Кулясте зоряне скупчення — зоряне скупчення, що відрізняється від розсіяного скупчення більшою кількістю зір і чітко окресленою симетричною формою зі збільшенням концентрації зір до центру скупчення.

Просторові концентрації зір у центральних областях кулястих скупчень ~ 103—104 пк−3 (в околицях Сонця просторова концентрація зір становить ~0,13 пк−3), кількість зір ≈104—106. Діаметри кулястих скупчень становлять 20—60 пк, маси — 104—106 сонячних.

Історія спостережень + Відкриття кулястих скупченьНазваПершовідкривачРікМессьє 22Абрахам Айл1665NGC 5139Едмонд Галлей1677Мессьє 51702ГеркулесаЕдмонд Галлей1714Мессьє 71Жан Філіп де Шезо1745Мессьє 4Жан Філіпп де Шезо1746Мессьє 15Джованні Доменіко Маралді1746Мессьє 2Джованні Доменіко Маралді1746

Перше кулясте зоряне скупчення Мессьє 22 виявив німецький астроном-аматор Йоганн Абрахам Іле у 1665 році, проте через невелику апертуру ранніх телескопів розрізнити окремі зорі в ньому було неможливо. Вирізнити зорі в кулястому скупченні вперше вдалося Шарлю Мессьє під час спостереження Мессьє 4. Абат Ніколя-Луї де Лакайль додав до свого каталогу 1751—1752 років скупчення, пізніше відомі як NGC 104, NGC 4833, Мессьє 55, Мессьє 69 і NGC 6397.

Програму дослідження із застосуванням великих телескопів розпочав у 1782 році Фрідріх Вільгельм Гершель, що дало змогу вирізнити окремі зорі в усіх 34 відомих на той час кулястих скупченнях. Крім того, він виявив ще 36 скупчень. У 1789 році Гершель склав каталог об'єктів далекого космосу, у якому вперше вжив назву «кулясте скупчення» () для опису об'єктів подібного типу. Кількість виявлених кулястих скупчень продовжувала зростати, досягнувши в 1915 році 3 одиниць, у 1930-му — 93, у 1947-му — 97. Станом на 2011 рік у Чумацькому Шляху виявлено 157 скупчень, ще 18 об'єктів є кандидатами, а їх загальну кількість оцінюють величиною 180 ± 20. Вважають, що невиявлені кулясті скупчення ховаються за галактичними хмарами газу і пилу.

Починаючи з 1914 року серію досліджень кулястих скупчень зробив американський астроном Гарлоу Шеплі; їх результати були опубліковані в 40 наукових працях. Він вивчав у скупченнях змінні типу RR Ліри (які, як він припускав, були цефеїдами) і застосовував залежність «період — світність» для оцінки відстані. Пізніше було встановлено, що змінні типу RR Ліри мають меншу світність, ніж цефеїди, і Шеплі переоцінив відстань до скупчень.

Абсолютна більшість кулястих скупчень Чумацького Шляху розташована на ділянці неба навколо галактичного ядра; причому багато з них сконцентровані безпосередньо біля ядра. У 1918 році Шеплі скористався з настільки значного асиметричного розподілу скупчень, щоб визначити розміри нашої Галактики. Припускаючи, що розподіл кулястих скупчень навколо центру галактики близький до кулястого, він використовував їх координати для оцінки положення Сонця відносно галактичного центру. Попри те, що його оцінка відстані мала значну похибку, вона показувала, що розміри Галактики були набагато більшими, ніж вважалося раніше. Похибка була пов'язана з наявністю міжзоряного пилу в Чумацькому Шляху, який частково поглинав світло від зір скупчення, що робило його тьмянішим і, таким чином, ніби більш віддаленим. Утім, оцінка розмірів Галактики, яку зробив Шеплі, була того ж порядку, який побутує нині.

Вимірювання Шеплі також показали, що Сонце перебуває досить далеко від центру Галактики, усупереч чинним на той час уявленням, заснованим на спостереженнях розподілу звичайних зір. Насправді, зорі концентруються до галактичного диску і тому нерідко ховаються за міжзоряним газом і пилом (яких у диску багато), тоді як кулясті скупчення перебувають поза межами диска й їх можна побачити з набагато більшої відстані.

