L'amas globulaire

Le M80 amas globulaire dans la constellation Scorpius est situé à environ 28 000 années-lumière du Soleil et contient des centaines de milliers d'étoiles.

Un amas globulaire est un sphérique collection de stars qui tourne autour d'une noyau galactique comme satellite. Les amas globulaires sont très étroitement liés par gravité , ce qui leur donne leurs formes sphériques et densités stellaires relativement élevés vers leurs centres. Le nom de cette catégorie de amas d'étoiles est dérivé du latin globulus -a petite sphère. Un amas globulaire est parfois connu plus simplement comme un amas globulaire.

Les amas globulaires, qui se trouvent dans le halo de la galaxie, contient beaucoup plus d'étoiles et sont beaucoup plus âgés que le moins dense galactique, ou grappes ouvertes , qui se trouvent dans le disque. Les amas globulaires sont assez communs; il ya environ 150 à 158 amas globulaires connus dans la Voie Lactée , avec peut-être 10 à 20 plus encore inexploré. Grandes galaxies peuvent avoir plus: Andromeda , par exemple, peut avoir autant que 500. Certains géant galaxies elliptiques, en particulier ceux dans les centres d'amas de galaxies, comme M87, avoir jusqu'à 13 000 amas globulaires. Ces amas globulaires orbite autour de la galaxie vers de grands rayons, 40 kiloparsecs (environ 131 000 années-lumière) ou plus.

Chaque galaxie de masse suffisante dans le Groupe local a un groupe associé des amas globulaires, et presque chaque grande galaxie interrogées a été trouvé à posséder un système des amas globulaires. Le Sagittaire nain et Galaxies naines principaux Canis semblent être en train de faire don de leurs amas globulaires associés (tels que Palomar 12) à la Voie Lactée. Cela démontre combien des amas globulaires de cette galaxie pourrait avoir été acquis dans le passé.

Bien qu'il semble que les amas globulaires contiennent quelques-unes des premières étoiles à produire dans la galaxie, leur origines et leur rôle dans l'évolution galactique sont pas encore claires. Il ne semble clair que les amas globulaires sont significativement différents de nain galaxies elliptiques et ont été formés dans le cadre de la formation d'étoiles de la galaxie mère plutôt que comme une galaxie séparée. Cependant, les récentes conjectures par des astronomes suggèrent que les amas globulaires et sphéroïdales naines ne peuvent pas être clairement types d'objets séparés et distincts.

Observation d'histoire

Le premier amas globulaire était découvert M22 en 1665 par Abraham Ihle, un astronome amateur allemand. Toutefois, étant donné la petite ouverture des premiers télescopes , étoiles individuelles dans un amas globulaire ne étaient pas résolue jusqu'à ce Charles Messier observé M4. Les huit premiers amas globulaires découverts sont présentés dans le tableau. Par la suite, Abbé Lacaille serait la liste NGC 104, NGC 4833, M55, M69, et NGC 6397 dans son catalogue 1751-1752. Le M avant un certain nombre se réfère au catalogue de Charles Messier, tandis que NGC est de la Nouveau Catalogue Général par John Dreyer.

William Herschel a commencé un programme d'enquête en 1782 en utilisant des télescopes plus grands et a été en mesure de résoudre les étoiles dans tous les 33 des amas globulaires connus. En outre, il a trouvé 37 groupes supplémentaires. En 1789, le catalogue de Herschel d'objets du ciel profond, son deuxième titre, il est devenu le premier à utiliser le nom amas globulaire que leur description.

Le nombre des amas globulaires a découvert a continué d'augmenter, atteignant 83 en 1915, 93 en 1930 et 97 en 1947. Un total de 152 amas globulaires ont maintenant été découvert dans la Voie Lactée galaxie, sur un total estimé de 180 ± 20. Ces , amas globulaires non découverts supplémentaires sont soupçonnés d'être caché derrière le gaz et la poussière de la Voie Lactée.

À partir de 1914, Harlow Shapley a commencé une série d'études des amas globulaires, publiés dans environ 40 articles scientifiques. Il a examiné la RR Lyrae dans les clusters (auxquelles il assumerait étaient Céphéides) et utiliseraient leur relation période-luminosité pour les estimations de distance. Plus tard, il a été constaté que les variables RR Lyrae sont plus faibles que Céphéides, qui a causé Shapley à surestimer la distance aux clusters.

NGC 7006 est une très concentré, classe I amas globulaire.

