El cúmulo globular

La Messier 80 cúmulo globular en la constelación Scorpius se encuentra a unos 28.000 años luz del Sol y contiene cientos de miles de estrellas.

Un cúmulo globular es una esférica colección de estrellas que orbita alrededor de una núcleo galáctico como satélite. Los cúmulos globulares son muy estrechamente unidos por la gravedad , lo que les da sus formas esféricas y densidades relativamente altas estelares hacia sus centros. El nombre de esta categoría de cúmulo estelar se deriva del latín globulus -a pequeña esfera. Un cúmulo globular se conoce a veces más simplemente como un globular.

Los cúmulos globulares, que se encuentran en el halo de una galaxia, contiene considerablemente más estrellas y son mucho más antiguas que el menos denso galáctico, o abiertos racimos , que se encuentran en el disco. Los cúmulos globulares son bastante comunes; hay alrededor de 150 a 158 cúmulos globulares conocidos en la actualidad en la Vía Láctea , con tal vez 10 a 20 más aún sin descubrir. Las grandes galaxias pueden tener más: Andrómeda , por ejemplo, puede tener hasta 500. Algunos gigante galaxias elípticas, en particular los de los centros de los cúmulos de galaxias, como M87, tiene nada menos que 13 mil cúmulos globulares. Estos cúmulos globulares orbitan la galaxia a grandes radios, 40 kiloparsecs (aproximadamente 131.000 años luz) o más.

Cada galaxia de suficiente masa en el Grupo Local cuenta con un grupo de asociados de los cúmulos globulares, y casi todas las grandes galaxias encuestados se ha encontrado que poseen un sistema de cúmulos globulares. La Sagitario Enano y Principales galaxias enanas Canis parecen estar en el proceso de la donación de sus cúmulos globulares asociados (tales como Palomar 12) a la Vía Láctea. Esto demuestra cómo muchos de los cúmulos globulares de esta galaxia podría haber sido adquirida en el pasado.

Aunque parece que los cúmulos globulares contienen algunas de las primeras estrellas que se producirán en la galaxia, su orígenes y su papel en la evolución galáctica aún no están claros. Sí parece claro que los cúmulos globulares son significativamente diferentes de empequeñecer galaxias elípticas y se formaron como parte de la formación de las estrellas de la galaxia madre, más que como una galaxia separada. Sin embargo, las recientes conjeturas por astrónomos sugieren que los cúmulos globulares y esferoidales enanas pueden no estar claramente separados y distintos tipos de objetos.

Historia Observación

El primer cúmulo globular descubierto era M22 en 1665 por Abraham Ihle, un astrónomo aficionado alemán. Sin embargo, dado el pequeño apertura de los primeros telescopios , estrellas individuales dentro de un cúmulo globular no fuera resuelto hasta Charles Messier observó M4. Los ocho primeros cúmulos globulares descubiertos se muestran en la tabla. Posteriormente, Abbé Lacaille listaría NGC 104, NGC 4833, M55, M69, y NGC 6397 en su catálogo 1751-1752. El M antes de que un número se refiere al catálogo de Charles Messier, mientras que NGC es de la Nuevo Catálogo General por John Dreyer.

William Herschel comenzó un programa de encuestas en 1782 usando los telescopios más grandes y fue capaz de resolver las estrellas en los 33 de los cúmulos globulares conocidos. Además se encontró con 37 grupos adicionales. En 1789 el catálogo de Herschel de objetos de cielo profundo, su segunda tal, él se convirtió en el primero en utilizar el cúmulo globular nombre como su descripción.

El número de cúmulos globulares descubrió siguió aumentando, llegando a 83 en 1915, 93 en 1930 y 97 por 1947. Un total de 152 cúmulos globulares ahora se han descubierto en la Vía Láctea, la galaxia, de un total estimado de 180 ± 20. Estos cúmulos globulares adicionales, sin descubrir se cree que se oculta detrás de la de gas y polvo de la Vía Láctea.

A partir de 1914, Harlow Shapley comenzó una serie de estudios de los cúmulos globulares, publicados en unos 40 artículos científicos. Examinó el Las variables RR Lyrae en los clusters (que asumió fueron las variables cefeidas) y usarían su relación período-luminosidad para las estimaciones de distancia. Más tarde, se encontró que las variables RR Lyrae son más débiles que las variables cefeidas, lo que provocó Shapley a sobreestimar la distancia a los clusters.

