Un racimo globular es una colección esférica de las estrellas que mueve en órbita alrededor de una base galáctica como satélite . Los racimos globulares son limitados muy firmemente por la gravedad, que les da sus formas esféricas y densidades estelares relativamente altas hacia sus centros. El nombre de esta categoría del racimo de estrella se deriva del &mdash latino del globulus ; una pequeña esfera. Un racimo globular se conoce a veces más simplemente como globular.

Los racimos globulares, que se encuentran en el halo de una galaxia, contienen considerablemente más estrellas y son mucho más viejos que el menos denso galáctico, o abren los racimos que se encuentran en el disco. Los racimos globulares son bastante comunes; hay cerca de 150 racimos globulares actual sabidos de la manera lechosa, con quizás 10-20 más sin descubrir. Las galaxias grandes pueden tener más: El Andromeda, por ejemplo, puede tener tanto como 500. Algunas galaxias elípticas gigante, tal como M87, pueden tener tanto como 10.000 racimos globulares. Estos racimos globulares mueven en órbita alrededor de la galaxia hacia fuera a los radios grandes, 40 kiloparsecs (aproximadamente 131 mil años ligeros o más.

Cada galaxia de la suficiente masa en el grupo local tiene un grupo asociado de racimos globulares, y casi cada galaxia grande examinada se ha encontrado para poseer un sistema de racimos globulares. El enano del sagitario y las galaxias enanas del comandante de Canis aparecen estar en curso de donar sus racimos globulares asociados (tales como Palomar 12 ) a la manera lechosa. Esto demuestra cuántos de los racimos globulares de esta galaxia fueron adquiridos en el pasado.

Aunque aparezca que los racimos globulares contienen algo del primer stars para ser producido en la galaxia, sus orígenes y su papel en la evolución galáctica es todavía confuso. Aparece claro que los racimos globulares son perceptiblemente diferentes de las galaxias elípticas del enano y fueron formados como parte de la formación de estrella de la galaxia del padre algo que como galaxia separada.

Historia de la observación

Composición

Los racimos globulares se componen generalmente de centenares de millares del Bajo-metal, estrellas viejas. El tipo de estrellas encontradas en un racimo globular es similar a ésos en el bombeo de una galaxia espiral pero confinado a un volumen solamente de algunos parsec cúbicos están libres del gas y se presume el polvo y que todo el gas y polvo fueron dados vuelta hace tiempo en las estrellas.

Mientras que los racimos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas (en promedio cerca de 0.4 estrellas por el parsec cúbico, aumentando a 100 o 1000 estrellas por parsec cúbico en la base del racimo), no son probablemente localizaciones favorables para la supervivencia de sistemas planetarios. Las órbitas planetarias son dinámicamente inestables dentro de los corazones de los racimos densos debido a las perturbaciones de pasar las estrellas. Un planeta que se mueve en órbita alrededor en 1 unidad astronómica alrededor de una estrella que está dentro de la base de un racimo denso tal como 47 Tucanae sobreviviría solamente en la orden de los años 10⁸. Sin embargo, ha habido por lo menos un sistema planetario encontrado el mover en órbita alrededor de un pulsar ( PSR B1620−26 ) que pertenece al globular M4 del racimo.

Con algunas excepciones notables, cada racimo globular aparece tener una edad definida. Es decir, la mayor parte de las estrellas en un racimo están en aproximadamente la misma etapa en la evolución estelar, sugiriendo que formaron en el tiempo casi igual. Todos los racimos globulares sabidos aparecen no tener ninguna formación de estrella activa, que es constante con la visión que los racimos globulares son típicamente los más viejos objetos de la galaxia, y estaban entre las primeras colecciones de estrellas a formar. Las regiones muy grandes de formación de estrella conocidas como racimos de estrella estupendos tal como Westerlund 1 de la manera lechosa, pueden ser los precursores de racimos globulares.

Algunos racimos globulares, como el Omega Centauri de nuestra manera lechosa y el G1 en el M31, son extraordinario masivos (varias masas solares de millón de y contienen a poblaciones estelares múltiples. Ambos se pueden mirar como evidencia que los racimos globulares supermassive son de hecho los corazones de las galaxias enanas que son consumidas por las galaxias más grandes. Varios racimos globulares (como el M15 ) tienen corazones extremadamente masivos que puedan abrigar los calabozos aunque las simulaciones sugieran que un calabozo menos masivo o una concentración central de estrellas de neutrón o de enanos blancos masivos explique las observaciones igualmente bien.

