. arXiv : 1901.08574 . doi : 10.1093 / mnrasl / slz010 .
- ^ Ashman, Keith M .; Zepf, Stephen E. (1992). "La formación de cúmulos globulares en la fusión y la interacción de galaxias". Revista astrofísica, parte 1 . 384 : 50–61. Código bibliográfico : 1992ApJ ... 384 ... 50A . doi : 10.1086 / 170850 .
- ^ Barmby, P .; Huchra, JP (2001). "Cúmulos globulares M31 en el archivo del telescopio espacial Hubble. I. Detección de cúmulos e integridad". El diario astronómico . 122 (5): 2458–2468. arXiv : astro-ph / 0107401 . Código Bibliográfico : 2001AJ .... 122.2458B . doi : 10.1086 / 323457 . S2CID 117895577 .
- ^ Harris, William E. (1991). "Sistemas de cúmulos globulares en galaxias más allá del grupo local". Revista anual de astronomía y astrofísica . 29 (1): 543–579. Código Bibliográfico : 1991ARA & A..29..543H . doi : 10.1146 / annurev.aa.29.090191.002551 .
- ^ McLaughlin, Dean E .; Harris, William E .; Hanes, David A. (1994). "La estructura espacial del sistema de cúmulos globulares M87". Revista astrofísica . 422 (2): 486–507. Código Bibliográfico : 1994ApJ ... 422..486M . doi : 10.1086 / 173744 .
- ^ a b Ashman, Keith M .; Zepf, Stephen E. (1998). Sistemas de cúmulos globulares . Serie de astrofísica de Cambridge. 30 . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 2. ISBN 0-521-55057-2.
- ^ Shapley, Harlow (1918). "Los cúmulos globulares y la estructura del sistema galáctico" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 30 (173): 42–54. Código bibliográfico : 1918PASP ... 30 ... 42S . doi : 10.1086 / 122686 .
- ^ Trimble, Virginia (diciembre de 1995). "La discusión de 1920 Shapley-Curtis: antecedentes, problemas y secuelas" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 107 : 1133. Código Bibliográfico : 1995PASP..107.1133T . doi : 10.1086 / 133671 .
- ^ Bennett, Jeffrey O .; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, Mark (2020). "19,1". La perspectiva cósmica (Novena ed.). Hoboken, Nueva Jersey: Pearson. ISBN 978-0-134-87436-4.
- ^ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A (1998). Introducción a la astronomía y la astrofísica (4ª ed.). Belmont Drive, CA: Brooks / Cole, Cengage Learning. pag. 277. ISBN 0-03-006228-4.
- ^ Ryden, Barbara Sue; Peterson, Bradley M (2010). Fundamentos de la astrofísica . San Francisco. pag. 436. ISBN 978-0-321-59558-4.
- ^ Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). "Harlow Shapley y cúmulos globulares" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 77 (458): 336–346. Código Bibliográfico : 1965PASP ... 77..336S . doi : 10.1086 / 128229 .
- ^ "El Very Large Telescope descubre un nuevo tipo de cúmulo de estrellas globulares" . Astronomía . 13 de mayo de 2015 . Consultado el 14 de mayo de 2015 .
- ^ Piotto, G .; et al. (Mayo de 2007). "Una secuencia principal triple en el cúmulo globular NGC 2808". El diario astrofísico . 661 (1): L53 – L56. arXiv : astro-ph / 0703767 . Código bibliográfico : 2007ApJ ... 661L..53P . doi : 10.1086 / 518503 . S2CID 119376556 .
- ^ a b c Gratton, Raffaele; Bragaglia, Angela; Carretta, Eugenio; D'Orazi, Valentina; Lucatello, Sara; Sollima, Antonio (2019). "¿Qué es un cúmulo globular? Una perspectiva de observación". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019A y ARv..27 .... 8G . doi : 10.1007 / s00159-019-0119-3 .
- ^ a b Bastian, Nate; Lardo, Carmela (14 de septiembre de 2018). "Varias poblaciones estelares en cúmulos globulares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 56 (1): 83-136. arXiv : 1712.01286 . Código bibliográfico : 2018ARA & A..56 ... 83B . doi : 10.1146 / annurev-astro-081817-051839 . S2CID 59144325 .
- ^ Piotto, Giampaolo (junio de 2009). Observaciones de múltiples poblaciones en cúmulos estelares . The Ages of Stars, Actas de la Unión Astronómica Internacional, Simposio de la IAU . 258 . págs. 233–244. arXiv : 0902.1422 . Código Bibliográfico : 2009IAUS..258..233P . doi : 10.1017 / S1743921309031883 .
- ^ Weaver, D .; Villard, R .; Christensen, LL; Piotto, G .; Bedin, L. (2 de mayo de 2007). "Hubble encuentra múltiples 'Baby Booms' estelares en un cúmulo globular" . Mostrador de noticias del Hubble . Consultado el 1 de mayo de 2007 .
- ^ Amaro-Seoane, P .; Konstantinidis, S .; Brem, P .; Catelan, M. (2013). "Fusiones de cúmulos globulares multimetálicos: el papel de la dinámica". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 435 (1): 809–821. arXiv : 1108.5173 . Código bibliográfico : 2013MNRAS.435..809A . doi : 10.1093 / mnras / stt1351 . S2CID 54177579 .