NGC 7006 es una, Clase I cúmulo globular muy concentrado.

De los cúmulos globulares dentro de nuestra Vía Láctea, la mayoría se encuentran en las proximidades del núcleo de la galaxia, y la gran mayoría se encuentran en el lado del cielo celeste centra en el núcleo. En 1918 esta distribución fuertemente asimétrica fue utilizado por Harlow Shapley para hacer una determinación de las dimensiones globales de la galaxia. Al asumir una distribución más o menos esférica de los cúmulos globulares alrededor del centro de la galaxia, que usó las posiciones de los grupos para estimar la posición del sol respecto al centro galáctico. Mientras que su estimación de la distancia fue significativamente por error, se demostró que las dimensiones de la galaxia eran mucho mayores de lo que se pensaba anteriormente. Su error fue porque el polvo en la Vía Láctea disminuyó la cantidad de luz de un cúmulo globular que llegó a la tierra, lo que hace que parezca más lejos. La estimación de Shapley fue, sin embargo, dentro de la misma orden de magnitud que el valor actualmente aceptado.

Mediciones de Shapley también indicaron que el Sol estaba relativamente lejos del centro de la galaxia, en contra de lo que antes se infiere de lo aparentemente casi una distribución uniforme de las estrellas ordinarias. En realidad, las estrellas ordinarias se encuentran dentro del disco de la galaxia y así a menudo oscurecidas por polvo y gas, mientras que los cúmulos globulares se encuentran fuera del disco y se pueden ver en mucho otras distancias.

Shapley fue asistido posteriormente en sus estudios de racimos por Henrietta Swope y Helen Batallas Sawyer (más tarde Hogg). En 1927-1929, Harlow Shapley y Helen Sawyer comenzaron categorizar grupos de acuerdo con el grado de concentración el sistema tiene hacia el núcleo. Los grupos más concentrados fueron identificados como Clase I, con concentraciones decrecientes sucesivamente van a XII Clase. Esto se conoció como la Shapley-Sawyer Concentración Clase. (A veces se da con los números [Clase 1-12] en lugar de números romanos .)

Formación

NGC 2808 contiene tres generaciones distintas de las estrellas Imagen de la NASA.

En la actualidad, la formación de los cúmulos globulares sigue siendo un fenómeno poco comprendido, y sigue siendo incierto si las estrellas en una forma cúmulo globular en una sola generación, o se generan a través de múltiples generaciones en un período de varios cientos de millones de años. En muchos cúmulos globulares, la mayoría de las estrellas son aproximadamente en el mismo escenario en la evolución estelar, lo que sugiere que se formaron a aproximadamente el mismo tiempo. Sin embargo, la historia de formación estelar varía de un grupo a agruparse, con algunos grupos que muestra distintas poblaciones de estrellas. Un ejemplo de esto son los cúmulos globulares en la Gran Nube de Magallanes (LMC) que exhiben una población bimodal. Durante su juventud, estos grupos de LMC pueden haber encontrado nubes moleculares gigantes que desencadenaron una segunda ronda de la formación de estrellas. Este período de formación de estrellas es relativamente breve, en comparación con la edad de muchos cúmulos globulares.

Observaciones de los cúmulos globulares muestran que estas formaciones estelares surgen principalmente en las regiones de formación de estrellas eficiente, y donde el medio interestelar es a una densidad mayor que en las regiones normales de formación de estrellas. Formación cúmulo globular es frecuente en regiones de estallido estelar y en galaxias en interacción. Las investigaciones indican una correlación entre la masa de un centro agujeros negros supermasivos (SMBH) y la extensión de los sistemas de cúmulos globulares de elíptica y galaxias lenticulares. La masa de la SMBH en una galaxia de este tipo es a menudo cerca de la masa combinada de los cúmulos globulares de la galaxia.

No hay cúmulos globulares conocidos muestran formación estelar activa, lo cual es consistente con la idea de que los cúmulos globulares son típicamente los objetos más antiguos de la galaxia, y estuvieron entre las primeras colecciones de estrellas a la forma. Muy grandes regiones de formación de estrellas conocidas como cúmulos de estrellas súper, como Westerlund 1 en la Vía Láctea , pueden ser los precursores de los cúmulos globulares.

Composición

Estrellas de Djorgovski 1 contienen hidrógeno y helio, pero no mucho más. En términos astronómicos, que se describen como "pobres en metales".