Des amas globulaires dans notre Voie Lactée, la majorité se trouvent dans le voisinage du noyau galactique, et le grand mensonge de la majorité sur le côté du ciel céleste centrée sur le noyau. En 1918, cette distribution très asymétrique a été utilisé par Harlow Shapley pour faire une détermination de l'encombrement de la galaxie. En supposant une répartition à peu près sphérique des amas globulaires autour du centre de la galaxie, il a utilisé les positions des grappes pour estimer la position du soleil par rapport au centre de la galaxie. Alors que son estimation de distance était significativement par erreur, il ne démontre que les dimensions de la galaxie étaient beaucoup plus grande qu'on ne le pensait précédemment. Son erreur était parce que la poussière dans la Voie lactée diminue la quantité de lumière d'un amas globulaire qui a atteint la terre, faisant ainsi apparaître plus loin. L'estimation de Shapley était, cependant, dans le même ordre de grandeur que la valeur actuellement acceptée.

Les mesures de Shapley ont également indiqué que le Soleil était relativement loin du centre de la galaxie, contrairement à ce qui avait été déduit de la même apparemment près distribution des étoiles ordinaires. En réalité, les étoiles ordinaires se situent dans le disque de la galaxie et sont donc souvent obscurcis par gaz et de poussière, alors que les amas globulaires se trouvent à l'extérieur du disque et peuvent être vus à des distances beaucoup plus loin.

Shapley a ensuite été aidé dans ses études de grappes par Henrietta et Swope Helen Battles Sawyer (Hogg tard). En 1927-1929, Harlow Shapley et Helen Sawyer commencé catégoriser les grappes en fonction du degré de concentration du système a en direction du noyau. Les clusters les plus concentrés ont été identifiés dans la classe I, avec des concentrations allant diminuant successivement à la classe XII. Cela est devenu connu sous le nom Shapley-Sawyer Concentration classe. (Il est parfois administré avec des nombres [Classe 1-12] plutôt que des chiffres romains .)

Formation

NGC 2808 contient trois générations distinctes d'étoiles image. NASA

À l'heure actuelle, la formation des amas globulaires reste un phénomène mal compris, et il demeure incertain si les étoiles dans une forme de l'amas globulaire dans une seule génération, ou sont générés sur plusieurs générations sur une période de plusieurs centaines de millions d'années. Dans de nombreux amas globulaires, la plupart des étoiles sont approximativement au même stade de l'évolution stellaire, ce qui suggère qu'ils forment à peu près au même moment. Cependant, l'histoire de la formation des étoiles varie de cluster pour se regrouper, avec quelques grappes montrant populations distinctes d'étoiles. Un exemple de ceci est amas globulaires dans la Grand Nuage de Magellan (LMC) qui présentent une population bimodale. Pendant leur jeunesse, ces groupes peuvent LMC ont rencontré nuages moléculaires géants qui ont déclenché un second tour de formation d'étoiles. Cette période de formation d'étoiles est relativement brève, par rapport à l'âge de nombreux amas globulaires.

Observations des amas globulaires montrent que ces formations stellaires surviennent principalement dans les régions de formation d'étoiles efficace, et où le milieu interstellaire est à une densité plus élevée que dans les régions normales de formation d'étoiles. La formation d'amas globulaire est répandue dans régions Starburst et galaxies en interaction. La recherche indique une corrélation entre la masse d'un central trous noirs supermassifs (de SMBH) et l'étendue des systèmes d'amas globulaires de elliptique et galaxies lenticulaires. La masse de la SMBH dans une telle galaxie est souvent proche de la masse totale des amas globulaires de la galaxie.

Aucun amas globulaires connus affichent formation stellaire active, ce qui est cohérent avec l'idée que les amas globulaires sont généralement les plus anciens objets de la Galaxie, et ont été parmi les premières collections d'étoiles se forment. Très grandes régions de formation d'étoiles connus sous le nom amas d'étoiles, comme super- Westerlund 1 dans la Voie Lactée , peut être les précurseurs des amas globulaires.

Composition

Étoiles Djorgovski 1 contiennent de l'hydrogène et de l'hélium, mais pas grand chose d'autre. En termes astronomiques, ils sont décrits comme «métal-pauvres».

Les amas globulaires sont généralement composées de centaines de milliers de faible teneur en métaux, de vieilles étoiles. Le type d'étoiles trouvés dans un amas globulaire sont similaires à ceux de la d'un renflement galaxie spirale, mais limitée à un volume de seulement quelques millions cubique parsecs. Ils sont exempts de gaz et de poussière et il est présumé que la totalité du gaz et de poussière a été depuis longtemps transformé en étoiles.

