در حال ویرایش خوشه کروی
هشدار: شما وارد نشده‌اید. نشانی آی‌پی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایش‌هایتان به نام کاربری‌تان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را می‌توان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که می‌خواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثی‌سازی ویرایش را به پایان ببرید.
| نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
| سطر ۶: | سطر ۶: | ||
'''خوشه ی کروی'''، مجموعه ای از ستارگان است که به صورت کروی گرد هم آمده اند و به دور هسته ی [[کهکشان]] می گردد. ستارگان عضو خوشه های کروی توسط [[گرانش]]، بسیار محکم در جای خود می مانند؛ و همین نیروی گرانش هست که شکل کروی را به خوشه ها می دهد. نام این نوع از خوشه های ستاره ای، از کلمه ی لاتین گلوبولوس (globulus) به معنای کره ی کوچک گرفته شده است. | '''خوشه ی کروی'''، مجموعه ای از ستارگان است که به صورت کروی گرد هم آمده اند و به دور هسته ی [[کهکشان]] می گردد. ستارگان عضو خوشه های کروی توسط [[گرانش]]، بسیار محکم در جای خود می مانند؛ و همین نیروی گرانش هست که شکل کروی را به خوشه ها می دهد. نام این نوع از خوشه های ستاره ای، از کلمه ی لاتین گلوبولوس (globulus) به معنای کره ی کوچک گرفته شده است. | ||
| − | خوشه های کروی که در [[هاله ی کهکشان]] ها پیدا می شوند، تعداد ستاره های بیشتر و قدیمی تری نسبت به [[خوشه باز|خوشه های باز]] که در [[دیسک کهکشان]] ها پیدا می شود دارند و چگال تر اند. حدود 150 تا 158 خوشه ی کروی شناخته شده رایج در [[کهکشان راه شیری]] وجود دارد و احتمالا 10 تا 20 خوشه که هنوز کشف نشده اند. کهکشان های بزرگ | + | خوشه های کروی که در [[هاله ی کهکشان]] ها پیدا می شوند، تعداد ستاره های بیشتر و قدیمی تری نسبت به [[خوشه باز|خوشه های باز]] که در [[دیسک کهکشان]] ها پیدا می شود دارند و چگال تر اند. حدود 150 تا 158 خوشه ی کروی شناخته شده رایج در [[کهکشان راه شیری]] وجود دارد و احتمالا 10 تا 20 خوشه که هنوز کشف نشده اند. کهکشان های بزرگ می توانند تعداد بیشتری خوشه ی کروی داشته باشند؛ برای نمونه [[کهکشان آندرومدا]] که حدود 500 خوشه ی کروی دارد. شاید برخی از کهکشان های بیضوی عظیم -مانند [[M87]]- چیزی حدود 10000 خوشه ی کروی داشته باشند. خوشه های کروی در مدارهایی با بزرگتر از 131000 سال نوری شعاع به دور هسته ی مرکزی کهکشان میزبانشان می گردند. هر کهکشان [[گروه محلی]] که جرم کافی داشته باشد، یک گروه از خوشه های کروی را دارا است. همچنین تقریبا تمامی کهکشان های بزرگ بررسی شده دارای یک سیستم از خوشه های کروی هستند. |
با این که این مسئله روشن شده است که خوشه های کروی، ستارگان اولیه ای را شامل می شوند که در کهکشان ساخته شده اند، اما سر منشأ آنها و نقششان در سیر تکامل تدریجی کهکشان هنوز نامعلوم است. این موضوع کاملا معلوم شده است که خوشه های کروی به طور معناداری با کهکشان های [[کوتوله ی بیضوی]] تفاوت دارند و به عنوان یک قسمت از محل [[شکل گیری ستارگان]] از کهکشان میزبان شکل گرفته اند و یک کهکشان جدا نیستند. اما فرضیه های جدیدتر که توسط دانشمندان ارائه شده است، بیانگر آن است که احتمالا خوشه های کروی و کهکشان های کوتوله ی کروی، اشیاء و اجرام کاملا جدا و متفاوتی نیستند. | با این که این مسئله روشن شده است که خوشه های کروی، ستارگان اولیه ای را شامل می شوند که در کهکشان ساخته شده اند، اما سر منشأ آنها و نقششان در سیر تکامل تدریجی کهکشان هنوز نامعلوم است. این موضوع کاملا معلوم شده است که خوشه های کروی به طور معناداری با کهکشان های [[کوتوله ی بیضوی]] تفاوت دارند و به عنوان یک قسمت از محل [[شکل گیری ستارگان]] از کهکشان میزبان شکل گرفته اند و یک کهکشان جدا نیستند. اما فرضیه های جدیدتر که توسط دانشمندان ارائه شده است، بیانگر آن است که احتمالا خوشه های کروی و کهکشان های کوتوله ی کروی، اشیاء و اجرام کاملا جدا و متفاوتی نیستند. | ||