- ^ "Este cúmulo de estrellas no es lo que parece" (Comunicado de prensa). Observatorio Europeo Austral . 10 de septiembre de 2014. eso1428 . Consultado el 7 de abril de 2021 .
- ^ Elmegreen, BG; Efremov, YN (1999). "Un mecanismo de formación universal para cúmulos abiertos y globulares en gas turbulento" . Revista astrofísica . 480 (2): 235–245. Bibcode : 1997ApJ ... 480..235E . doi : 10.1086 / 303966 .
- ^ Lotz, Jennifer M .; Miller, Bryan W .; Ferguson, Henry C. (septiembre de 2004). "Los colores de los sistemas de cúmulos globulares de galaxias elípticas enanas, núcleos y halos estelares". El diario astrofísico . 613 (1): 262–278. arXiv : astro-ph / 0406002 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 613..262L . doi : 10.1086 / 422871 . S2CID 10800774 .
- ^ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (1 de abril de 2010). "Una correlación entre los agujeros negros supermasivos centrales y los sistemas de cúmulos globulares de las galaxias de tipo temprano". El diario astrofísico . 720 (1): 516–521. arXiv : 1004.0137 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 720..516B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 720/1/516 . S2CID 118632899 .
Una posible explicación es que tanto las grandes masas de agujeros negros como las grandes poblaciones de cúmulos globulares están asociadas con importantes fusiones recientes.
- ^ "Zoológico estelar joven y exótico: los telescopios de ESO descubren un cúmulo de estrellas en la Vía Láctea" (Comunicado de prensa). Observatorio Europeo Austral. 22 de marzo de 2005. eso0510. Archivado desde el original el 9 de abril de 2007 . Consultado el 7 de abril de 2021 .
- ^ Kravtsov, VV (2001). "Cúmulos globulares y galaxias esferoidales enanas del halo galáctico exterior: en el supuesto escenario de su formación". Transacciones astronómicas y astrofísicas . 20 (1): 89–92. Bibcode : 2001A y AT ... 20 ... 89K . doi : 10.1080 / 10556790108208191 .
- ^ Bekki, K .; Freeman, KC (2003). "Formación de ω Centauri de una antigua galaxia enana nucleada en el disco galáctico joven: Formación de ω Centauri" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 346 (2): L11 – L15. doi : 10.1046 / j.1365-2966.2003.07275.x .
- ^ Johnson, Christian I .; Dupree, Andrea K .; Mateo, Mario; Bailey, John I .; Olszewski, Edward W .; Walker, Matthew G. (2020). "Las estrellas más pobres en metales en Omega Centauri (NGC 5139)". El diario astronómico . 159 (6): 254. arXiv : 2004.09023 . Código bibliográfico : 2020AJ .... 159..254J . doi : 10.3847 / 1538-3881 / ab8819 . S2CID 215827658 .
- ^ "Imagen de la semana de la ESA / Hubble" . Envuelto por estrellas cerca del corazón de la Vía Láctea . Consultado el 28 de junio de 2011 .
- ^ Bastian, N .; Strader, J. (1 de octubre de 2014). "Limitación de la formación de cúmulos globulares a través de estudios de cúmulos masivos jóvenes - III. Falta de gas y polvo en cúmulos estelares masivos en el LMC y SMC" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 443 (4): 3594–3600. doi : 10.1093 / mnras / stu1407 .
- ^ Talpur, Jon (1997). "Una guía para los cúmulos globulares" . Universidad de Keele. Archivado desde el original el 4 de abril de 2021 . Consultado el 25 de abril de 2007 .
- ^ Mamajek, Eric. "Densidades numéricas de estrellas de diferentes tipos en las inmediaciones solares" .
- ^ "El diagrama de Hertzsprung-Russell de un cúmulo globular" . Departamento de Física. Universidad de Durham.
- ^ "Estrellas de colores en abundancia dentro del cúmulo estelar globular Omega Centauri" . NASA . 9 de septiembre de 2009 . Consultado el 28 de abril de 2021 .
- ^ Sigurdsson, Steinn (1992). "¿Planetas en cúmulos globulares?". Revista astrofísica . 399 (1): L95 – L97. Código Bibliográfico : 1992ApJ ... 399L..95S . doi : 10.1086 / 186615 .
- ^ Arzoumanian, Z .; Joshi, K .; Rasio, FA; Thorsett, SE (1999). "Parámetros orbitales del sistema triple PSR B1620-26". Actas del 160º Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 105 : 525. arXiv : astro-ph / 9605141 . Código bibliográfico : 1996ASPC..105..525A .
- ^ Bekki, K .; Freeman, KC (diciembre de 2003). "Formación de ω Centauri de una antigua galaxia enana nucleada en el disco galáctico joven". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 346 (2): L11 – L15. arXiv : astro-ph / 0310348 . Código bibliográfico : 2003MNRAS.346L..11B . doi : 10.1046 / j.1365-2966.2003.07275.x . S2CID 119466098 .
