Cluster stelar globular

Un grup de stele globulare  este un grup de stele care conține un număr mare de stele , strâns legate de gravitație și care se rotesc în jurul centrului galactic ca un satelit . Spre deosebire de clusterele deschise de stele , care sunt situate în discul galactic , clusterele globulare se află în halou ; sunt mult mai vechi, conțin mult mai multe stele, au o formă sferică simetrică și se caracterizează printr-o creștere a concentrației de stele spre centrul clusterului. Concentrațiile spațiale de stele din regiunile centrale ale clusterelor globulare sunt de 100–1000 de stele per parsec cub [2], distanțele medii dintre stelele vecine sunt de 3-4,6 trilioane km (0,3-0,5 ani lumină ); pentru comparație, în vecinătatea Soarelui, concentrația spațială a stelelor este ≈0,13 pc −3 , adică densitatea noastră stelară este de 700–7000 de ori mai mică. Numărul de stele din clustere globulare este ≈10 4 -10 6 . Grupurile globulare au diametre de 20-60 pc și mase de  10 4 -10 6 mase solare .

Aglomerarile globulare sunt obiecte destul de obișnuite: la începutul anului 2011, 157 dintre ele au fost descoperite în Calea Lactee , iar aproximativ 10–20 sunt candidați pentru clustere globulare [3] [4] [5] . În galaxiile mai mari , pot fi mai multe: de exemplu, în Nebuloasa Andromeda, numărul lor poate ajunge la 500 [6] . În unele galaxii eliptice gigantice , în special cele situate în centrul clusterelor de galaxii , cum ar fi M 87 , pot exista până la 13 mii de clustere globulare [7] . Astfel de clustere circulă în jurul galaxiei pe orbite mari cu o rază de aproximativ 40 kpc (aproximativ 131 de mii de ani lumină ) sau mai mult [8] .

Fiecare galaxie de masă suficientă din vecinătatea Căii Lactee este asociată cu un grup de clustere globulare. De asemenea, s-a dovedit că se află în aproape fiecare galaxie mare studiată [9] . Galaxia pitică din Săgetător și galaxia pitică din Canis Major sunt aparent în proces de „transferare” a clusterelor lor globulare (de exemplu Palomar 12 ) către Calea Lactee [10] . Multe clustere globulare din trecut ar fi putut fi dobândite de galaxia noastră în acest fel.

Grupurile globulare conțin unele dintre cele mai vechi stele care au apărut în galaxie, dar originea și rolul acestor obiecte în evoluția galactică nu sunt încă clare. Este aproape sigur că clusterele globulare sunt semnificativ diferite de galaxiile eliptice pitice , adică sunt unul dintre produsele formării stelelor galaxiei „native” și nu s-au format din alte galaxii aderente [11] . Cu toate acestea, oamenii de știință au sugerat recent că clusterele globulare și galaxiile sferoidale pitice ar putea să nu fie destul de clar delimitate și obiecte diferite [12] .

Istoricul observațiilor

Primul cluster de stele globulare M 22 a fost descoperit de astronomul amator german Johann Abraham Ihle în 1665 [13] , cu toate acestea, din cauza deschiderii mici a primelor telescoape, a fost imposibil să se distingă stelele individuale în clusterul globular [14] . Charles Messier a fost cel care a reușit pentru prima dată să izoleze stelele într-un cluster globular în timpul observării lui M 4 . Abatele Nicolas Lacaille a adăugat mai târziu în catalogul său din 1751-1752 clusterele cunoscute mai târziu sub numele de NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 și NGC 6397 (litera M din fața numărului se referă la catalogul lui Charles Messier, iar NGC la Noul catalog general John Dreyer ).

Un program de cercetare folosind telescoape mari a început în 1782 de către William Herschel , acest lucru a făcut posibilă distingerea stelelor din toate cele 33 de clustere globulare cunoscute până la acel moment. În plus, a descoperit încă 37 de clustere. În catalogul de obiecte din cerul adânc alcătuit de Herschel în 1789, el a folosit pentru prima dată denumirea de „cluster globular” pentru a descrie obiectele de acest tip [14] .  Numărul de clustere globulare găsite a continuat să crească, ajungând la 83 până în 1915, 93 până în 1930 și 97 până în 1947. Până în 2011, în Calea Lactee au fost descoperite 157 de clustere , încă 18 sunt candidate, iar numărul total este estimat la 180±20 [3] [4] [5] . Se crede că aceste clustere globulare nedetectate sunt ascunse în spatele norilor galactici de gaz și praf .