Los cúmulos globulares están compuestos generalmente de cientos de miles de bajo contenido en metales, estrellas viejas. El tipo de estrellas que se encuentran en un cúmulo globular son similares a los de la de protuberancia de una galaxia espiral sino limitada a un volumen de sólo unos pocos millones cúbico parsecs. Están libres de polvo y gas y se presume que todo el gas y el polvo fue hace mucho tiempo se convirtió en estrellas.

Los cúmulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas; en promedio alrededor de 0,4 estrellas por cúbico parsec, aumentando a 100 o 1.000 estrellas por parsec cúbico en el núcleo del cúmulo. La distancia típica entre las estrellas en un cúmulo globular es de aproximadamente 1 año luz, pero en su esencia, la separación es comparable con el tamaño del Sistema Solar (100 a 1000 veces más cerca que las estrellas cercanas al Sistema Solar).

Sin embargo, no se cree que son ubicaciones favorables para la supervivencia de los sistemas planetarios. Las órbitas planetarias son dinámicamente inestable dentro de los núcleos de los cúmulos densos debido a las perturbaciones de las estrellas que pasan. Un planeta orbitando a 1 unidad astronómica alrededor de una estrella que se encuentra dentro del núcleo de un grupo denso como 47 Tucanae sólo sobreviviría en el orden de 10 ^{y 8} años. Hay un sistema planetario orbitando una púlsar ( PSR B1620-26) que pertenece al cúmulo globular M4, pero estos planetas probablemente se formaron después del evento que creó el púlsar.

Algunos cúmulos globulares, como Omega Centauri en nuestra Vía Láctea y G1 en M31 , son extraordinariamente masiva, con varios millones masas solares y múltiples poblaciones estelares. Ambos pueden ser considerados como prueba de que los cúmulos globulares supermasivos son, de hecho, los núcleos de galaxias enanas que son consumidos por las galaxias más grandes. Cerca de un cuarto de la población de cúmulos globulares en la Vía Láctea puede haber sido acreción junto con su galaxia enana de acogida.

Varios cúmulos globulares (como M15) tienen núcleos extremadamente masivas que pueden albergar agujeros negros , aunque simulaciones sugieren que un agujero negro menor masa o concentración central de estrellas de neutrones o enanas blancas masivas explican observaciones igualmente bien.

Contenido metálico

Messier 53 tiene astrónomos sorprendido con su número inusual de un tipo de estrella llamada rezagadas azules.

Los cúmulos globulares normalmente consisten en II estrellas de población, que tienen una baja proporción de elementos distintos del hidrógeno y el helio, en comparación con Población estrellas I, como el Sol . Astrónomos se refieren a estos elementos más pesados como metales y a las proporciones de estos elementos como la metalicidad. Estos elementos son producidos por nucleosíntesis estelar y luego se reciclan en el medio interestelar, donde entran en la próxima generación de estrellas. De ahí que la proporción de metales puede ser una indicación de la edad de una estrella, con las estrellas más viejas suelen tener un menor metalicidad.

El holandés astrónomo Pieter Oosterhoff cuenta de que parece que hay dos poblaciones de cúmulos globulares, que se conoció como grupos Oosterhoff. El segundo grupo tiene un período de poco más largo RR Lyrae estrellas variables. Ambos grupos tienen débil líneas de elementos metálicos. Pero las líneas en las estrellas de tipo Oosterhoff I (Ooi) clúster no son tan débiles como las de tipo II (OoII). Por lo tanto de tipo I se conocen como "rico en metales", mientras que el tipo II son "pobres en metales".

Estas dos poblaciones se han observado en muchas galaxias, especialmente masiva galaxias elípticas. Ambos grupos son casi tan antigua como el propio universo y son de edades similares, pero difieren en sus abundancias metálicas. Muchos escenarios se han propuesto para explicar estas subpoblaciones, incluyendo fusiones violentos ricas en gas de galaxias, la acreción de galaxias enanas, y múltiples fases de formación de estrellas en una sola galaxia. En nuestra Vía Láctea , los grupos pobres en metales se asocian con el halo y los cúmulos ricos en metales con el bulto.

En la Vía Láctea se ha descubierto que la gran mayoría de los grupos de baja metalicidad, están alineados a lo largo de un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Este resultado se manifiesta a favor de la opinión de que tipo fueron capturados II racimos de la galaxia de una galaxia satélite, en lugar de ser los miembros más antiguos del sistema de cúmulos globulares de la Vía Láctea como se había pensado previamente. La diferencia entre los dos tipos de racimo entonces se explica por un retardo de tiempo entre cuando las dos galaxias se formaron sus sistemas de racimo.