- ^ Forbes, Duncan A .; Bridges, Terry (25 de enero de 2010). "Cúmulos globulares de la Vía Láctea acumulada versus in situ". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 404 (3): 1203. arXiv : 1001.4289 . Código Bibliográfico : 2010MNRAS.404.1203F . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.16373.x . S2CID 51825384 .
- ^ Forbes, Duncan A .; Bastian, Nate; Gieles, Mark; Crain, Robert A .; Kruijssen, JM Diederik; Larsen, Søren S .; Ploeckinger, Sylvia; Agertz, Oscar; Trenti, Michele; Ferguson, Annette MN; Pfeffer, Joel; Gnedin, Oleg Y. (febrero de 2018). "Formación y evolución de cúmulos globulares en el contexto del ensamblaje de galaxias cosmológicas: preguntas abiertas" . Actas de la Royal Society A: Ciencias Matemáticas, Físicas e Ingeniería . 474 (2210): 20170616. arXiv : 1801.05818 . Código Bib : 2018RSPSA.47470616F . doi : 10.1098 / rspa.2017.0616 . PMC 5832832 . PMID 29507511 .
- ^ Green, Simon F .; Jones, Mark H .; Burnell, S. Jocelyn (2004). Una introducción al sol y las estrellas . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 240. ISBN 0-521-54622-2.
- ^ a b van Albada, TS; Baker, Norman (1973). "Sobre los dos grupos de Oosterhoff de cúmulos globulares". Revista astrofísica . 185 : 477–498. Código bibliográfico : 1973ApJ ... 185..477V . doi : 10.1086 / 152434 .
- ^ Buonanno, R .; Corsi, CE; Pulone, L. (1995). "ESO 280-SC06". Revista astronómica . 109 : 663. Bibcode : 1995AJ .... 109..663B . doi : 10.1086 / 117309 .
- ^ Frommert, Hartmut. "Cúmulo globular ESO 280-S C06, en Ara" . Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio . Consultado el 9 de abril de 2021 .
- ^ Harris, WE (1976). "Estructura espacial del sistema de cúmulos globulares y la distancia al centro galáctico". Revista astronómica . 81 : 1095-1116. Código Bibliográfico : 1976AJ ..... 81.1095H . doi : 10.1086 / 111991 .
- ^ Lee, YW; Yoon, SJ (2002). "Sobre la construcción de los cielos". Una corriente alineada de grupos de baja metalicidad en el halo de la Vía Láctea . 297 (5581): 578–581. arXiv : astro-ph / 0207607 . Código bibliográfico : 2002Sci ... 297..578Y . doi : 10.1126 / science.1073090 . PMID 12142530 . S2CID 9702759 .
- ^ "Encuentra la diferencia - Hubble espía otro cúmulo globular, pero con un secreto" . Imagen de la semana . ESA / Hubble . Consultado el 5 de octubre de 2011 .
- ^ "APOD: 7 de febrero de 2021 - Estrellas azules rezagadas en el cúmulo globular M53" . Imagen de astronomía del día . Consultado el 28 de febrero de 2021 .
- ^ Leonard, Peter JT (1989). "Colisiones estelares en cúmulos globulares y el problema del rezagado azul". El diario astronómico . 98 : 217–226. Código Bibliográfico : 1989AJ ..... 98..217L . doi : 10.1086 / 115138 .
- ^ a b Rubin, VC ; Ford, WKJ (1999). "Mil soles ardientes: la vida interior de los cúmulos globulares" . Mercurio . 28 (4): 26. Código Bibliográfico : 1999Mercu..28d..26M . Consultado el 2 de junio de 2006 .
- ^ "Hubble descubre agujeros negros en lugares inesperados" (comunicado de prensa). Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial. 17 de septiembre de 2002. 2002-18.
- ^ a b Baumgardt, Holger; Choza, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). "Sobre la estructura central de M15". Cartas de revistas astrofísicas . 582 (1): 21. arXiv : astro-ph / 0210133 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 582L..21B . doi : 10.1086 / 367537 . S2CID 16216186 .
- ^ Savage, D .; Neal, N .; Villard, R .; Johnson, R .; Lebo, H. (17 de septiembre de 2002). "Hubble descubre agujeros negros en lugares inesperados" . Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial. Archivado desde el original el 19 de noviembre de 2003 . Consultado el 25 de mayo de 2006 .
- ^ Finley, Dave (28 de mayo de 2007). "El cúmulo de estrellas contiene un agujero negro de peso medio, indica VLA" . NRAO . Consultado el 29 de mayo de 2007 .
- ^ a b Greene, Jenny E .; Strader, Jay; Ho, Luis C. (18 de agosto de 2020). "Agujeros negros de masa intermedia". Revista anual de astronomía y astrofísica . 58 (1): 257–312. arXiv : 1911.09678 . Código Bibliográfico : 2020ARA & A..58..257G . doi : 10.1146 / annurev-astro-032620-021835 . S2CID 208202069 .
- ^ Baumgardt, Holger; Choza, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). "Un modelo dinámico para el cúmulo globular G1". Cartas de revistas astrofísicas . 589 (1): 25. arXiv : astro-ph / 0301469 . Código bibliográfico : 2003ApJ ... 589L..25B . doi : 10.1086 / 375802 . S2CID 119464795 .
