Ammassi globulari

L' ammasso globulare M80 nella costellazione dello Scorpione si trova a circa 28.000 anni luce dal sole. Ci sono centinaia di migliaia di stelle qui.
M13 nella costellazione di Ercole è l'ammasso globulare più luminoso del cielo settentrionale, facile da trovare e visibile ad occhio nudo nelle notti limpide e buie.

Un ammasso globulare (anche brevemente ciottolo ) è un ammasso di un gran numero di stelle legate gravitazionalmente insieme, la densità di una simmetria sferica mostra una distribuzione per diminuzioni dal centro, dove le stelle molto insieme stanno vicino al bordo in tutte le direzioni allo stesso modo. I tipici ammassi globulari contengono diverse centinaia di migliaia di stelle. L'elevata densità di stelle vicino al centro porta a cambiamenti reciproci nell'orbita , che si traduce nell'aspetto sferico.

Gli ammassi globulari, dal canto loro, sono legati gravitazionalmente alle galassie , nel cui alone si muovono ampiamente. Sono costituiti principalmente da vecchie stelle rosse che contengono solo pochi elementi pesanti (" povertà di metalli "). Questo li distingue nettamente dagli ammassi stellari aperti , che sono tra le formazioni più recenti nelle galassie.

Gli ammassi globulari sono comuni. In Halo of the Milky Way se ne conoscono circa 150 e si stima che ne rimangano ancora da scoprire. Ci sono circa 500 ammassi globulari nell'alone della Galassia di Andromeda . Gli aloni di enormi galassie ellittiche come M87 possono contenere fino a 10.000. Questi ammassi globulari orbitano attorno alla galassia a una distanza di 40 kilo parsec (circa 131.000 anni luce ) o più.

Nel gruppo locale , tutte le galassie più grandi e massicce hanno un sistema di aloni di ammassi globulari. La Galassia Nana del Sagittario e la Galassia Nana Maggiore del Cane sembrano cedere i loro ammassi globulari (come Palomar 12 ) alla Via Lattea. Questo mostra come le galassie potrebbero aver ricevuto i loro ammassi globulari.

Le stelle di tali ammassi - le cosiddette stelle estreme di Popolazione II - hanno tutte più o meno la stessa età e non mostrano righe spettrali da elementi più pesanti. Questi spettri indicano un'età stellare elevata, poiché gli elementi pesanti si sono mossi solo nel corso di miliardi di anni z. B. formato da supernovae . Le vecchie stelle che si sono formate nell'universo primordiale possono quindi difficilmente contenere tali elementi nei loro gusci. Le stelle giovani, in particolare le stelle di Popolazione I , sono invece “riciclate”: sono state formate da materiale (compresi elementi pesanti) che ad es. Una parte di essa si era già formata nelle stelle più vecchie per fusione nucleare (vedi anche la sezione sulle occorrenze dei metalli ).

Sebbene le stelle negli ammassi globulari siano state tra le prime a formarsi nelle galassie, le loro origini e il loro ruolo nell'evoluzione galattica non sono ancora chiari. Si presume ora che gli ammassi globulari differiscano significativamente dalle galassie nane ellittiche e che si siano formati più come parte di una galassia che come una singola galassia separata.

Ammassi globulari molto giovani possono essere osservati anche nell'alone di alcune galassie ellittiche. Si ritiene che queste galassie siano sorte dalla fusione di due o più galassie originali. Tali collisioni innescano un'ondata di formazione stellare (starburst) , in cui, secondo le ultime scoperte, gli ammassi globulari possono formarsi nuovamente, così che nell'alone di tale galassia si possono trovare diverse generazioni di ammassi globulari.

Cronologia delle osservazioni

Il primo ammasso globulare, M22 , fu scoperto nel 1665 dall'astronomo dilettante tedesco Johann Abraham Ihle . La risoluzione dei telescopi del suo tempo era così bassa che solo una diffusa, macchia rotonda potrebbe essere visto e non le singole stelle del cluster.