Contenido metálico

Los racimos globulares consisten en normalmente la población II stars, a el cual tener un contenido metálico bajo comparado La población I stars por ejemplo el Sun . (A los astrónomos, los metales del incluyen todos los elementos más pesados que el helio, tal como litio y carbón .)

El holandés Pieter Oosterhoff del astrónomo notó que aparecen ser dos poblaciones de racimos globulares, que se sabían como el Oosterhoff agrupa . El segundo grupo tiene un período levemente más largo de las estrellas variables del RR Lyrae ambos grupos tener líneas débiles de los elementos metálicos . Pero las líneas en las estrellas del tipo racimo de Oosterhoff de I (OoI) no son absolutamente tan débiles como ésas en el tipo II (OoII).

De la manera lechosa se ha descubierto que alinean a la gran mayoría de los racimos bajos del metallicity a lo largo de un plano en la parte externa del halo de la galaxia. Este resultado sostiene a favor de la visión que el tipo racimos de II en la galaxia fue capturado de una galaxia basada en los satélites, algo que siendo los más viejos miembros del sistema globular del racimo de la manera lechosa como había sido pensado previamente. La diferencia entre los dos tipos del racimo entonces sería explicada por un de retraso de tiempo entre cuando las dos galaxias formaron sus sistemas del racimo.

Componentes exóticos

Los racimos globulares tienen una densidad muy alta de la estrella, y por lo tanto las interacciones y las cercano-colisiones cercanas de estrellas ocurren relativamente a menudo. Debido a éstos chance los encuentros, algunas clases exóticas de estrellas, tales como pulsares azules del milisegundo de los stragglers y los binarios de la radiografía de la Bajo-masa, son mucho mas comunes en racimos globulares. Un straggler azul se forma de la fusión de dos estrellas, posiblemente como resultado de un encuentro con un sistema binario. La estrella resultante tiene una temperatura más alta que las estrellas comparables en el racimo con la misma luminosidad, y diferencia así de las estrellas de secuencia principal .

Los astrónomos han buscado para los calabozos dentro de racimos globulares desde los años 70. Los requisitos de la resolución para esta tarea, sin embargo, son exigentes, y está solamente con el telescopio espacial de Hubble que se ha hecho el primer confirmó descubrimientos. En programas independientes, 4.000 un calabozo de la masa de la Intermedio-masa solar se ha sugerido para existir basado en observaciones del TGV en el globular M15 del racimo y un calabozo total solar 20.000 en el racimo de Mayall II en la galaxia del Andromeda. La radiografía y las emisiones de radio de Mayall II aparecen ser constantes con un calabozo de la intermedio-masa.

Éstos están de interés particular porque son los primeros calabozos descubrieron que eran intermedios en masa entre el convencional estelar - calabozo total y los calabozos de Supermassive descubiertos en los corazones de galaxias. La masa de estos calabozos totales intermedios es proporcional a la masa de los racimos, después de un patrón descubierto previamente entre los calabozos supermassive y sus galaxias circundantes.

Las demandas de calabozos totales intermedios se han resuelto con un cierto escepticismo. Se espera que los objetos más densos de racimos globulares emigren al centro del racimo debido a la segregación de la masa. Éstas serán enanos blancos y estrellas de neutrón en una vieja población estelar como un racimo globular. Según lo precisado en dos papeles por Holger Baumgardt y colaboradores, el cociente de la masa-a-luz debe levantarse agudamente hacia el centro del racimo, incluso sin un calabozo, en M15 y Mayall II.

diagrama de la Color-magnitud

El diagrama (Hora-diagrama) de Hertzsprung-Russell es un gráfico de una muestra grande de estrellas que trace su representación visual Magnitud absoluta contra su índice de color . el índice de color, B−V, es la diferencia entre la magnitud de la estrella en luz azul, o B, y la magnitud en la luz visual (verde-amarilla), o los valores positivos grandes del V. indican una estrella roja con una temperatura superficial fresca, mientras que los valores negativos implican una estrella azul con una superficie más caliente.

Cuando las estrellas cerca Sun se trazan en un diagrama de la hora, exhibe una distribución de las estrellas de varias masas, edades, y composiciones. Muchas de las estrellas mienten relativamente cerca de una curva que se inclina con el aumento de magnitud absoluta pues las estrellas son más calientes, conocido como que de secuencia principal stars. Sin embargo el diagrama también incluye típicamente las estrellas que están en estado avanzado de su evolución y han vagado lejos de esta curva de secuencia principal.