- ^ Tremou, Evangelia; Strader, Jay; Chomiuk, Laura; Shishkovsky, Laura; Maccarone, Thomas J .; Miller-Jones, James CA; Tudor, Vlad; Heinke, Craig O .; Sivakoff, Gregory R .; Seth, Anil C .; Noyola, Eva (18 de julio de 2018). "La encuesta MAVERIC: todavía no hay evidencia de acumulación de agujeros negros de masa intermedia en cúmulos globulares". El diario astrofísico . 862 (1): 16. arXiv : 1806.00259 . Código Bibliográfico : 2018ApJ ... 862 ... 16T . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aac9b9 .
- ^ Baumgardt, H .; Él, C .; Dulce, SM; Drinkwater, M .; Sollima, A .; Hurley, J .; Usher, C .; Kamann, S .; Dalgliesh, H .; Dreizler, S .; Husser, T. -O. (2019). "No hay evidencia de agujeros negros de masa intermedia en los cúmulos globulares ω Cen y NGC 6624". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 488 (4): 5340. arXiv : 1907.10845 . Código bibliográfico : 2019MNRAS.488.5340B . doi : 10.1093 / mnras / stz2060 .
- ^ a b c Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (2017). Una introducción a la astrofísica moderna (Segunda ed.). Cambridge, Reino Unido. págs. 475–476. ISBN 9781108422161.
- ^ Schwarzschild, Martin (1958). Estructura y evolución de las estrellas . Prensa de la Universidad de Princeton. ISBN 0-486-61479-4.
- ^ Sandage, AR (1957). "Enfoque observacional de la evolución. III. Pistas de evolución semiempírica para M67 y M3". Revista astrofísica . 126 : 326. Bibcode : 1957ApJ ... 126..326S . doi : 10.1086 / 146405 .
- ^ Piotto, G .; Milone, AP; Bedin, LR; Anderson, J .; King, IR; Marino, AF; Nardiello, D .; Aparicio, A .; Barbuy, B .; Bellini, A .; Brown, TM; Cassisi, S .; Genial, AM; Cunial, A .; Dalessandro, E .; D'Antona, F .; Ferraro, FR; Hidalgo, S .; Lanzoni, B .; Monelli, M .; Ortolani, S .; Renzini, A .; Salaris, M .; Sarajedini, A .; Marel, RP van der; Vesperini, E .; Zoccali, M. (5 de febrero de 2015). “LA ENCUESTA HUBBLE SPACE TELESCOPIO UV LEGADO DE CLUSTERS GLOBULARES GALÁCTICOS. I. DESCRIPCIÓN GENERAL DEL PROYECTO Y DETECCIÓN DE MÚLTIPLES POBLACIONES ESTELARES”. El diario astronómico . 149 (3): 91. doi : 10.1088 / 0004-6256 / 149/3/91 .
- ^ Kalirai, JS; Más rico, HB (2010). "Cúmulos de estrellas como laboratorios de evolución estelar y dinámica". Philosophical Transactions de la Royal Society de Londres, serie A . 368 (1913): 755–82. arXiv : 0911.0789 . Código bibliográfico : 2010RSPTA.368..755K . doi : 10.1098 / rsta.2009.0257 . PMID 20083505 . S2CID 5561270 .
- ^ Majaess, D .; Turner, D .; Gieren, W .; Lane, D. (2012). "El impacto de la fotometría de racimo globular / RR Lyrae contaminada en la escala de distancia". El diario astrofísico . 752 (1): L10. arXiv : 1205.0255 . Código Bibliográfico : 2012ApJ ... 752L..10M . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 752/1 / L10 . S2CID 118528078 .
- ^ Lee, Jae-Woo; López-Morales, Mercedes; Hong, Kyeongsoo; Kang, Young-Woon; Pohl, Brian L .; Walker, Alistair (2014). "Hacia una mejor comprensión de la escala de distancia de las estrellas variables RR Lyrae: un estudio de caso para el cúmulo globular de halo interno NGC 6723". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 210 (1): 6. arXiv : 1311.2054 . Código bibliográfico : 2014ApJS..210 .... 6L . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 210/1/6 . S2CID 119280050 .
- ^ Hansen, BMS; Brewer, J .; Fahlman, GG; Gibson, BK; Ibata, R .; Limongi, M .; Rich, RM; Más rico, HB; Shara, MM; Stetson, PB (2002). "La secuencia de enfriamiento de la enana blanca del cúmulo globular Messier 4". Cartas de revistas astrofísicas . 574 (2): L155. arXiv : astro-ph / 0205087 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 574L.155H . doi : 10.1086 / 342528 . S2CID 118954762 .
- ^ Soderblom, David R. (agosto de 2010). "Las edades de las estrellas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 48 (1): 581–629. arXiv : 1003.6074 . Código bibliográfico : 2010ARA & A..48..581S . doi : 10.1146 / annurev-astro-081309-130806 . S2CID 119102781 .
- ^ Chaboyer, Brian (1995). "Edades absolutas de los cúmulos globulares y la edad del universo". El diario astrofísico . 444 : L9. arXiv : astro-ph / 9412015 . Código Bibliográfico : 1995ApJ ... 444L ... 9C . doi : 10.1086 / 187847 . S2CID 2416004 .
