亚洲国产区中文,国产精品91高清,亚洲精品中文字幕久久久久,亚洲欧美另类久久久精品能播放

觀測簡史

第一個被發(fā)現(xiàn)的球狀團是M22，它是德國的業(yè)余天文學(xué)家Abraham Ihle在1665年發(fā)現(xiàn)的 。然而，在梅西爾觀察M4之前，早年的小口徑望遠鏡解析不出球狀星團內(nèi)的個別恒星 。最早被發(fā)現(xiàn)的8個球狀星團列在表中，隨后在Abbé Lacaille于1751-52年的表中列有NGC 104、NGC 4833、M15、M69和NGC 6397。在數(shù)字前的字母 M 代表梅西爾天體，而 NGC 則是Dreyer的星云和星團新總表。

威廉·赫歇爾在1782年使用大望遠鏡進行了一次廣泛的巡天調(diào)查，當時知道的球狀星團只有34個。赫歇爾自己另外發(fā)現(xiàn)了36個，并且首度解析出它們?nèi)加珊阈墙M成。他在1789年出版的”二千個新星云和恒星的星團”中創(chuàng)造了球狀星團這個名稱 。

球狀星團的數(shù)量持續(xù)的增加，在1915年達到83個，1930年是93個，1947年是97個。現(xiàn)在銀河系內(nèi)總共發(fā)現(xiàn)了152個，而估計總數(shù)應(yīng)該是180 ± 20 。這些附加、尚未被發(fā)現(xiàn)的球狀星團被認為是隱藏在銀河系的氣體和塵埃的后面。

從1914年起，哈洛?夏普利開始對球狀星團進行一系列的研究，大約發(fā)表了40篇的論文。他研究星團內(nèi)的天琴座RR變星（他以為是造父變星），并且嘗試用周-光關(guān)系估計距離。后來，人們發(fā)現(xiàn)天琴座RR變星比造父變星黯淡，造成夏普利高估了星團的距離 。

 NGC 7006是高度向中心集中的球狀星團，分類為Ⅰ。

在銀河系內(nèi)的球狀星團，多數(shù)被發(fā)現(xiàn)在銀河核心附近，并且在天球上的位置也大多數(shù)躺在銀河核心周圍的天空中。在1918年，哈洛?夏普利利用這種強烈的不對稱分布測定銀河系整體的尺寸。經(jīng)由假設(shè)球狀星團圍繞著銀河中心成球狀的分布，他用球狀星團來估計太陽與銀河系中心的位置 。雖然他的估計有重大的錯誤，但顯示銀河系比之前人所猜測的更為巨大。他的錯誤來自銀河系內(nèi)塵埃的減少了到達地球的光度，因而顯得球狀星團有更遠的距離。不過，夏普利的估計值現(xiàn)在所認定數(shù)量級是相同的。

夏普利的測量也顯示太陽在對遠離銀河系的中心，推翻了先前所推斷是一般恒星均勻分布的中心。在現(xiàn)實中，恒星一般都分布在銀河的盤面之中，但因此也常會被氣體和塵埃遮蔽，而球狀團在盤面之外，因此在更遠的距離上仍然可以看見。

球狀星團分類

夏普利繼續(xù)與亨麗埃塔·史渦普和海倫·Battles·索耶（稍后是霍格）研究球狀星團。在1927–29年，夏普利和海倫依據(jù)向星團中心的集中度開始分類與編輯球狀星團的目錄。最集中的星團屬于I，然后逐步縮減集中度至XII。這就成為現(xiàn)今所知的夏普力-索耶集中度分類法（經(jīng)常會以數(shù)字[Class 1–12]取代羅馬數(shù)字） 。在2015年，以觀測資料為基礎(chǔ)，提出了一種新型的暗球狀星團 。