Începând cu 1914, astronomul american Harlow Shapley a condus o serie de studii asupra clusterelor globulare ; rezultatele lor au fost publicate în 40 de lucrări științifice. El a studiat variabilele RR Lyrae în clustere (care a presupus că sunt Cefeide ) și a folosit relația perioadă-luminozitate pentru a estima distanța . Mai târziu s-a constatat că luminozitatea variabilelor RR Lyrae este mai mică decât cea a Cefeidelor, iar Shapley a supraestimat de fapt distanța până la clustere [15] .

Marea majoritate a clusterelor globulare ale Căii Lactee este situată în regiunea cerului care înconjoară nucleul galactic ; mai mult, o cantitate semnificativă este situată în imediata vecinătate a nucleului. În 1918, Shapley a profitat de această mare distribuție deformată a clusterelor pentru a determina dimensiunea galaxiei noastre. Presupunând că distribuția clusterelor globulare în jurul centrului galaxiei este aproximativ sferică, el a folosit coordonatele lor pentru a estima poziția Soarelui în raport cu centrul galaxiei [16] . Deși estimarea sa a distanței a avut o eroare semnificativă, a arătat că dimensiunea Galaxy este mult mai mare decât se credea anterior. Eroarea s-a datorat prezenței prafului în Calea Lactee, care a absorbit parțial lumina din clusterul globular, făcându-l mai slab și astfel mai departe. Cu toate acestea, estimarea lui Shapley cu privire la dimensiunea Galaxiei a fost de aceeași ordine cu cea acceptată acum.

Măsurătorile lui Shapley au arătat, de asemenea, că Soarele era destul de departe de centrul galaxiei, spre deosebire de ceea ce se credea atunci pe baza observațiilor privind distribuția stelelor obișnuite. De fapt, stelele se află în discul Galaxiei și, prin urmare, sunt adesea ascunse în spatele gazului și prafului, în timp ce clusterele globulare sunt în afara discului și pot fi văzute de la o distanță mult mai mare.

Mai târziu, Henrietta Swope și Helen Sawyer (mai târziu Hogg) au asistat la studiul clusterelor Shapley . În 1927-1929, Shapley și Sawyer au început să clasifice clusterele în funcție de gradul de concentrare a stelelor. Acumulările cu cea mai mare concentrație au fost atribuite clasei I și clasate în continuare pe măsură ce concentrația a scăzut la clasa a XII-a (uneori, clasele sunt notate cu cifre arabe: 1–12). Această clasificare se numește Shapley - Sawyer Concentration Class [ 17 ] . 

Formare

Până în prezent, formarea clusterelor globulare nu a fost pe deplin înțeleasă și nu este încă clar dacă un cluster globular este format din stele din aceeași generație sau dacă este format din stele care au trecut prin mai multe cicluri de-a lungul a câteva sute de milioane de ani. În multe clustere globulare, majoritatea stelelor se află în aproximativ aceeași etapă de evoluție stelară , ceea ce sugerează că s-au format aproximativ în același timp [19] . Cu toate acestea, istoria formării stelelor variază de la un cluster la altul și, în unele cazuri, un cluster conține diferite populații de stele. Un exemplu în acest sens ar fi clusterele globulare din Marele Nor Magellanic , care arată o populație bimodală . La o vârstă fragedă, aceste clustere s-ar fi putut ciocni cu un nor molecular gigant , care a provocat un nou val de formare a stelelor [20] , dar această perioadă de formare a stelelor este relativ scurtă în comparație cu vârsta clusterelor globulare [21] .

Observațiile clusterelor globulare arată că acestea apar mai ales în regiunile cu formare efectivă de stele, adică acolo unde mediul interstelar are o densitate mai mare în comparație cu regiunile obișnuite de formare a stelelor. Formarea clusterelor globulare domină în regiunile cu explozii de formare a stelelor și în galaxiile care interacționează [22] . Studiile arată, de asemenea, existența unei corelații între masa găurii negre supermasive centrale și dimensiunea clusterelor globulare din galaxiile eliptice și lenticulare . Masa unei găuri negre în astfel de galaxii este adesea apropiată de masa totală a clusterelor globulare ale galaxiei [23] .