Les amas globulaires peuvent contenir une haute densité d'étoiles; en moyenne environ 0,4 étoiles par cube parsec, augmentant à 100 ou 1000 étoiles par parsec cube dans le noyau de la grappe. La distance typique entre les étoiles dans un amas globulaire est d'environ 1 année-lumière, mais à la base, la séparation est comparable à la taille du système solaire (100 à 1000 fois plus proche que les étoiles proches du système solaire).

Cependant, ils ne sont pas considérés comme des endroits favorables à la survie des systèmes planétaires. Orbites planétaires sont dynamiquement instables dans les noyaux de grappes denses en raison des perturbations d'étoiles de passage. Une planète en orbite à une unité astronomique autour d'une étoile qui est dans le cœur d'un cluster dense comme 47 Tucanae serait seulement de survivre de l'ordre de 10 ⁸ années. Il existe un système planétaire une orbite pulsar ( PSR B1620-26) qui appartient à l'amas globulaire M4, mais ces planètes susceptibles formés après l'événement qui a créé le pulsar.

Certains amas globulaires, comme Omega Centauri dans notre Voie Lactée et G1 M31 , sont extraordinairement massif, avec plusieurs millions masses solaires et plusieurs populations stellaires. Les deux peuvent être considérés comme une preuve que les amas globulaires supermassifs sont en fait les noyaux de galaxies naines qui sont consommés par les plus grandes galaxies. Environ un quart de la population de l'amas globulaire dans la Voie Lactée a pu être accumulée avec leur galaxie naine hôte.

Plusieurs amas globulaires (comme M15) ont des noyaux très massives qui peuvent abriter des trous noirs , bien que des simulations suggèrent qu'un trou noir moins massive ou la concentration centrale des étoiles à neutrons ou naines blanches massives à expliquer les observations aussi bien.

Contenu métallique

M53 a surpris les astronomes avec son nombre inhabituel d'un type d'étoile appelé traînards bleus.

Les amas globulaires sont normalement constituées de II étoiles de population, qui ont une faible proportion d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium par rapport à I étoiles de population comme le Sun . Les astronomes se réfèrent à ces éléments plus lourds que les métaux et les proportions de ces éléments que le métallicité. Ces éléments sont produits par nucléosynthèse stellaire et sont ensuite recyclé dans le milieu interstellaire, où ils entrent dans la prochaine génération d'étoiles. Ainsi la proportion de métaux peut être une indication de l'âge d'une étoile, avec des étoiles âgées ayant typiquement une métallicité inférieure.

Le Néerlandais astronome Pieter Oosterhoff remarqué que il semble y avoir deux populations des amas globulaires, qui est devenu connu en tant que groupes Oosterhoff. Le second groupe a une période d'un peu plus RR Lyrae étoiles variables. Les deux groupes ont une faible lignes d'éléments métalliques. Mais les lignes dans les étoiles de type I Oosterhoff (IPO) grappes ne sont pas aussi faibles que celles de type II (OoII). Ainsi type I sont appelées "riches en métaux" tout type II sont «pauvres en métaux».

Ces deux populations ont été observées dans de nombreuses galaxies, en particulier massif galaxies elliptiques. Les deux groupes sont presque aussi vieux que l'univers lui-même et sont d'âges similaires, mais diffèrent dans leurs abondances métalliques. De nombreux scénarios ont été proposés pour expliquer ces sous-populations, y compris violentes fusions de galaxies riches en gaz, l'accrétion de galaxies naines, et plusieurs phases de formation d'étoiles dans une seule galaxie. Dans notre Voie Lactée , les groupes pauvres en métaux sont associés à l'auréole et les groupes riches en métaux avec le renflement.

Dans la Voie Lactée il a été découvert que la grande majorité des groupes de métallicité faibles sont alignés le long d'un avion dans la partie extérieure de l'auréole de la galaxie. Ce résultat plaide en faveur de l'idée que les clusters de type II dans la galaxie ont été capturés dans une galaxie satellite, plutôt que d'être les plus anciens membres du système d'amas globulaire de la Voie Lactée comme cela avait été précédemment pensé. La différence entre les deux types de munitions se expliquerait alors par un retard entre le moment où les deux galaxies se sont formées leurs systèmes de cluster.