形成

 NGC 2808包含不同世代的三種恒星 。 NASA的影像

對球狀星團形成現(xiàn)象的了解依然很少，而且也不確定星團中的恒星是一個世代形成的，還是跨越數(shù)億年形成有好幾個世代的恒星。在許多的球狀星團，大部分的恒星大約都在恒星演化的同一個階段，因此建議它們大約在同一時間形成 。然而，從一個星團到一個星團的恒星形成史，有些集團顯示有不同種群的恒星。一個例子出現(xiàn)在大麥哲倫星系（LMC）的球狀星團，展示出雙峰的分布曲線。在它們年輕的時候，LMC的星團可能與巨大分子云遭遇，觸發(fā)了第二輪的恒星形成 。這個恒星形成的時期相較于許多球狀星團的年齡，顯然相對較短 。 提出這種多樣性的恒星群建議的原因，還有動態(tài)的起源。例如在觸須星系，哈伯太空遠鏡觀測到成串的星團，在星系中跨越數(shù)百秒差距，那兒是可能發(fā)生星團碰撞和合并的地區(qū)。其中有許多存在著有意義的年齡范圍和一系列的金屬量，而它們的合并可以合理的解釋雙峰或多重的分布 。

  球狀星團M54 。

球狀星團的觀測表明，這些恒星形成區(qū)主要出現(xiàn)在星際介質(zhì)密度比正常恒星形成區(qū)域高的高效率恒星形成區(qū)域。球狀星團的形成在星暴區(qū)域和交互作用星系是很普遍的 。研究也表明在質(zhì)量中心的超大質(zhì)量黑洞（SMBH）和橢圓星系與透鏡星系的廣大球狀星團系統(tǒng)之間有關(guān)聯(lián)性。在這類星系的SMBH質(zhì)量通常是接近該星系的球狀星團總質(zhì)量 。

沒有已知的球狀星團顯示活躍的恒星形成，這符合球狀星團通常是星系中最古老的天體和第一批恒星形成集團的觀點。很大區(qū)域的恒星形成區(qū)稱為超星團，像是銀河系的維斯特盧1，很可能是球狀星團的前身 。

成分

 喬爾戈夫斯基1的恒星除了氫和氦之外，幾乎沒有其它的。在天文術(shù)語中，它們被稱為"貧金屬" 。

球狀星團通常有數(shù)十萬顆低金屬的老年恒星。在球狀星團中的這些恒星與螺旋星系核球中的恒星類似，但是體積限制在幾百萬立方秒差距內(nèi)。它們沒有氣體和塵埃，并且假設(shè)所有的氣體和塵埃都早已形成恒星。

球狀星團的恒星密度很高，平均密度可以從每立方秒差距0.4顆增加至核心的100或1000顆恒星 。 球狀星團中恒星的典型距離大約是1光年 ，但是在核心，分離的距離與太陽系的大小相媲美（比太陽附近的恒星近100至1000倍） 。

因而，它們被認為不是適合生命發(fā)展的有利場所。在星團致密的核心，行星的軌道會受到其他恒星的擾動而不穩(wěn)定。在像杜鵑座47這種核心高密度區(qū)，以1天文單位環(huán)繞恒星的行星，大約只能存活10 年（數(shù)量級） 。在M4有一顆行星繞著脈沖星（PSR B1620-26），但是這顆行星似乎是在這顆脈沖星形成之后才被創(chuàng)造的 。

一些球狀星團，像是銀河系中的半人馬座ω和M31的G1，都是非常巨大，擁有數(shù)百萬太陽質(zhì)量（M ☉）和多個恒星族。兩者都可以視為超大質(zhì)量球狀星團，事實上是矮星系被大星系并吞后殘余核心的證據(jù) 。在銀河系，大約有四分之一的球狀星團可能與宿主矮星系有所關(guān)聯(lián) 。

有幾個球狀星團（像是M15）有質(zhì)量極為巨大的內(nèi)核，其中可能隱藏著黑洞 。 雖然模擬的結(jié)果顯示，低質(zhì)量的黑洞，高集中度的中子星或大量的白矮星同樣可以很好的解釋。

金屬量

 M53有數(shù)量異常的藍掉隊星，令天文學(xué)家非常驚訝 。

球狀星團通常包括第二星族星，它們的其它元素相較于氫和氦的比率比像太陽的第一星族星為低。天文學(xué)家所謂的金屬是比氫和氦更重的元素，這些元素比率稱為金屬量。這些元素由恒星核合成產(chǎn)生，然后回收到星際介質(zhì)中，在那兒它們進入下一代的恒星。因此，金屬的比例可以是一顆恒星年齡的相對值，通常具有較低金屬豐度的恒星較老 。