În prezent, nu se cunosc clustere globulare active care formează stele, iar acest lucru este în concordanță cu opinia conform căreia acestea tind să fie cele mai vechi obiecte din galaxie și constau din stele foarte vechi. Precursorii clusterelor globulare pot fi regiuni foarte mari de formare a stelelor cunoscute sub numele de clustere de stele gigantice (ex . Westerlund 1 în Calea Lactee) [24] .

Compoziție

Grupurile globulare constau de obicei din sute de mii de stele vechi, cu metalitate redusă . Tipul de stele găsite în clusterele globulare este similar cu stelele din bombarea galaxiilor spirale . Le lipsesc gazul și praful și se presupune că s-au transformat de mult în stele.

Clusterele globulare au o concentrație mare de stele - o medie de aproximativ 0,4 stele pe parsec cub , iar în centrul clusterului există 100 sau chiar 1000 de stele pe parsec cub (pentru comparație, în vecinătatea Soarelui , concentrația este 0,12 stele pe parsec cub) [2] . Se crede că clusterele globulare nu sunt un loc favorabil pentru existența sistemelor planetare , deoarece orbitele planetelor din nucleele clusterelor dense sunt instabile dinamic din cauza perturbărilor cauzate de trecerea stelelor învecinate. O planetă care orbitează la o distanță de 1 UA dintr-o stea din miezul unui cluster dens (de exemplu, 47 Tucanae ), teoretic ar putea exista doar 100 de milioane de ani [26] . Cu toate acestea, oamenii de știință au descoperit un sistem planetar în apropierea pulsarului PSR B1620-26 în clusterul globular M4 , dar aceste planete s-au format probabil după evenimentul care a dus la formarea pulsarului [27] .

Unele clustere globulare, cum ar fi Omega Centauri în Calea Lactee și Mayall II în Galaxia Andromeda , sunt extrem de masive (câteva milioane de mase solare) și conțin stele din mai multe generații stelare. Ambele grupuri pot fi considerate dovezi că clusterele globulare supermasive sunt nucleul galaxiilor pitice absorbite de galaxiile gigantice [28] . Aproximativ un sfert din clusterele globulare din Calea Lactee ar putea fi făcut parte din galaxii pitice [29] .

Unele clustere globulare (de exemplu, M15 ) au nuclee foarte masive care pot conține găuri negre , deși modelarea arată că rezultatele observaționale disponibile sunt la fel de bine explicate prin prezența unor găuri negre mai puțin masive și prin concentrația de stele neutronice (sau pitice albe masive). ) [30 ] .

Conținut de metal

Grupurile globulare sunt de obicei compuse din stele de populație II care au o abundență scăzută de elemente grele. Astronomii numesc elementele grele metale, iar concentrația relativă a acestor elemente într-o stea, metalitate. Aceste elemente sunt create în procesul de nucleosinteză stelară și apoi fac parte dintr-o nouă generație de stele. Astfel, fracția de metale poate indica vârsta unei stele, iar stelele mai vechi au de obicei metalități mai mici [32] .

Astronomul olandez Peter Oosterhof a observat că probabil există două populații de clustere globulare cunoscute sub numele de „grupurile Oosterhof”. Ambele grupuri au linii spectrale slabe ale elementelor metalice, dar liniile din stelele de tip I (OoI) nu sunt la fel de slabe ca în tipul II (OoII), iar al doilea grup are o perioadă puțin mai lungă pentru variabilele RR Lyrae [33] . Astfel, stelele de tip I sunt numite „bogate în metal”, iar stelele de tip II sunt numite „cu metal scăzut”. Aceste două populații sunt observate în multe galaxii, în special în elipticele masive . Ambele grupe de vârstă sunt aproape la fel cu Universul însuși , dar diferă unul de celălalt prin metalitate. Au fost înaintate diverse ipoteze pentru a explica această diferență, inclusiv fuziuni cu galaxii bogate în gaze, absorbția galaxiilor pitice și mai multe faze de formare a stelelor într-o singură galaxie. În Calea Lactee , clusterele cu conținut scăzut de metal sunt asociate cu haloul , în timp ce clusterele bogate în metale sunt asociate cu umflătura [34] .