| سطر ۳۰: | سطر ۳۰: | ||
در سال 1914، "[[هارلو شیپلی]]" (Harlow Shapley) یک سری مطالعات در خصوص خوشه های کروی آغاز کرد که در 40 مقاله ی علمی انتشار یافتند. او متغیرهای [[آر آر شلیاقی]] را در خوشه ها بررسی کرد و از منحنی دوره تناوب-روشنایی آنها، برای محاسبه ی فاصله شان کمک گرفت. (البته او به اشتباه آنها را [[متغیر قیفاووسی]] پنداشت.) اما پس از آن، فهمیده شد که متغیرهای آر آر شبیاقی، نسبت به متغیرهای قیفاووسی کم نورتر اند؛ این امر باعث آن شده بود که شیپلی مقادیری بزرگتر از اندازه های واقعی برای فواصل خوشه ها به دست آورد. اغلب خوشه های کروی در کهکشان ما، در نزدیکی [[مرکز کهکشان]] یافت شده اند، و اکثریت آنها در سمتی از آسمان قرار دارند که در مرکز آن هسته ی کهکشان قرار گرفته است. در سال 1918، این پراکندگی متقارن به وسیله ی هارلو شیپلی برای تعیین ابعاد کلی کهکشان راه شیری استفاده شد. با فرض آن که خوشه های کروی تقریبا به صورت کروی پراکنده شده اند و مرکز این کره هسته ی کهکشان است، او موقعیت این خوشه ها را برای محاسبه ی موقعیت خورشید نسبت به مرکز کهکشان به کار برد. با توجه به خطاهای فاحشی که در محاسبه ی فاصله ی خوشه ها وجود داشت، ابعاد کهکشان راه شیری بسیار بزرگتر از آن چه که پیش از این تصور می شد محاسبه شد. خطای او به دلیل آن بود که جذب نور خوشه های کروی توسط غبار میان ستاره ای را در نظر نگرفته بود، و در نتیجه پنداشته بود که خوشه ها در مکان هایی دورتر قرار دارند. البته نتایج این محاسبات در همان مرتبه ی بزرگی نتایج محاسبات کنونی است. | در سال 1914، "[[هارلو شیپلی]]" (Harlow Shapley) یک سری مطالعات در خصوص خوشه های کروی آغاز کرد که در 40 مقاله ی علمی انتشار یافتند. او متغیرهای [[آر آر شلیاقی]] را در خوشه ها بررسی کرد و از منحنی دوره تناوب-روشنایی آنها، برای محاسبه ی فاصله شان کمک گرفت. (البته او به اشتباه آنها را [[متغیر قیفاووسی]] پنداشت.) اما پس از آن، فهمیده شد که متغیرهای آر آر شبیاقی، نسبت به متغیرهای قیفاووسی کم نورتر اند؛ این امر باعث آن شده بود که شیپلی مقادیری بزرگتر از اندازه های واقعی برای فواصل خوشه ها به دست آورد. اغلب خوشه های کروی در کهکشان ما، در نزدیکی [[مرکز کهکشان]] یافت شده اند، و اکثریت آنها در سمتی از آسمان قرار دارند که در مرکز آن هسته ی کهکشان قرار گرفته است. در سال 1918، این پراکندگی متقارن به وسیله ی هارلو شیپلی برای تعیین ابعاد کلی کهکشان راه شیری استفاده شد. با فرض آن که خوشه های کروی تقریبا به صورت کروی پراکنده شده اند و مرکز این کره هسته ی کهکشان است، او موقعیت این خوشه ها را برای محاسبه ی موقعیت خورشید نسبت به مرکز کهکشان به کار برد. با توجه به خطاهای فاحشی که در محاسبه ی فاصله ی خوشه ها وجود داشت، ابعاد کهکشان راه شیری بسیار بزرگتر از آن چه که پیش از این تصور می شد محاسبه شد. خطای او به دلیل آن بود که جذب نور خوشه های کروی توسط غبار میان ستاره ای را در نظر نگرفته بود، و در نتیجه پنداشته بود که خوشه ها در مکان هایی دورتر قرار دارند. البته نتایج این محاسبات در همان مرتبه ی بزرگی نتایج محاسبات کنونی است. | ||
| − | محاسبات "شیپلی" نشان دادند که خورشید در مکانی دور نسبت به مرکز کهکشان قرار دارد؛ برخلاف آن چه که پیش از این تصور می شد. پایه ی شکل گیری تصور پیشین، پراکندگی تقریبا یکنواخت ستارگان معمولی در ظاهر بود؛ در حقیقت ستارگان معمولی در درون دیسک کهکشان قرار دارند و بنابراین اغلب توسط گاز و غبار موجود در دیسک، پوشانده می شوند؛ در حالی که خوشه های کروی در بیرون دیسک قرار دارند و | + | محاسبات "شیپلی" نشان دادند که خورشید در مکانی دور نسبت به مرکز کهکشان قرار دارد؛ برخلاف آن چه که پیش از این تصور می شد. پایه ی شکل گیری تصور پیشین، پراکندگی تقریبا یکنواخت ستارگان معمولی در ظاهر بود؛ در حقیقت ستارگان معمولی در درون دیسک کهکشان قرار دارند و بنابراین اغلب توسط گاز و غبار موجود در دیسک، پوشانده می شوند؛ در حالی که خوشه های کروی در بیرون دیسک قرار دارند و می توان آنها را تا فاصله های دورتری نیز دید. |
