Aglomerado globular

O Messier 80 aglomerado globular na constelação Scorpius está localizado a cerca de 28.000 anos-luz do Sol e contém centenas de milhares de estrelas.

Um aglomerado globular é um esférico coleção de estrelas que orbita uma núcleo galáctico como um satélite. Aglomerados globulares são fortemente ligados por gravidade , o que lhes dá as suas formas esféricas e densidades relativamente altas em relação a seus centros estelares. O nome desta categoria de aglomerado de estrelas é derivado do latim globulus -a pequena esfera. Um aglomerado globular é por vezes conhecido mais simplesmente como uma globular.

Aglomerados globulares, que são encontrados na halo de uma galáxia, conter consideravelmente mais estrelas e são muito mais velhos do que o menos denso galáctico, ou aglomerados abertos , que são encontrados no disco. Aglomerados globulares são bastante comuns; há cerca de 150-158 aglomerados globulares conhecidos atualmente na Via Láctea , com talvez 10 a 20 mais ainda por descobrir. Grandes galáxias podem ter mais: Andromeda , por exemplo, pode ter como muitos como 500. Alguns gigante galáxias elípticas, particularmente aqueles nos centros de aglomerados de galáxias, como a M87, ter até 13.000 aglomerados globulares. Estes aglomerados globulares orbitam a galáxia para grandes raios, 40 kiloparsecs (aproximadamente 131.000 anos-luz) ou mais.

Cada galáxia de massa suficiente na Grupo Local tem um grupo associado de aglomerados globulares, e quase todos os grande galáxia pesquisados foi encontrada para possuir um sistema de aglomerados globulares. O Sagitário Anão e Grandes galáxias anãs Canis parecem estar no processo de doação de seus aglomerados globulares associados (como Palomar 12) para a Via Láctea. Isso demonstra como muitos dos aglomerados globulares esta galáxia pode ter sido adquirida no passado.

Embora pareça que os aglomerados globulares contêm algumas das primeiras estrelas a ser produzido na galáxia, a sua origens e seu papel na evolução galáctica ainda não estão claros. Afigura-se claro que os aglomerados globulares são significativamente diferentes anão galáxias elípticas e foram formados como parte da formação de estrelas da galáxia pai e não como uma galáxia separada. No entanto, os últimos conjecturas por astrônomos sugerem que aglomerados globulares e esféricas anãs podem não ser claramente separados e distintos tipos de objetos.

Observação história

O primeiro aglomerado globular descoberto era M22 em 1665 por Abraham Ihle, um astrónomo amador alemão. No entanto, dada a pequena abertura dos primeiros telescópios , estrelas individuais dentro de um aglomerado globular não foram resolvido até Charles Messier observou M4. Os primeiros oito aglomerados globulares descobertas são mostradas na tabela. Subsequentemente, Abbé Lacaille iria listar NGC 104, NGC 4833, M55, M69, e NGC 6397 no seu catálogo de 1751-1752. O M antes de um número refere-se ao catálogo de Charles Messier, enquanto NGC é do Novo Catálogo Geral por John Dreyer.

William Herschel iniciou um programa de pesquisa em 1782 usando telescópios maiores e foi capaz de resolver as estrelas em todos os 33 dos aglomerados globulares conhecidos. Além disso, ele encontrou 37 grupos adicionais. Em 1789 catálogo de objectos de céu profundo do Herschel, seu segundo tal, ele se tornou o primeiro a usar o nome do aglomerado globular como sua descrição.

O número de aglomerados globulares descoberto continuou a aumentar, atingindo 83 em 1915, 93 em 1930 e 97 por 1947. A total de 152 aglomerados globulares agora foram descobertos na Via Láctea galáxia, de um total estimado de 180 ± 20. Estes , aglomerados globulares não descobertas adicionais são acreditados para ser escondida por trás do gás e da poeira da Via Láctea.

A partir de 1914, Harlow Shapley iniciou uma série de estudos de aglomerados globulares, publicados em cerca de 40 trabalhos científicos. Ele examinou o Variáveis RR Lyrae nos aglomerados (que ele assumidas foram variáveis cefeidas) e usaria sua relação período-luminosidade para estimativas de distância. Mais tarde, descobriu-se que as variáveis RR Lyrae são mais fracas do que as variáveis cefeidas, que causaram Shapley a superestimar a distância para os clusters.