În Calea Lactee, majoritatea clusterelor de metale joase sunt aliniate de-a lungul unui plan în partea exterioară a halou a galaxiei. Acest lucru sugerează că clusterele de tip II au fost capturate dintr-o galaxie satelit și nu sunt cei mai vechi membri ai sistemului de clustere globulare al Căii Lactee, așa cum se credea anterior. Diferența dintre cele două tipuri de clustere în acest caz se explică prin întârzierea dintre momentul în care cele două galaxii și-au format sistemele de clustere [35] .

Componente exotice

În clusterele globulare, densitatea stelelor este foarte mare și, prin urmare, apar adesea pasaje apropiate și ciocniri. O consecință a acestui fapt este abundența mai mare în clustere globulare a unor clase exotice de stele (de exemplu, stele albastre , pulsari de milisecunde și binare cu raze X de masă mică ). Răspunderile albastre se formează prin fuziunea a două stele, posibil ca urmare a unei coliziuni cu un sistem binar [36] . O astfel de stea este mai fierbinte decât restul stelelor din cluster, care au aceeași luminozitate, și astfel diferă de stelele din secvența principală formate în timpul nașterii clusterului [37] .

Din anii 1970 astronomii caută găuri negre în clustere globulare, dar această sarcină necesită o rezoluție mare a telescopului, așa că abia odată cu apariția telescopului spațial Hubble a fost făcută prima descoperire confirmată. Pe baza observațiilor, s-a făcut o presupunere despre prezența unei găuri negre cu masă intermediară (4000 de mase solare) în clusterul globular M 15 și a unei găuri negre (~ 2⋅10 4 M ⊙ ) în clusterul Mayall II din galaxia Andromeda. [38] . Emisia de raze X și radio de la Mayall II corespunde unei găuri negre de masă intermediară [39] . Ele prezintă un interes deosebit deoarece sunt primele găuri negre care au o masă intermediară între găurile negre obișnuite de masă stelară și găurile negre supermasive din nucleele galaxiilor. Masa găurii negre intermediare este proporțională cu masa clusterului, ceea ce completează relația descoperită anterior dintre masele găurilor negre supermasive și galaxiile din jur.

Afirmațiile privind găurile negre de masă intermediară au fost întâmpinate cu oarecare scepticism de către comunitatea științifică. Faptul este că cele mai dense obiecte din clusterele globulare ar trebui să își încetinească treptat mișcarea și să ajungă în centrul clusterului ca urmare a unui proces numit „segregare în masă”. În clusterele globulare, acestea sunt pitice albe și stele neutronice . Cercetările efectuate de Holger Baumgardt și colegii săi au remarcat că raportul masă-lumină în M15 și Mayall II ar trebui să crească brusc spre centrul clusterului chiar și fără prezența unei găuri negre [40] [41] .

Diagrama Hertzsprung-Russell

Diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) este un grafic care arată relația dintre magnitudinea absolută și indicele de culoare . Indicele de culoare BV este diferența dintre luminozitatea luminii albastre a unei stele , sau B, și lumina sa vizibilă (galben-verde) sau V. Valorile mari ale indicelui de culoare BV indică o stea roșie rece, în timp ce valorile negative indică o stea albastră cu o suprafață fierbinte. [42] . Când stelele apropiate de Soare sunt reprezentate pe o diagramă H-R, aceasta arată distribuția stelelor de diferite mase, vârste și compoziții. Multe stele din diagramă sunt relativ aproape de curba înclinată din stânga sus (luminozități mari, tipuri spectrale timpurii ) spre dreapta jos (luminozități scăzute, tipuri spectrale târzii ). Aceste stele sunt numite stele din secvența principală . Cu toate acestea, diagrama include și stele care se află în stadii ulterioare ale evoluției stelare și au coborât din secvența principală.

Deoarece toate stelele dintr-un cluster globular sunt aproximativ la aceeași distanță de noi, magnitudinea lor absolută diferă de magnitudinea lor aparentă cu aproximativ aceeași cantitate. Stelele din secvența principală dintr-un cluster globular sunt comparabile cu stelele similare din vecinătatea Soarelui și se vor alinia de-a lungul liniei secvenței principale. Acuratețea acestei ipoteze este confirmată de rezultate comparabile obținute prin compararea mărimilor stelelor variabile de perioadă scurtă din apropiere (cum ar fi RR Lyrae ) și cefeidelor cu aceleași tipuri de stele din cluster [43] .