Composants exotiques

Les amas globulaires ont une très haute densité d'étoiles, et les interactions proches et donc quasi-collisions d'étoiles sont relativement fréquentes. En raison de ces rencontres fortuites, certaines classes d'étoiles exotiques, tels que traînards bleus, pulsars millisecondes et faible masse binaires X, sont beaucoup plus fréquents dans les amas globulaires. Un retardataire bleue est formée à partir de la fusion de deux étoiles, peut-être à la suite d'une rencontre avec un système binaire. L'étoile résultant possède une température supérieure à étoiles comparables dans le groupe avec la même luminosité et donc diffère de la étoiles de séquence principale formés au début de la grappe.

L'amas globulaire M15 peut avoir un trou noir de masse intermédiaire à son image de base. NASA.

Les astronomes ont recherché des trous noirs dans les amas globulaires depuis les années 1970. Les exigences de résolution pour cette tâche, cependant, sont exigeants, et ce est seulement avec le télescope spatial Hubble que les premières découvertes confirmées ont été faites. Dans les programmes indépendants, un 4000 masse solaire trou noir de masse intermédiaire a été suggéré d'exister à partir d'observations de la TVH dans l'amas globulaire M15 et un 20000 solaire masse trou noir dans le Pôle Mayall II dans la galaxie d'Andromède . Les deux x-ray et la radio des émissions de Mayall II semblent être compatibles avec un trou noir de masse intermédiaire.

Ce sont d'un intérêt particulier car ils sont les premiers trous noirs qui étaient découverts intermédiaire de masse entre le classique stellaire trou noir et l'-mass trous noirs supermassifs découverts à les noyaux de galaxies. La masse de ces trous noirs de masse intermédiaire est proportionnelle à la masse des grappes, suivant un modèle découvert précédemment entre les trous noirs supermassifs et leurs galaxies avoisinantes.

Revendications des trous noirs de masse intermédiaire ont été atteints avec un certain scepticisme. Les objets les plus denses amas globulaires devraient migrer vers le centre de l'amas en raison de ségrégation de masse. Ceux-ci seront les naines blanches et des étoiles à neutrons dans une ancienne population stellaire comme un amas globulaire. Comme l'a souligné dans deux articles par Holger Baumgardt et collaborateurs, le rapport masse lumière devrait augmenter fortement vers le centre de l'amas, même sans un trou noir, à la fois dans M15 et Mayall II.

Couleur schéma de magnitude

Le Diagramme de Hertzsprung-Russell (HR-schéma) est un graphique d'un grand échantillon d'étoiles qui trace leur visuel magnitude absolue contre leur indice de couleur. L'indice de couleur, B-V, est la différence entre l'ampleur de l'étoile dans la lumière bleue, ou B, et de l'ampleur à la lumière visuelle grandes valeurs positives (vert-jaune), ou V. indiquent une étoile rouge avec une surface froide la température , tandis que les valeurs négatives impliquent une étoile bleue avec une surface chaude.

Lorsque les étoiles proches du Soleil sont tracés sur un diagramme HR, il affiche une distribution des étoiles de différentes masses, âges et compositions. Bon nombre des étoiles se trouvent relativement près de la courbe de pente de valeur absolue croissante que les étoiles sont plus chaudes, connu sous le nom étoiles de la séquence principale. Toutefois, le schéma comprend aussi généralement des étoiles qui sont à des stades ultérieurs de leur évolution et sont égarés loin de cette courbe de la séquence principale.

Comme toutes les étoiles d'un amas globulaire sont approximativement à la même distance de nous, leurs magnitudes absolues diffèrent des leurs magnitude visuelle d'environ la même quantité. Les étoiles de la séquence principale dans l'amas globulaire tomberont long d'une ligne que l'on croit être comparables à des étoiles semblables dans le voisinage solaire. La précision de cette hypothèse est confirmée par des résultats comparables obtenus en comparant les grandeurs de proximité des variables à courte période, comme RR Lyrae et Céphéides, avec ceux de la grappe.

En recoupant ces courbes sur le diagramme HR la magnitude absolue d'étoiles de la séquence principale du cluster peut également être déterminée. Ceci à son tour fournit une estimation de la distance à la grappe, sur la base de la magnitude visuelle des étoiles. La différence entre l'amplitude relative et absolue, la module de distance, on obtient cette estimation de la distance.

