Шаровое звёздное скопление

Шаровое скопление М13 в созвездии Геркулеса. Содержит несколько тысяч звёзд.

Шарово́е звёздное скопле́ние ( англ. globular cluster) — звёздное скопление, отличающееся от рассеянного скопления бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют 100—1000 звёзд на кубический парсек^[1] (для сравнения — в окрестностях Солнца пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк⁻³, то есть в окрестностях Солнца звёздная плотность в 700-7000 раз меньше), количество звёзд ≈10⁴—10⁶. Диаметры шаровых скоплений составляют 20—60 пк, массы — 10⁴—10⁶ солнечных.

История наблюдений

Открытие шаровых скоплений

Наименование	Первооткрыватель	Год
M22	Абрахам Айл	1665
ω Центавра	Эдмунд Галлей	1677
M5	Готфрид Кирх	1702
M13	Эдмунд Галлей	1714
M71	Жан Филипп де Шезо	1745
M4	Жан Филипп де Шезо	1746
M15	Джованни Доменико Маралди	1746
M2	Джованни Доменико Маралди	1746

Первое шаровое звёздное скопление M22 было обнаружено немецким астрономом-любителем Иоганном Иле (Johann Abraham Ihle) в 1665 году^[2], однако из-за небольшой апертуры первых телескопов различить отдельные звёзды в шаровом скоплении было невозможно^[3]. Первым, кто выделил звёзды в скоплении, был Шарль Мессье во время наблюдения шарового скопления M4. Позднее аббат Лакайль добавил NGC 104, NGC 4833, M55, M69 и NGC 6397 в свой каталог от 1751—1752 гг. Буква М перед числом относится к каталогу Шарля Мессье, а NGC к Новому общему каталогу Джона Дрейера.

Уильям Гершель начал программу исследования в 1782 году с использованием бо́льших телескопов, что дало возможность различать звёзды во всех 33 известных шаровых скоплениях. Кроме того, он обнаружил 37 дополнительных скоплений. В каталоге объектов далекого космоса, составленных Гершелем в 1789 году, он впервые использовал название «шаровое скопление» (globular cluster) для описания объектов подобного типа^[3]. Число найденных шаровых скоплений продолжало расти, достигнув 83 штук к 1915 году, 93 к 1930 году и 97 к 1947 году. К настоящему времени в Млечном Пути обнаружено 152 скопления из предполагаемого общего количества в 180 ± 20^[4]. Считается, что эти необнаруженные шаровые скопления скрываются за облаками газа и пыли.

Начиная с 1914 года серию исследований шаровых скоплений, результаты которых были опубликованы в 40 научных работах, вёл американский астроном Харлоу Шепли. Он изучал переменные типа RR Лиры (которые, как он предполагал, были цефеидами) в скоплениях и использовал зависимость период—светимость для оценки расстояния. Позже было установлено, что светимость переменных типа RR Лиры является меньше цефеид, в результате чего Шепли переоценил расстояние до скоплений^[5].

M75 — это плотное шаровое скопление класса I

Большинство шаровых звёздных скоплений в Млечном Пути находятся в непосредственной близости от галактического ядра и большее их количество находится на стороне астрономического неба по центру ядра. В 1918 году Шепли воспользовался таким значительным асимметричным распределением скоплений для определения размеров галактики. Предположив, что распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики примерно сферическое, он использовал расположение скоплений для оценки положения Солнца относительно центра галактики^[6]. Несмотря на то, что его оценка расстояния имела значительную погрешность, она показывала, что размеры галактики были намного больше, чем считалось ранее. Погрешность была связана с наличием пыли в Млечном Пути, которая частично поглощала свет от шарового скопления, делая его тускнее и тем самым дальше. Тем не менее оценка Шепли размеров галактики была того же порядка, какой принят сейчас. Измерения Шепли также показали, что Солнце находится достаточно далеко от центра галактики, вопреки существовавшему на то время выводу, основанному на наблюдениях распределения обычных звёзд. В действительности, звёзды находятся в диске галактики и поэтому нередко скрываются за газом и пылью, в то время как шаровые скопления находятся за пределами диска и их можно увидеть с гораздо большего расстояния.