Nicolas Louis de Lacaille menzionò molti di questi oggetti nel suo catalogo pubblicato dal 1751 al 1752, in particolare gli oggetti successivamente denominati NGC 104 , NGC 4833 , M55 , M69 e NGC 6397 . La M davanti a un numero sta per il catalogo di Charles Messier pubblicato nella sua forma definitiva nel 1781 , mentre NGC fa riferimento al New General Catalogue di Johan Dreyer (1880). Il primo ammasso globulare in cui si potevano osservare singole stelle fu catalogato da Messier nel 1764 come M4 . M4 è l'ammasso globulare più vicino.

William Herschel iniziò una nuova indagine nel 1782. Con telescopi più potenti, è stato in grado di rilevare singole stelle in tutti i 33 ammassi globulari conosciuti all'epoca e ha trovato altri 37 ammassi stellari. Nel suo secondo catalogo con oggetti del cielo profondo , apparso nel 1789, usò per la prima volta il termine ammasso globulare per descriverlo .

Il numero di ammassi globulari scoperti è aumentato costantemente, da 83 nel 1915 a 93 nel 1930 e 97 nel 1947. Oggi sono noti 151 ammassi globulari nell'alone della Via Lattea e si sospetta che altri 10-50 siano dietro il gas e la polvere di la via Lattea. La maggior parte degli ammassi globulari è visibile nel cielo australe .

Nel 1914 Harlow Shapley iniziò gli studi sugli ammassi globulari, che pubblicò in 40 articoli. Esaminò le Cefeidi , stelle variabili di un certo tipo, negli ammassi stellari e usò le loro fluttuazioni periodiche di luminosità per determinare la distanza.

L' ammasso globulare M75 è un ammasso globulare di classe I molto denso.

La maggior parte degli ammassi globulari della Via Lattea si trova vicino al rigonfiamento galattico . Nel 1918 Shapley approfittò della distribuzione altamente asimmetrica per determinare l'estensione della Via Lattea. Egli assunse una distribuzione approssimativamente sferica degli ammassi globulari attorno al rigonfiamento galattico e usò la posizione degli ammassi stellari per determinare la posizione del sole rispetto al centro galattico .

Shapley ha scoperto che il Sole è molto lontano dal centro della Via Lattea e ha concluso che la galassia era molto più grande di quanto si pensasse in precedenza. La sua stima è dello stesso ordine di grandezza del valore accettato oggi.

Ciò contraddiceva l'allora comune modello dell'universo, poiché nel cielo notturno si percepiscono all'incirca lo stesso numero di stelle in ogni direzione. È ormai noto che c'è ancora molto gas e polvere tra le stelle che compongono il disco galattico , che assorbe la maggior parte della luce dal centro galattico. Gli ammassi globulari, invece, si trovano all'esterno del disco galattico nell'alone galattico , per cui possono essere visti anche da distanze maggiori. Con l'assunzione di una distribuzione approssimativamente uniforme sul disco galattico, la vera posizione e l'estensione della Via Lattea divennero approssimativamente riconoscibili per la prima volta.

Anche Henrietta Hill Swope e Helen Hogg hanno studiato gli ammassi stellari. Negli anni dal 1927 al 1929, Shapley e Sawyer iniziarono a classificare gli ammassi stellari in base alla concentrazione delle stelle al centro dell'ammasso. Gli ammassi stellari con la maggiore concentrazione sono stati assegnati alla classe I. Con una concentrazione decrescente, si formarono altre undici classi fino alla XII classe. Queste classi divennero note a livello internazionale come le classi di concentrazione di Shapley-Sawyer . A volte vengono usati numeri arabi al posto dei numeri romani.

composizione

Gli ammassi globulari sono generalmente costituiti da centinaia di migliaia di stelle povere di metalli. Tali stelle si possono trovare anche nel rigonfiamento delle galassie a spirale, ma non in questa quantità in un volume di pochi parsec cubici. Inoltre, gli ammassi globulari non contengono né gas né polvere, poiché da essi si sono già formate stelle.

Sebbene gli ammassi globulari possano contenere molte stelle, non sono un luogo adatto per un sistema planetario. Le orbite dei pianeti sono instabili perché le stelle che passano disturbano l'orbita. Un pianeta in orbita attorno a una stella a una distanza di un'unità astronomica sopravviverebbe in media solo circa 100 milioni di anni in un ammasso globulare come 47 Tucanae . Tuttavia, è stato trovato un sistema planetario ( PSR B1620-26 b ) in orbita attorno alla pulsar ( PSR B 1620-26 ), che appartiene all'ammasso globulare M4 .