[[پرونده:NGC 7006 (HST).jpg|300px|thumb|left|NGC 7006 یک خوشه ی کروی پرتراکم رده ی I است.]] | [[پرونده:NGC 7006 (HST).jpg|300px|thumb|left|NGC 7006 یک خوشه ی کروی پرتراکم رده ی I است.]] | ||
| سطر ۵۲: | سطر ۵۲: | ||
خوشه های کروی عموما از صدها هزار ستاره ی پیر، با عناصر سنگین کم، تشکیل شده اند. گونه های ستاره ای که در خوشه های کروی یافت می شوند، مانند هسته ی [[کهکشان های مارپیچی]] اند، اما به حجمی در حدود تنها چند میلیون پارسک مکعب محدود شده اند. آنها بدون هیچ گونه گاز یا غباری هستند، و مسلم است که تمام گاز و غبار بسیار پیش از این به ستارگان تبدیل شده است. | خوشه های کروی عموما از صدها هزار ستاره ی پیر، با عناصر سنگین کم، تشکیل شده اند. گونه های ستاره ای که در خوشه های کروی یافت می شوند، مانند هسته ی [[کهکشان های مارپیچی]] اند، اما به حجمی در حدود تنها چند میلیون پارسک مکعب محدود شده اند. آنها بدون هیچ گونه گاز یا غباری هستند، و مسلم است که تمام گاز و غبار بسیار پیش از این به ستارگان تبدیل شده است. | ||
| − | خوشه های کروی، | + | خوشه های کروی، می توانند شامل چگالی بالایی از ستارگان باشند؛ به طور میانگین، 0.4 ستاره در هر پارسک مکعب . این مقدار در مرکز خوشه ی کروی، به 100 تا 1000 ستاره در هر پارسک مکعب افزایش پیدا می کند. هرچند این مناطق برای شکل گیری [[سیستم های سیاره ای]]، مناسب نیستند. مدارهای سیاره در مرکز خوشه های کروی از نظر دینامیکی، نامتعادل اند. این امر به دلیل آشفتگی هایی است که در اثر گذر یک ستاره از نزدیکی منظومه ایجاد می شود. سیاره ای که در فاصله ی یک AU از ستاره ای در مرکز یک خوشه ی چگال، به دور آن می گردد، تنها حدود 10<sup>8</sup> سال در مدار خود باقی می ماند.(مراجعه شود به بحث تپ اختر [[PSR B1620-26|PSR B1620−26]] و سیاره ای که به دور آن می گردد، در [[M4]]) |
| − | برخی خوشه های کروی، به طور غیر طبیعی پرجرم هستند. جرم آنها حدود چندین میلیون جرم خورشیدی است و میزبان چندین نوع از جمعیت های ستاره ای اند. این ها احتمالا هسته های کهکشان های کوتوله ای هستند که توسط کهکشان های بزرگتر از بین رفته اند. (مراجعه شود به بحث مربوط به [[G1]]، در [[M31]] ) حدود یک چهارم جمعیت خوشه ی کروی در راه شیری، همراه با کهکشان کوتوله ی میزبانشان رشد کرده اند. تعدادی از خوشه های کروی (مانند [[M15]] ) که دارای هسته های بسیار پرجرم اند، احتمالا پناهگاه سیاهچاله هایی هستند. البته تحلیل های بعدی، بیانگر آن اند که یک سیاهچاله ی کم جرم تر یا یک تراکم مرکزی از [[ستارگان نوترونی|ستاره نوترونی]] یا [[کوتوله های سفید|کوتوله سفید]] پرجرم نیز | + | برخی خوشه های کروی، به طور غیر طبیعی پرجرم هستند. جرم آنها حدود چندین میلیون جرم خورشیدی است و میزبان چندین نوع از جمعیت های ستاره ای اند. این ها احتمالا هسته های کهکشان های کوتوله ای هستند که توسط کهکشان های بزرگتر از بین رفته اند. (مراجعه شود به بحث مربوط به [[G1]]، در [[M31]] ) حدود یک چهارم جمعیت خوشه ی کروی در راه شیری، همراه با کهکشان کوتوله ی میزبانشان رشد کرده اند. تعدادی از خوشه های کروی (مانند [[M15]] ) که دارای هسته های بسیار پرجرم اند، احتمالا پناهگاه سیاهچاله هایی هستند. البته تحلیل های بعدی، بیانگر آن اند که یک سیاهچاله ی کم جرم تر یا یک تراکم مرکزی از [[ستارگان نوترونی|ستاره نوترونی]] یا [[کوتوله های سفید|کوتوله سفید]] پرجرم نیز می تواند به همان خوبی رصدها را توجیه کند. |
===میزان عناصر سنگین=== | ===میزان عناصر سنگین=== | ||