Comparând curbele de pe diagrama H-R, se poate determina magnitudinea absolută a stelelor secvenței principale din cluster. Acest lucru, la rândul său, face posibilă estimarea distanței până la cluster pe baza valorii mărimii stelare aparente. Diferența dintre valorile relative și absolute, modulul distanței , oferă o estimare a distanței [44] .

Când stelele unui cluster globular sunt reprezentate pe o diagramă G-R, în multe cazuri aproape toate stelele cad pe o curbă destul de definită, care diferă de diagrama G-R a stelelor din apropierea Soarelui, care combină stele de diferite vârste și origini într-o singură. întreg. Forma curbei pentru clusterele globulare este o caracteristică a grupurilor de stele care s-au format aproximativ în același timp din aceleași materiale și diferă doar prin masa lor inițială. Deoarece poziția fiecărei stele pe diagrama H-R depinde de vârstă, forma curbei pentru un cluster globular poate fi folosită pentru a estima vârsta totală a populației stelare [45] .

Cele mai masive stele din secvența principală vor avea cea mai mare magnitudine absolută, iar aceste stele vor fi primele care vor intra în stadiul gigant . Pe măsură ce clusterul îmbătrânește, stelele cu masă mai mică vor începe să treacă la stadiul de gigant, astfel încât vârsta unui cluster cu un tip de populație stelară poate fi măsurată prin căutarea stelelor care abia încep să treacă la stadiul de gigant. Ele formează un „genunchi” în diagrama H-R cu o rotație în colțul din dreapta sus față de linia secvenței principale. Mărimea absolută în regiunea punctului de cotitură depinde de vârsta clusterului globular, astfel încât scala de vârstă poate fi reprezentată pe o axă paralelă cu mărimea .

În plus, vârsta unui cluster globular poate fi determinată din temperatura celor mai reci pitice albe . În urma calculelor, s-a constatat că vârsta tipică a clusterelor globulare poate ajunge până la 12,7 miliarde de ani [46] . Prin aceasta, ele diferă semnificativ de grupurile de stele deschise, care au doar câteva zeci de milioane de ani.

Vârsta clusterelor globulare impune o limită asupra limitei de vârstă a întregului Univers. Această limită inferioară a fost un obstacol semnificativ în cosmologie . La începutul anilor 1990, astronomii s-au confruntat cu estimări ale vârstei clusterelor globulare care erau mai vechi decât sugerau modelele cosmologice. Cu toate acestea, măsurători detaliate ale parametrilor cosmologici prin sondaje ale cerului adânc și prezența sateliților precum COBE au rezolvat această problemă.

Studiile privind evoluția clusterelor globulare pot fi folosite și pentru a determina schimbările datorate combinației de gaz și praf care formează clusterul. Datele obținute din studiul clusterelor globulare sunt apoi folosite pentru a studia evoluția întregii Căi Lactee [47] .

În clusterele globulare, există unele stele cunoscute sub denumirea de stăpâni albastre care par să continue să se deplaseze în jos în secvența principală către stele albastre mai strălucitoare. Originea acestor stele este încă neclară, dar majoritatea modelelor sugerează că formarea acestor stele este rezultatul transferului de masă între stele în sisteme binare și triple [36] .

Grupuri de stele globulare din galaxia Calea Lactee

Grupurile globulare sunt membri colectivi ai galaxiei noastre și fac parte din subsistemul său sferic : se învârt în jurul centrului de masă al galaxiei pe orbite foarte alungite, cu viteze de ≈200 km/s și o perioadă orbitală de 108-109 ani . Vârsta clusterelor globulare din galaxia noastră se apropie de vârsta sa, ceea ce este confirmat de diagramele lor Hertzsprung-Russell , care conțin o întrerupere caracteristică în secvența principală pe partea albastră, indicând transformarea stelelor masive care sunt membre ale clusterului în roșu . giganți .