- ^ Valcin, David; Bernal, José Luis; Jiménez, Raúl; Verde, Licia; Wandelt, Benjamin D. (2020). "Inferir la edad del universo con cúmulos globulares". Revista de cosmología y física de astropartículas . 2020 (12): 002. arXiv : 2007.06594 . Código Bib : 2020JCAP ... 12..002V . doi : 10.1088 / 1475-7516 / 2020/12/002 . S2CID 220514389 .
- ^ Majaess, D. (23 de febrero de 2013). "La estrella antigua cercana es casi tan antigua como el universo" . Universe Today . Consultado el 29 de noviembre de 2014 .
- ^ "Cenizas de los hermanos mayores" (Comunicado de prensa). Observatorio Europeo Austral . 2 de marzo de 2001. eso0107 . Consultado el 7 de abril de 2021 .
- ^ Ferraro, FR; Lanzoni, B .; Raso, S .; Nardiello, D .; Dalessandro, E .; Vesperini, E .; Piotto, G .; Pallanca, C .; Beccari, G .; Bellini, A .; Libralato, M .; Anderson, J .; Aparicio, A .; Bedin, LR; Cassisi, S .; Milone, AP; Ortolani, S .; Renzini, A .; Salaris, M .; van der Marel, RP (8 de junio de 2018). "El Legado UV del Telescopio Espacial Hubble Legado de Cúmulos Globulares Galácticos. XV. El Reloj Dinámico: Lectura de la Evolución Dinámica del Cúmulo desde el Nivel de Segregación de Estrellas Rezagadas Azules". El diario astrofísico . 860 (1): 36. arXiv : 1805.00968 . Código Bibliográfico : 2018ApJ ... 860 ... 36F . doi : 10.3847 / 1538-4357 / aac01c .
- ^ Staneva, A .; Spassova, N .; Golev, V. (1996). "Las elipticidades de los cúmulos globulares en la galaxia de Andrómeda" . Suplemento de Astronomía y Astrofísica . 116 (3): 447–461. Código bibliográfico : 1996A y AS..116..447S . doi : 10.1051 / aas: 1996127 .
- ^ Hensley, Kerrin (20 de junio de 2018). "Datación de la evaporación de los cúmulos globulares" . astrobites .
- ^ Bose, Sownak; Ginsburg, Idan; Loeb, Abraham (23 de mayo de 2018). "Datación de la interrupción de las mareas de los cúmulos globulares con datos de GAIA en sus corrientes estelares". El diario astrofísico . 859 (1): L13. arXiv : 1804.07770 . Código bibliográfico : 2018ApJ ... 859L..13B . doi : 10.3847 / 2041-8213 / aac48c . S2CID 54514038 .
- ^ a b c d Benacquista, Matthew J. (2006). "Estructura del cúmulo globular" . Reseñas vivientes en relatividad . 9 (1): 2. arXiv : astro-ph / 0202056 . Código Bibliográfico : 2006LRR ..... 9 .... 2B . doi : 10.12942 / lrr-2006-2 . PMC 5255526 . PMID 28163652 .
- ^ Baumgardt, H; Hilker, M (1 de agosto de 2018). "Un catálogo de masas, parámetros estructurales y perfiles de dispersión de velocidad de 112 cúmulos globulares de la Vía Láctea" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 478 (2): 1520-1557. arXiv : 1804.08359 . Código bibliográfico : 2018MNRAS.478.1520B . doi : 10.1093 / mnras / sty1057 .
- ^ Frenk, CS; White, SDM (1980). "Las elipticidades de los cúmulos globulares galácticos y LMC". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 286 (3): L39 – L42. arXiv : astro-ph / 9702024 . Código Bibliográfico : 1997MNRAS.286L..39G . doi : 10.1093 / mnras / 286.3.l39 . S2CID 353384 .
- ^ "Las apariencias pueden engañar" . Imagen de la semana de ESO . potw1303a . Consultado el 12 de febrero de 2013 .
- ^ Kenneth Janes (noviembre de 2000). "Cúmulos de estrellas" (PDF) . Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica. pag. 2 . Consultado el 26 de marzo de 2014 .
- ^ Rosen, Anna (18 de julio de 2012). "Comprensión del estado dinámico de los cúmulos globulares" . astrobites .
- ^ Chatterjee, Sourav; Umbreit, Stefan; Fregeau, John M .; Rasio, Frederic A. (11 de marzo de 2013). "Comprensión del estado dinámico de los cúmulos globulares: núcleo colapsado versus no núcleo colapsado". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 429 (4): 2881–2893. arXiv : 1207.3063 . Código Bib : 2013MNRAS.429.2881C . doi : 10.1093 / mnras / sts464 .
- ^ Buonanno, R .; Corsi, CE; Buzzoni, A .; Cacciari, C .; Ferraro, FR; Fusi Pecci, F. (1994). "La población estelar del cúmulo globular M 3. I. Fotometría fotográfica de 10 000 estrellas". Astronomía y Astrofísica . 290 : 69-103. Bibcode : 1994A y A ... 290 ... 69B .