Componentes exóticos

Los cúmulos globulares tienen una densidad muy alta de la estrella, y por lo tanto una estrecha interacción y cuasi-colisiones de estrellas se producen con relativa frecuencia. Debido a estos encuentros casuales, algunas clases exóticas de estrellas, como rezagadas azules, púlsares de milisegundos y baja masa binarias de rayos X, son mucho más comunes en los cúmulos globulares. Un rezagada azul se forma a partir 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 grupo con la misma luminosidad, y por lo tanto difiere de la principales estrellas secuencia formada al comienzo de la agrupación.

El cúmulo globular M15 puede tener una agujero negro de masa intermedia en su imagen de la NASA núcleo..

Los astrónomos han buscado agujeros negros dentro de los cúmulos globulares desde la década de 1970. Los requisitos de resolución de esta tarea, sin embargo, son exigentes, y es sólo con el telescopio espacial Hubble que se han realizado los primeros descubrimientos confirmados. En los programas independientes, un 4000 masa solar agujero negro de masa intermedia se ha sugerido que existen sobre la base de las observaciones del HST en el cúmulo globular M15 y un solar agujero negro 20.000 masa en el Mayall II clúster en el Galaxia de Andrómeda . Ambos de rayos X y de radio emisiones de Mayall II parecen ser consistentes con un agujero negro de masa intermedia.

Estos son de particular interés debido a que están los primeros agujeros negros descubrieron que fueron intermedios de masa entre la convencional estelar agujero negro -peso y la los agujeros negros súper masivos descubiertos en los núcleos de las galaxias. La masa de estos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de los cúmulos, siguiendo un patrón previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y sus galaxias vecinas.

Las reclamaciones de los agujeros negros de masa intermedia se han cumplido con cierto escepticismo. Se espera que los objetos más densos en los cúmulos globulares de migrar al centro del cúmulo debido a la segregación de masas. Estas serán las enanas blancas y estrellas de neutrones en una antigua población estelar como un cúmulo globular. Como se ha señalado en dos artículos de Holger Baumgardt y colaboradores, la relación masa-luz debería subir bruscamente hacia el centro del grupo, incluso sin un agujero negro, tanto en M15 y Mayall II.

Diagrama color-magnitud

La Hertzsprung-Russell diagrama (HR-diagrama) es un gráfico de una amplia muestra de estrellas que traza su visual magnitud absoluta en contra de su índice de color. El índice de color, B-V, es la diferencia entre la magnitud de la estrella en azul claro, o B, y la magnitud de la luz visual grandes valores positivos (amarillo-verde), o V. indican una estrella roja con una superficie fría temperatura , mientras que los valores negativos implican una estrella azul con una superficie caliente.

Cuando las estrellas cercanas al Sol se representan en un diagrama HR, muestra una distribución de las estrellas de diferentes masas, edades y composiciones. Muchas de las estrellas se encuentran relativamente cerca de una curva en pendiente con el aumento de la magnitud absoluta como las estrellas son más calientes, conocido como estrellas de secuencia principal. Sin embargo, el diagrama también incluye típicamente estrellas que se encuentran en etapas posteriores de su evolución y se extraviaron de esta curva de la secuencia principal.

Como todas las estrellas de un cúmulo globular son aproximadamente a la misma distancia de nosotros, sus magnitudes absolutas difieran de las suyas magnitud visual por la misma cantidad. Las estrellas de la secuencia principal del cúmulo globular caerán a lo largo de una línea que se cree que es comparable a estrellas similares en la vecindad solar. La exactitud de esta hipótesis es confirmada por resultados comparables obtenidos mediante la comparación de las magnitudes de las variables cercanas de período corto, como RR Lyrae y las variables cefeidas, con los que en el clúster.

Haciendo coincidir estas curvas en el diagrama HR la magnitud absoluta de las estrellas de la secuencia principal del clúster también se puede determinar. Esto a su vez proporciona una estimación de la distancia a la agrupación, en base a la magnitud visual de las estrellas. La diferencia entre la magnitud relativa y absoluta, la módulo de distancia, se obtiene esta estimación de la distancia.