| − | خوشه های کروی عموما شامل ستارگان [[جمعیت II]] می شوند. این ستارگان، حاوی مقادیر کمتری از عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیم نسبت به ستارگان [[جمعیت I]] می باشند. [[خورشید]]، یک ستاره ی جمعیت یک است. ستارهشناسان اصطلاحا این عناصر سنگین تر را "فلز" و میزان وجود این عناصر را "[[فلزیگی]]" (Metallicity) می نامند. این عناصر در درون هسته ی ستارگان پرجرم در طی واکنشهای هسته ای شکل می گیرند و هنگامی که این ستارگان می میرند، به [[ماده ی میان ستاره ای|ماده میان ستاره ای]] وارد می شوند، و به ستارگان نسل بعدی منتقل می شوند. بنابراین میزان فلزات | + | خوشه های کروی عموما شامل ستارگان [[جمعیت II]] می شوند. این ستارگان، حاوی مقادیر کمتری از عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیم نسبت به ستارگان [[جمعیت I]] می باشند. [[خورشید]]، یک ستاره ی جمعیت یک است. ستارهشناسان اصطلاحا این عناصر سنگین تر را "فلز" و میزان وجود این عناصر را "[[فلزیگی]]" (Metallicity) می نامند. این عناصر در درون هسته ی ستارگان پرجرم در طی واکنشهای هسته ای شکل می گیرند و هنگامی که این ستارگان می میرند، به [[ماده ی میان ستاره ای|ماده میان ستاره ای]] وارد می شوند، و به ستارگان نسل بعدی منتقل می شوند. بنابراین میزان فلزات می تواند معیاری برای تعیین سن ستارگان باشد، همان گونه که ستارگان پیرتر، فلزیگی پایین تری دارند. |
[[پرونده:Messier 53 HST.jpg|300px|thumb|right|M53 ستارهشناسان را با وجود تعداد زیادی ستارگان آبی سرگردان خود، غافلگیر کرده است. ]] | [[پرونده:Messier 53 HST.jpg|300px|thumb|right|M53 ستارهشناسان را با وجود تعداد زیادی ستارگان آبی سرگردان خود، غافلگیر کرده است. ]] | ||
| سطر ۹۳: | سطر ۹۳: | ||
با انطباق این منحنی ها بر روی نمودار H-R ، قدر مطلق ستارگان رشته ی اصلی خوشه نیز تعیین خواهند شد. این امر، روشی برای محاسبه ی فاصله با خوشه بر اساس قدر ظاهری آنها پیشنهاد می دهد. تفاوت بین قدر ظاهری و واقعی، که [[مدول فاصله]] نامیده می شود، این محاسبه را امکانپذیر می کند. | با انطباق این منحنی ها بر روی نمودار H-R ، قدر مطلق ستارگان رشته ی اصلی خوشه نیز تعیین خواهند شد. این امر، روشی برای محاسبه ی فاصله با خوشه بر اساس قدر ظاهری آنها پیشنهاد می دهد. تفاوت بین قدر ظاهری و واقعی، که [[مدول فاصله]] نامیده می شود، این محاسبه را امکانپذیر می کند. | ||
| − | هنگامی که ستارگان یک خوشه ی کروی خاص بر روی نمودار H-R تصویر می شوند، در بسیاری موارد، تقریبا تمام ستارگان بر روی منحنی ای معین و تعریف شده قرار می گیرند. این، با نمودار H-R ستارگان نزدیک خورشید-که ستارگانی با سن ها و منشأ های گوناگون را یکجا جمع می کند- متفاوت است. شکل منحنی برای یک خوشه ی کروی، مشخصه ای از گروهی از ستارگان است که در زمانی تقریبا یکسان و از موادی یکسان شکل گرفته اند و تنها تفاوت آنها در جرمشان است. با توجه به این که موقعیت هر ستاره ای بر نمودار H-R با تغییر سن آن، تغییر می کند؛ پس شکل منحنی برای یک خوشه ی کروی | + | هنگامی که ستارگان یک خوشه ی کروی خاص بر روی نمودار H-R تصویر می شوند، در بسیاری موارد، تقریبا تمام ستارگان بر روی منحنی ای معین و تعریف شده قرار می گیرند. این، با نمودار H-R ستارگان نزدیک خورشید-که ستارگانی با سن ها و منشأ های گوناگون را یکجا جمع می کند- متفاوت است. شکل منحنی برای یک خوشه ی کروی، مشخصه ای از گروهی از ستارگان است که در زمانی تقریبا یکسان و از موادی یکسان شکل گرفته اند و تنها تفاوت آنها در جرمشان است. با توجه به این که موقعیت هر ستاره ای بر نمودار H-R با تغییر سن آن، تغییر می کند؛ پس شکل منحنی برای یک خوشه ی کروی می تواند برای محاسبه ی سن کلی جمعیت ستارگان استفاده شود. |
[[پرونده:M3 color magnitude diagram.jpg|600px|thumb|center|نمودار H-R برای ستارگان خوشه ی M3. به "زانو"ی مشخص در نزدیکی قدر 19 توجه کنید؛ که جایی است که ستارگان پرجرم تر، وارد مرحله ی غولی شده اند.]] | [[پرونده:M3 color magnitude diagram.jpg|600px|thumb|center|نمودار H-R برای ستارگان خوشه ی M3. به "زانو"ی مشخص در نزدیکی قدر 19 توجه کنید؛ که جایی است که ستارگان پرجرم تر، وارد مرحله ی غولی شده اند.]] | ||