- ^ Van den Bergh, Sidney (noviembre de 2007). "Cúmulos globulares y galaxias esferoidales enanas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 385 (1): L20 – L22. arXiv : 0711.4795 . Código Bib : 2008MNRAS.385L..20V . doi : 10.1111 / j.1745-3933.2008.00424.x . S2CID 15093329 .
- ^ Da Costa, GS; Freeman, KC (mayo de 1976). "La estructura y función de masa del cúmulo globular M3". Revista astrofísica . 206 (1): 128-137. Código Bibliográfico : 1976ApJ ... 206..128D . doi : 10.1086 / 154363 .
- ^ Brosche, P .; Odenkirchen, M .; Geffert, M. (marzo de 1999). "Radios de marea instantáneos y medios de cúmulos globulares". Nueva Astronomía . 4 (2): 133-139. Código bibliográfico : 1999NewA .... 4..133B . doi : 10.1016 / S1384-1076 (99) 00014-7 .
- ^ Djorgovski, S .; King, IR (1986). "Un estudio preliminar de núcleos colapsados en cúmulos globulares" . Revista astrofísica . 305 : L61 – L65. Código Bibliográfico : 1986ApJ ... 305L..61D . doi : 10.1086 / 184685 .
- ^ Bianchini, P; Webb, JJ; Alféizares, A; Vesperini, E (21 de marzo de 2018). "Huella digital cinemática de cúmulos globulares colapsados del núcleo". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: Cartas . 475 (1): L96 – L100. arXiv : 1801.07781 . Código bibliográfico : 2018MNRAS.475L..96B . doi : 10.1093 / mnrasl / sly013 .
- ^ Ashman, Keith M .; Zepf, Stephen E. (1998). Sistemas de cúmulos globulares . Serie de astrofísica de Cambridge. 30 . Prensa de la Universidad de Cambridge. pag. 29. ISBN 0-521-55057-2.
- ^ Binney, James; Merrifield, Michael (1998). Astronomía galáctica . Serie de Princeton en astrofísica. Prensa de la Universidad de Princeton. pag. 371. ISBN 0-691-02565-7.
- ^ Vanbeveren, D. (2001). La influencia de los binarios en los estudios de población estelar . Biblioteca de astrofísica y ciencias espaciales. 264 . Saltador. pag. 397. ISBN 0-7923-7104-6.
- ^ Spitzer, L. Jr. (2 al 4 de junio de 1986). P. Hut; S. McMillan (eds.). Evolución dinámica de los cúmulos globulares . El uso de supercomputadoras en la dinámica estelar, actas de un taller celebrado en el Instituto de Estudios Avanzados . 267 . Princeton, Estados Unidos: Springer-Verlag, Berlín Heidelberg Nueva York. pag. 3. Bibcode : 1986LNP ... 267 .... 3S . doi : 10.1007 / BFb0116388 .
- ^ Gnedin, Oleg Y .; Lee, Hyung Mok; Ostriker, Jeremiah P. (septiembre de 1999). "Efectos de los choques de las mareas sobre la evolución de los cúmulos globulares". El diario astrofísico . 522 (2): 935–949. arXiv : astro-ph / 9806245 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 522..935G . doi : 10.1086 / 307659 . S2CID 11143134 .
- ^ Bahcall, John N .; Piran, Tsvi; Weinberg, Steven (2004). Materia oscura en el universo (2ª ed.). World Scientific. pag. 51. ISBN 981-238-841-9.
- ^ "Las estrellas de la Gran Nube de Magallanes" . Agencia Espacial Europea / Hubble . 20 de junio de 2016. potw1625a . Consultado el 7 de abril de 2021 .
- ^ "Clasificación estelar en el cúmulo globular 47" (Comunicado de prensa). Mostrador de noticias del Hubble. 4 de octubre de 2006. 2006-33 . Consultado el 9 de abril de 2021 .
- ^ Secker, Jeff (1992). "Una investigación estadística sobre la forma de la distribución de luminosidad del cúmulo globular". Revista astronómica . 104 (4): 1472-1481. Código Bibliográfico : 1992AJ .... 104.1472S . doi : 10.1086 / 116332 .
- ^ Heggie, DC; Giersz, M .; Spurzem, R .; Takahashi, K. (1998). Johannes Andersen (ed.). Simulaciones dinámicas: métodos y comparaciones . Aspectos destacados de la astronomía vol. 11A, presentado en la Discusión Conjunta 14 de la XXIII Asamblea General de la IAU, 1997 . Editores académicos de Kluwer. pag. 591. arXiv : astro-ph / 9711191 . Código bibliográfico : 1998HiA .... 11..591H .
- ^ Di Cintio, Pierfrancesco; Pasquato, Mario; Simon-Petit, Alicia; Yoon, Suk-Jin (3 de marzo de 2021). "Introducción de un nuevo método de colisión de múltiples partículas para la evolución de densos sistemas estelares II. Colapso del núcleo". arXiv : 2103.02424 [ astro-ph.GA ].
- ^ Benacquista, Matthew J. (2006). "Binarios relativistas en cúmulos globulares" . Reseñas vivientes en relatividad . 9 (1): 2. Bibcode : 2006LRR ..... 9 .... 2B . doi : 10.12942 / lrr-2006-2 . PMC 5255526 . PMID 28163652 .