荷蘭天文學(xué)家Pieter Oosterhoff注意到球狀星團似乎有兩種不同的族群，后來被稱為 Oosterhoff groups 。第二群有周期較長的天琴座RR變星 。 兩個群都有金屬線，但是Oosterhoff type I（OoI）的較為明顯，而第二型（OoII）相當微弱 。因此，第一型相當于"富金屬"（例如泰爾讓7 ），而第二型是"貧金屬"（例如ESO 280-SC06 ）。

在許多星系，尤其是大質(zhì)量的橢圓星系，都發(fā)現(xiàn)了這兩種族群。這兩者幾乎都與宇宙一樣老和有著相似的年齡，僅在金屬豐度上偶所差別。許多的方案被提出來解釋這些次集團，包括激烈的富氣體星系合并、矮星系的吸積和在單一星系的多個階段的恒星形成。在銀河系，貧金屬團簇與銀暈相關(guān)聯(lián)，富金屬團簇與凸起的核球相關(guān)聯(lián) 。

在銀河系，低金屬豐度團簇絕大多數(shù)在銀暈外層的平面。這一結(jié)果傾向于銀河系中的第二型團簇是被捕獲的衛(wèi)星星系，而不是早先所認為是銀河系最古老球狀星團的觀點。這兩種團簇之間的差異將被用來解釋兩個星系形成它們的球狀星團在時間上的差異 。

奇特的成員

球狀星團有很高的恒星密度，因此相對的，鄰近的恒星經(jīng)常會發(fā)生密切互動和對撞。由于這些偶然的機緣，一些奇特的恒星類型，如藍掉隊星、毫秒脈沖星、和低質(zhì)量X射線聯(lián)星在球狀星團中較為常見。藍掉隊星是由兩顆恒星，可能是由于遭遇一個聯(lián)星系統(tǒng)的合并 。由此產(chǎn)生的恒星比同群中具有相同亮度的恒星有著較高的表面溫度，因此有別于在星團誕生時就形成，而現(xiàn)在仍位于主序帶上的恒星 。

  球狀星團M15的核心可能有中介質(zhì)量黑洞。 NASA image 。

從1970年代，天文學(xué)家就在搜尋球狀星團內(nèi)的黑洞。這需要很高的分辨率才能勝任，然而嚴格的說，哈伯太空望遠鏡已經(jīng)首度證實有所發(fā)現(xiàn)。在獨立的計劃中，一個4,000M ☉的中介質(zhì)量黑洞已經(jīng)被哈伯太空望遠鏡證實存在球狀星團M15中，另一個20,000 M ☉ 的黑洞存在仙女座星系的球狀星團馬亞爾II 。來自馬亞爾II的X射線和無線電波輻射都符合中介質(zhì)量黑洞 。

這些都是令人感興趣的，因為它們是首度被發(fā)現(xiàn)質(zhì)量界于星系中心的超大質(zhì)量黑洞和常規(guī)恒星質(zhì)量黑洞之間的中介質(zhì)量黑洞。這些中介質(zhì)量黑洞的質(zhì)量，繼先前發(fā)現(xiàn)的超大質(zhì)量黑洞和星系質(zhì)量之間的模式成正比。

中介質(zhì)量黑洞的斷言曾經(jīng)令人懷疑。在球狀星團的核心存在著超重天體，被期待會造成質(zhì)量向中心集中的質(zhì)量層化。As pointed out in two papers by Holger Baumgardt and collaborators, the mass-to-light ratio should rise sharply towards the center of the cluster, even without a black hole, in both M15正如霍爾格?鮑姆加特和合作者在兩篇論文指出，即使沒有黑洞存在，M15 和馬亞爾II 的質(zhì)-光比都應(yīng)該朝向中心大幅的增加。

顏色-星等圖

 M5是個以數(shù)十萬顆恒星以引力約束在一起的球狀星團 。

赫羅圖（黑羅圖）是以大量恒星的樣本和它們在視覺上的絕對星等制作成的色指數(shù)圖。色指數(shù)的B?V，是它們的藍色（B）星等和視星等（V，黃-綠色）的差值；大的正值表示這顆恒星是表面溫度較低的紅色星，負值則暗示是表面溫度較高的藍色星。