NGC 7006 é um altamente concentrado, Classe I aglomerado globular.

Dos aglomerados globulares dentro da nossa maneira leitosa, a maioria são encontrados nas imediações do núcleo galáctico, e a grande maioria repousam no lado do céu celeste centrada no núcleo. Em 1918, essa distribuição fortemente assimétrica foi usado por Harlow Shapley para fazer uma determinação das dimensões globais da galáxia. Ao assumir uma distribuição mais ou menos esférica de aglomerados globulares ao redor do centro da galáxia, ele usou as posições dos aglomerados para estimar a posição do sol em relação ao centro da galáxia. Enquanto sua estimativa distância era significativamente em erro, ele se demonstrar que as dimensões da galáxia eram muito maiores do que se pensava anteriormente. Seu erro foi porque a poeira na Via Láctea diminuiu a quantidade de luz a partir de um aglomerado globular, que atingiu a terra, tornando-se assim aparecer mais longe. Estimativa Shapley foi, no entanto, dentro do mesmo ordem de grandeza que o valor actualmente aceite.

Medições de Shapley também indicou que o Sol estava relativamente longe do centro da galáxia, ao contrário do que tinha sido previamente inferido a partir da distribuição aparentemente quase mesmo de estrelas comuns. Na realidade, estrelas comuns encontram-se dentro do disco da galáxia e são, portanto, muitas vezes obscurecida por gás e poeira, enquanto que aglomerados globulares estão fora do disco e pode ser visto em muito mais distâncias.

Shapley foi posteriormente assistidos em seus estudos sobre clusters, Henrietta Swope e Helen Battles Sawyer (mais tarde Hogg). Em 1927-1929, Harlow Shapley e Helen Sawyer começou categorizar aglomerados de acordo com o grau de concentração que o sistema tem para o núcleo. Os agrupamentos mais concentrados foram identificados como Classe I, com concentrações decrescentes sucessivamente que vão para a Classe XII. Isso ficou conhecido como o Shapley-Sawyer Classe Concentração. (Às vezes, é dada com os números [Classe 1-12] em vez de algarismos romanos .)

Formação

NGC 2808 contém três gerações distintas de estrelas imagem da NASA.

Actualmente, a formação de aglomerados globulares continua sendo um fenômeno pouco compreendido, e ainda é incerto se as estrelas em uma forma aglomerado globular em uma única geração, ou são gerados através de múltiplas gerações ao longo de um período de várias centenas de milhões de anos. Em muitos aglomerados globulares, a maioria das estrelas estão aproximadamente na mesma fase evolução estelar, sugerindo que eles formadas em aproximadamente o mesmo tempo. No entanto, a história da formação estelar varia de cluster para cluster, com alguns grupos apresentando populações distintas de estrelas. Um exemplo disto são os aglomerados globulares no Grande Nuvem de Magalhães (LMC) que apresentam uma população bimodal. Durante sua juventude, esses aglomerados LMC pode ter encontrado nuvens moleculares gigantes que provocaram uma segunda rodada de formação de estrelas. Este período de formação de estrelas é relativamente breve, em comparação com a idade de muitos aglomerados globulares.

Observações dos aglomerados globulares mostram que estas formações estelares surgem principalmente em regiões de formação eficiente estrela, e onde o meio interestelar é a uma densidade mais elevada do que em regiões normais de formação de estrela. Formação de aglomerado globular é prevalente em e em regiões starburst galáxias de interação. A pesquisa indica uma correlação entre a massa de um centro buracos negros supermassivos (SMBH) ea extensão dos sistemas de aglomerados globulares e elíptica galáxias lenticulares. A massa do SMBH em tal galáxia é muitas vezes perto da massa combinada dos aglomerados globulares da galáxia.

Não há aglomerados globulares conhecidos exibir formação estelar, que é consistente com a visão de que os aglomerados globulares são tipicamente os objetos mais antigos do Galaxy, e estavam entre as primeiras coleções de estrelas se formarem. Muito grandes regiões de formação de estrelas conhecidas como aglomerados de estrelas super, tais como Westerlund 1 na Via Láctea , podem ser os precursores dos aglomerados globulares.

Composição

Estrelas de Djorgovski 1 contêm hidrogênio e hélio, mas não muito mais. Em termos astronômicos, eles são descritos como "metal-pobres".