Spre deosebire de clusterele deschise și asociațiile stelare , mediul interstelar al clusterelor globulare conține puțin gaz. Acest fapt se explică, pe de o parte, prin viteza parabolică scăzută , care este ≈10–30 km/s, și, pe de altă parte, prin vechimea lor mare. Un factor suplimentar, aparent, este trecerea periodică în cursul revoluției în jurul centrului Galaxiei noastre prin planul său, în care sunt concentrați norii de gaz, ceea ce contribuie la „măturarea” propriului gaz în timpul unor astfel de treceri.

Grupuri de stele globulare din alte galaxii

În alte galaxii (de exemplu, în Norii Magellanic ), se observă și clustere globulare relativ tinere.

Majoritatea clusterelor globulare din LMC și MMO aparțin stelelor tinere, spre deosebire de clusterele globulare din galaxia noastră, și sunt în mare parte scufundate în gaz și praf interstelar. De exemplu, Nebuloasa Tarantula este înconjurată de grupuri globulare tinere de stele alb-albastru. În centrul nebuloasei se află un grup tânăr, strălucitor.

Grupuri de stele globulare din galaxia Andromeda (M31):

Pentru a observa majoritatea clusterelor globulare M31, aveți nevoie de un telescop cu un diametru de 10 inci, cel mai strălucitor putând fi văzut într-un telescop de 5 inci. Mărirea medie este de 150-180 de ori, schema optică a telescopului nu contează.

Clusterul G1 ( Mayall II ) este cel mai luminos cluster din Grupul Local, la o distanță de 170.000 ly. ani.