當鄰近太陽的恒星被描繪在赫羅圖上時，可以顯示出這些恒星的質(zhì)量、壽命和組成的分布。多數(shù)恒星的位置都在一條傾斜的曲線上，所熟知的主序帶，越熱的星絕對星等就越亮，顏色也越藍。但是也有一些演化至晚期的恒星會出現(xiàn)在圖中，它們的位置已經(jīng)遠離了主序帶的曲線。

因為球狀星團中所有的恒星到我們的距離幾乎都一樣遠，因此從視星等修正為絕對星等的差值都是一樣的。我們相信球狀星團中的主序星也會像鄰近太陽的恒星一樣分布在主序帶上。這個假設(shè)的正確性可以觀察鄰近太陽的短周期變星，例如天琴座RR型變星和造父變星，和星團中的相同的變星比較而獲得證實 。

經(jīng)由赫羅圖的主序星擬合比對，可以測量出球狀星團內(nèi)主序星的絕對星等。反過來，也可以提供對球狀星團的距離估計，因為視星等和絕對星等的差異就是距離模數(shù)，可以測量出距離 。

當各自的球狀星團赫羅圖被描繪出來時，幾乎所有的恒星都明確的落在定義的相對曲線上。與鄰近太陽的恒星赫羅圖不同的是，星團中的恒星都有相同的起源和年齡，球狀星團的曲線形狀是由同一個時間、相同的材料和成分，只有質(zhì)量不同的恒星所形成的典型曲線。由于在赫羅圖上的每一個位置都對應(yīng)于不同質(zhì)量恒星的壽命，曲線的形狀就能測量球狀星團整體的年齡了 。

然而，上述的過程是歷史上確定球狀星團的距離和粘另的方法，但并不是首選的最佳方法，因為球狀星團中的恒星型態(tài)和光度在色指數(shù)圖中還受到許多不同參數(shù)的影響，其中有許多仍在積極研究中。有些集團甚至有其它球狀集團缺乏的一些族群（例如：Blue hook stars），或多種族群。所有的球狀星團包含的恒星在完全相同的時間誕生，或共用完全相同化學(xué)豐度的歷史規(guī)范也同樣被推翻了（例如：NGC 2808） 。更深一層，星團色指數(shù)圖的型態(tài)，包括距離指標，例如天琴座RR變星成員的亮度，都會受到觀測偏差的影響。這種影響之一是被稱為合成（blending）的效應(yīng)，它的發(fā)生是因為球狀星團核心的恒星是如此的密集，以致于低解析的觀測會有多顆恒星（未能解析）會被視為單一目標恒星。因此亮度測量看似單獨一顆恒星（例如：天琴座RR變星）的亮度會因為未被解析出的恒星而錯誤得太亮 。因此，計算出的距離是錯誤的，而更重要的是某些研究者將將有爭議的合成效果引入宇宙距離尺度的階梯，系統(tǒng)的不確定性系統(tǒng)可能造成宇宙年齡和哈伯常數(shù)估計的偏差。

  球狀星團M3的顏色-星等圖。請注意曲線在19星等處的"灣曲"，恒星演化的路徑從該處轉(zhuǎn)向巨星階段。

在球狀星團中質(zhì)量最大的主序星有最高的絕對星等，也會是最早轉(zhuǎn)變朝向巨星階段演化的恒星。隨著年齡的增長，低質(zhì)量的恒星也將逐漸演化進入巨星階段。因此單一族群的球狀星團年齡可以從正轉(zhuǎn)向巨星變化階段恒星在赫羅圖上的位置來測量了。在赫羅圖上形成的"灣曲"，會從主序帶朝向右上方偏轉(zhuǎn)。彎曲處對應(yīng)的絕對星等是球狀星團年齡的函數(shù)，年齡的范圍可以從平行于星等的軸上描繪出來。

另一方面，也可以測量球狀星團中溫度最低的白矮星訂出其年齡，典型的結(jié)果是球狀星團的年齡約為127億歲 。對比之下，疏散星團只有數(shù)千萬年的歷史。

球狀星團的年齡，幾乎就綁定整個宇宙年齡的下限，這個低限是宇宙論的一個重大限制。從歷史上看，天文學(xué)家曾敬面對球狀星團的年齡比宇宙學(xué)模型的宇宙年齡還要老的窘境。幸而，通過更深邃的巡天觀測，例如柯比（COBE）衛(wèi)星和哈伯太空望遠鏡的觀測，對宇宙學(xué)參數(shù)的測量，似乎解決了這個問題 。