Con poche eccezioni, a ciascun ammasso globulare può essere assegnata un'età esatta. Poiché la maggior parte delle stelle dell'ammasso sono tutte nella stessa fase di evoluzione stellare, si può presumere che si siano formate nello stesso momento. Le stelle non si formano in nessun ammasso globulare conosciuto. Di conseguenza, gli ammassi globulari sono gli oggetti più antichi della Via Lattea che si sono formati quando si sono formate le prime stelle.

Alcuni ammassi globulari come Omega Centauri nell'alone della Via Lattea e Mayall II nell'alone della Galassia di Andromeda (M31) sono particolarmente pesanti con molti milioni di masse solari e contengono diverse popolazioni stellari. Si ritiene che entrambi siano stati i nuclei delle galassie nane e siano stati catturati da una galassia più grande. Si ritiene che molti ammassi globulari con nuclei pesanti (come M15 ) contengano buchi neri .

Depositi di metallo

Gli ammassi globulari di solito sono costituiti da stelle di Popolazione II che contengono poco metallo rispetto alle stelle di Popolazione I come il Sole. In astrofisica , il termine metallo include tutti gli elementi che sono più pesanti dell'elio , come il litio e il carbonio , vedi metallicità .

L'astronomo olandese Pieter Oosterhoff notò che esisteva una seconda popolazione di ammassi globulari, che fu chiamata gruppo di Oosterhoff. In questo gruppo, la periodicità delle stelle RR Lyrae è più lunga. Entrambi i gruppi contengono solo deboli linee di elementi metallici, ma le stelle degli ammassi stellari di tipo I di Oosterhoff (OoI) non sono pesanti come quelle di tipo II (OoII). Il tipo I è chiamato "ricco di metalli", mentre il tipo II è chiamato "povero di metalli". Nella Via Lattea , gli ammassi stellari poveri di metalli si trovano nell'alone esterno e quelli ricchi di metalli vicino al rigonfiamento .

Queste due popolazioni sono state osservate in molte galassie (soprattutto galassie ellittiche massicce ). Entrambi i gruppi hanno più o meno la stessa età (più o meno la stessa dell'universo stesso), ma differiscono nei loro depositi di metallo. Sono stati proposti molti scenari per spiegare l'esistenza delle due diverse specie, compresa la fusione di galassie con alti depositi di gas, l'accumulo di galassie nane e l'esistenza di più fasi di formazione stellare in una galassia.

Poiché gli ammassi stellari poveri di metalli della Via Lattea si trovano nell'alone esterno, si può presumere che questi ammassi stellari di tipo II siano stati catturati dalla Via Lattea e non siano gli oggetti più antichi che si sono formati nella Via Lattea, come in precedenza presunto. Le differenze tra i due tipi di ammassi globulari sarebbero quindi spiegate da una differenza temporale nella loro formazione.

Stelle insolite

Gli ammassi globulari hanno una densità stellare molto elevata, che porta a una maggiore influenza reciproca e a quasi collisioni delle stelle relativamente frequenti. Di conseguenza, le stelle esotiche come le stelle ritardatarie blu , le pulsar di millisecondi e le stelle binarie a raggi X di luce sono molto più comuni. Un ritardatario blu emerge da due stelle, forse dalla collisione di un sistema stellare binario. La stella risultante ha una temperatura più alta rispetto a stelle comparabili nell'ammasso stellare con la stessa luminosità ed è quindi al di fuori delle stelle della sequenza principale .

Buchi neri

L' ammasso globulare M15 ha un buco nero con un peso di 4000 masse solari nel suo nucleo.