Como todas las estrellas de un racimo globular están en aproximadamente la misma distancia de nosotros, sus magnitudes absolutas diferencian de su magnitud visual por cantidad casi igual. Las estrellas de secuencia principal en el racimo globular caerán a lo largo de una línea que se crea para ser comparable a las estrellas similares en la vecindad solar. (La exactitud de esta asunción es confirmada por los resultados comparables obtenidos comparando las magnitudes de variables próximas del corto-período, tales como variables de Cepheid de las estrellas y del RR Lyrae con ésas en el racimo.)

Emparejando encima de estas curvas en el diagrama de la hora la magnitud absoluta de estrellas de secuencia principal en el racimo puede también ser resuelta. Esto alternadamente proporciona una estimación de la distancia al racimo, basado en la magnitud visual de las estrellas. La diferencia entre la magnitud relativa y absoluta, el módulo de la distancia, rinde esta estimación de la distancia.

Cuando las estrellas de un racimo globular particular se trazan en un diagrama de la hora, casi todas las estrellas caen sobre una curva relativamente bien definida. Esto diferencia del diagrama de la hora de estrellas cerca del Sun, que amontona juntas las estrellas de edades y de orígenes de diferenciación. La forma de la curva para un racimo globular es característica de agrupar de las estrellas que fueron formadas en aproximadamente el mismo tiempo y de los mismos materiales, diferenciando solamente en su Massachusetts inicial. Mientras que la posición de cada estrella en el diagrama de la hora varía con edad, la forma de la curva para un racimo globular se puede utilizar para medir la edad total de las estrellas recogidas.

Las estrellas de secuencia principal más masivas de un racimo globular también tendrán la magnitud absoluta más alta, y éstos serán los primeros a desarrollarse en la etapa de la estrella gigante . Como las edades del racimo, las estrellas de masas sucesivamente más bajas también incorporarán la etapa de la estrella gigante . Así la edad de un racimo puede ser medida buscando las estrellas que apenas están comenzando a incorporar la etapa de la estrella gigante. Esto forma un " knee" en el diagrama de la hora, doblando a la derecha de la parte superior de la línea de secuencia principal. La magnitud absoluta en esta curva es directo una función de la edad del racimo globular, así que una escala de la edad se puede trazar en un eje paralelo a la magnitud.

Además, los racimos globulares pueden ser fechados mirando las temperaturas de los enanos blancos más frescos. ¡Los resultados típicos para los racimos globulares son que pueden ser tan viejos como el 12.7 mil millones ambigüedad del " del término; billion". No cambiarlo por favor. Esto está en contraste con los racimos abiertos que son solamente diez de millones de años.

Las edades de racimos globulares ponen un límite en el límite de edad del universo entero. Este límite más bajo ha sido un constreñimiento significativo en el cosmología . Durante el principio de los 90, hicieron frente a los astrónomos con estimaciones de la edad de los racimos globulares que aparecían más viejos que los modelos cosmológicos permitirían. Sin embargo, mejores medidas de parámetros cosmológicos con encuestas sobre profundas el cielo y de satélites tales como COBE han resuelto esta edición como tienen modelos de ordenador de la evolución estelar que tengan diversos modelos de la mezcla.

Los estudios evolutivos de racimos globulares se pueden también utilizar para determinar los cambios debido a la composición que comienza del gas y del polvo que formaron el racimo. Es decir, el cambio en las pistas evolutivas debido a la abundancia de elementos pesados. (Los elementos pesados en astronomía se consideran ser todos los elementos más masivos que el helio .) Los datos obtenidos de estudios de racimos globulares entonces se utilizan para estudiar la evolución de la manera lechosa en conjunto.

En racimos globulares algunas estrellas conocidas como stragglers azules se observan, continuando al parecer el de secuencia principal en la dirección de estrellas más brillantes, más azules. Los orígenes de estas estrellas son todavía confusos, pero la mayoría de los modelos sugieren que estas estrellas sean el resultado de la transferencia total en sistemas de la estrella múltiple.

Morfología

En contraste con racimos abiertos, la mayoría de los racimos globulares permanecen gravitacional-limitan por los plazos comparables a las vidas de la mayoría de sus estrellas. (La excepción posible de A es cuando es fuerte las interacciones de marea con otras masas grandes da lugar a la dispersión de las estrellas.)