對球狀星團演化的研究還可以用來測定由于氣體和塵埃形成群集在成分上的變化。也就是說，演化軌跡的變化隨著重元素（天文學(xué)中的重元素是指比氦重的元素）的豐度變化。從研究球狀星團獲得的資料，可以用于研究整個銀河系的演變 。

在球狀星團中有少數(shù)被觀察到的恒星是所謂的藍掉隊星，它們繼續(xù)位于主序帶上，更明亮與更藍的位置上。這些恒星的來源還不是很清楚，但是多數(shù)的模型都建議這些恒星是多星系統(tǒng)內(nèi)質(zhì)量轉(zhuǎn)移所產(chǎn)生的結(jié)果 。

組態(tài)

  NGC 411歸類為疏散星團 。

與疏散星團比較，大部分的球狀星團中主要的恒星，終其一生都受到重力場的約束。一種可能的例外是，其它的大質(zhì)量天體引發(fā)的潮汐力有可能造成恒星的擴散。

在它們形成之后，球狀星團內(nèi)的恒星彼此之間會有引力的交互作用，結(jié)果是所有恒星的速度向量都是穩(wěn)定與平衡的，全都失去了早期歷史上原有的速度。造成這種特性發(fā)生的時間稱為弛豫時間，這段時間所需的長短由星團的恒星數(shù)量和質(zhì)量來決定 。每個星團的弛豫時間都不同，但平均值的數(shù)量級大約是10 年。

雖然球狀星團的外觀一般都是球狀的，但由于潮汐力會產(chǎn)生橢率。在銀河系和仙女座星系中的球狀星團典型的形狀都是扁球形，而在大麥哲倫星系中的更為扁平 。

半徑

天文學(xué)家經(jīng)由標準半徑來描述球狀星團的形態(tài)，他們分別是核半徑（r c ）、半光度半徑（r h ）和潮汐半徑（r t ）。整體的亮度是由核心向外穩(wěn)定的減弱，核半徑是表面光度降為中心一半的核心距離 ，用于比較的量是半光度半徑，這是總光度達到整個星團一半?yún)^(qū)域的半徑，通常這個值會比核半徑要大。

要注意的是半光度半徑所包含的恒星在視線的方向上是包含了在星團外圍的恒星，所以理論上也會使用半質(zhì)量半徑（r m ）—，由中心至包含星團一半質(zhì)量的距離。如果半質(zhì)量半徑小相對于整體半徑較小，這個星團的核心便是高密度的。例如M3，它整體的視直徑是18角分，但是半質(zhì)量半徑只有1.12角分 。

幾乎所有球狀星團的半光度半徑都小于10秒差距，即使有些球狀星團被認定有非常大的半徑（例如NGC 2419（R h = 18 pc）和帕羅馬14（R h = 25 pc）） 。

最后的潮汐半徑，或是洛希極限，是核心到星團外圍受到星系影響大于星團本身影響的距離。在這個距離上，原屬于星團的單獨恒星會被星系的引力拉扯出去。M3的潮汐半徑大約是40角分 or about 113 pc ，距離是10,400秒差距。

質(zhì)量層化、光度和核心坍縮

在測量特定球狀星團的核心距離與光度曲線的函數(shù)時，銀河系內(nèi)多數(shù)的球狀星團在一定的距離內(nèi)光度都會因與核心距離的減少而穩(wěn)定的增加，到一定的距離之后，然后光度呈現(xiàn)一定的值，典型的距離都在離核心1–2秒差距之處。然而有20%的球狀星團經(jīng)歷了所謂的"核心坍縮"的過程，在這一類型的星團中，光度在核心區(qū)域一直是平穩(wěn)的增加 。球狀星團M15就是核心坍縮的一個例子。