Gli astronomi sono alla ricerca di buchi neri negli ammassi globulari dagli anni '70 . Ciò richiede una precisione che è attualmente possibile solo con il telescopio spaziale Hubble . In programmi indipendenti sono stati scoperti un buco nero di peso medio di 4.000 masse solari nell'ammasso stellare globulare M15 (costellazione di Pegaso) e un buco nero di massa solare di 20.000 nell'ammasso globulare Mayall II nell'alone della galassia di Andromeda . Questi sono interessanti perché sono stati i primi buchi neri ad essere di dimensioni intermedie tra un buco nero convenzionale formato da una stella e i buchi neri supermassicci che esistono nei centri di galassie come la Via Lattea. La massa di questi buchi neri di peso medio è proporzionale alla massa dell'ammasso stellare, per cui questi sono nello stesso rapporto di massa dei buchi neri supermassicci con le loro galassie circostanti. La scoperta di buchi neri di peso medio negli ammassi globulari è tuttavia controversa e le osservazioni possono essere spiegate anche senza l'ipotesi di un buco nero centrale.

I buchi neri possono trovarsi al centro di ammassi globulari (vedi M15 sopra), ma non devono necessariamente essere presenti. Gli oggetti più densi migrano al centro dell'ammasso a causa della separazione di massa . Nei vecchi ammassi globulari, queste sono principalmente nane bianche e stelle di neutroni . In due lavori scientifici sotto la direzione di Holger Baumgart è stato dimostrato che il rapporto massa-luce può aumentare bruscamente anche senza buchi neri al centro. Questo vale sia per M15 che per Mayall II.

Nell'estate del 2012 è stato scoperto con i radiotelescopi che Messier 22 nella costellazione del Sagittario contiene addirittura due buchi neri, cosa precedentemente ritenuta impossibile per ragioni di meccanica celeste . Le due radiosorgenti hanno ciascuna 10-20 masse solari.

Diagramma di Hertzsprung-Russell

Il diagramma di Hertzsprung-Russell ( diagramma HR) è un grafico che mostra le stelle con la loro luminosità e colore assoluti . L'indice di colore mostra la differenza tra la luminosità della stella in luce blu (B) e la luminosità in luce gialla e verde (V). Grandi valori positivi indicano una stella rossa con una temperatura superficiale fredda , mentre valori negativi indicano una stella blu con una superficie calda.

Se inserisci nel diagramma le stelle dell'area intorno al sole , molte di esse giacciono su questo diagramma in una curva curva, la cosiddetta serie principale . Il diagramma include anche le stelle nelle fasi successive della loro evoluzione che si sono leggermente allontanate dalla sequenza principale.

Poiché tutte le stelle in un ammasso globulare sono approssimativamente alla stessa distanza dalla Terra, la loro luminosità assoluta differisce dalla luminosità visibile o apparente della stessa quantità. Si stima che le stelle della sequenza principale nell'ammasso globulare nel diagramma siano sulla stessa curva delle stelle in prossimità del sole. L'accuratezza di questa stima è stata confermata confrontando la luminosità delle stelle vicine in rapida evoluzione, come le stelle RR Lyrae e le Cefeidi , con quelle dell'ammasso stellare.

Poiché queste curve coincidono nel diagramma HR, è possibile determinare la luminosità assoluta delle stelle della sequenza principale nell'ammasso stellare. Con l'aiuto della luminosità apparente delle stelle, si può ottenere la distanza dell'ammasso stellare dalla terra. Questa distanza è determinata dalla differenza tra la luminosità apparente e assoluta, il modulo della distanza .

Quando le stelle di un ammasso globulare vengono tracciate su un diagramma HR, la maggior parte di esse si trova su una curva ben definibile. Questo differisce dalle stelle nelle vicinanze del sole, poiché stelle di origini ed età diverse non sono state riunite qui. La forma della curva è caratteristica di un gruppo di stelle che si sono formate nello stesso periodo con lo stesso materiale e differiscono solo per la loro massa. Poiché le posizioni delle stelle degli ammassi globulari nel diagramma HR differiscono solo in termini di età, si può dedurre la loro età da questo.

Diagramma di magnitudo dell'ammasso globulare M3 . Colpisce la curvatura al 19° “Visual Magnitude” (luminosità), alla quale le stelle arrivano al livello della stella gigante.