La formación de racimos globulares sigue siendo actualmente un fenómeno mal entendido. Sigue siendo incierta si las estrellas en un racimo globular forman en una sola generación, o se freza a través de las generaciones múltiples durante varios cientos de millón de años. Este período de estrella-formación es relativamente breve, sin embargo, comparado a la edad de muchos racimos globulares. Las observaciones de racimos globulares demuestran que estas formaciones estelares se presentan sobre todo en regiones de formación de estrella eficiente, y donde está el medio interestelar en una densidad más alta que en regiones de estrella-formación del normal. La formación globular del racimo es frecuente en regiones del starburst y en las galaxias que obran recíprocamente .

Después de que se formen, las estrellas en el racimo globular comienzan gravitacional a obrar recíprocamente con uno a. Consecuentemente los vectores de la velocidad de las estrellas se modifican constantemente, y las estrellas pierden cualquier historia de su velocidad original. El intervalo característico para que éste ocurra es el tiempo de relajación . Esto se relaciona con la longitud del tiempo característica que una estrella necesita cruzar el racimo así como el número de masas estelares en el sistema. El valor del tiempo de relajación varía por el racimo, pero el valor medio está en la orden de los años 10⁹.

Radios

Los astrónomos caracterizan la morfología de un racimo globular por medio de radios estándar. Éstos son el radio de la base ( c del _{del r ), el radio de la mitad-luz ( h} del _{del r ) y el radio de marea ( t} del del r ). La luminosidad total del racimo disminuye constantemente con distancia de la base, y el radio de la base es la distancia en la cual la luminosidad superficial evidente ha caído por mitad. Una cantidad comparable es el radio de la mitad-luz, o la distancia de la base dentro de qué mitad de la luminosidad total del racimo se recibe. Esto es típicamente más grande que el radio de la base.

Observar que el radio de la mitad-luz incluye las estrellas en la parte externa del racimo que suceden mentir a lo largo de la visión, así que los teóricos también utilizarán el &mdash del radio de la mitad-masa ( m del _{del r ); el radio de la base que contiene mitad de la masa total del racimo. Cuando el radio de la mitad-masa de un racimo es pequeño concerniente al tamaño total, tiene una base densa. Un ejemplo de esto es el 3 más sucios (M3), que tiene una dimensión visible total de cerca de 18 minutos del arco pero de un radio de la mitad-masa de solamente 1.}

Finalmente el radio de marea es la distancia del centro del racimo globular en el cual la gravitación externa de la galaxia tiene más influencia sobre las estrellas en el racimo que hace el racimo sí mismo. Ésta es la distancia en la cual las estrellas individuales que pertenecen a un racimo se pueden separar lejos por la galaxia. El radio de marea de M3 es cerca de 38 minutos del arco.

Segregación y luminosidad totales

De medir la curva de la luminosidad de un racimo globular dado en función de la distancia de la base, la mayoría de los racimos de la manera lechosa aumentan constantemente de luminosidad mientras que esta distancia disminuye, hasta cierta distancia de la base, después la luminosidad nivela apagado. Esta distancia está típicamente sobre 1– 2 parsec de la base. Sin embargo los cerca de 20% de los racimos globulares han experimentado un " llamado de proceso; collapse" de la base;. De este tipo de racimo, la luminosidad continúa aumentando constantemente hasta el final a la región de base. Un ejemplo de un globular corazón-derrumbada es M15 .

Corazón-se derrumban se piensan para ocurrir cuando las estrellas más masivas en un encuentro globular sus compañeros menos masivos. Como resultado de los encuentros las estrellas más grandes tienden a perder la energía cinética y a comenzar a colocar hacia la base. Durante un periodo de tiempo muy largo esto lleva a una concentración de estrellas masivas cerca de la base, un fenómeno llamado la segregación de la masa.

El telescopio espacial de Hubble se ha utilizado para proporcionar evidencia de observación convincentemente de este proceso de masa-clasificación estelar en racimos globulares. Estrellas más pesadas retrasan y aprietan en la base del racimo, mientras que estrellas más ligeras cogen velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia del racimo. El globular 47 Tucanae del racimo de estrella, que se compone de cerca de 1 millón de estrellas, es uno de los racimos globulares más densos del hemisferio meridional. Este racimo fue sujetado a un examen fotográfico intensivo, que permitió que los astrónomos siguieran el movimiento de sus estrellas. Las velocidades exactas fueron obtenidas para casi 15.000 estrellas en este racimo.