Aglomerados globulares são geralmente compostas por centenas de milhares de low-metal, estrelas velhas. O tipo de estrelas encontrados num conjunto globular são semelhantes aos do de uma protuberância galáxia espiral, mas limitar-se a um volume de apenas alguns milhões cúbico parsecs. Eles são livres de gás e poeira e presume-se que todo o gás e poeira foi há muito tempo se transformou em estrelas.

Aglomerados globulares pode conter uma elevada densidade de estrelas; em média, cerca de 0,4 por estrelas cúbico parsec, aumentando para 100 ou 1000 estrelas por parsec cúbico no núcleo do cluster. A distância normal entre estrelas de um aglomerado globular é de cerca de 1 ano-luz, mas em sua essência, a separação é comparável ao tamanho do Sistema Solar (100 a 1000 vezes mais perto do que estrelas perto do Sistema Solar).

No entanto, eles não são considerados locais favoráveis para a sobrevivência dos sistemas planetários. Órbitas planetárias são dinamicamente instável dentro dos núcleos de conjuntos densos por causa das perturbações de estrelas passageiras. Um planeta que orbita a 1 astronomia unidade em torno de uma estrela que está dentro do núcleo de um aglomerado denso tal como 47 Tucanae só iria sobreviver na ordem de 10 ⁸ anos. Há um sistema planetário que orbita uma pulsar ( PSR B1620-26) que pertence ao aglomerado globular M4, mas esses planetas provavelmente se formou após o evento que criou o pulsar.

Alguns aglomerados globulares, como Omega Centauri em nossa Via Láctea e G1 em M31 , são extraordinariamente enorme, com vários milhões massas solares e várias populações estelares. Ambos podem ser considerados como prova de que os aglomerados globulares supermassivos são de fato os núcleos de galáxias anãs que são consumidos pelas galáxias maiores. Cerca de um quarto da população aglomerado globular na Via Láctea pode ter sido acrescido junto com sua galáxia anã de acolhimento.

Vários aglomerados globulares (como M15) têm núcleos extremamente maciças que podem abrigar buracos negros , embora simulações sugerem que um buraco negro ou menos massiva concentração central de estrelas de nêutrons ou anãs brancas maciças explicar observações igualmente bem.

Conteúdo metálico

Messier 53 tem astrônomos surpreendido com o seu número incomum de um tipo de estrela chamada retardatários azuis.

Aglomerados globulares normalmente consistem de População estrelas II, que têm uma baixa proporção de outros do que hidrogênio e hélio elementos quando comparado com População estrelas I tais como o Sol . Astrônomos referem-se a estes elementos mais pesados como metais e para as proporções destes elementos como o metalicidade. Estes elementos são produzidos pela nucleossíntese estelar e, em seguida, são reciclados no meio interestelar, onde entra a próxima geração de estrelas. Por conseguinte, a proporção de metais pode ser uma indicação da idade de uma estrela, com estrelas mais velhas possuindo tipicamente um metallicity inferior.

O holandês astrônomo Pieter Oosterhoff notado que parece haver duas populações de aglomerados globulares, que ficou conhecido como grupos Oosterhoff. O segundo grupo tem um período ligeiramente mais longo do RR Lyrae estrelas variáveis. Ambos os grupos têm fraco linhas de elementos metálicos. Mas as linhas nas estrelas de Oosterhoff tipo I (Ooi) cluster não são tão fracos como os de tipo II (OoII). Daí tipo I são referidos como "rico em metais" enquanto o tipo II são "metal-pobres".

Estas duas populações têm sido observados em muitas galáxias, especialmente maciça galáxias elípticas. Ambos os grupos são quase tão antiga quanto o próprio universo e são de idades semelhantes, mas diferem em suas abundâncias de metal. Muitos cenários têm sido sugeridos para explicar estas subpopulações, incluindo fusões violentos ricos em gás galáxia, o acréscimo de galáxias anãs, e várias fases de formação de estrelas em uma única galáxia. Em nossa Via Láctea , os clusters pobres em metais são associados com a auréola e os aglomerados ricos em metais com a protuberância.

Na maneira leitosa, foi descoberto que a grande maioria dos aglomerados de baixa metalicidade estão alinhados ao longo de um plano na parte exterior do halo da Galaxy. Este resultado argumenta em favor da visão de que tipo de aglomerados II da galáxia foram capturadas a partir de uma galáxia satélite, em vez de ser os membros mais antigos do sistema de aglomerado globular da Via Láctea como se pensava anteriormente. A diferença entre os dois tipos de fragmentação, então, ser explicado por um atraso de tempo entre os dois, quando galáxias formada seus sistemas de fragmentação.