| − | پرجرم ترین ستارگان رشته ی اصلی، آنهایی هستند که بالاترین قدر مطلق را دارند و همچنین اولین ستارگانی اند که به [[غول سرخ|مرحله ی غولی]] وارد می شوند. همان طور که سن خوشه بالاتر می رود، ستارگان به ترتیب کم جرم تر وارد مرحله ی غول سرخی می شوند؛ بنابراین سن یک جمعیت خوشه ی تنها | + | پرجرم ترین ستارگان رشته ی اصلی، آنهایی هستند که بالاترین قدر مطلق را دارند و همچنین اولین ستارگانی اند که به [[غول سرخ|مرحله ی غولی]] وارد می شوند. همان طور که سن خوشه بالاتر می رود، ستارگان به ترتیب کم جرم تر وارد مرحله ی غول سرخی می شوند؛ بنابراین سن یک جمعیت خوشه ی تنها می تواند به وسیله ی یافتن ستارگانی که شروع به ورود به مرحله ی غول سرخی کرده اند، محاسبه شود. این ، یک "زانو" را در نمودار H-R تشکیل می دهد که به سمت بالای راست رشته ی اصلی خم شده است. قدر مطلق این خمش، مستقیما تابعی از سن خوشه ی کروی است؛ بنابراین می توان یک مقیاس برای سن به صورت محوری موازی با قدر رسم نمود. |
| − | به علاوه، سن خوشه های کروی با نگاه کردن به دماهای سردترین کوتوله های سفید نیز | + | به علاوه، سن خوشه های کروی با نگاه کردن به دماهای سردترین کوتوله های سفید نیز می تواند تعیین شود. اغلب نتایج برای سن این خوشه ها، عددی حدود 12.7 میلیhرد سال را به دست می دهد. این بر خلاف خوشه های باز است که سنی تنها در حدود چند ده میلیون سال دارند. |
سن های خوشه های کروی، مرزی برای حداقل سن کل جهان تعیین می کنند. این حدود پایین تر، محدودیت مهمی در [[کیهانشناسی]] ایجاد کرده اند. در اوایل دهه ی 1990 ، ستارهشناسان با محاسبات سنی ای مواجه شدند که سن خوشه های کروی ای را بیشتر از آن چه که مدل های کیهانشناسی اجازه می دهند، محاسبه کرده است. اما محسبات بهتر از پارامترهای کیهانشناختی، در پی بررسی های ژرف فضا و تحقیقات ماهواره هایی مانند [[COBE]] ، این پیامد را این طور حل کرده اند که به دلیل مدل های کامپیوتری [[تحول ستاره|تکامل ستاره ای]] است که مدل های متفاوتی از اختلاط را به کار می برند. | سن های خوشه های کروی، مرزی برای حداقل سن کل جهان تعیین می کنند. این حدود پایین تر، محدودیت مهمی در [[کیهانشناسی]] ایجاد کرده اند. در اوایل دهه ی 1990 ، ستارهشناسان با محاسبات سنی ای مواجه شدند که سن خوشه های کروی ای را بیشتر از آن چه که مدل های کیهانشناسی اجازه می دهند، محاسبه کرده است. اما محسبات بهتر از پارامترهای کیهانشناختی، در پی بررسی های ژرف فضا و تحقیقات ماهواره هایی مانند [[COBE]] ، این پیامد را این طور حل کرده اند که به دلیل مدل های کامپیوتری [[تحول ستاره|تکامل ستاره ای]] است که مدل های متفاوتی از اختلاط را به کار می برند. | ||
| − | مطالعات تکامل خوشه های کروی، همچنین | + | مطالعات تکامل خوشه های کروی، همچنین می توانند برای تعیین کردن تغییراتی که به واسطه ی ترکیب اولیه ی گاز و غباری که خوشه را تشکیل داده است، به وجود می آیند، استفاده شوند. طبق مطالعات، مسیر تکامل با تغییر فراوانی عناصر سنگین تغییر می کند. اطلاعاتی که درباره ی خوشه های کروی در پی مطالعات به دست آمده است، برای مطالعه ی [[تکامل راه شیری]] به عنوان یک کل، استفاده می شوند. |
==ریخت شناسی== | ==ریخت شناسی== | ||
| سطر ۱۲۴: | سطر ۱۲۴: | ||
تقریبا تمام خوشه های کروی شعاع نیم-نوری کمتر از 10 پارسک دارند. هرچند که خوشه هایی نیز شناخته شده اند که شعاع های بسیار بزرگتر دارند؛ مانند NGC 2419 که (R<sub>h</sub> = 18 pc) و "پالومار 14" که (R<sub>h</sub> = 25 pc) | تقریبا تمام خوشه های کروی شعاع نیم-نوری کمتر از 10 پارسک دارند. هرچند که خوشه هایی نیز شناخته شده اند که شعاع های بسیار بزرگتر دارند؛ مانند NGC 2419 که (R<sub>h</sub> = 18 pc) و "پالومار 14" که (R<sub>h</sub> = 25 pc) | ||