Cuando las estrellas de un cúmulo globular particular, se representan en un diagrama HR, en muchos casos, casi todas las estrellas caerán sobre una curva relativamente bien definido. Esto difiere del diagrama HR de las estrellas cercanas al Sol, que agrupa estrellas de diferentes edades y orígenes. La forma de la curva para un cúmulo globular es característico de un grupo de estrellas que se formaron en aproximadamente el mismo tiempo y de los mismos materiales, que sólo difieren en su masa inicial. Como la posición de cada estrella en el diagrama HR varía con la edad, la forma de la curva para un cúmulo globular se puede utilizar para medir la edad general de la población de estrellas.

Diagrama color-magnitud para el cúmulo globular M3. Tenga en cuenta la "rodilla" característico de la curva en magnitud 19, donde las estrellas comienzan entrar en el escenario gigante de su camino evolutivo.

Las más masivas estrellas de la secuencia principal también tienen la mayor magnitud absoluta, y estos serán los primeros en convertirse en la etapa estrella gigante. Como las edades de racimo, estrellas de masas cada vez más bajos también entrarán en el etapa estrella gigante. Así, la edad de un solo grupo de población se puede medir mediante la búsqueda de las estrellas que están empezando a entrar en la etapa estrella gigante. Esto forma una "rodilla" en el diagrama HR, doblando a la derecha superior de la línea de la secuencia principal. La magnitud absoluta en esta curva es directamente una función de la edad del cúmulo globular, por lo que una escala de edad puede ser trazado sobre un eje paralelo a la magnitud.

Además, los cúmulos globulares pueden ser fechados por mirar las temperaturas de las más frescas enanas blancas. Los resultados típicos de los cúmulos globulares son que pueden ser tan antigua como 12.7 mil millones de años. Esto está en contraste para abrir grupos que sólo son decenas de millones de años de edad.

Las edades de los cúmulos globulares ponen un límite en el límite de edad de todo el universo. Este límite inferior ha sido una limitación importante en la cosmología . Durante la década de 1990, los astrónomos se enfrentaron con estimaciones de la edad de los cúmulos globulares que parecían mayores de modelos cosmológicos permitirían. Sin embargo, las mejores mediciones de los parámetros cosmológicos a través de encuestas de cielo profundo y satélites como COBE han resuelto este problema al igual que los modelos de ordenador de la evolución estelar que tienen diferentes modelos de mezcla.

Los estudios evolutivos de los cúmulos globulares también se pueden utilizar para determinar los cambios debidos a la composición de partida del gas y el polvo que forma el clúster. Es decir, el pistas evolutivas cambian con los cambios en la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos a partir de estudios de los cúmulos globulares se utilizan para estudiar la evolución de la Vía Láctea como un todo.

En los cúmulos globulares algunas estrellas conocidas como se observan las rezagadas azules, aparentemente continua la secuencia principal en la dirección de brillantes estrellas, más azules. Los orígenes de estas estrellas aún no está claro, pero la mayoría de los modelos sugieren que estas estrellas son el resultado de la transferencia de masa en sistemas estelares múltiples.

Morfología

NGC 411 es clasificado como un cúmulo abierto.

A diferencia de abrir grupos, la mayoría de los cúmulos globulares se mantienen unidas gravitacionalmente por períodos de tiempo comparables a la vida útil de la mayoría de sus estrellas. Sin embargo, una posible excepción es cuando fuertes interacciones de marea con otras masas grandes dan lugar a la dispersión de las estrellas.

Después de que se forman, las estrellas en el cúmulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre sí. Como resultado, los vectores de velocidad de las estrellas se modifican constantemente, y las estrellas pierden cualquier historia de su velocidad original. El intervalo característico para que esto ocurra es la tiempo de relajacion. Esto está relacionado con la longitud característica de tiempo una estrella tiene que cruzar el cluster así como el número de masas estelares en el sistema. El valor del tiempo de relajación varía según el clúster, pero el valor medio es del orden de 10 ⁹ años.

Aunque los cúmulos globulares aparecen generalmente de forma esférica, elipticidades pueden ocurrir debido a las interacciones de marea. Las agrupaciones dentro de la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda son típicamente esferoides achatados de forma, mientras que los del Gran Nube de Magallanes son más elíptica.