 杜鵑座47–是繼半人馬座ω之后，全銀河系中第二亮的球狀星團。

核心坍縮被認為是球狀星團中質(zhì)量較重的恒星與它較輕的伴星遭遇時發(fā)生的狀況。隨著時間的推移，動態(tài)過程將會導(dǎo)致單獨的恒星向外遷徙。結(jié)果是核心區(qū)域損失了動能，導(dǎo)致留下的恒星聚集成更緊實的體積。當這種引力熱災(zāi)變發(fā)生不穩(wěn)定時，核心區(qū)域變得更濃密，擠滿了恒星，面亮度的冪律形成了尖點 （請注意，核心坍縮不是能導(dǎo)致這種亮度分布唯一的機制；在核心的大質(zhì)量黑洞也可以導(dǎo)致亮度尖點） 。經(jīng)歷一段足夠長的時間之后，導(dǎo)致大質(zhì)量恒星在核心附近高密度的聚集，這種現(xiàn)象稱為質(zhì)量層化。

聯(lián)星系統(tǒng)的動態(tài)加熱效應(yīng)的工作，可以阻止星團最初的核心坍縮。當一顆恒星經(jīng)過聯(lián)星系統(tǒng)附近時，后著的軌道傾向于縮小，并釋放出能量。只有在初始的聯(lián)星系統(tǒng)交互作用枯竭之后，才會進行更深層次的核心坍縮 。相較之下，當球狀星團多次穿越螺旋星系的盤面，潮汐沖擊的影響更顯著的使核心坍縮加速 。

核心坍縮可以分成三個不同的階段。青春期的球狀星團，核心坍縮的過程始于靠近核心的恒星。然后，當集團進入中年時，聯(lián)星系統(tǒng)之間的交互作用可以阻止核心進一步的崩潰。最后，核心的聯(lián)星不是瓦解就是被彈出，造成核心更緊實的濃縮。

核心坍縮區(qū)域的恒星交互作用，造成緊密的聯(lián)星系統(tǒng)形成。隨著恒些緊密聯(lián)星系統(tǒng)的交互作用，增加了核心的能量，這將導(dǎo)致核心區(qū)域再度擴大。由于核心坍縮的平均時間通常都小于星系的年齡，很多的球狀星團可能都經(jīng)歷過核心坍縮階段，然后再度擴大 。

對這個星團進行了一次密集的攝影觀測，使得天文學(xué)家可以追蹤其中的恒星運動，幾乎得到了15,000顆恒星精確的運動速度

哈伯太空望遠鏡已經(jīng)被用于提供令人信服的球狀星團恒星質(zhì)量重新排序的觀測證據(jù)。質(zhì)量大的恒星因為速度緩慢而聚集在核心，質(zhì)量輕的恒星加速的移動，并且傾向于花費更多的時間聚集在星團的周圍。球狀星團杜鵑座47大約由100萬顆恒星組成，是南半球密度最高的球狀星團之一。這個星團被密集的以攝影觀測，讓天文學(xué)家可以追蹤其中的恒星運動，星團中將近15,000顆恒星的運動被精密的測量 。

在2008年，約翰·弗雷古研究了銀河系內(nèi)的13個球狀星團，顯示其中3個不尋常的有大量的X射線源或X射線聯(lián)星，暗示它們是中年的球狀星團。之前，天文學(xué)家使用另一種方法測試年齡，這些球狀星團因為它們在核心有非常密集的恒星，曾被歸類為老年的集團。這個結(jié)論是大多數(shù)的球狀星團，包括弗雷古研究的其它10個，不在以前認為的中年期，實際上是仍處于青春期 。 在銀河系和M31內(nèi)的球狀星團整體的光度可以經(jīng)由亮度M v 和變數(shù)σ ，來塑造高斯函數(shù)。球狀星團的光度分布稱為球狀星團光度函數(shù)（GCLF）。在銀河系，M v = ?7.20±0.13, σ=1.1±0.1星等

在銀河系和仙女座星系的所有球狀星團，整體的光度可以過高斯函數(shù)建模，用平均星等M v 和方差σ 表示。這種的球狀星團光度分布稱為球狀星團光度函數(shù)（Globular Cluster Luminosity Function，GCLF）。在銀河系，M v = ?7.20 ± 0.13 ，σ = 1.1 ± 0.1 。在假設(shè)遙遠星系的球狀星團也遵循像銀河系的球狀星團相同的原則，GCLF也被作為測量其它星系距離的"標準燭光"。