Note

1. ↑ Hubble Images a Swarm of Ancient Stars  (în engleză)  (link nu este disponibil) . Biroul de știri HubbleSite . Institutul de Știință al Telescopului Spațial (1 iulie 1999). Data accesului: 26 ianuarie 2013. Arhivat din original pe 7 octombrie 2008.
2. ↑ 1 2 Talpur J. A Guide to Globular Clusters (link indisponibil) . Universitatea Keele (1997). Data accesului: 26 ianuarie 2013. Arhivat din original la 30 decembrie 2012. (nedefinit) 
3. ↑ 1 2 Harris WE Catalog of Parameters for Milky Way Globular Clusters: The Database (downlink) . Universitatea McMaster (decembrie 2010). Data accesului: 26 ianuarie 2013. Arhivat din original la 22 februarie 2012.  (nedefinit)  (versiunea publicată 1996: Harris WE A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way  )  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing . - Vol. 112 . - doi : 10.1086/118116 . - .
4. ↑ 1 2 Frommert H. Milky Way Globular Clusters (link indisponibil) . SEDS (iunie 2011). Consultat la 10 octombrie 2014. Arhivat din original pe 15 octombrie 2014. (nedefinit) 
5. ↑ 1 2 Ashman KM, Zepf SE Formarea clusterelor globulare în galaxii care fuzionează și interacționează . - 1992. - T. 384 . - S. 50-61 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170850 . - Cod biblic .
6. ↑ Barmby P., Huchra JP M31 Clusters Globulari din Arhiva Telescopului Spațial Hubble. I. Detectarea și completitudinea clusterelor  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2001. - Vol. 122 , nr. 5 . - P. 2458-2468 . - doi : 10.1086/323457 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0107401 .
7. ↑ McLaughlin DE, Harris WE, Hanes DA Structura spațială a sistemului de clustere globulare M87  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1994. - Vol. 422 , nr. 2 . - P. 486-507 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173744 . - Cod biblic .
8. ↑ Dauphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M., Tucholke H.-J. Cinematica clusterelor globulare, distanțe apocentrice și gradient de metalitate halo  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 1996. - Vol. 313 . - P. 119-128 . - Cod biblic .
9. ↑ Harris WE Sisteme de clustere globulare în galaxii dincolo de grupul local  // Revizuirea  anuală a astronomiei și astrofizicii. - Recenzii anuale , 1991. - Vol. 29 . - P. 543-579 . - doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551 . - Cod biblic .
10. ↑ Dinescu DI, Majewski SR, Girard TM, Cudworth KM The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2000. - Vol. 120 , nr. 4 . - P. 1892-1905 . - doi : 10.1086/301552 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0006314 .
11. ↑ Lotz JM, Miller BW, Ferguson HC Culorile sistemelor de clustere globulare ale galaxiei eliptice, nuclee și halos stelare  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2004. - Vol. 613 , nr. 1 . - P. 262-278 . - doi : 10.1086/422871 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0406002 .
12. ↑ van den Bergh S. clustere globulare și galaxii sferoidale pitice  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Vol. 385 , nr. 1 . - P.L20-L22 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . — Cod . - arXiv : 0711.4795 .
13. ↑ Sharp NA M22, NGC6656 (link indisponibil) . Observatorul Național de Astronomie Optică . Consultat la 10 octombrie 2014. Arhivat din original pe 17 octombrie 2014. (nedefinit) 
14. ↑ 1 2 Boyd RN O introducere în astrofizica nucleară. - Chicago: University of Chicago Press, 2007. - 422 p. — ISBN 9780226069715 .
15. ↑ Ashman, 1998 , p. 2.
16. ↑ Shapley H. Globular Clusters and the Structure of the Galactic System  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1918. - Vol. 30 , nr. 173 . - P. 42-54 . — ISSN 0004-6280 . - Cod biblic . —
17. ↑ Hogg H.S. Harlow Shapley și Globular Clusters  // Publicații ale Societății Astronomice din Pacific  . - 1965. - Vol. 77 , nr. 458 . - P. 336-346 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/128229 . —
18. ↑ Piotto G., Bedin LR, Anderson J. și colab. O secvență principală triplă în clusterul globular NGC 2808  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2007. - Vol. 661 , nr. 1 . - P.L53-L56 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/518503 . - Cod biblic .
19. ↑ Chaboyer B. Întâlnirea vârstei clusterelor globulare // Vârste astrofizice și Scale temporale / Ed. de T.v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. - San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului, 2001. - Vol. 245. - P. 162-172. - (Seria de conferințe ASP). - ISBN 1-58381-083-8 . — Cod
20. ↑ Piotto G. Observații ale populațiilor multiple în clustere de stele // The Ages of Stars. - Uniunea Astronomică Internațională, 2009. - Vol. 4. - P. 233-244. - (Proceedings of the International Astronomical Union). - Cod - arXiv : 0902.1422
21. ↑ Weaver D., Villard R., Christensen LL și colab. Hubble găsește mai multe „Baby Booms” stelare într-un aglomerat  globular . HubbleSite (2 mai 2007). Preluat: 1 noiembrie 2014.
22. ↑ Elmegreen BG, Efremov Yu. N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1997. - Vol. 480 , nr. 1 . - P. 235-245 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/303966 . - Cod biblic .
23. ↑ Burkert A., Tremaine S. O corelație între găurile negre supermasive centrale și sistemele de clustere globulare ale galaxiilor de tip timpuriu  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2010. - Vol. 720 , nr. 1 . - P. 516-521 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/720/1/516 . - Cod biblic . - arXiv : 1004.0137 .
24. ↑ Negueruela I., Clark S. Young and Exotic Stellar Zoo - Telescoapele ESO Descoperă Super Cluster Star din Calea  Lactee . Observatorul European de Sud (22 martie 2005). Preluat: 1 noiembrie 2014.