Quand les étoiles d'un amas globulaire particulier sont tracés sur un diagramme HR, dans de nombreux cas presque toutes les étoiles tomber sur une courbe relativement bien défini. Cela diffère de la diagramme HR des étoiles proches du Soleil, qui amalgament étoiles d'âges et d'origines différentes. La forme de la courbe pour un amas globulaire est caractéristique d'un groupement d'étoiles qui se sont formées à peu près en même temps et dans les mêmes matériaux, ne différant que par leur masse initiale. Comme la position de chaque étoile dans le diagramme HR varie avec l'âge, la forme de la courbe pour un amas globulaire peut être utilisé pour mesurer l'âge global de la population d'étoiles.

Diagramme Couleur-grandeur pour l'amas globulaire M3. Notez le «genou» caractéristique dans la courbe à la magnitude 19 où les étoiles commencent entrer dans la scène géante de leur chemin évolutif.

Les étoiles les plus massives de la séquence principale auront également l'ampleur absolu le plus élevé, et ceux-ci seront les premiers à évoluer dans le scène géante étoiles. Avec le vieillissement de munitions, étoiles de masses successivement inférieurs seront également entrer le scène géante étoiles. Ainsi l'âge d'un cluster de population unique peut être mesurée en observant les étoiles qui commencent tout juste à entrer dans le stade de la étoile géante. Cela forme un «genou» dans le diagramme HR, pliage en haut à droite de la ligne de la séquence principale. La magnitude absolue à ce virage est directement fonction de l'âge de l'amas globulaire, donc une échelle d'âge peut être tracée sur un axe parallèle à l'ampleur.

En outre, les amas globulaires peuvent être datés en regardant les températures les plus cool de naines blanches. Les résultats typiques pour les amas globulaires sont qu'ils peuvent être aussi vieux que 12,7 milliards d'années. Ceci est en contraste pour ouvrir les grappes qui ne sont que des dizaines de millions d'années.

Les âges des amas globulaires placent une borne sur la limite d'âge de l'univers entier. Cette limite inférieure a été un obstacle majeur dans la cosmologie . Au début des années 1990, les astronomes ont été confrontés à des estimations d'âge des amas globulaires qui semblaient plus que les modèles cosmologiques permettraient. Toutefois, une meilleure mesure des paramètres cosmologiques par des enquêtes du ciel profond et des satellites tels que COBE ont résolu ce problème comme l'ont fait des modèles informatiques de l'évolution stellaire qui ont différents modèles de mélange.

Études sur l'évolution des amas globulaires peuvent également être utilisés pour déterminer les changements dus à la composition de départ du gaz et de poussière qui se est formé le groupe. Autrement dit, le pistes d'évolution changent avec les changements dans l'abondance des éléments lourds. Les données obtenues à partir des études des amas globulaires sont ensuite utilisés pour étudier l'évolution de la Voie Lactée dans son ensemble.

Dans les amas globulaires quelques étoiles connues comme retardataires bleues sont observées, apparemment continue la séquence principale dans la direction de plus vives, plus bleues étoiles. Les origines de ces étoiles est pas encore clair, mais la plupart des modèles suggèrent que ces étoiles sont le résultat du transfert de masse dans plusieurs systèmes stellaires.

Morphologie

NGC 411 est classé comme un amas ouvert.

Contrairement à ouvrir grappes, la plupart des amas globulaires restent gravitationnellement liés pour des périodes comparables aux travées de la majorité de leurs étoiles de la vie de temps. Cependant, une exception possible est quand fortes interactions de marée avec d'autres grandes masses conduisent à la dispersion des étoiles.

Après ils sont formés, les étoiles dans l'amas globulaire commencent à interagir gravitationnellement uns avec les autres. En conséquence, les vecteurs de vitesse des étoiles sont régulièrement modifiés, et les étoiles perdent toute l'histoire de leur vitesse d'origine. L'intervalle caractéristique pour que ceci se produise est le temps de relaxation. Ceci est lié à la longueur caractéristique de temps une étoile doit traverser la grappe ainsi que le nombre de masses stellaires dans le système. La valeur du temps de relaxation varie par cluster, mais la valeur moyenne est de l'ordre de 10 ^{de 9} ans.

Bien que les amas globulaires apparaissent généralement de forme sphérique, ellipticités peuvent se produire en raison des interactions de marée. Clusters au sein de la Voie lactée et la galaxie d'Andromède sont généralement sphéroïdes aplatis de forme, tandis que ceux du Grand Nuage de Magellan sont plus elliptique.