| − | در پایان، شعاع کشندی فاصله ای است از مرکز خوشه که در آن گرانش بیرونی کهکشان، اثر بیشتری نسبت به گرانش خود خوشه بر ستارگان دارد. این جا، فاصله ای است که ستارگان متعلق به یک خوشه، | + | در پایان، شعاع کشندی فاصله ای است از مرکز خوشه که در آن گرانش بیرونی کهکشان، اثر بیشتری نسبت به گرانش خود خوشه بر ستارگان دارد. این جا، فاصله ای است که ستارگان متعلق به یک خوشه، می توانند به وسیله ی کهکشان، از خوشه جدا شوند. |
===افتراق جرم، تابندگی و رمبش هسته=== | ===افتراق جرم، تابندگی و رمبش هسته=== | ||
| سطر ۱۳۲: | سطر ۱۳۲: | ||
[[پرونده:47tuc salt.jpg|300px|thumb|left|47 توکان، دومین خوشه ی کروی تابنده در کهکشان راه شیری؛ بعد از [[امگا قنطورس]]]] | [[پرونده:47tuc salt.jpg|300px|thumb|left|47 توکان، دومین خوشه ی کروی تابنده در کهکشان راه شیری؛ بعد از [[امگا قنطورس]]]] | ||
| − | تصور می شود که رمبش هسته، هنگامی اتفاق می افتد که ستارگان پرجرم تر در خوشه ی کروی با همدم های کم جرم ترشان برخورد می کنند. با گذشت زمان، فرآیندهای دینامیکی باعث می شوند ستارگان از مرکز خوشه به سمت بیرون مهاجرت کنند. این اتفاق باعث اتلاف اساسی انرژی جنبشی از منطقه ی هسته می شود. به همین دلیل ستارگان باقیمانده، در منطقه ی مرکزی اجتماع می کنند و حجم کوچکتری را اشغال می کنند. هنگامی که این ناپایداری دما-گرانشی رخ می دهد، بخش مرکزی خوشه با ازدحام ستارگان بسیار چگال می شود و درخشندگی سطحی خوشه، یک منحنی نمایی ایجاد می کند. (توجه شود که رمبش هسته، تنها مکانیسمی نیست که | + | تصور می شود که رمبش هسته، هنگامی اتفاق می افتد که ستارگان پرجرم تر در خوشه ی کروی با همدم های کم جرم ترشان برخورد می کنند. با گذشت زمان، فرآیندهای دینامیکی باعث می شوند ستارگان از مرکز خوشه به سمت بیرون مهاجرت کنند. این اتفاق باعث اتلاف اساسی انرژی جنبشی از منطقه ی هسته می شود. به همین دلیل ستارگان باقیمانده، در منطقه ی مرکزی اجتماع می کنند و حجم کوچکتری را اشغال می کنند. هنگامی که این ناپایداری دما-گرانشی رخ می دهد، بخش مرکزی خوشه با ازدحام ستارگان بسیار چگال می شود و درخشندگی سطحی خوشه، یک منحنی نمایی ایجاد می کند. (توجه شود که رمبش هسته، تنها مکانیسمی نیست که می تواند باعث چنین اتفاقی شود، بلکه وجود یک سیاهچاله ی مرکزی نیز می تواند چنین منحنی ای ایجاد کند.) پس از مدت زمان زیادی، این اتفاق موجب تجمع ستارگان پرجرم در نزدیکی هسته می شود، پدیده ای که "افتراق جرم" (Mass segregation) نامیده می شود.اثر گرمایش دینامیکی دستگاه های دوتایی ستارگان، از رمبش هسته در خوشه جلوگیری می کند. هنگامی که یک ستاره از نزدیکی یک [[ستاره دوتایی|دستگاه دوتایی]] عبور می کند، مدار دوتایی به انقباض تمایل پیدا می کند که در نتیجه انرژی آزاد می شود. تنها پس از تأمین نخستین دوتایی ها که به دلیل برهمکنش ها تحلیل رفته اند یک رمبش هسته ی عمیق تر می تواند شروع شود. بر خلاف این، اثر شوک های کشندی است که هنگامی که یک خوشه ی کروی مکررا از داخل صفحه ی کهکشان مارپیچی می گذرد، به رمبش هسته ی بسیار سریع گرایش پیدا می کند. |
مراحل متفاوت رمبش هسته شاید به سه مرحله تقسیم شود: | مراحل متفاوت رمبش هسته شاید به سه مرحله تقسیم شود: | ||
| سطر ۱۴۶: | سطر ۱۴۶: | ||
یک مطالعه در سال 2008 توسط "[[جان فرگ آو]]" (John Fregeau) بر روی سیزده خوشه ی کروی در راه شیری انجام شد؛ این مطالعات نشان دادند که سه تا از آنها به طرز نامتعارفی حاوی تعداد بسیار زیادی منابع اشعه ی ایکس هستند (یا دوتایی های اشعه ی ایکس). این امر نشان می دهد که آنها در میانسالی به سر می برند. پیش از این، این خوشه های کروی به عنوان خوشه های بسیار پیر طبقه بندی شده بودند؛ چرا که در روش دیگری که برای تعیین سن به کار می رود، این خوشه ها دارای تراکم بسیار بالایی در مرکز خود بوده اند. نتیجه آن که بیشتر خوشه های کروی، که ده تای دیگری که "فرگ آو" مطالعه کرده است نیز شامل آنها می شوند، در حقیقت در سنین جوانی به سر می برند. | یک مطالعه در سال 2008 توسط "[[جان فرگ آو]]" (John Fregeau) بر روی سیزده خوشه ی کروی در راه شیری انجام شد؛ این مطالعات نشان دادند که سه تا از آنها به طرز نامتعارفی حاوی تعداد بسیار زیادی منابع اشعه ی ایکس هستند (یا دوتایی های اشعه ی ایکس). این امر نشان می دهد که آنها در میانسالی به سر می برند. پیش از این، این خوشه های کروی به عنوان خوشه های بسیار پیر طبقه بندی شده بودند؛ چرا که در روش دیگری که برای تعیین سن به کار می رود، این خوشه ها دارای تراکم بسیار بالایی در مرکز خود بوده اند. نتیجه آن که بیشتر خوشه های کروی، که ده تای دیگری که "فرگ آو" مطالعه کرده است نیز شامل آنها می شوند، در حقیقت در سنین جوانی به سر می برند. | ||