Класифікація кулястих скупчень У дослідженні скупчень для Шеплі допомагали і Гелен Соєр (пізніше — Гоґґ). У 1927—1929 роках Шеплі і Соєр розпочали класифікацію скупчень за ступенем концентрації зір. Скупчення з найбільшою концентрацією вони віднесли до класу I і далі ранжували їх у міру зменшення концентрації до класу XII (іноді класи позначають арабськими цифрами: 1—12). Ця класифікація дістала назву . 2015 року було запропоновано новий тип кулястих скупчень — темні кулясті скупчення.

Формування

Дотепер утворення кулястих скупчень залишається до кінця не вивченим феноменом і все ще незрозуміло, чи складається кулясте скупчення із зір одного покоління, або ж воно складається з зір, які пройшли через багаторазові цикли впродовж кількох сотень мільйонів років. У багатьох кулястих скупченнях більшість зір перебувають приблизно на одній стадії еволюції, що дає підставу припустити, що сформувалися вони приблизно одночасно. Проте історія формування зір варіюється від скупчення до скупчення й у деяких випадках у скупченні перебувають різні популяції зір. Прикладом цього можуть бути кулясті скупчення у Великій Магеллановій Хмарі, які демонструють бімодальне зоряне населення. У ранньому віці ці скупчення можливо зіткнулися з велетенською молекулярною хмарою, яка викликала нову хвилю формування зір, однак цей період зореутворення відносно короткий у порівнянні з віком кулястих скупчень. Деякі астрономи також припустили, що причиною наявності кількох поколінь у скупченні може бути їхнє динамічне походження. Наприклад, у галактиці NGC 4038 телескоп Габбл вирізнив скупчення скупчень, — ділянку галактики, що простягається на сотні парсеків, у якій багато із цих скупчень зрештою зіштовхуватимуться і зливатимуться одне з одним. Серед них зустрічаються скупчення різного віку і, можливо, металічності, а отже їх злиття імовірно призведе до утворення скупчень із бімодальними або навіть багатомодальними розподілами популяцій.

Спостереження за кулястими скупченнями показують, що вони виникають здебільшого в регіонах з ефективним зореутворенням, тобто там, де міжзоряне середовище має вищу густину у порівнянні зі звичайними областями зореутворення. Утворення кулястих скупчень переважає в регіонах зі спалахами зореутворення і у взаємодіючих галактиках. Також дослідження показують існування кореляції між масою центральної надмасивної чорної діри й розмірами кулястих скупчень в еліптичних і лінзоподібних галактиках. Маса чорної діри в таких галактиках часто наближається до сумарної маси кулястих скупчень у галактиці.

Дотепер нічого не відомо про існування кулястих скупчень з активним зореутворенням і це узгоджується з точкою зору, що вони зазвичай є найстарішими об'єктами в галактиці й складаються з дуже старих зір. Попередниками кулястих скупчень можуть бути дуже великі області зореутворення, відомі як гігантські зоряні скупчення (наприклад, Westerlund 1 у Чумацькому Шляху).

Склад

Кулясті скупчення зазвичай складаються із сотень тисяч старих зір із низьким вмістом металів. Тип зір, що перебувають у кулястих скупченнях, аналогічний зорям у балджі спіральної галактики. Вони не мають газу і пилу, які, як передбачають, вже давно увійшли до складу зір.

Кулясті скупчення мають високу концентрацію зір — у середньому близько 0,4 зорі на кубічний парсек, а в центрі скупчення — 100 або навіть 1000 зір на кубічний парсек (для порівняння — в околицях Сонця концентрація становить 0,12 зорі на кубічний парсек). Зазвичай відстань між зорями в кулястому скупченні становить близько 1 світлового року, але в його ядрі відстані стають сумірними з розмірами Сонячної системи (у 100 або 1000 разів ближчі, ніж найближчі до Сонця зорі).

Вважають, що кулясті скупчення не є сприятливим місцем для існування планетних систем, оскільки орбіти планет у ядрах густих скупчень динамічно нестійкі через збурення, що викликані проходженням сусідніх зір. Планета, що обертається на відстані 1 а. о. від зорі в ядрі густого скупчення (наприклад, NGC 104), теоретично могла б проіснувати лише порядку 100 млн років. Проте, науковці виявили планетну систему поблизу пульсара PSR B1620-26 у кулястому скупченні Мессьє 4, однак ці планети, імовірно, утворилися вже після утворення пульсара.