Componentes exóticos

Aglomerados globulares têm uma densidade muito alta estrela, e, portanto, as interações próximos e quase-colisões de estrelas são relativamente frequentes. Devido a estes encontros casuais, algumas aulas exóticas de estrelas, como retardatários azul, pulsares de milissegundo e baixa massa binários de raios-X, são muito mais comuns em aglomerados globulares. Um vagabundo azul é formada a partir da fusão de duas estrelas, possivelmente como resultado de um encontro com um sistema binário. A estrela resultante tem uma temperatura mais elevada do que as estrelas comparáveis no aglomerado com a mesma luminosidade, e, assim, difere do estrelas da sequência principal formada no início do aglomerado.

Aglomerado globular M15 pode ter um buraco negro de massa intermédia na sua imagem da NASA núcleo..

Os astrônomos têm procurado buracos negros dentro de aglomerados globulares desde os anos 1970. Os requisitos de resolução para esta tarefa, no entanto, são exigente, e é somente com o telescópio espacial Hubble , que as primeiras descobertas confirmadas foram feitas. Em programas independentes, um 4000 massa solar buraco negro de massa intermédia tem sido sugerido para existir com base em observações do HST no aglomerado globular M15 e um buraco negro de massa solar, 20.000 na Cluster de Mayall II na galáxia de Andrômeda . Tanto raios-X e de rádio emissões de Mayall II parecem ser consistentes com um buraco negro de massa intermédia.

Estes são de particular interesse, porque eles são os primeiros buracos negros descobriram que foram intermediários de massa entre o convencional estelar buraco negro ea -massa supermassivos buracos negros descobertos nos núcleos de galáxias. A massa desses buracos negros de massa intermediária é proporcional à massa dos aglomerados, seguindo um padrão descoberto anteriormente entre os buracos negros supermassivos e suas galáxias vizinhas.

Alegações de buracos negros de massa intermediária foram recebidas com algum cepticismo. Os objetos mais densos aglomerados globulares são esperados para migrar para o centro do cluster devido a segregação de massa. Estes serão anãs brancas e estrelas de nêutrons em uma população estelar de idade como um aglomerado globular. Como apontado em dois artigos de Holger Baumgardt e colaboradores, a relação massa-luz deve subir acentuadamente em direção ao centro do aglomerado, mesmo sem um buraco negro, tanto em M15 e Mayall II.

Diagrama cor-magnitude

O Hertzsprung-Russell diagrama (HR-diagrama) é um gráfico de uma grande amostra de estrelas que traça sua visuais magnitude absoluta contra a sua índice de cor. O índice de cor, B-V, é a diferença entre a magnitude da estrela em luz azul, ou B, e a magnitude em luz visível grandes valores positivos (verde-amarelo), ou V. indicar uma estrela vermelha com uma superfície fria temperatura , enquanto os valores negativos implicam uma estrela azul com uma superfície mais quente.

Quando as estrelas próximas ao Sol são traçados em um diagrama HR, ele exibe uma distribuição de estrelas de diferentes massas, idades e composições. Muitas das estrelas mentir relativamente perto de uma curva inclinada com o aumento da magnitude absoluta como as estrelas são mais quentes, conhecido como estrelas de sequência principal. No entanto, o diagrama também inclui tipicamente estrelas que estão em fases posteriores da sua evolução e se desviaram esta curva de sequência principal.

Como todas as estrelas de um aglomerado globular estão a aproximadamente a mesma distância de nós, suas magnitudes absolutas diferem de seus magnitude visual por aproximadamente a mesma quantidade. As estrelas de sequência principal no aglomerado globular vai cair ao longo de uma linha que se acredita ser comparável a estrelas semelhantes na vizinhança solar. A precisão deste pressuposto é confirmado pelos resultados comparáveis obtidos comparando as magnitudes das variáveis de curto período próximas, como RR Lyrae e variáveis cefeidas, com aqueles no cluster.

Por correspondência até essas curvas no diagrama HR a magnitude absoluta de estrelas de sequência principal no cluster também pode ser determinada. Isto, por sua vez, fornece uma estimativa distância ao cluster, com base na magnitude visual das estrelas. A diferença entre a magnitude absoluta e relativa, o módulo de distância, produz esta estimativa da distância.