| − | تابندگی های سطحی خوشه های کروی، | + | تابندگی های سطحی خوشه های کروی، می توانند توسط یک تابع گاوسی مدل شوند. این تابع گاوسی می تواند به وسیله ی میانگین هایی از یک قدر میانگین (M<sub>v</sub>) و یک واریانس (σ<sup>2</sup>)، تعریف شود. این پراکندگی تابندگی های خوشه ی کروی، تابع تابندگی خوشه ی کروی نامیده می شود. (Globular Cluster Luminosity Function یا GCLF) منحنی GCLF همچنین می تواند با فرض آن که خوشه های کروی در کهکشان های دور دست از قواعدی مشابه آن چه که در راه شیری بر آنها حکم فرما است، پیروی می کنند، به عنوان شمع استاندارد برای محاسبه ی فاصله ی ما تا کهکشان های دیگر استفاده شود. |
===شبیه سازی های N-جسم=== | ===شبیه سازی های N-جسم=== | ||
| − | محاسبه ی برهمکنش های میان ستارگان در یک خوشه ی کروی، مستلزم حل چیزی است که "معمای N-جسم" نامیده می شود. این عبارت است از آن که اگر در خوشه ای N ستاره وجود داشته باشد، هر ستاره دائما با N-1 ستاره ی دیگر برهمکنش می کند. قدرت محاسبه ی مورد نیاز برای CPU، برای شبیه سازی برهمکنش های دینامیکی، با نسبت N<sup>3</sup> افزایش پیدا می کند. در نتیجه قدرت محاسبه ی مورد نیاز برای شبیه سازی دقیق یک خوشه، بسیار زیاد خواهد بود. یک روش کارآمد ریاضیاتی برای شبیه سازی دینامیک N-جسم در یک خوشه ی کروی، تقسیم کردن آن به حجم ها و محدوده سرعت های کوچک، و استفاده از احتمالات برای توصیف مکان ستارگان است. سپس حرکات، به وسیله ی فرمولی که "رابطه ی فوکر-پلانک" (Fokker–Planck equation) نام دارد، توصیف می شوند. این مشکل | + | محاسبه ی برهمکنش های میان ستارگان در یک خوشه ی کروی، مستلزم حل چیزی است که "معمای N-جسم" نامیده می شود. این عبارت است از آن که اگر در خوشه ای N ستاره وجود داشته باشد، هر ستاره دائما با N-1 ستاره ی دیگر برهمکنش می کند. قدرت محاسبه ی مورد نیاز برای CPU، برای شبیه سازی برهمکنش های دینامیکی، با نسبت N<sup>3</sup> افزایش پیدا می کند. در نتیجه قدرت محاسبه ی مورد نیاز برای شبیه سازی دقیق یک خوشه، بسیار زیاد خواهد بود. یک روش کارآمد ریاضیاتی برای شبیه سازی دینامیک N-جسم در یک خوشه ی کروی، تقسیم کردن آن به حجم ها و محدوده سرعت های کوچک، و استفاده از احتمالات برای توصیف مکان ستارگان است. سپس حرکات، به وسیله ی فرمولی که "رابطه ی فوکر-پلانک" (Fokker–Planck equation) نام دارد، توصیف می شوند. این مشکل می تواند با صورت ساده شده ی فرمول یا اجرای شبیه سازی "مونت کارلو" (Monte Carlo) و استفاده از مقادیر رندم حل شود. اما شبیه سازی ها با وارد کردن اثرات دوتایی ها و برهمکنش با نیروهای بیرونی گرانشی (مانند نیروی گرانش راه شیری) سخت تر می شوند. نتایج شبیه سازی های N-جسم نشان داده اند که ستارگان می توانند مسیرهای نامتعارفی را در میان خوشه دنبال کنند که اغلب حلقه هایی شکل می دهد و اغلب مستقیم تر از یک جسم تنها که به دور یک جسم مرکزی می گردد به سمت مرکز حرکت می کنند. به علاوه برخی ستارگان به واسطه ی برهمکنش ها با ستارگان دیگر که باعث افزایش سرعت می شود، می توانند انرژی کافی برای فرار از خوشه به دست آورند. در زمان های طولانی، این پدیده امکان دارد باعث پراکندگی خوشه شود که به آن اصطلاحا "تبخیر" گفته می شود. مقیاس عمومی زمانی برای تبخیر یک خوشه ی کروی، 10<sup>10</sup> سال است. در سال 2010، محاسبه ی مستقیم ستاره به ستاره ی شبیه سازی N-جسم امکانپذیر شد. |