Radii

Les astronomes de caractériser la morphologie d'un amas globulaire au moyen de rayons standard. Il se agit du rayon de base (R _c), le rayon de la demi-lumière (R _h) et le rayon de marée (r _t). La luminosité d'ensemble de la grappe diminue progressivement avec la distance à partir de la base, et le rayon de coeur correspond à la distance à laquelle la luminosité de la surface apparente a diminué de moitié. Une quantité comparable est le rayon de la demi-lumière, ou la distance entre le noyau intérieur duquel la moitié de la luminosité totale du cluster est reçu. Ce est typiquement plus grand que le rayon du coeur.

Notez que le rayon de la demi-lumière comprend étoiles dans la partie extérieure du cluster qui arrive de mentir long de la ligne de la vue, de sorte théoriciens seront également utiliser le rayon demi-masse (r _m) -le rayon du noyau qui contient la moitié de la la masse totale de l'amas. Lorsque le rayon de la demi-masse d'une grappe est faible par rapport à la taille globale, il a un noyau dense. Un exemple de ceci est M3 (M3), qui a une dimension globale d'environ visible 18 minutes d'arc, mais un rayon demi-masse de seulement 1,12 minutes d'arc.

Presque tous les amas globulaires ont un rayon d'une demi-lumière de moins de 10 pc, mais il ya bien établi amas globulaires avec de très grands rayons (c.-à- NGC 2419 (R _h = 18 pc) et Palomar 14 (R _h = 25 pc)).

Enfin le rayon de marée est la distance du centre de l'amas globulaire à laquelle la gravitation extérieur de la galaxie a plus d'influence sur les étoiles de l'amas que ne le fait le cluster lui-même. Ce est la distance à laquelle les étoiles individuelles appartenant à un cluster peuvent être séparés par une distance de la galaxie. Le rayon de marée de M3 est d'environ 38 minutes d'arc.

Ségrégation de masse, la luminosité et le noyau effondrement

Dans la mesure de la courbe de luminosité d'un amas globulaire donnée en fonction de la distance à partir de la base, la plupart des clusters dans la Voie Lactée augmentent régulièrement de luminosité que cette distance diminue, jusqu'à une certaine distance de la base, puis les niveaux de luminosité hors tension. Typiquement, cette distance est d'environ 1-2 parsecs de la base. Cependant environ 20% des amas globulaires ont subi un processus appelé «l'effondrement du noyau". Dans ce type de cluster, la luminosité continue à augmenter régulièrement tout le chemin vers la région de coeur. Un exemple d'un noyau sphérique est effondrée M15.

47 Toucan - la deuxième amas globulaire plus lumineux dans la Voie Lactée, après Omega Centauri.

Core-effondrement est pensé pour se produire lorsque les étoiles plus massives dans un amas globulaire rencontrent leurs compagnons moins massives. Au fil du temps, les processus dynamiques provoquent étoiles individuelles de migrer du centre de la grappe à l'extérieur. Cela se traduit par une perte nette de l'énergie cinétique à partir de la région de noyau, ce qui conduit les étoiles qui restent groupés dans la région du coeur d'occuper un volume plus compact. Lorsque cette gravothermal instabilité se produit, la région centrale de l'amas devient densément bondé avec des étoiles et le luminosité de la surface de l'amas constitue un loi de puissance point de rebroussement. (Notez que l'effondrement de base ne est pas le seul mécanisme qui peut causer une telle distribution de luminosité, un énorme trou noir au cœur peut également entraîner un point de rebroussement de luminosité.) Au cours d'une longue période de temps ce qui conduit à une concentration d'étoiles massives près le noyau, un phénomène appelé ségrégation de masse.

L'effet de chauffage dynamique des systèmes d'étoiles binaires travaille à prévenir un effondrement du noyau initial de la grappe. Quand une étoile passe à proximité d'un système binaire, l'orbite de la dernière paire tend à se contracter, libérant de l'énergie. Ce ne est qu'après l'offre primordiale de binaires sont épuisés en raison des interactions d'un noyau plus profond effondrement peut se poursuivre. En revanche, l'effet de chocs de marée comme un amas globulaire passe à plusieurs reprises à travers le plan d'un galaxie spirale tend à accélérer significativement noyau effondrement.

Les différentes étapes de base-effondrement peuvent être divisés en trois phases. Au cours de l'adolescence d'un amas globulaire, le processus de base-effondrement commence avec des étoiles près du noyau. Toutefois, les interactions entre les étoiles binaires systèmes empêche nouvel effondrement que le cluster approche de l'âge moyen. Enfin, les binaires centrales sont soit perturbés ou éjectées, ce qui entraîne une concentration plus serré à la base.