Позднее в исследовании скоплений Шепли оказывали помощь Генриетта Своуп и Хэлен Сойер-Хогг. В 1927—1929 гг. Шепли и Сойер начали классификацию скоплений по степени концентрации звёзд. Скопления с наибольшей концентрацией были выделены в класс I и далее ранжировались по мере уменьшения концентрации до класса XII (иногда классы обозначаются арабскими цифрами: 1-12). Данная классификация получила название: «Классы концентрации по Шепли-Сойер»^[7].

Формирование

NGC 2808 состоит из трех различных поколений звезд^[8]

К настоящему времени образование шаровых скоплений до конца не изучено и всё ещё остается неясным, состоит ли шаровое скопление из звёзд одного поколения, или же оно состоит из звёзд, прошедших через многократные циклы в течение нескольких сотен миллионов лет. Во многих шаровых скоплениях большинство звёзд находятся примерно в одной стадии звёздной эволюции, что даёт основание предположить, что сформировались они примерно в одно и то же время^[9]. Тем не менее, история звёздообразования варьируется от скопления к скоплению и в некоторых случаях в скоплении находятся различные популяции звёзд. Примером этого могут являться шаровые скопления в Большом Магеллановом Облаке, которые демонстрируют бимодальное население. В раннем возрасте эти скопления могли столкнуться с гигантским молекулярным облаком, которое вызвало новую волну формирования звёзд^[10], однако этот период звёздообразования относительно короткий по сравнению с возрастом шаровых скоплений^[11].

Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где межзвёздная среда имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в регионах со вспышками звёздообразования и во взаимодействующих галактиках^[12]. Также исследования показывают существование связи между массой центральной сверхмассивной чёрной дыры и размерами шаровых скоплений в эллиптических и линзовидных галактиках. Масса чёрной дыры в таких галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики^[13].

К настоящему моменту не известны шаровые скопления с активным звездообразованием и это согласуется с точкой зрения, что они, как правило, наиболее старые объекты в галактике и состоят из очень старых звёзд. Предшественниками шаровых скоплений могут являться очень большие области звёздообразования, известные как гигантские звёздные скопления (например, Вестерлунд-1 (англ.) в Млечном Пути)^[14].

Состав

Звёзды скопления Djorgovski 1 содержат только водород и гелий и называются «низкометаллическими».^[15].

Шаровые скопления, как правило, состоят из сотен тысяч старых звёзд с низкой металличностью. Тип звёзд, находящихся в шаровых скоплениях аналогичен звёздам в балдже спиральных галактик. В них отсутствуют газ и пыль, и предполагается, что они уже давно превратились в звёзды. Шаровые скопления имеют высокую концентрацию звёзд — в среднем около 0,4 звезды на кубический парсек, а в центре скопления 100 или даже 1000 звёзд на кубический парсек (для сравнения в окрестностях Солнца концентрация составляет 0,12 звёзд на кубический парсек)^[16]. Считается, что шаровые скопления не являются благоприятным местом для существования планетных систем, поскольку орбиты планет в ядрах плотных скоплений динамически неустойчивы из-за возмущений, вызываемых прохождением соседних звёзд. Планета, вращающаяся на расстоянии 1 а. е. от звезды в ядре плотного скопления (к примеру, 47 Тукана), теоретически могла бы просуществовать только 100 млн лет^[17]. Тем не менее учёными обнаружена планетная система около пульсара PSR B1620-26 в шаровом скоплении М4, однако эти планеты, вероятно, образовались после события, приведшего к образованию пульсара^[18].

Некоторые шаровые скопления, например, Омега Центавра в Млечном Пути и Mayall II в галактике Андромеда, чрезвычайно массивны (несколько миллионов солнечных масс) и содержат звёзды из нескольких звёздных поколений. Эти оба скопления можно считать свидетельством того, что сверхмассивные шаровые скопления являются ядром карликовых галактик, поглощённых гигантскими галактиками^[19]. Около четверти шаровых скоплений в Млечном Пути, возможно, были частью карликовых галактик^[20].

Некоторые шаровые скопления (например, М15) имеют очень массивные ядра, которые могут содержать чёрные дыры, хотя моделирование показывает, что имеющиеся результаты наблюдений одинаково хорошо объясняются как наличием менее массивных чёрных дыр, так и концентрацией нейтронных звёзд (либо массивных белых карликов)^[21].