多體模擬

計算一個球狀星團內(nèi)恒星之間的交互作用必須解決所謂的多體問題。也就是說，當這個星團中有N顆恒星時，每一顆恒星都會與其余的N-1顆恒星持續(xù)不斷的進行交互作用。多項式函數(shù)，也就是說，球狀星團內(nèi)的每一顆恒星都與 N ?1顆的恒星有交互作用。一般電腦動態(tài)模擬的CPU使用成本以 N 的比率增加 ，所以需要功能強大的電腦才能精確模擬這種星團的動態(tài) 。在數(shù)學(xué)上研究球狀星團內(nèi)多體動力學(xué)的一種有效方法是將整體依速度的范圍細分為較小的體積來進行摹擬，并且以概率來描述恒星的位置。這樣就可以使用所謂的佛客－普朗克方程式來描述恒星的運動，以簡化的形式來解決；或是使用亂數(shù)來執(zhí)行蒙地卡洛模擬進行處理，也可以解決這個問題。 但是，在雙星的作用和有其他外在的萬有引力（例如來自銀河系的引力）的交互作用影響時，這種模擬還是很困難的 。 多體模擬的結(jié)果顯示，恒星通常以不尋常的路徑在星團內(nèi)運動，有些會形成循環(huán)，有些會直接趨近核心，然后成為單獨環(huán)繞著質(zhì)量中心的恒星。另一方面，由于和其它恒星的交互作用會使速度增加，有些恒星會獲得足以脫離星團的能量。經(jīng)過較長的時期，這會導(dǎo)致星團的散逸，這種過程稱為蒸發(fā) 。球狀星團蒸發(fā)的典型時間尺度是10 年 。在2010年，一顆星對一顆星的直接計算成為可能，球狀星團的多體模擬依然有其導(dǎo)引的價值 。

當一顆在星團中的恒星與聯(lián)星進行重力遭遇時，一種可能的結(jié)果是聯(lián)星變得更為緊密，而動能被轉(zhuǎn)移（加入）至這顆單獨的恒星。當大質(zhì)量的恒星在這種過程中被加速，他會減少核心的收縮，甚至終止核心的崩潰。

聯(lián)星在恒星系統(tǒng)中占有不可忽視的分量，超過一半的恒星在聯(lián)星系統(tǒng)中。球狀星團的數(shù)值模擬顯示聯(lián)星可以阻止，甚至扭轉(zhuǎn)球狀星團的核心坍縮過程。當星團中的一顆恒星與聯(lián)星系統(tǒng)有引力上的沖突時，一個可能的結(jié)果是聯(lián)星系統(tǒng)變得更為緊密，而動能被添加至這顆單獨的恒星。當星團中的大質(zhì)量恒星在這個過程中被加速時，它會減少和限制了核心的坍縮 。

球狀星團的最終命運要么是核心的增生，使其穩(wěn)定收縮變得更緊密 ，就是它的外層逐漸脫離 。

中間的形式

  球狀星團M10位于蛇夫座，距離地球至少15,000光年 。

星團在分類上并不是都很明確，有些會在別種類的目錄中被尋獲。例如，在南天的銀河之中的BH 176，就兼具有疏散星團和球狀星團的屬性 。

在2005年，天文學(xué)家在仙女座發(fā)現(xiàn)了一種全新型態(tài)的恒星集團，是在幾個方面非常像球狀星團。新發(fā)現(xiàn)的星團包含數(shù)十萬顆恒星，類似于在球狀星團中的數(shù)量。這種星團的一些特點和金屬量與球狀星團相同。使它們與球狀星團不同的區(qū)別是他們的大小 －跨越數(shù)百光年－ 和低了數(shù)百倍的恒星密度。因此，在新發(fā)現(xiàn)的星團中恒星之間的距離也伸展得比球狀星團大。由參數(shù)上來看，這種星團是介于球狀星團和矮橢球星系之間 。

目前，還不知道這種星團是如何形成的，但它們的行程可能與球狀星團有關(guān)。為何M31有這樣的星團，而銀河系沒有，現(xiàn)在也還不得而知。也不知道其它的星系是否有這樣的星團，如果只有M31有這種擴張的星團，也是很不尋常的，但這也仍是未知的 。

潮汐遭遇

當球狀星團與大質(zhì)量物體，像是星系的核心區(qū)域，近距離接觸時，會經(jīng)歷潮汐力的交互作用。在星團的近端和遠端的區(qū)域遭受到的潮汐力會有所差異，而在球狀星團經(jīng)過星系的平面時，就會發(fā)生"潮汐震波"。