Le stelle più pesanti dell'ammasso globulare sono anche le più luminose e le prime a diventare giganti . Anche le stelle successive con massa inferiore si trasformeranno in giganti. Puoi anche determinare l'età di un ammasso globulare cercando stelle che hanno già raggiunto il livello delle stelle giganti. Questi formano una "curva" nel diagramma HR e collegano l'estremità inferiore destra con la linea della serie principale. L'età dell'ammasso globulare può essere letta direttamente dalla luminosità assoluta di questa "curva", così che un asse per l'età degli ammassi globulari potrebbe essere tracciato in un diagramma HR parallelo all'asse della luminosità. Tuttavia, si potrebbe anche determinare l'età esaminando la temperatura delle nane bianche più fredde in questo ammasso globulare.

L'età tipica degli ammassi globulari è di 12,7 miliardi di anni. In confronto, gli ammassi stellari aperti sono molto più giovani, solo dieci milioni di anni.

L'età degli ammassi globulari pone dei limiti all'età dell'intero universo. Il limite inferiore imbarazzava la cosmologia . Durante i primi anni '90, gli astronomi hanno scoperto ammassi globulari che sembravano essere più vecchi di quanto il modello cosmologico avrebbe consentito. Tuttavia, migliori misurazioni dei parametri cosmologici, come con il satellite COBE , hanno mostrato che le misurazioni precedenti erano errate.

Esaminando la presenza dei metalli (in astronomia i metalli sono elementi più pesanti dell'elio ), si può determinare la concentrazione delle sostanze originarie e quindi trasferire questi valori all'intera Via Lattea.

Recenti studi con satelliti spaziali e telescopi della classe degli 8 metri hanno mostrato che tutti gli ammassi globulari esaminati in dettaglio non sono costituiti da una popolazione chimicamente omogenea. Variazioni nell'abbondanza di elementi come carbonio, ossigeno, azoto, sodio e alluminio in vari ammassi globulari sono state rilevate spettroscopicamente e l'esistenza di diverse sequenze principali è stata rilevata fotometricamente . Un esempio speciale è Omega Centauri , in cui potrebbero essere rilevati tre file principali separati e cinque rami distinguibili giganti rossi . Pertanto, quando si formarono gli ammassi globulari, si verificarono diverse fasi di formazione stellare.

forma

A differenza degli ammassi stellari aperti , la maggior parte delle stelle negli ammassi globulari è legata gravitazionalmente per il resto della loro vita. Un'eccezione sono le forti interazioni con altri oggetti massicci. Questo porta alla dispersione delle stelle.

La formazione di ammassi globulari è un fenomeno poco conosciuto. Attraverso osservazioni di ammassi globulari si è potuto dimostrare che si sono formati in aree in cui era in corso una forte formazione stellare e dove il mezzo interstellare possedeva una densità maggiore rispetto alle aree di formazione stellare media. Gli ammassi globulari di solito si formano nelle regioni di formazione stellare e nelle galassie interagenti .

Dopo che le stelle si sono formate, iniziano a influenzarsi gravitazionalmente a vicenda. Di conseguenza, la grandezza e la direzione della velocità di ciascuna stella cambiano costantemente, così che dopo poco tempo non si possono trarre conclusioni sulla loro velocità originale. Questo intervallo caratteristico è chiamato tempo di rilassamento . Dipende dal tempo impiegato da una stella per attraversare l'ammasso e dal numero di stelle nel sistema. Il tempo di rilassamento varia da ammasso stellare ad ammasso stellare, ma è in media di un miliardo di anni.

Sebbene gli ammassi globulari abbiano solitamente una forma sferica, sono possibili anche forme ellittiche a causa degli effetti delle maree .

raggio

Gli astronomi caratterizzano la forma di un ammasso globulare con raggi standard. Questi sono il raggio centrale (r c ), il raggio di semiluce (r h ) e il raggio di marea (r t ). La luminosità complessiva diminuisce con l'aumentare della distanza dal nucleo e il raggio del nucleo è la distanza alla quale la luminosità della superficie è scesa alla metà. Il raggio di penombra rappresenta una quantità comparabile, che segna la distanza dal centro fino alla quale viene catturata metà della luce totale. Questo valore è generalmente maggiore del raggio del nucleo.