Quando as estrelas de um aglomerado globular particular, são plotados em um diagrama HR, em muitos casos, quase todas as estrelas caem em cima de uma curva relativamente bem definido. Isso difere do diagrama HR de estrelas perto do Sol, que agrupa estrelas de idades e origens diferentes. A forma da curva para um conjunto globular é característica de um agrupamento de estrelas que foram formadas em aproximadamente o mesmo tempo e com os mesmos materiais, diferindo apenas na sua massa inicial. Como a posição de cada estrela no diagrama RH varia com a idade, a forma da curva para um conjunto globular pode ser usado para medir a idade total da população estrela.

Diagrama cor-magnitude para o aglomerado globular M3. Observe o "joelho" característica na curva a magnitude 19, onde estrelas começam a entrar na fase gigante de seu caminho evolutivo.

As mais massivas estrelas de sequência principal também terá a maior magnitude absoluta, e estes serão os primeiros a evoluir para o estágio estrela gigante. Como as idades de cluster, estrelas de massas sucessivamente mais baixas também vai entrar no estágio estrela gigante. Assim, a idade de um único cluster de população pode ser medido pela procura as estrelas que estão apenas começando a entrar na fase de estrela gigante. Isto forma um "joelho" no diagrama HR, inclinando-se para o canto superior direito da linha de sequência principal. A magnitude absoluta neste curvatura é directamente função da idade do conjunto globular, portanto, uma escala pode ser representada graficamente idade sobre um eixo paralelo à magnitude.

Além disso, aglomerados globulares pode ser datado por olhar para as temperaturas das mais legais anãs brancas. Os resultados típicos de aglomerados globulares são de que eles podem ser tão antiga quanto 12.7 bilhões de anos. Isto está em contraste com a abrir aglomerados que são apenas dezenas de milhões de anos de idade.

As idades dos aglomerados globulares colocar um limite sobre o limite de idade de todo o universo. Este limite inferior tem sido um constrangimento significativo na cosmologia . Durante o início de 1990, os astrônomos foram confrontados com estimativas de idade de aglomerados globulares que apareceram mais velho do que modelos cosmológicos permitiria. No entanto, melhores medições de parâmetros cosmológicos por meio de pesquisas do céu profundo e satélites, como COBE ter resolvido este problema como temos modelos de computador da evolução estelar que possuem diferentes modelos de mistura.

Estudos evolutivos de aglomerados globulares também pode ser usado para determinar as mudanças devidas à composição a partir do gás e pó que se formou o cluster. Isto é, o faixas evolutivas mudar com as mudanças na abundância de elementos pesados. Os dados obtidos a partir de estudos de aglomerados globulares são então usadas para estudar a evolução da maneira leitosa como um todo.

Em aglomerados globulares algumas estrelas conhecido como retardatários azuis são observadas, aparentemente, continuando a seqüência principal na direção de estrelas mais brilhantes, mais azuis. As origens destas estrelas ainda não está claro, mas a maioria dos modelos sugerem que essas estrelas são o resultado de transferência de massa em vários sistemas estelares.

Morfologia

NGC 411 é classificada como um aglomerado aberto.

Em contraste para abrir aglomerados, a maioria dos aglomerados globulares permanecem gravitacionalmente ligadas por períodos de tempo comparáveis para os períodos de vida da maioria das suas estrelas. No entanto, uma possível exceção é quando fortes interações gravitacionais com outras grandes massas resultar na dispersão das estrelas.

Depois que eles são formados, as estrelas no aglomerado globular começam a interagir gravitacionalmente uns com os outros. Como resultado, os vetores de velocidade das estrelas estão constantemente modificada, e as estrelas perdem qualquer história de sua velocidade inicial. O intervalo de característica para que isto ocorra é a tempo de relaxamento. Isto está relacionado com o comprimento característico de uma estrela de tempo precisa para atravessar o cluster, assim como o número de massas estelares no sistema. O valor do tempo de relaxação varia por aglomerado, mas o valor médio é da ordem de 10 ⁹ anos.

Embora aglomerados globulares geralmente aparecem em forma esférica, ellipticities pode ocorrer devido às interações maré. Clusters dentro da Via Láctea ea galáxia de Andrômeda são tipicamente esferóides achatados em forma, enquanto os do Grande Nuvem de Magalhães são mais elíptica.