L'interaction des étoiles dans la région de noyau effondré provoque systèmes binaires serrés pour former. Comme d'autres étoiles interagissent avec ces binaires serrés, ils augmentent l'énergie au cœur, ce qui provoque le cluster de re-développer. Comme le temps moyen pour un effondrement de base est généralement inférieur à l'âge de la galaxie, de nombreux amas globulaires d'une galaxie peut-être passé par un stade de base de l'effondrement, puis ré-étendu.

Le télescope spatial Hubble a été utilisé pour fournir des données d'observation convaincante de ce processus de masse stellaire tri dans les amas globulaires. Étoiles plus lourdes ralentissent et foule à la base de la grappe, tandis que les étoiles plus légères prendre de la vitesse et ont tendance à passer plus de temps à la périphérie de la grappe. L'amas globulaire 47 Toucan, qui se compose d'environ 1 million étoiles, est l'un des plus denses amas globulaires dans l'hémisphère sud. Ce groupe a été soumis à une enquête photographique intensive, ce qui a permis aux astronomes de suivre le mouvement de ses étoiles. Vélocités précises ont été obtenues pour près de 15 000 étoiles dans cet amas.

Une étude de 2008 par John Fregeau de 13 amas globulaires dans la Voie Lactée montre que trois d'entre eux ont un nombre anormalement élevé de sources de rayons X, ou binaires X, suggérant les grappes sont d'âge moyen. Auparavant, ces amas globulaires avaient été classés comme étant dans la vieillesse parce qu'ils avaient des concentrations très serrés d'étoiles dans leurs centres, un autre test de l'âge utilisé par les astronomes. L'implication est que la plupart des amas globulaires, y compris les dix autres étudié par Fregeau, ne sont pas à l'âge mûr comme le pensait auparavant, mais sont en fait en «adolescence».

Les luminosités globaux des amas globulaires dans la Voie Lactée et la galaxie d'Andromède peuvent être modélisées au moyen d'un courbe gaussienne. Cette gaussienne peut être représentée au moyen d'une magnitude _Mv moyenne et une variance σ ^2. Cette répartition des luminosités d'amas globulaires est appelé la luminosité amas globulaire Fonction (GCLF). (Pour la Voie Lactée, M _v = -7,20 ± 0,13, σ = 1,1 ± 0,1 grandeurs.) Le GCLF a également été utilisé comme un " bougie standard "pour mesurer la distance à d'autres galaxies, sous l'hypothèse que les amas globulaires dans les galaxies éloignées suivent les mêmes principes comme ils le font dans la Voie Lactée.

Simulations N-corps

Calculer les interactions entre les étoiles dans un amas globulaire exige résoudre ce qu'on appelle la Problème des N corps. Ce est, chacun des étoiles au sein du cluster interagit constamment avec les autres N -1 étoiles, où N est le nombre total d'étoiles de l'amas. La naïve CPU de calcul «coût» d'une dynamique de simulation augmente en proportion de N ^3, de sorte que les besoins informatiques potentiels pour simuler avec précision un tel groupe peut être énorme. Une méthode efficace de simuler mathématiquement la dynamique N-corps d'un amas globulaire est fait en subdivisant en petits volumes et les gammes de vitesse, et en utilisant des probabilités pour décrire les emplacements des étoiles. Les motions sont ensuite décrites au moyen d'une formule appelée la Équation de Fokker-Planck. Ceci peut être résolu par une forme simplifiée de l'équation, ou en exécutant simulations de Monte Carlo et à l'aide des valeurs aléatoires. Cependant la simulation devient plus difficile lorsque les effets de binaires et l'interaction avec les forces de gravitation externes (tels que de la galaxie de la Voie Lactée) doivent également être inclus.

Les résultats des simulations N-corps ont montré que les étoiles peuvent suivre des chemins inhabituels à travers le cluster, formant souvent des boucles et souvent tomber plus directement vers le noyau que ne le ferait une seule étoile orbitant autour d'une masse centrale. En outre, en raison des interactions avec d'autres étoiles qui se traduisent par une augmentation de la vitesse, quelques-unes des étoiles gagner suffisamment d'énergie pour échapper à la grappe. Sur de longues périodes de temps cela se traduira par une dissipation de l'amas, un processus appelé évaporation. L'échelle de temps typique pour l'évaporation d'un amas globulaire est 10 ^{de 10} ans. En 2010, il est devenu possible de calculer directement, étoile par étoile, simulations N-corps d'un amas globulaire au cours de sa durée de vie.