Содержание металлов

Скопление M 53 удивило астрономов количеством звёзд, называемых голубые отставшие^[22].

Шаровые скопления обычно состоят из звёзд населения II, обладающих низким содержанием тяжёлых элементов. Астрономы называют тяжёлые элементы металлами, а относительную концентрацию этих элементов в звезде металличностью. Эти элементы создаются в процессе звёздного нуклеосинтеза, а затем входят в состав нового поколения звёзд. Таким образом, доля металлов может указывать на возраст звезды, и старые звёзды обычно имеют более низкую металличность^[23].

Голландский астроном Питер Оостерхоф заметил, что, вероятно, существует два населения шаровых скоплений, которые известны как «группы Оостерхофа». Обе группы имеют слабые спектральные линии металлических элементов, но линии в звёздах типа I (OoI) не так слабы, как в типе II (OoII) и вторая группа имеет несколько более длительный период у переменных типа RR Лиры^[24]. Таким образом, тип I звёзд называют «богатыми металлами», а тип II звёзд — «низкометаллические». Эти две группы населения наблюдается во многих галактиках, особенно в массивных эллиптических. Обе группы по возрасту почти такие же, как и сама Вселенная, но отличаются друг от друга металличностью. Для объяснения этого различия выдвигались различные гипотезы, в том числе слияние с богатыми газом галактиками, поглощение карликовых галактик, а также несколькими фазами формирования звёзд в одной галактике. В Млечном Пути низкометалличные скопления ассоциируются с гало, а богатые металлом — с балджем^[25].

В Млечном Пути большинство низкометалличных скоплений выровнены вдоль плоскости во внешней части гало галактики. Это говорит о том, что тип II скоплений был захвачен из галактики-спутника и они не является старейшими членами системы шаровых скоплений Млечного Пути, как считалось ранее. Разница между двумя типами скоплений в этом случае объясняется задержкой между моментом, когда две галактики сформировали их системы скоплений^[26].

Экзотические компоненты

В шаровых скоплениях плотность звёзд очень высока и поэтому часто происходят близкие прохождения и столкновения. Следствием этого является бо́льшая распространённость в шаровых скоплениях некоторых экзотических классов звёзд (например, голубые отставшие звёзды, миллисекундные пульсары и маломассивные рентгеновские двойные звёзды). Голубые отставшие звёзды образуется при слиянии двух звёзд, возможно, в результате столкновения с двойной системой^[27]. Такая звезда горячее остальных звёзд скопления, имеющих ту же светимость, и тем самым отличается от звёзд главной последовательности, образовавшихся при рождении скопления^[28].

С 1970-х гг. астрономы ищут в шаровых скоплениях чёрные дыры, но для решения этой задачи требуется высокое разрешение телескопа, поэтому только с появлением космического телескопа Хаббл было сделано первое подтверждённое открытие. На основе наблюдений было сделано предположение о наличии чёрной дыры промежуточной массы (4 000 масс Солнца) в шаровом скоплении M 15 и чёрной дыры (~ 2·10⁴ М_⊙) в скоплении Mayall II в галактике Андромеда^[29]. Рентгеновское и радиоизлучение из Mayall II соответствует чёрной дыре промежуточной массы^[30]. Они представляют особый интерес поскольку являются первыми чёрными дырами, имеющими промежуточную массу между обычными чёрными дырами звёздной массы и сверхмассивными чёрными дырами в ядрах галактик. Масса промежуточной чёрной дыры пропорциональна массе скопления, что дополняет ранее обнаруженное соотношение между массами сверхмассивных чёрных дыр и окружающих их галактик.

Утверждения о наличии чёрных дыр с промежуточной массой были встречены научным сообществом с некоторым скептицизмом. Дело в том, что наиболее плотные объекты в шаровых скоплениях, как предполагается, постепенно замедляют свое движение и оказываются в центре скопления в результате процесса, называемого «сегрегацией по массам». В шаровых скоплениях таковыми являются белые карлики и нейтронные звёзды. В исследованиях Хольгера Баумгардта и его коллег отмечено, что отношение массы к свету в M15 и Mayall II должно резко возрастать по направлению к центру скопления даже без наличия чёрной дыры^[31][32].