Raios

Astrônomos caracterizar a morfologia de um conjunto globular por meio de raios padrão. Estes são o raio do núcleo (R _c), o raio de uma meia-luz (R _H) e o raio de corrente _(Rt). A luminosidade geral do conjunto diminui continuamente com a distância a partir do núcleo, e o raio do núcleo é a distância em que a luminosidade de superfície aparente caiu pela metade. Uma quantidade comparável é metade do raio de luz, ou a distância entre o núcleo no qual a metade da luminosidade total a partir do aglomerado é recebido. Este é tipicamente maior do que o raio do núcleo.

Note-se que o raio-meia luz inclui estrelas na parte externa do cluster que acontecem a mentir ao longo da linha de visão, de modo que os teóricos também usará o raio de meia-massa (r _m) -o raio a partir do núcleo que contém a metade do massa total do aglomerado. Quando o raio de uma meia-massa de um conjunto é pequeno em relação à dimensão global, que possui um núcleo denso. Um exemplo disto é Messier 3 (M3), que tem uma dimensão global visível de cerca de 18 minutos de arco, mas um raio de meia-massa de apenas 1,12 minutos de arco.

Quase todos os aglomerados globulares ter um raio meia-luz inferior a 10 PC, embora não estão bem estabelecidos aglomerados globulares com raios muito grande (isto é, NGC 2419 (R _h = 18 pc) e Palomar 14 (R = _h 25 PC)).

Finalmente o raio das marés é a distância do centro do aglomerado globular em que a gravitação externa da galáxia tem mais influência sobre as estrelas no aglomerado do que o próprio cluster. Esta é a distância em que as estrelas individuais que pertencem a um aglomerado pode ser separado pela distância Galaxy. O raio das marés do M3 é de cerca de 38 minutos de arco.

Segregação de massa, luminosidade e colapso do núcleo

Na medição da curva de luminosidade da um determinado conjunto globular como uma função da distância a partir do núcleo, a maioria dos cachos na maneira leitosa aumentar de forma constante em luminosidade como esta distância diminui, até uma certa distância do núcleo, em seguida, os níveis de luminosidade fora. Tipicamente, esta distância é de cerca de 1-2 parsecs do núcleo. No entanto cerca de 20% dos enxames globulares passaram por um processo chamado de "colapso do núcleo". Neste tipo de conjunto, a luminosidade continua a aumentar de forma constante por todo o caminho para a região do núcleo. Um exemplo de um colapso globular-núcleo está M15.

47 Tucanae - o segundo aglomerado globular mais luminosas na Via Láctea, após Omega Centauri.

-Colapso do núcleo é pensado para ocorrer quando as estrelas mais massivas em um aglomerado globular encontrar seus companheiros menos maciças. Ao longo do tempo, processos dinâmicos causar estrelas individuais para migrar a partir do centro do conjunto para o exterior. Isto resulta em uma perda líquida de energia cinética a partir da região do núcleo, conduzindo os restantes estrelas agrupadas na região do núcleo de ocupar um volume mais compacto. Quando essa instabilidade gravothermal ocorre, a região central do cluster torna-se densamente lotado de estrelas e do brilho da superfície do aglomerado forma uma cúspide power-law. (Note-se que o colapso do núcleo não é o único mecanismo que pode causar uma tal distribuição luminosidade; um enorme buraco negro no núcleo também pode resultar em uma cúspide luminosidade.) durante um longo período de tempo, isto conduz a uma concentração em massa de estrelas perto o núcleo, um fenômeno chamado segregação de massa.

O efeito de aquecimento dinâmico de sistemas estelares binários trabalha para evitar um colapso do núcleo inicial do cluster. Quando uma estrela passa perto de um sistema binário, a órbita deste último par tende a contrair-se, liberando energia. Somente após a oferta primordial de binários estão esgotados devido às interações pode um núcleo mais profundo colapso prosseguir. Em contraste, o efeito de choques de maré como um aglomerado globular passa repetidamente através do plano de um galáxia espiral tende a acelerar significativamente colapso do núcleo.

As diferentes fases de núcleo-colapso pode ser dividido em três fases. Durante a adolescência de um aglomerado globular, o processo de de colapso de núcleo começa com estrelas perto do núcleo. No entanto, as interações entre estelares binários sistemas impede que um novo colapso como o cluster se aproxima de meia-idade. Finalmente, os binários centrais são ou interrompido ou projecções, resultando em uma concentração mais intensa no núcleo.