Les étoiles binaires forment une partie importante de la population totale des systèmes stellaires, avec jusqu'à la moitié de toutes les étoiles qui se produisent dans les systèmes binaires. Des simulations numériques des amas globulaires ont démontré que les binaires peuvent nuire, voire renverser le processus d'effondrement de base dans les amas globulaires. Quand une étoile dans un cluster a une rencontre gravitationnelle avec un système binaire, un résultat possible est que le binaire devient plus étroitement liée et l'énergie cinétique est ajouté à l'étoile solitaire. Lorsque les étoiles massives de la grappe sont accélérées par ce procédé, il réduit la contraction au cœur et les limites noyau effondrement.

Le sort ultime d'un amas globulaire doit être soit à accréter étoiles en son cœur, provoquant sa contraction stable, soit de l'élimination progressive des étoiles de ses couches externes.

Rencontres de marée

Quand un amas globulaire a une rencontre rapprochée avec une grande masse, comme la région du coeur d'une galaxie, il subit une interaction de marée. La différence dans la force de gravité entre la partie de la classe la plus proche de la masse et de la traction sur la partie la plus éloignée des résultats de cluster dans un force de marée. Un «choc de marée» se produit chaque fois que l'orbite d'un cluster prend à travers le plan d'une galaxie.

En conséquence d'un choc de marée, courants d'étoiles pouvant être tiré de l'auréole de cluster, ne laissant que la partie centrale de l'amas. Ces effets d'interaction de marée créent queues d'étoiles qui peuvent se étendre jusqu'à plusieurs degrés d'arc loin de la grappe. Ces queues généralement à la fois précèdent et suivent la grappe le long de son orbite. Les queues peuvent se accumuler d'importantes parties de la masse initiale du cluster, et peuvent former caractéristiques clumplike.

L'amas globulaire Palomar 5, par exemple, est à proximité de la Point apogalactic de son orbite après avoir traversé la Voie Lactée. Streams d'étoiles étendent vers l'extérieur vers l'avant et l'arrière de la trajectoire orbitale de ce pôle, qui se étend sur des distances de 13 000 années-lumière. Interactions de marée ont dépouillé une grande partie de la masse de Palomar 5, et d'autres interactions comme il traverse sont attendus du noyau galactique pour le transformer en un long jet d'étoiles en orbite autour de l'auréole Voie Lactée.

Interactions de marée ajoutent de l'énergie cinétique en un amas globulaire, augmentant considérablement le taux d'évaporation et la diminution de la taille de la grappe. Non seulement la bande de choc de marée au large des étoiles extérieures d'un amas globulaire, mais l'évaporation accrue accélère le processus de base effondrement. Le même mécanisme physique peut être à l'œuvre dans les galaxies naines sphéroïdales telles que la naine du Sagittaire, qui semble être de subir des perturbations de marée en raison de sa proximité de la Voie Lactée.

Il existe de nombreux amas globulaires avec uneorbite rétrograde autour de la galaxie.

Planètes

En 2000, les résultats d'une recherche de planètes géantes dans l'amas globulaire 47 Tucanae ont été annoncés. L'absence de découvertes succès suggère que l'abondance des éléments (autres que l'hydrogène ou l'hélium) nécessaires pour construire ces planètes peut-être besoin d'être au moins 40% de l'abondance dans les Soleil planètes terrestres sont construits à partir d'éléments plus lourds tels que le silicium, le fer et le magnésium. La très faible abondance de ces éléments dans les amas globulaires signifie que les membres étoiles ont une probabilité beaucoup plus faible d'hôtes de planètes Terre-masse, par rapport aux étoiles dans le quartier du Soleil Ainsi la région de halo de la Voie Lactée, y compris les membres d'amas globulaires, sont peu susceptibles d'héberger des planètes terrestres habitables .

En dépit de la faible probabilité de formation de planète géante, juste comme un objet a été trouvé dans l'amas globulaire Messier 4. Cette planète a été détectée en orbite autour d'un pulsar dans le binaire étoiles système PSR B1620-26. Le excentrique et fortement orbite inclinée de la planète suggère qu'il peut avoir été formé autour d'une autre étoile dans le cluster, puis fut plus tard "échangés" dans son arrangement actuel. La probabilité de rencontres rapprochées entre les étoiles dans un amas globulaire peut perturber les systèmes planétaires, dont certains se détacher pour devenir planètes flottantes libres. Même planètes en orbite autour proches peuvent devenir perturbé, conduisant potentiellement à la pourriture orbitale et une augmentation de l'excentricité orbitale et des effets de marée.