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма «цвет — видимая звёздная величина» скопления M3. Около звёздной величины 19 находится характерное «колено», где звёзды начинают входить в стадию гиганта.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (диаграмма Г-Р) — график, показывающий зависимость между абсолютной звёздной величиной и показателем цвета. Показатель цвета B-V представляет собой разность между яркостью звезды в синем свете, или B, и яркостью в видимом свете (жёлто-зелёном), или V. Большие значения показателя цвета B-V указывают на холодную красную звезду, а отрицательные значения соответствуют голубой звезде с горячей поверхностью^[33]. Когда звёзды, расположенные недалеко от Солнца, наносятся на диаграмму Г-Р, она показывает распределение звёзд различной массы, возраста и состава. Многие звёзды на диаграмме находятся сравнительно близко к наклонной кривой, проходящей из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы). Эти звёзды называют звёздами главной последовательности. Однако диаграмма также включает звёзды, находящиеся на более поздних стадиях звёздной эволюции и сошедшие с главной последовательности.

Поскольку все звезды шарового скопления находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас, их абсолютная звёздная величина отличаются от их видимой звёздной величины примерно на одно и то же значение. Звёзды главной последовательности в шаровом скоплении сопоставимы с аналогичными звёздами в окрестностях Солнца и будут выстраиваться вдоль линии главной последовательности. Точность этого предположения подтверждается сопоставимыми результатами, полученными путем сравнения звёздных величин ближайших короткопериодических переменных звёзд (таких как RR Лиры) и цефеид с теми же типами звёзд в скоплении^[34].

Сопоставляя кривые на диаграмме Г-Р можно определить абсолютную величину звёзд главной последовательности в скоплении. Это, в свою очередь, даёт возможность оценить расстояние до скопления, основываясь на значении видимой звёздной величины. Разница между относительной и абсолютной величиной, модуль расстояния (англ.), даёт оценку расстояния^[35].

Когда звёзды шарового скопления наносятся на диаграмму Г-Р, то во многих случаях почти все звёзды попадают на достаточно определённую кривую, что отличается от диаграммы Г-Р звёзд вблизи Солнца, которая объединяет в одно целое звёзды разного возраста и происхождения. Форма кривой для шаровых скоплений является характеристикой групп звёзд, образовавшихся примерно в одно и то же время из одних и тех же материалов и отличающихся только по своей первоначальной массе. Так как положение каждой звезды на диаграмме Г-Р зависит от возраста, то форма кривой для шарового скопления может использоваться для оценки общего возраста звёздного населения^[36].

У самых массивных звёзд главной последовательности будет самая высокая абсолютная звёздная величина, и эти звёзды будут первыми, кто перейдёт в стадию гиганта. По мере старения скопления, звёзды с более низкими массами начнут переходить в стадию гиганта, поэтому возраст скопления с одним типом звёздного населения можно измерить путём поиска звёзд, которые только начинают переходить в стадию гиганта. Они формируют «колено» в диаграмме Г-Р с поворотом к правому верхнему углу по отношению к основной линии последовательности. Абсолютная звёздная величина в районе точки поворота зависит от возраста шарового скопления, поэтому шкалу возраста можно построить на оси, параллельной звёздной величине.

Кроме того, возраст шарового скопления можно определить по температуре наиболее холодных белых карликов. В результате вычислений установлено, что типовой возраст шаровых скоплений может доходить до 12,7 млрд лет^[37]. Этим они значительно отличаются от рассеянных звёздных скоплений, возраст которых составляет лишь несколько десятков миллионов лет.

Возраст шаровых скоплений накладывает ограничение на предельный возраст всей Вселенной. Этот нижний предел был значительным препятствием в космологии. В начале 1990-х годов астрономы столкнулись с оценкой возраста шаровых скоплений, которые были старше того, что предполагали космологические модели. Однако, детальные измерения космологических параметров посредством глубоких обзоров неба и наличия таких спутников, как COBE, решили эту проблему.

Исследования эволюции шаровых скоплений могут также использоваться для определения изменений, возникающих вследствие соединения газа и пыли, формирующих скопление. Данные, получаемые при исследовании шаровых скоплений, затем используются для изучения эволюции всего Млечного Пути^[38].