- ^ J. Goodman; P. Hut, eds. (1985). Dinámica de los cúmulos estelares (Simposios de la Unión Astronómica Internacional) . Saltador. ISBN 90-277-1963-2.
- ^ Hasani Zonoozi, Akram; et al. (Marzo de 2011). " Simulaciones directas de cuerpos N de cúmulos globulares - I. Palomar 14". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 411 (3): 1989-2001. arXiv : 1010.2210 . Código Bibliográfico : 2011MNRAS.411.1989Z . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17831.x . S2CID 54777932 .
- ^ Yuan, Haibo; Liu, Xiaowei; Xiang, Maosheng; Huang, Yang; Chen, Bingqiu; Wu, Yue; Hou, Yonghui; Zhang, Yong (2015). "Stellar Loci Ii. Una estimación sin modelo de la fracción binaria para las estrellas de campo FGK". El diario astrofísico . 799 (2): 135. arXiv : 1412.1233 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 799..135Y . doi : 10.1088 / 0004-637X / 799/2/135 . S2CID 118504277 .
- ^ Sun, Weijia; De Grijs, Richard; Deng, Licai; Albrow, Michael D. (2021). "Evolución de la rotación estelar impulsada por binarios en el apagado de la secuencia principal en cúmulos de estrellas". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 502 (3): 4350–4358. arXiv : 2102.02352 . Código Bib : 2021MNRAS.502.4350S . doi : 10.1093 / mnras / stab347 .
- ^ Duchêne, Gaspard; Kraus, Adam (18 de agosto de 2013). "Multiplicidad estelar". Revista anual de astronomía y astrofísica . 51 (1): 269–310. arXiv : 1303.3028 . Código bibliográfico : 2013ARA & A..51..269D . doi : 10.1146 / annurev-astro-081710-102602 . S2CID 119275313 .
- ^ Giesers, Benjamín; Kamann, Sebastián; Dreizler, Stefan; Husser, Tim-Oliver; Askar, Abbas; Göttgens, Fabian; Brinchmann, Jarle; Latour, Marilyn; Weilbacher, Peter M .; Wendt, Martin; Roth, Martin M. (2019). "Un censo estelar en cúmulos globulares con MUSE: Binarios en NGC 3201". Astronomía y Astrofísica . 632 : A3. arXiv : 1909.04050 . Bibcode : 2019A & A ... 632A ... 3G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201936203 . S2CID 202542401 .
- ^ Zhou, Yuan; Zhong, Xie Guang (junio de 1990). "La evolución del núcleo de un cúmulo globular que contiene agujeros negros masivos". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 168 (2): 233–241. Código Bibliográfico : 1990Ap y SS.168..233Y . doi : 10.1007 / BF00636869 . S2CID 122289977 .
- ^ Pooley, Dave. "Dinámica del cúmulo globular: la importancia de binarios cercanos en un sistema real de N-cuerpo" . autoeditado. Archivado desde el original el 19 de junio de 2010 . Consultado el 7 de abril de 2021 .
- ^ "Cúmulo Globular M10" . Imagen de la semana de la ESA / Hubble . Consultado el 18 de junio de 2012 .
- ^ Ortolani, S .; Bica, E .; Barbuy, B. (1995). "BH 176 y AM-2: cúmulos globulares o abiertos?". Astronomía y Astrofísica . 300 : 726. Bibcode : 1995A & A ... 300..726O .
- ^ a b Huxor, AP; Tanvir, NR; Irwin, MJ; R. Ibata (2005). "Una nueva población de cúmulos estelares extendidos y luminosos en el halo de M31". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 360 (3): 993–1006. arXiv : astro-ph / 0412223 . Código Bibliográfico : 2005MNRAS.360.1007H . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID 6215035 .
- ^ Huxor, AP; Mackey, AD; Ferguson, AMN; Irwin, MJ; Martin, NF; Tanvir, NR; Veljanoski, J .; McConnachie, A .; Fishlock, CK; Ibata, R .; Lewis, GF (11 de agosto de 2014). "El sistema de cúmulo globular halo exterior de M31 - I. El catálogo final de PAndAS" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 442 (3): 2165–2187. doi : 10.1093 / mnras / stu771 .
- ^ Lauchner, A .; Wilhelm, R .; Cervezas, TC; Allende Prieto, C. (diciembre de 2003). Una búsqueda de evidencia cinemática de colas de marea en cúmulos globulares . Reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense 203, # 112.26 . Código bibliográfico : 2003AAS ... 20311226L .
- ^ Di Matteo, P .; Miocchi, P .; Capuzzo Dolcetta, R. (mayo de 2004). Formación y evolución de colas de marea grumosas en cúmulos globulares . Sociedad Astronómica Estadounidense, reunión de la DDA n. ° 35, n. ° 03.03 . Código Bibliográfico : 2004DDA .... 35.0303D .
- ^ Staude, Jakob (3 de junio de 2002). "Sky Survey revela un cúmulo de estrellas triturado por la Vía Láctea" . Imagen de la semana (nota de prensa). Encuesta Sloan Digital Sky. Archivado desde el original el 29 de junio de 2006 . Consultado el 9 de abril de 2021 .