潮汐震波的一種結(jié)果，恒星會從集團的暈中脫離成為星流，只留下星團的核心部分。這些潮汐的交互作用創(chuàng)造出從星團延伸出好幾度長的弧形恒星尾 。這些尾巴通常都沿著集團的軌道向前方和后方伸展。尾巴可以取得大量的星團原始性質(zhì)，并可以形成類似瘤狀的特征 。

例如，球狀星團帕羅馬5，在經(jīng)過銀河系內(nèi)軌道的近銀心點之后的它，星流沿著軌道的前方和后方延伸，距離長達13,000光年 。潮汐的交互作用剝離了帕羅馬5大部分的質(zhì)量，而當它穿越銀河系的核心區(qū)域，更進一步的潮汐交互作用使它成為軌道環(huán)繞著銀暈的恒星長流。

潮汐交互作用增加了球狀星團的動能，極度的提高了星團的蒸發(fā)率和縮小了星團的大小 。不僅潮汐震波剝離星團外圍的恒星，而其蒸發(fā)率也加速了核心崩潰的過程。相同的物理機制也可能作用在矮橢球星系，像是人馬座矮橢球星系，似乎因其接近銀河系而正在經(jīng)歷潮汐瓦解。

軌道

銀河系周圍有許多球狀星團的軌道是逆行軌道 。在2014年，發(fā)現(xiàn)M87周圍有超過其逃逸速度的超高速球狀星團 。

行星

在2000年，對球狀星團杜鵑座47的巨行星搜尋結(jié)果揭曉。要建立行星的存在，金屬量（除了氫和氦之外的元素）至少要有太陽豐度的40%，但沒有任何顯示成功的跡象。類地行星是由更重的元素，如硅、鐵、鎂等組成，但這些元素在球狀星團中的豐度都常低，意味著相較于太陽附近的恒星，成員星孕育出類似地球質(zhì)量行星的可能性非常的低。因此，在銀河系的銀暈區(qū)域，包括球狀星團等成員，不太可能有適居類地行星 。

盡管形成巨行星的可能性很低，可是在M4中還是有所發(fā)現(xiàn)。這顆行星環(huán)繞聯(lián)星系統(tǒng)PSR B1620-26中的一顆脈沖星。它的軌道有著高離心率和高傾斜角，顯示它可能來自集團中的另一顆恒星，是在交換之下才來到目前的場所 。在球狀星團中，恒星之間的距離使得近距離接觸擾亂到行星系統(tǒng)的可能性極高，其中一些可能掙脫束縛成為自由的流浪行星。即使靠近母恒星的行星也可能被干擾，導(dǎo)致軌道衰減或離心率增加和潮汐效應(yīng)等的影響 。

相關(guān)條目

宇宙距離尺度

球狀星團表

超星團

Leonard-Merritt mass estimator

Plummer model

多方球

參考資料

一般資訊

NASA Astrophysics Data Systemhas a collection of past articles, from all major astrophysics journals and many conference proceedings.

SCYONis a newsletter dedicated to star clusters.

MODESTis a loose collaboration of scientists working on star clusters.

書籍

Binney, James; Tremaine, Scott. Galactic Dynamics First. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. 1987. ISBN 0-691-08444-0.

Heggie, Douglas; Hut, Piet. The Gravitational Million-Body Problem: A Multidisciplinary Approach to Star Cluster Dynamics. Cambridge University Press. 2003. ISBN 0-521-77486-1.

Spitzer, Lyman. Dynamical Evolution of Globular Clusters. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. 1987. ISBN 0-691-08460-2.

論文回顧

Elson, Rebecca; Hut, Piet; Inagaki, Shogo (1987). Dynamical evolution of globular clusters. Annual review of astronomy and astrophysics 25 565. Bibcode:1987ARA&A..25..565E

Meylan, G.; Heggie, D. C. (1997). Internal dynamics of globular clusters. The Astronomy and Astrophysics Review 8 1. Bibcode:1997A&ARv...8....1M

免責(zé)聲明：以上內(nèi)容版權(quán)歸原作者所有，如有侵犯您的原創(chuàng)版權(quán)請告知，我們將盡快刪除相關(guān)內(nèi)容。感謝每一位辛勤著寫的作者，感謝每一位的分享。