Radios

Los astrónomos caracterizar la morfología de un cúmulo globular por medio de radios estándar. Estos son el radio del núcleo (r _c), el medio-luz radio (r _h) y el radio de marea (r _t). La luminosidad global de la agrupación disminuye progresivamente con la distancia desde el núcleo, y el radio del núcleo es la distancia a la que la luminosidad superficie aparente se ha reducido a la mitad. Una cantidad comparable es la media luz radio, o la distancia desde el núcleo dentro de la cual se recibe la mitad de la luminosidad total de la agrupación. Esto es típicamente más grande que el radio del núcleo.

Tenga en cuenta que el radio de media luz incluye estrellas en la parte exterior del clúster que suceda a mentir a lo largo de la línea de visión, por lo que los teóricos también usarán el radio medio de masas (r _m), el radio del núcleo que contiene la mitad de la masa total de la agrupación. Cuando el radio medio en masa de un racimo 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 global de aproximadamente 18 minutos de arco, pero de un radio de media masa de sólo 1,12 minutos de arco.

Casi todos los cúmulos globulares tienen un radio de media luz de menos de 10 pc, aunque no están bien establecidos, los cúmulos globulares con muy grandes radios (es decir, NGC 2419 (R _h = 18 pc) y Palomar 14 (R _h = 25 pc)).

Por último, el radio de marea es la distancia desde el centro del cúmulo globular en la que la gravitación externa de la galaxia tiene una mayor influencia sobre las estrellas del cúmulo que lo hace el propio clúster. Esta es la distancia a la que las estrellas individuales que pertenecen a un grupo se pueden separar de distancia en la galaxia. El radio de marea de M3 se encuentra a unos 38 minutos de arco.

Misa segregación, luminosidad y colapso del núcleo

En la medición de la curva de luminosidad de un cúmulo globular dada como una función de la distancia desde el núcleo, la mayoría de racimos en la Vía Láctea aumentan de manera constante en luminosidad como esta distancia disminuye, hasta una cierta distancia desde el núcleo, a continuación, los niveles de luminosidad apagado. Típicamente esta distancia es de aproximadamente 1-2 parsecs desde el núcleo. Sin embargo el 20% de los cúmulos globulares han sido sometidos a un proceso denominado "colapso del núcleo". En este tipo de clúster, la luminosidad sigue aumentando de manera constante todo el camino hasta la región del núcleo. Un ejemplo de un núcleo globular-colapsado es M15.

47 Tucanae - el segundo cúmulo globular más luminoso en la Vía Láctea, después Omega Centauri.

De colapso de núcleo se cree que ocurre cuando las estrellas más masivas en un cúmulo globular se encuentran con sus compañeros menos masivas. Con el tiempo, los procesos dinámicos hacen que las estrellas individuales que migran desde el centro del grupo hacia el exterior. Esto se traduce en una pérdida neta de energía cinética de la región del núcleo, lo que lleva las estrellas restantes agrupados en la región del núcleo para ocupar un volumen más compacto. Cuando se produce esta inestabilidad gravothermal, la región central de la agrupación se convierte densamente llena de estrellas y la brillo de la superficie de la agrupación forma una cúspide de ley de potencia. (Tenga en cuenta que un colapso del núcleo no es el único mecanismo que puede causar una distribución tal luminosidad; un masivo agujero negro en el núcleo también puede resultar en una cúspide luminosidad.) durante un largo período de tiempo esto conduce a una concentración de estrellas masivas cerca el núcleo, un fenómeno llamado la segregación de masas.

El efecto de calentamiento dinámico de sistemas de estrellas binarias trabaja para prevenir un colapso del núcleo inicial del clúster. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la órbita de este último par tiende a contraerse, liberando energía. Sólo después de la oferta primordial de binarios se han agotado debido a las interacciones puede proceder de un colapso del núcleo más profundo. En contraste, el efecto de choques de marea como un cúmulo globular pasa varias veces a través del plano de un galaxia espiral tiende a acelerar significativamente colapso del núcleo.

Las diferentes etapas del colapso de núcleo se pueden dividir en tres fases. Durante la adolescencia de un cúmulo globular, el proceso de colapso de núcleo comienza con estrellas cerca del núcleo. Sin embargo, las interacciones entre estrellas binarias sistemas impide un mayor colapso que el clúster se aproxima a la edad madura. Finalmente, los binarios centrales están interrumpidos o ya sea expulsado, lo que resulta en una concentración más estricta en el núcleo.