A interação das estrelas na região central desabou faz com que sistemas binários apertados para se formar. Como outras estrelas interagir com estes binários apertados, eles aumentam a energia no núcleo, o que faz com que o conjunto para re-expandir. À medida que o tempo médio para um colapso do núcleo é tipicamente menor do que a idade da galáxia, muitos dos aglomerados globulares de uma galáxia pode ter passado por uma fase de colapso do núcleo, em seguida, re-expandido.

O telescópio espacial Hubble foi usado para fornecer evidência observacional convincente deste processo de ordenação de massa estelar em aglomerados globulares. Estrelas mais pesadas abrandar e multidão no núcleo do cluster, enquanto as estrelas mais leves pegar velocidade e tendem a passar mais tempo na periferia do cluster. O aglomerado estelar globular 47 Tucanae, que é composta de cerca de 1 milhão de estrelas, é um dos mais densos aglomerados globulares do Hemisfério Sul. Este cluster foi submetido a um levantamento fotográfico intensiva, o que permitiu aos astrônomos acompanhar o movimento de suas estrelas. Velocidades precisas foram obtidas para cerca de 15.000 estrelas no aglomerado.

Um estudo de 2008 por John Fregeau de 13 aglomerados globulares na Via Láctea mostra que três deles têm um número invulgarmente elevado de fontes de raios-X, ou binários de raios-X, sugerindo que os cachos são de meia-idade. Anteriormente, esses aglomerados globulares foram classificados como estando em idade avançada, porque eles tinham concentrações muito apertadas de estrelas em seus centros, um outro teste de idade usado por astrônomos. A implicação é que a maioria dos aglomerados globulares, incluindo os outros dez estudada por Fregeau, não estão na meia-idade como se pensava anteriormente, mas na verdade são em 'adolescência'.

As luminosidades globais dos enxames globulares na Via Láctea ea galáxia de Andrômeda pode ser modelado por meio de um curva de Gauss. Este gaussiana pode ser representado por meio de uma grandeza média M _v e uma variância σ ^2. Esta distribuição de luminosidades aglomerados globulares é chamado de Luminosidade Função Globular (GCLF). (Para a maneira leitosa, H _v = -7,20 ± 0,13, σ = 1,1 ± 0,1 grandezas.) O GCLF também tem sido usada como um " vela padrão "para medir a distância para outras galáxias, sob a suposição de que os aglomerados globulares em galáxias remotas seguem os mesmos princípios como o fazem na Via Láctea.

Simulações de N-corpos

Computando as interações entre as estrelas dentro de um aglomerado globular requer resolver o que é denominado o Problema N-corpo. Ou seja, cada uma das estrelas dentro do conjunto interage continuamente com os outros N -1 estrelas, onde N é o número total de estrelas no cluster. O ingênuo CPU computacional "custo" para uma dinâmica de simulação aumenta na proporção N ^3, de modo que os requisitos de computação potenciais para simular com precisão tal cluster pode ser enorme. Um método eficiente de matematicamente que simula a dinâmica N-corporais de um conjunto globular é feito subdividindo em pequenos volumes e gamas de velocidade, e usando probabilidades para descrever as localizações das estrelas. Os movimentos são, em seguida, descrito por meio de um chamado a fórmula Equação de Fokker-Planck. Isto pode ser resolvido por uma forma simplificada da equação, ou executando simulações de Monte Carlo e usando valores aleatórios. No entanto, a simulação se torna mais difícil quando os efeitos da binários e da interação com as forças gravitacionais externas (como a partir da galáxia Via Láctea) também devem ser incluídos.

Os resultados das simulações de N-corpos têm mostrado que as estrelas podem seguir caminhos incomuns através do cluster, muitas vezes formando laços e muitas vezes caindo mais diretamente para o núcleo do que uma única estrela que orbita uma massa central. Além disso, devido às interacções com outras estrelas que resultam num aumento da velocidade, algumas das estrelas ganham energia suficiente para escapar o cluster. Durante longos períodos de tempo, isto irá resultar em uma dissipação do aglomerado, um processo designado por evaporação. A escala de tempo típico para a evaporação de um conjunto globular é de 10 ¹⁰ anos. Em 2010 tornou-se possível calcular diretamente, estrela por estrela, simulações de N-corpos de um aglomerado globular ao longo de sua vida útil.