В шаровых скоплениях наблюдаются некоторые звёзды, известные как голубые отставшие, которые, по-видимому, продолжают движение по главной последовательности в направлении более ярких голубых звёзд. Происхождение этих звёзд до сих пор неясно, но большинство моделей предполагает, что образование этих звёзд является результатом передачи масс между звёздами в двойных и тройных системах^[39].

Шаровые звёздные скопления в галактике Млечный Путь

Шаровые скопления являются коллективными членами нашей галактики и входят в её сферическую подсистему: они обращаются вокруг центра масс галактики по сильно вытянутым орбитам со скоростями ≈200 км/с и периодом обращения 10⁸—10⁹ лет. Возраст шаровых скоплений нашей Галактики приближается к её возрасту, что подтверждается их диаграммами Герцшпрунга — Рассела, содержащих характерный обрыв главной последовательности с голубой стороны, указывающий на превращение массивных звёзд — членов скопления в красных гигантов.

В отличие от рассеянных скоплений и звёздных ассоциаций, межзвёздная среда шаровых скоплений содержит мало газа: этот факт объясняется, с одной стороны низкой параболической скоростью, составляющей ≈10—30 км/с и, с другой стороны, их большим возрастом; дополнительным фактором, судя по всему, является и периодическое прохождение в ходе обращения вокруг центра нашей Галактики через её плоскость, в которой концентрируются газовые облака, что способствует «выметанию» собственного газа при таких прохождениях.

Шаровые звёздные скопления в других галактиках

В других галактиках (например, Магеллановых облаках) наблюдаются и относительно молодые шаровые скопления.