Las luminosidades totales de los racimos globulares dentro de la manera lechosa y M31 se pueden modelar por medio de una curva gausiana . Este gausiano se puede representar por medio de una magnitud media M_v y de una variación σ². Esta distribución de las luminosidades globulares del racimo se llama la función globular de la luminosidad del racimo (GCLF). (Para la manera lechosa, σ=1.1 las magnitudes M_v = −7.) El GCLF también se ha utilizado como " " de la vela estándar ; para medir la distancia a otras galaxias, bajo asunción que los racimos globulares en galaxias alejadas siguen los mismos principios que hacen de la manera lechosa.

simulaciones del N-cuerpo

La computación de las interacciones entre las estrellas dentro de un racimo globular requiere solucionar qué se llama el problema del N-cuerpo. Es decir, cada uno de las estrellas dentro del racimo obra recíprocamente continuamente con el otro &minus del N ; estrellas 1, donde está el número el N total de estrellas en el racimo. El " de cómputo ingenuo de la CPU ; cost" para que los aumentos de una simulación dinámica en proporción con el N ³, así que los requisitos computacionales del potencial simulen exactamente tal racimo pueden ser enormes. Un método eficiente matemáticamente de simular la dinámica del N-cuerpo de un racimo globular es hecho subdividiéndose en pequeños volúmenes y gamas de la velocidad, y usando probabilidades para describir las localizaciones de las estrellas. Los movimientos entonces se describen por medio de una fórmula llamada la ecuación de Fokker-Planck. Esto se puede solucionar por una forma simplificada de la ecuación, o funcionando las simulaciones de Monte Carlo y usando valores al azar. Sin embargo la simulación llega a ser más difícil cuando los efectos de binarios y la interacción con las fuerzas externas de la gravitación (por ejemplo de la galaxia de la manera lechosa) deben también ser incluidos.

Los resultados de las simulaciones del N-cuerpo han demostrado que las estrellas pueden seguir las trayectorias inusuales a través del racimo, formando a menudo lazos y cayendo a menudo más directo hacia la base que una sola estrella que movía en órbita alrededor de un Massachusetts central además, debido a las interacciones con otras estrellas que dan lugar a un aumento en velocidad, algunas de las estrellas ganan suficiente energía para escapar el racimo. Durante largos periodos del tiempo esto dará lugar a una disipación del racimo, una evaporación llamada de proceso. Escala de tiempo típico para la evaporación de un racimo globular es los años 10¹⁰.

En 2005, los astrónomos descubrieron totalmente un nuevo tipo de racimo de estrella en la galaxia del Andromeda, que está, de varias maneras, muy similares a los racimos globulares. Los racimos new-found contienen centenares de los millares de estrellas, un número similar de estrellas que se puedan encontrar en racimos globulares. Los racimos también comparten otras características con los racimos, el e. las poblaciones estelares y el metallicity globulares. Qué los distingue de los racimos globulares es que son mucho más grandes - varios cientos de años ligeros a través - y centenares de épocas menos densas. Las distancias entre las estrellas son, por lo tanto, mucho mayores dentro de los racimos extendidos nuevamente descubiertos. Paramétrico, estos racimos mienten en alguna parte entre el racimo globular y la galaxia esferoidal de a (oscuro-materia baja) del enano de a (oscuro materia-dominado).

Cómo se forman estos racimos todavía no se sabe, pero su formación se pudo relacionar bien con el de racimos globulares. Porqué M31 tiene tales racimos, mientras que no lo hace la manera lechosa, todavía no se sabe. Es también desconocido eventualmente que la otra galaxia contiene estos tipos de racimos, pero sería muy inverosímil que M31 es la única galaxia con los racimos extendidos. Estas colas preceden y siguen típicamente el racimo a lo largo de su órbita. Las colas pueden acumular partes significativas de la masa original del racimo, y pueden formar grupo-como características.

El globular Palomar del racimo 5, por ejemplo, está cerca del punto perigalactic de su órbita después de pasar con la manera lechosa. Las corrientes de estrellas extienden hacia fuera hacia el el delantero y posterior de la trayectoria orbital de este racimo, estirando hacia fuera a las distancias de 13. Las interacciones de marea han pelado lejos mucho de la masa de Palomar 5, y se espera que otras interacciones como pasa con la base galáctica la transformen en una corriente larga de las estrellas que mueven en órbita alrededor del halo de la manera lechosa.

Las interacciones de marea agregan energía cinética en un racimo globular, aumentando dramáticamente la tarifa de evaporación y encogiendo el tamaño del racimo.

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Silke Schatz

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