Va notato che il raggio di semiluce include le stelle che si trovano nella parte esterna dell'ammasso quando si trovano sulla linea di vista attraverso il nucleo, quindi i teorici hanno ancora bisogno del raggio di semimassa (r m ). Questo raggio indica la dimensione dell'area che contiene metà della massa dell'ammasso stellare. Se il raggio della semimassa è molto piccolo rispetto alla dimensione totale, allora ha un nucleo denso. Ad esempio, l' ammasso globulare M3 ha un'estensione visibile di 18 minuti d'arco , ma solo un raggio di metà massa di 1,12 minuti d'arco.

Il raggio di marea indica la distanza dal centro del nucleo alla quale l'influenza gravitazionale della galassia è maggiore di quella delle altre stelle dell'ammasso. Questa è la distanza alla quale le singole stelle possono sfuggire all'ammasso globulare. Il raggio di marea di M3 è di circa 38'.

Concentrazione di stelle

Al centro dei tipici ammassi globulari c'è una concentrazione di stelle stimata da 1000 a 10.000 stelle per parsec cubo (per fare un confronto: la densità di stelle nelle vicinanze del nostro sole è 0,14 stelle / pc³). Ciò significa una distanza media tra le singole stelle nell'ordine di 0,1 anni luce , che è solo circa 7 volte la distanza solare massima del pianeta minore Sedna . Se il nostro sistema solare fosse al centro di un ammasso globulare (dove però non potrebbe esistere in modo permanente), il nostro cielo sarebbe disseminato di stelle scintillanti anche di giorno. Le collisioni non sono rare e le influenze reciproche del percorso sono inevitabili.

luminosità

Se la luminosità di un ammasso globulare è data in funzione del raggio, la luminosità della maggior parte degli ammassi globulari aumenta con l'aumentare della distanza dal nucleo, ma decresce nuovamente dopo un certo punto. Questo di solito è a uno o due parsec di distanza dal nucleo. Tuttavia, il 20% degli ammassi globulari ha subito il processo di collasso del nucleo. Con loro, la luminosità aumenta costantemente verso il centro. Un esempio di tale collasso del nucleo può essere trovato nell'ammasso globulare M15 .

47 Tucanae , il secondo ammasso globulare più luminoso della Via Lattea dopo Omega Centauri

Si ritiene che il collasso del nucleo avvenga quando stelle pesanti collidono con stelle compagne meno pesanti in un ammasso globulare. Di conseguenza, perdono energia cinetica e iniziano a muoversi verso il nucleo. Per un periodo di tempo più lungo questo porta ad una concentrazione di massa nel nucleo.

La distribuzione della luminosità degli ammassi globulari nell'alone della Via Lattea e nell'alone della Galassia di Andromeda (M31) può essere immaginata come una curva gaussiana . Una curva gaussiana può essere caratterizzata con l'aiuto di due elementi, la luminosità media M v e la varianza σ 2 . Questa distribuzione della luminosità in un ammasso globulare è chiamata Globular Cluster Luminosity Function (GCLF). Il GCLF è anche usato come candela standard per determinare la distanza da altre galassie. Si presume, tuttavia, che gli ammassi globulari nell'alone della galassia osservata si comportino esattamente allo stesso modo di quelli nell'alone della Via Lattea.

Simulazioni N-corpi

Per calcolare i movimenti delle stelle nell'ammasso globulare, si studiano le interazioni tra le stelle nell'ammasso globulare. Poiché ciascuna delle N stelle dell'ammasso interagisce con N-1 stelle allo stesso tempo, si ha a che fare con un problema di N-corpi . Con semplici algoritmi informatici, il tempo richiesto sarebbe proporzionale a N 2 , in modo che una simulazione accurata possa richiedere molto tempo di calcolo. Per simulare le stelle in un modo che fa risparmiare tempo, possono essere combinate dinamicamente in gruppi di stelle con posizioni e velocità simili. I movimenti vengono poi descritti con l' equazione di Fokker-Planck . Questo può essere risolto come un'equazione o calcolato utilizzando la simulazione Monte Carlo . Tuttavia, la simulazione diventa più difficile una volta aggiunti al modello gli effetti delle stelle binarie e le forze gravitazionali della Via Lattea.