Примечания

1. ↑ Talpur, Jon A Guide to Globular Clusters. Keele University (1997). Архивировано из первоисточника 31 мая 2012. Проверено 25 апреля 2007.
2. ↑ Sharp, N. A. M22, NGC6656. REU program/NOAO/AURA/NSF. Архивировано из первоисточника 31 мая 2012. Проверено 16 августа 2006.
3. ↑ ^{1 2} Boyd Richard N. An introduction to nuclear astrophysics. — University of Chicago Press, 2008. — P. 376. — ISBN 0-226-06971-0
4. ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). «The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies». Astrophysical Journal, Part 1 384: 50–61. DOI:10.1086/170850. Bibcode: 1992ApJ...384...50A.
5. ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. Globular cluster systems. — Cambridge University Press, 1998. — Vol. 30. — P. 2. — ISBN 0-521-55057-2
6. ↑ Shapley, Harlow (1918). «Globular Clusters and the Structure of the Galactic System». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 30 (173): 42+. DOI:10.1086/122686. Bibcode: 1918PASP...30...42S.
7. ↑ Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). «Harlow Shapley and Globular Clusters». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 77 (458): 336–46. DOI:10.1086/128229. Bibcode: 1965PASP...77..336S.
8. ↑ Piotto, G.; et al. (May 2007). «A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808». The Astrophysical Journal 661 (1): L53–L56. DOI:10.1086/518503. Bibcode: 2007ApJ...661L..53P.
9. ↑ Chaboyer, B.. "Globular Cluster Age Dating". Astrophysical Ages and Times Scales, ASP Conference Series: 162–172. 
10. ↑ Piotto, Giampaolo. "Observations of multiple populations in star clusters". The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium: 233–244. DOI:10.1017/S1743921309031883. 
11. ↑ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L.. Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster, Hubble News Desk (2 мая 2007). Проверено 1 мая 2007.
12. ↑ Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N. (1999). «A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas». Astrophysical Journal 480 (2): 235. DOI:10.1086/303966. Bibcode: 1997ApJ...480..235E.
13. ↑ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (April 1, 2010), "A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies", arΧiv:1004.0137 [astro-ph.CO] 
14. ↑ Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way, ESO (22 марта 2005). Проверено 20 марта 2007.
15. ↑ ESA/Hubble Picture of the Week. Engulfed by Stars Near the Milky Way’s Heart. Архивировано из первоисточника 31 мая 2012. Проверено 28 июня 2011.
16. ↑ Talpur, Jon A Guide to Globular Clusters. Keele University (1997). Архивировано из первоисточника 31 мая 2012. Проверено 25 апреля 2007.
17. ↑ Sigurdsson, Steinn (1992). «Planets in globular clusters?». Astrophysical Journal 399 (1): L95–L97. DOI:10.1086/186615. Bibcode: 1992ApJ...399L..95S.
18. ↑ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E. (1999). «Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System». Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union 105: 525. Bibcode: 1996astro.ph..5141A.
19. ↑ Bekki, K.; Freeman, K. C. (December 2003). «Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 346 (2): L11–L15. DOI:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x. Bibcode: 2003MNRAS.346L..11B.
20. ↑ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (January 25, 2010), "Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters", arΧiv:1001.4289 [astro-ph.GA] 
21. ↑ van der Marel, Roeland Black Holes in Globular Clusters. Space Telescope Science Institute (3 марта 2002). Архивировано из первоисточника 31 мая 2012. Проверено 8 июня 2006.
22. ↑ Spot the Difference — Hubble spies another globular cluster, but with a secret. Picture of the Week. ESA/Hubble. Архивировано из первоисточника 31 мая 2012. Проверено 5 октября 2011.
23. ↑ Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn An introduction to the sun and stars. — Cambridge University Press, 2004. — P. 240. — ISBN 0-521-54622-2
24. ↑ van Albada, T. S.; Baker, Norman (1973). «On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters». Astrophysical Journal 185: 477–498. DOI:10.1086/152434. Bibcode: 1973ApJ...185..477V.
25. ↑ Harris, W. E. (1976). «Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center». Astronomical Journal 81: 1095–1116. DOI:10.1086/111991. Bibcode: 1976AJ.....81.1095H.
26. ↑ Lee, Y. W.; Yoon, S. J. (2002). «On the Construction of the Heavens». An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way 297 (5581): 578–81. DOI:10.1126/science.1073090. PMID 12142530. Bibcode: 2002Sci...297..578Y.
27. ↑ Leonard, P. J. t. (1989). «Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem». The Astrophysical Journal 98: 217. DOI:10.1086/115138. Bibcode: 1989AJ.....98..217L.
28. ↑ Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). «A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters». Mercury 28: 26. Проверено 2006-06-02.
29. ↑ Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H.. Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places, HubbleSite, Space Telescope Science Institute (17 сентября 2002). Проверено 25 мая 2006.
30. ↑ Finley, Dave. Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates, NRAO (28 мая 2007). Проверено 29 мая 2007.
31. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). «On the Central Structure of M15». Astrophysical Journal Letters 582 (1): 21. DOI:10.1086/367537. Bibcode: 2003ApJ...582L..21B.
32. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). «A Dynamical Model for the Globular Cluster G1». Astrophysical Journal Letters 589 (1): 25. DOI:10.1086/375802. Bibcode: 2003ApJ...589L..25B. Проверено 2006-09-13.
33. ↑ Показатель цвета звезды. Сурдин В.Г.. Архивировано из первоисточника 4 мая 2012.
34. ↑ Shapley, H. (1917). «Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III». Astrophysical Journal 45: 118–141. DOI:10.1086/142314. Bibcode: 1917ApJ....45..118S.
35. ↑ Martin Schwarzschild Structure and Evolution of Stars. — Princeton University Press, 1958. — ISBN 0-486-61479-4
36. ↑ Sandage, A.R. (1957). «Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3». Astrophysical Journal 126: 326. DOI:10.1086/146405. Bibcode: 1957ApJ...126..326S.
37. ↑ Hansen, B. M. S.; Brewer, J.; Fahlman, G. G.; Gibson, B. K.; Ibata, R.; Limongi, M.; Rich, R. M.; Richer, H. B.; Shara, M. M.; Stetson, P. B. (2002). «The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4». Astrophysical Journal Letters 574 (2): L155. DOI:10.1086/342528. Bibcode: 2002ApJ...574L.155H.
38. ↑ (2001-03-01). Ashes from the Elder Brethren — UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters. Пресс-релиз. Проверено 2006-05-26.
39. ↑ Leonard, Peter J. T. (1989). «Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem». The Astronomical Journal 98: 217–226. DOI:10.1086/115138. Bibcode: 1989AJ.....98..217L.

См. также

• Главная последовательность
• Нуклеосинтез
• Рассеянное звёздное скопление

Ссылки

• Шаровые скопления
• Globular Cluster Group of the Padova Astronomy Department