Деякі кулясті скупчення, наприклад, ω Центавра в Чумацькому Шляху і Маял II в галактиці Андромеди, надзвичайно масивні (кілька мільйонів мас Сонця) і містять зорі кількох зоряних поколінь. Ці обидва скупчення можна вважати свідченням того, що надмасивні кулясті скупчення є ядрами карликових галактик, поглинених гігантськими галактиками. Близько чверті кулястих скупчень у Чумацькому Шляху, можливо, є залишками поглинутих карликових галактик.

Деякі кулясті скупчення (наприклад, Мессьє 15) мають дуже масивні ядра, які можуть містити чорні діри, хоча моделювання показує, що результати спостережень однаково добре пояснюються як наявністю менш масивних чорних дір, так і концентрацією нейтронних зір (або масивних білих карликів).

Металічність

Галактики зазвичай складаються із зір населення II, що мають низький вміст елементів важчих гелію (у порівнянні з зорями населення I, зокрема, з Сонцем). Астрономи називають важчі за гелій елементи металами, а відносну концентрацію цих елементів у зорі — металічністю. Ці елементи утворюються в процесі зоряного нуклеосинтезу, потім повертаються в міжзоряне середовище, звідки потрапляють до складу нового покоління зір. Отож, частка важчих за гелій елементів може вказувати на вік зорі, і старі зорі зазвичай мають нижчу металічність.

Голландський астроном помітив, що, судячи з усього, існує дві популяції кулястих скупчень, які відомі як «групи Оостерхофа». Обидві групи мають слабкі спектральні лінії металевих елементів, але лінії в скупченнях типу I (OoI) не такі слабкі, як у скупченнях типу II (OoII). Таким чином, тип I зір називають «багатими на метали» (наприклад, ), а тип II — «низькометалічними» (приміром, ).

Ці дві групи населення спостерігаються в багатьох галактиках, особливо в масивних еліптичних. Обидві групи за віком майже такі ж, як і сам Всесвіт, але відрізняються одна від одної вмістом металів. Для пояснення цієї відмінності висували різні гіпотези, зокрема бурхливі злиття з багатими на газ галактиками, поглинання карликових галактик, а також існування кількох фаз зореутворення в одній галактиці. У Чумацькому Шляху низькометалічні скупчення асоціюють із гало, а багаті на метали — з балджем.

У Чумацькому Шляху більшість низькометалічних скупчень вирівняні вздовж площини в зовнішній частині гало галактики. Це говорить про те, що другий тип скупчень захоплений з галактик-супутників, тобто, вони утворилися поза Чумацьким Шляхом. Різниця між двома типами скупчень у цьому випадку пояснюється різницею в середовищі галактик, які формували свої системи скупчень.

Екзотичні компоненти У кулястих скупченнях щільність зір дуже висока й тому часто відбуваються близькі проходження й зіткнення. Наслідком цього є порівняно велика поширеність у кулястих скупченнях деяких екзотичних класів зір (наприклад, блакитні бродяги, мілісекундні пульсари і мікроквазари). Блакитні приблуди утворюються злиттям двох зір, можливо, внаслідок зіткнення з подвійною системою. Така зоря гарячіша за інші зорі скупчення, що мають таку ж світність, і цим відрізняється від зір головної послідовності, що утворилися при народженні скупчення.

Від 1970-х років астрономи шукають у кулястих скупченнях чорні діри, але для вирішення цього завдання потрібно високу роздільну здатність телескопа, тому лише після появи космічного телескопа Габбл відбулися перші підтверджені відкриття. На основі спостережень було зроблено припущення про наявність чорних дір проміжної маси: в кулястому скупченні Мессьє 15 і у скупченні Mayall II в галактиці Андромеди. Рентгенівське і радіовипромінювання з Mayall II відповідають чорній дірі проміжної маси.

Вони становлять особливий інтерес, оскільки їх вважали першими відкритими чорними дірами, що мають проміжну масу між чорними дірами зоряної маси й надмасивними чорними дірами в ядрах галактик. Маса такої чорної діри пропорційна масі скупчення, що повторює раніше виявленого залежність — співвідношення між масами надмасивних чорних дір і галактик, які їх оточують.