25. ↑ Înghițit de stele din apropierea inimii Căii Lactee  . Telescopul spațial (27 iunie 2011). Preluat: 1 noiembrie 2014.
26. ↑ Sigurdsson S. Planete în clustere globulare? (engleză)  // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1992. - Vol. 399 , nr. 1 . - P.L95-L97 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/186615 . - Cod biblic .
27. ↑ Arzoumanian Z., Joshi K., Rasio FA, Thorsett SE Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System // Pulsars: Problems and Progress. Actele celui de-al 160-lea colocviu al Uniunii Astronomice Internaționale. - San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului, 1996. - Vol. 105. - P. 525-530. — (Seria de Conferințe Societății Astronomice din Pacific). — ISBN 1050-3390. - Cod - arXiv : astro-ph/9605141
28. ↑ Bekki K., Freeman KC Formarea lui ω Centauri dintr-o galaxie pitică antică nucleată în tânărul disc galactic  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 346 , nr. 2 . - P.L11-L15 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x . - Cod .
29. ↑ Forbes DA, Bridges T. Accreted versus in situ Milky Way globular clusters  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2010. - Vol. 404 , nr. 3 . - P. 1203-1214 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . - arXiv : 1001.4289 .
30. ↑ van der Marel R. Black Holes in Globular Clusters  (engleză)  (link indisponibil) . Institutul de Știință al Telescopului Spațial (16 martie 2002). Consultat la 1 noiembrie 2014. Arhivat din original la 30 mai 2012.
31. ↑ Observă diferența - Hubble spionează un alt cluster globular, dar cu un secret  (în engleză)  (downlink) . Telescopul spațial (3 octombrie 2011). Consultat la 1 noiembrie 2014. Arhivat din original pe 3 august 2014.
32. ↑ Green SF, Jones MH, Burnell SJ O introducere în soare și stele . - Cambridge: Cambridge University Press, 2004. - P. 240. - ISBN 0521837375 .
33. ↑ van Albada TS, Baker N. On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1973. - Vol. 185 . - P. 477-498 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152434 .
34. ↑ Harris W.E. Structura spațială a sistemului de clustere globulare și distanța până la centrul galactic  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1976. - Vol. 81 . - P. 1095-1116 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/111991 . - Cod biblic .
35. ↑ Yoon S.-J., Lee Y.-W. Un flux aliniat de clustere cu metalicitate scăzută în Haloul Căii Lactee   // Știință . - 2002. - Vol. 297 , nr. 5581 . - P. 578-581 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.1073090 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0207607 . — PMID 12142530 .
36. ↑ 1 2 Leonard PJT Ciocniri stelare în clustere globulare și problema rătăcitorului albastru  //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 1989. - Vol. 98 . - P. 217-226 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115138 . — Cod biblic .
37. ↑ Murphy BW A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters   // Mercur . - 1999. - Vol. 28 , nr. 4 . — ISSN 0047-6773 .
38. ↑ Savage D., Neal N., Villard R. et al. Hubble descoperă găuri negre în  locuri neașteptate . HubbleSite (17 septembrie 2002). Preluat: 1 noiembrie 2014.
39. ↑ Finley D. Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA  indică . Observatorul Național de Radioastronomie (28 mai 2007). Preluat: 1 noiembrie 2014.
40. ↑ Baumgardt H., Hut P., Makino J. et al. Despre structura centrală a M15  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 582 , nr. 1 . -P.L21- L24 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/367537 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0210133v3 .
41. ↑ Baumgardt H., Makino J., Hut P. et al. Un model dinamic pentru clusterul globular G1  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 2003. - Vol. 589 , nr. 1 . - P.L25-L28 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/375802 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0301469 . Arhivat din original pe 18 martie 2012.
42. ↑ Surdin V. G. Star color index . Astronet . Preluat: 1 noiembrie 2014. (Rusă)
43. ↑ Shapley H. Studii bazate pe culorile și mărimile din clusterele stelare. I,II,III  (engleză)  // The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1917. - Vol. 45 . - P. 118-141 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/142314 . — Cod biblic .
44. ↑ Schwarzschild M. Structura și evoluția stelelor . - New York: Dover, 1958. - 296 p. — (cărți Dover despre astronomie). - ISBN 0-486-61479-4 .
45. ↑ Sandage A. Observational Approach to Evolution. III. Trasee de evoluție semiempirice pentru M67 și M3  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1957. - Vol. 126 . - P. 326-340 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146405 . - Cod biblic .
46. ↑ Hansen BMS, Brewer J., Fahlman GG și colab. Secvența de răcire a piticelor albe a clusterului globular Messier 4  //  Jurnalul astrofizic . - Editura IOP , 2002. - Vol. 574 , nr. 2 . -P.L155 - L158 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/342528 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0205087 .
47. ↑ Gratton R., Pasquini L. Ashes from the Elder Brethren - UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular  Clusters . Observatorul European de Sud (2 martie 2001). Preluat: 1 noiembrie 2014.

Link -uri

• clustere globulare
• Clustere de stele globulare din Calea Lactee  - o listă cu parametri, inclusiv distanța de la Soare și centrul galaxiei  (ing.)
•  Grupul Cluster Globular al Departamentului de Astronomie Padova
• Ashman KM sisteme de cluster globulare. - Cambridge, Marea Britanie: Cambridge University Press, 1998. - 171 p. - (Seria de astrofizică Cambridge, Vol. 30). — ISBN 0521550572 .

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	BNF : 12393896m GND : 4298254-6 J9U : 987007531590705171 LCCN : sh85127432