Estrelas binárias formar uma porção significativa da população total de sistemas estelares, com até metade de todas as estrelas que ocorrem em sistemas binários. Simulações numéricas de aglomerados globulares têm demonstrado que binários podem dificultar e até mesmo reverter o processo de colapso de núcleo em aglomerados globulares. Quando uma estrela em um cluster tem um encontro gravitacional com um sistema binário, um possível resultado é que o binário torna-se mais ligado e energia cinética é adicionado à estrela solitária. Quando as estrelas maciças no cluster são aceleradas por este processo, que reduz a contração no núcleo e os limites do núcleo colapso.

O destino final de um aglomerado globular deve ser ou para agregar estrelas em seu núcleo, causando sua contração constante, ou derramamento gradual de estrelas a partir de suas camadas exteriores.

Encontros de maré

Quando um aglomerado globular tem um encontro próximo com uma grande massa, como a região do núcleo de uma galáxia, ele sofre uma interação das marés. A diferença na força da gravidade entre a parte do cluster mais próximo da massa e da força por parte mais distante dos resultados de cluster em um força de maré. Um "choque de maré" ocorre sempre que a órbita de um cluster leva-lo através do plano de uma galáxia.

Como resultado de um choque de marés, correntes de estrelas possa ser puxado da auréola cluster, deixando apenas a parte central do cluster. Estes efeitos de interação de maré criar restos de estrelas que podem estender-se a vários graus de arco de distância do cluster. Estas caudas tipicamente tanto precedem e seguem o cluster ao longo de sua órbita. As caudas podem acumular porções significativas da massa original do cluster, e pode formar recursos clumplike.

O aglomerado globular Palomar 5, por exemplo, está perto do apogalactic ponto de sua órbita depois de passar pela Via Láctea. Córregos de estrelas se estendem para fora em direção à frente e na traseira do caminho orbital deste cluster, estendendo-se até distâncias de 13 mil anos-luz. Interações gravitacionais ter arrancado grande parte da massa de Palomar 5, e outras interações que passa por são esperados o núcleo galáctico para transformá-lo em uma longa corrente de estrelas que orbitam o halo da Via Láctea.

Interações de maré adicionar energia cinética em um aglomerado globular, aumentando dramaticamente a taxa de evaporação e encolhendo o tamanho do cluster. Não só tira choque das marés fora as estrelas exteriores de um aglomerado globular, mas o aumento da evaporação acelera o processo de colapso de núcleo. O mesmo mecanismo físico pode estar no trabalho em galáxias anã esferoidal como a Anã de Sagitário, que parece estar a sofrer interrupção de maré devido à sua proximidade com a Via Láctea.

Há muitos aglomerados globulares com umaórbita retrógrada em volta da galáxia.

Planetas

Em 2000, os resultados de uma busca por planetas gigantes do aglomerado globular 47 Tucanae foram anunciados. A falta de quaisquer descobertas de sucesso sugere que a abundância de elementos (exceto hidrogénio ou hélio) necessários para construir estes planetas podem precisar de ser, pelo menos, 40% da abundância nas Sun. Os planetas terrestres são construídas a partir de elementos mais pesados, como o silício, ferro e magnésio. A baixa abundância desses elementos em aglomerados globulares significa que os membros estrelas têm uma probabilidade muito menor de hospedagem planetas Terra em massa, quando comparado com estrelas na vizinhança do Sol Daí região halo da Via Láctea, incluindo membros aglomerados globulares, é improvável que hospedar planetas terrestres habitáveis ​​.

Apesar da menor probabilidade de formação de planetas gigantes, apenas como um objeto foi encontrado no aglomerado globular Messier 4. Este planeta foi detectado orbitando uma pulsar na estrela binária sistema B1620-26 PSR. O excêntrica e altamente inclinado órbita do planeta sugere que pode ter sido formado em torno de outra estrela do agrupamento, em seguida, foi mais tarde "trocados" em seu arranjo atual. A probabilidade de encontros entre estrelas de um aglomerado globular podem perturbar os sistemas planetários, algumas das quais se soltar para se tornar planetas flutuantes livres. Mesmo perto planetas que orbitam podem ficar interrompidas, potencialmente levando à deterioração orbital e um aumento da excentricidade orbital e efeitos de maré.