La interacción de las estrellas en la región del núcleo colapsado hace que los sistemas binarios ajustados a la forma. Como otras estrellas interactúan con estos binarios apretados, aumentan la energía en el núcleo, lo que hace que el grupo se vuelva a expandir. A medida que el tiempo promedio para un colapso del núcleo suele ser inferior a la edad de la galaxia, muchos de los cúmulos globulares de la galaxia pueden haber pasado por una etapa de colapso del núcleo y vuelva a expandirse.

El Telescopio Espacial Hubble ha sido utilizado para proporcionar pruebas de observación convincente de este proceso masivo de clasificación estelar en cúmulos globulares. Estrellas más pesadas ralentizan y la multitud en el centro del cúmulo, mientras que las estrellas más ligeras toman velocidad y tienden a pasar más tiempo en la periferia de la agrupación. El cúmulo globular de estrellas 47 Tucanae, que se compone de cerca de 1 millón de estrellas, es uno de los cúmulos globulares más densos en el hemisferio sur. Este grupo fue sometido a un estudio fotográfico de obra, lo que permitió a los astrónomos para rastrear el movimiento de sus estrellas. Velocidades exactas que se obtuvieron para cerca de 15.000 estrellas en este cúmulo.

Un estudio realizado en 2008 por John Fregeau de 13 cúmulos globulares en la Vía Láctea muestra que tres de ellos tienen un número inusualmente grande de fuentes de rayos X, o binarias de rayos X, lo que sugiere los grupos son de mediana edad. Anteriormente, estos cúmulos globulares habían sido clasificados como bienestar en la vejez porque tenían concentraciones muy apretadas de estrellas en sus centros, otra prueba de edad utilizado por los astrónomos. La implicación es que la mayoría de los cúmulos globulares, incluyendo los otros diez estudiados por Fregeau, no están en la edad media como se pensaba anteriormente, pero en realidad están en la "adolescencia".

Las luminosidades generales de los cúmulos globulares en la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda se pueden modelar mediante un curva de Gauss. Este gaussiano se puede representar por medio de una magnitud M _v media y una varianza σ ^2. Esta distribución de luminosidades cúmulos globulares se llama la función de luminosidad racimo globular (GCLF). (Para la Vía Láctea, M _v = -7.20 ± 0.13, σ = 1,1 ± 0,1 magnitudes.) El GCLF también se ha utilizado como un " candela estándar "para medir la distancia a otras galaxias, bajo el supuesto de que los cúmulos globulares en galaxias remotas siguen los mismos principios como lo hacen en la Vía Láctea.

Simulaciones de N-cuerpos

Cálculo de las interacciones entre las estrellas dentro de un cúmulo globular requiere la solución de lo que se denomina la Problema de los tres cuerpos. Es decir, cada una de las estrellas dentro de la agrupación interactúa continuamente con los otros N -1 estrellas, donde N es el número total de estrellas en el cluster. El ingenuo CPU los posibles requisitos de computación computacional "costo" de una dinámica de simulación aumenta en proporción a N ^3, por lo que para simular con precisión un grupo de este tipo puede ser enorme. Un método eficaz de simular matemáticamente la dinámica N-corporales de un cúmulo globular se realiza mediante la subdivisión en pequeños volúmenes y rangos de velocidad, y el uso de probabilidades para describir las ubicaciones de las estrellas. Los movimientos se describen a continuación, por medio de una fórmula llama Ecuación de Fokker-Planck. Esto puede ser resuelto por una forma simplificada de la ecuación, o ejecutando simulaciones de Monte Carlo y el uso de valores aleatorios. Sin embargo, la simulación se hace más difícil cuando los efectos de los binarios y la interacción con las fuerzas de gravitación externos (como de la galaxia de la Vía Láctea) también deben ser incluidos.

Los resultados de las simulaciones de N-cuerpos han demostrado que las estrellas pueden seguir caminos inusuales a través de la agrupación, a menudo formando bucles y con frecuencia cae más directamente hacia el núcleo de lo que sería 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 ganancia de energía suficiente para escapar del clúster. Durante largos períodos de tiempo esto se traducirá en una disipación de la agrupación, un proceso denominado evaporación. La escala de tiempo típico para la evaporación de un cúmulo globular es 10 ¹⁰ años. En 2010 se hizo posible calcular directamente, estrella por estrella, simulaciones de N-cuerpos de un cúmulo globular en el transcurso de su vida útil.