- ^ Carballo-Bello, JA; Corral-Santana, JM; Martínez-Delgado, D .; Sollima, A .; Muñoz, RR; Côté, P .; Duffau, S .; Catelan, M .; Grebel, EK (24 de enero de 2017). "Las envolturas principales y posteriores del sur de la corriente de marea de Sagitario alrededor del cúmulo globular Whiting 1". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: Cartas . 467 (1): L91 – L94. arXiv : 1612.08745 . Código bibliográfico : 2017MNRAS.467L..91C . doi : 10.1093 / mnrasl / slx006 .
- ^ Dinescu, DI; Majewski, SR; Girard, TM; Cudworth, KM (2000). "El movimiento adecuado absoluto de Palomar 12: un caso para la captura de mareas de la galaxia esferoidal enana de Sagitario". El diario astronómico . 120 (4): 1892-1905. arXiv : astro-ph / 0006314 . Código Bibliográfico : 2000AJ .... 120.1892D . doi : 10.1086 / 301552 . S2CID 118898193 .
- ^ Sbordone, L .; Bonifacio, P .; Buonanno, R .; Marconi, G .; Mónaco, L .; Zaggia, S. (abril de 2007). "La exótica composición química de la galaxia esferoidal enana de Sagitario" . Astronomía y Astrofísica . 465 (3): 815–824. arXiv : astro-ph / 0612125 . Bibcode : 2007A & A ... 465..815S . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20066385 .
- ^ Gnedin, Oleg Y .; Ostriker, Jeremiah P. (enero de 1997). "Destrucción del sistema de cúmulos globulares galácticos" . El diario astrofísico . 474 (1): 223-255. arXiv : astro-ph / 9603042 . Bibcode : 1997ApJ ... 474..223G . doi : 10.1086 / 303441 .
- ^ Ricard, Elise (15 de enero de 2016). "Viernes espacial: ubicaciones de los planetas, una SUPERnova y un agujero negro" . Academia de Ciencias de California . Consultado el 15 de mayo de 2016 .
- ^ González, Guillermo; Brownlee, Donald; Ward, Peter (julio de 2001). "La Zona Habitable Galáctica: Evolución Química Galáctica". Ícaro . 152 (1): 185–200. arXiv : astro-ph / 0103165 . Código bibliográfico : 2001Icar..152..185G . doi : 10.1006 / icar.2001.6617 . S2CID 18179704 .
- ^ Sigurdsson, S .; Escaleras, IH ; Moody, K .; Arzoumanian, KMZ; Thorsett, SE (2008). "Planetas alrededor de púlsares en cúmulos globulares". En Fischer, D .; Rasio, FA; Thorsett, SE; Wolszczan, A. (eds.). Sistemas solares extremos . Serie de conferencias ASP. 398 . pag. 119. Código Bibliográfico : 2008ASPC..398..119S .
- ^ Spurzem, R .; et al. (Mayo de 2009). "Dinámica de sistemas planetarios en cúmulos estelares". El diario astrofísico . 697 (1): 458–482. arXiv : astro-ph / 0612757 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 697..458S . doi : 10.1088 / 0004-637X / 697/1/458 . S2CID 119083161 .
Otras lecturas
Libros
- Binney, James; Tremaine, Scott (1987). Dinámica galáctica (Primera ed.). Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08444-0.
- Heggie, Douglas; Choza, Piet (2003). El problema gravitacional de un millón de cuerpos: un enfoque multidisciplinario de la dinámica de los cúmulos estelares . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 0-521-77486-1.
- Spitzer, Lyman (1987). Evolución dinámica de los cúmulos globulares . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-08460-2.
Revisar articulos
- Elson, Rebecca; Choza, Piet; Inagaki, Shogo (1987). "Evolución dinámica de cúmulos globulares". Revista anual de astronomía y astrofísica . 25 : 565. Código Bibliográfico : 1987ARA & A..25..565E . doi : 10.1146 / annurev.aa.25.090187.003025 .
- Gratton, R .; Bragaglia, A .; Carretta, E .; et al. (2019). "¿Qué es un cúmulo globular? Una perspectiva de observación". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode : 2019A y ARv..27 .... 8G . doi : 10.1007 / s00159-019-0119-3 . S2CID 207847491 .
- Meylan, G .; Heggie, DC (1997). "Dinámica interna de cúmulos globulares". La Revista de Astronomía y Astrofísica . 8 (1–2): 1–143. arXiv : astro-ph / 9610076 . Bibcode : 1997A y ARv ... 8 .... 1M . doi : 10.1007 / s001590050008 . S2CID 119059312 .
enlaces externos
- Cúmulos Globulares , Estudiantes para la Exploración y Desarrollo del Espacio Páginas Messier
- Cúmulos globulares de la Vía Láctea
- Catálogo de parámetros de cúmulos globulares de la Vía Láctea por William E. Harris, Universidad McMaster, Ontario, Canadá
- Una base de datos de cúmulos globulares galácticos por Marco Castellani, Observatorio Astronómico de Roma, Italia
- SCYON , un boletín dedicado a los cúmulos estelares.
- MODEST , una colaboración flexible de científicos que trabajan en cúmulos estelares.