I risultati della simulazione N-corpi mostrano che le stelle possono compiere movimenti insoliti attraverso l'ammasso stellare. Si attorcigliano o cadono direttamente nel nucleo invece di circondarlo. A causa delle interazioni con altre stelle, le singole stelle possono ottenere una velocità sufficiente per sfuggire all'ammasso stellare. In un periodo di tempo più lungo, questo porta alla dissoluzione. Lo scioglimento avviene di norma in un periodo di 10 10 anni.

Con fino al 50% delle stelle, i sistemi stellari binari costituiscono una parte considerevole di un ammasso globulare. Le simulazioni hanno dimostrato che i sistemi stellari binari possono arrestare e persino invertire il processo di collasso del nucleo. Quando una stella binaria interagisce con una singola stella, le stelle binarie diventano più strettamente legate e trasferiscono energia cinetica alla singola stella. Quando questo processo accelera le stelle massicce nell'ammasso stellare, il nucleo continua ad espandersi e non collassa facilmente.

Forme intermedie

Non esiste una linea di demarcazione netta tra i due tipi di ammassi stellari, gli ammassi globulari e gli ammassi stellari aperti . Ad esempio, nella parte meridionale dell'alone della Via Lattea, c'è l'ammasso stellare BH 176, che mostra caratteristiche di entrambi i tipi.

Nel 2005, gli astronomi hanno scoperto un tipo completamente nuovo di ammasso stellare nell'alone della galassia di Andromeda. Questi oggetti assomigliano ad ammassi globulari per numero di stelle, età e metallicità. La differenza, tuttavia, sta nell'estensione molto più grande di molte centinaia di anni luce, così che questi ammassi stellari estesi hanno una densità molto più bassa. La loro dimensione si trova tra gli ammassi globulari e le galassie nane sferiche .

Non è noto come si siano formati questi ammassi stellari. Tuttavia, potrebbero essersi formati in modo simile agli ammassi globulari. È anche sconosciuto il motivo per cui la Galassia di Andromeda ha un tale ammasso stellare mentre non sembra esserci un tale oggetto nell'alone della Via Lattea, e se ci sono altre galassie con questi ammassi stellari estesi.

Asse di rotazione, rotazione

In molti ammassi globulari c'è un segnale di rotazione al centro. Ciò significa che l'ammasso ha un asse di rotazione attorno al quale orbitano più stelle in una direzione che nell'altra. Ciò è dimostrato da studi con lo strumento VIRUS-W. Inoltre, la rotazione è strettamente correlata ad un appiattimento relativamente debole degli ammassi globulari.

Effetto marea

Quando un ammasso globulare si avvicina a un oggetto molto pesante, come la regione centrale di una galassia, le forze gravitazionali agiscono su di esso. La differenza tra la forza gravitazionale sulla posizione dell'ammasso stellare che si avvicina di più all'oggetto pesante e la posizione più lontana da esso è chiamata forza di marea . Se l'oggetto attraversa il piano di una galassia, si può parlare di "ondata di marea".

L'ondata di marea fa sì che molte delle stelle dell'ammasso, che hanno molta energia cinetica, vengano strappate, in modo che l'ammasso trascini un flusso di stelle dietro di sé. Nel caso di piccoli ammassi, questo può contenere una gran parte delle stelle originali nell'ammasso e in questi flussi può verificarsi l'aggregazione.

Ad esempio, il minuscolo ammasso globulare Palomar 5 è stato fatto a pezzi mentre attraversava il disco galattico della Via Lattea. Ora è vicino al punto apogalattico della sua orbita ed è stato allungato fino a una lunghezza di 13.000 anni luce. Le forze di marea hanno allontanato molte stelle da Palomar 5 e si prevede che ulteriori traversate del disco galattico della Via Lattea lo trasformeranno in un unico flusso di stelle che viaggerà poi attraverso l'alone della Via Lattea.

Gli effetti delle maree forniscono ulteriore energia cinetica a molte delle stelle rimanenti nell'ammasso, riscaldando l'ammasso e aumentando drasticamente il tasso di disintegrazione. Uno shock di marea porta anche a un collasso del nucleo più rapido.

Guarda anche

link internet

Commons : Globular Clusters  - Raccolta di immagini, video e file audio
Wikizionario: Ammassi globulari  - spiegazioni di significati, origini delle parole, sinonimi, traduzioni

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