Las estrellas binarias forman una parte significativa de la población total de los sistemas estelares, con un máximo de la mitad de todas las estrellas que se producen en los sistemas binarios. Las simulaciones numéricas de cúmulos globulares han demostrado que los binarios pueden obstaculizar e incluso revertir el proceso de colapso del núcleo en los cúmulos globulares. Cuando una estrella en un clúster tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario, un posible resultado es que el binario se vuelve más fuertemente unido y la energía cinética se añade a la estrella solitaria. Cuando las estrellas masivas en el cúmulo se aceleran por este proceso, se reduce la contracción en el centro y los límites colapso del núcleo.

El destino final de un cúmulo globular deberá asumirse frente a acretar estrellas en su núcleo, provocando su contracción constante, o desprendimiento gradual de las estrellas de sus capas exteriores.

Encuentros de marea

Cuando un cúmulo globular tiene un encuentro cercano con una masa grande, como la región del núcleo de una galaxia, que se somete a una interacción de las mareas. La diferencia en la fuerza de la gravedad entre la parte de la agrupación más cercana la masa y el tirón en la parte más alejada de los resultados de racimo en una fuerza de marea. Un "choque de las mareas" se produce siempre que la órbita de un cluster lleva a través del plano de la galaxia.

Como resultado de un choque de las mareas, corrientes de estrellas se puede tirar lejos del halo de clúster, dejando sólo la parte central de la agrupación. Estos efectos de la interacción de las mareas crean colas de estrellas que se pueden extender hasta varios grados de arco de distancia de la agrupación. Estas colas típicamente tanto preceden y siguen el grupo a lo largo de su órbita. Las colas se pueden acumular importantes porciones de la masa original de la agrupación, y pueden formar características clumplike.

El cúmulo globular Palomar 5, por ejemplo, está cerca de la punto apogalactic de su órbita después de pasar a través de la Vía Láctea. Corrientes de estrellas se extienden hacia fuera, hacia la parte delantera y trasera de la trayectoria orbital de este grupo, que se extiende a una distancia de 13.000 años luz. Interacciones de marea han despojado de gran parte de la masa de Palomar 5, y más interacciones a su paso por se espera el núcleo galáctico para transformarla en una larga corriente de estrellas que orbitan alrededor del halo de la Vía Láctea.

Interacciones de marea añadir energía cinética en un cúmulo globular, aumentando drásticamente la velocidad de evaporación y reducir el tamaño del clúster. No sólo la franja de choque de las mareas de las estrellas exteriores de un cúmulo globular, pero el aumento de la evaporación se acelera el proceso de colapso del núcleo. El mismo mecanismo físico puede estar en el trabajo en las galaxias enanas esferoidales como el Enano Sagitario, lo que parece estar pasando por la interrupción de las mareas debido a su proximidad a la Vía Láctea.

Hay muchos cúmulos globulares con unaórbita retrógrada alrededor de la galaxia.

Planetas

En 2000, los resultados de una búsqueda de planetas gigantes en el cúmulo globular 47 Tucanae fueron anunciados. La falta de descubrimientos exitosos sugiere que la abundancia de elementos (que no sean hidrógeno o helio) necesarios para construir estos planetas puede tener que ser por lo menos el 40% de la abundancia en los dom planetas terrestres se construyen a partir de elementos más pesados, tales como el silicio, hierro y magnesio. La muy baja abundancia de estos elementos en los cúmulos globulares significa que los miembros de las estrellas tienen una probabilidad mucho menor de hospedaje planetas como la Tierra en masa, si se compara con las estrellas en la vecindad del Sol De ahí que la región halo de la Vía Láctea, incluidos los miembros de racimo globular, es poco probable que la sede de planetas terrestres habitables .

A pesar de la menor probabilidad de formación de planetas gigantes, sólo un objeto como se ha encontrado en el cúmulo globular Messier 4. Este planeta fue detectado orbitando una púlsar en el binario de estrellas del sistema PSR B1620-26. La excéntrica y altamente inclinada órbita del planeta sugiere que puede haberse formado alrededor de otra estrella en el clúster, a continuación, más tarde fue "intercambiado" en su acuerdo actual. La probabilidad de que los encuentros cercanos entre las estrellas en un cúmulo globular puede perturbar los sistemas planetarios, algunos de los cuales rompen suelta a convertirse en planetas flotantes libres. Incluso cercanos planetas orbitando pueden quedar alterado, que puede conducir a la caries orbital y un aumento de la excentricidad orbital y efectos de las mareas.