دستگاه های دوتایی، بخش مهمی از جمعیت کل ستارگان را تشکیل می دهند. بیش از نیمی از ستارگان، در دستگاه های دوتایی قرار دارند. شبیه سازی های متعددی از خوشه های کروی، نشان داده اند که دوتایی ها، از سرعت فرآیند رمبش هسته می کاهند و حتی جهت آن را معکوس می کنند. وقتی که یک ستاره در یک خوشه رویارویی گرانشی ای با یک دستگاه دوتایی پیدا می کند، نتیجه آن است که مدار دوتایی تنگ تر و کوچکتر می شود و انرژی جنبشی به ستاره ی منفرد انتقال پیدا می کند. هنگامیکه ستارگان پرجرم در خوشه به وسیله ی این فرآیند سرعت می گیرند، تراکم در هسته کاهش پیدا می کند و رمبش هسته محدود می شود. | دستگاه های دوتایی، بخش مهمی از جمعیت کل ستارگان را تشکیل می دهند. بیش از نیمی از ستارگان، در دستگاه های دوتایی قرار دارند. شبیه سازی های متعددی از خوشه های کروی، نشان داده اند که دوتایی ها، از سرعت فرآیند رمبش هسته می کاهند و حتی جهت آن را معکوس می کنند. وقتی که یک ستاره در یک خوشه رویارویی گرانشی ای با یک دستگاه دوتایی پیدا می کند، نتیجه آن است که مدار دوتایی تنگ تر و کوچکتر می شود و انرژی جنبشی به ستاره ی منفرد انتقال پیدا می کند. هنگامیکه ستارگان پرجرم در خوشه به وسیله ی این فرآیند سرعت می گیرند، تراکم در هسته کاهش پیدا می کند و رمبش هسته محدود می شود. | ||
| سطر ۱۶۸: | سطر ۱۶۸: | ||
هنگامی که یک خوشه ی کروی رویارویی نزدیکی با یک جرم بزرگ مانند بخش مرکزی یک کهکشان دارد، در حقیقت یک برهمکنش کشندی را تجربه می کند. اختلاف میان نیرویی که توسط جرم بزرگتر به نزدیکترین بخش خوشه با نیرویی که به دورترین بخش خوشه وارد می شود، نیروی کشندی نام دارد. یک "شوک کشندی" (tidal shock) هنگام عبور خوشه از درون صفحه ی کهکشانی رخ می دهد. | هنگامی که یک خوشه ی کروی رویارویی نزدیکی با یک جرم بزرگ مانند بخش مرکزی یک کهکشان دارد، در حقیقت یک برهمکنش کشندی را تجربه می کند. اختلاف میان نیرویی که توسط جرم بزرگتر به نزدیکترین بخش خوشه با نیرویی که به دورترین بخش خوشه وارد می شود، نیروی کشندی نام دارد. یک "شوک کشندی" (tidal shock) هنگام عبور خوشه از درون صفحه ی کهکشانی رخ می دهد. | ||
| − | یکی از نتایج یک شوک کشندی آن است که جمعیت هایی از ستارگان از هاله ی خوشه جدا می شوند و فرار می کنند و تنها هسته ی خوشه باقی می ماند. این برهمکنش های کشندی، | + | یکی از نتایج یک شوک کشندی آن است که جمعیت هایی از ستارگان از هاله ی خوشه جدا می شوند و فرار می کنند و تنها هسته ی خوشه باقی می ماند. این برهمکنش های کشندی، می تواند دنباله هایی متشکل از ستارگان به وجود آورد که چندین درجه ی قوس از خوشه در آسمان کشیده می شوند. این دنباله ها هم پیش و هم پس از خوشه در مدارش قرار می گیرند. این دنباله ها می توانند بخش های قابل توجهی از جرم اصلی خوشه را انباشته کنند و طرح های توده مانند تشکیل دهند. برای نمونه، خوشه ی کروی "[[پالومار 5]]" –در نزدیکی نقطه ی اوج مدار خود پس از گذشتن از داخل راه شیری است. جمعیت هایی از ستارگان به سمت بیرون و در جهت جلو و پشت مسیر مداری این خوشه تا فاصله هایی حدود 13000 سال نوری دورتر از خود خوشه، کشیده شده اند. برهمکنش های گرانشی، مقدار زیادی از جرم این خوشه را بیرون ریخته و در پی برهمکنش های بیشتر در اثر عبور از میان مرکز کهکشان، احتمالا این خوشه به جمعیتی طولانی از ستارگان که در حال دور زدن در هاله ی کهکشان اند، تبدیل خواهد شد. برهمکنش های گرانشی، انرژی جنبشی خوشه ی کروی را افزایش می دهد، و به طور قابل ملاحظه ای میزان تبخیر را افزایش داده، باعث کوچکتر شدن اندازه ی خوشه می شود. این شوک های کشندی تنها باعث بیرون ریختن ستارگان از خوشه نمی شوند، بلکه با افزایش تبخیر، به فرآیند رمبش هسته ای شتاب می بخشند. شاید مکانیسم فیزیکی مشابهی درباره ی کهکشان های کروی کوتوله، باعث از دست رفتن ستارگان شود؛ مانند [[کوتوله ی "قوس"|کوتوله قوس]] که تحت تأثیر نیروهای شدید کشندی است. (به دلیل نزدیکی اش به راه شیری) بسیاری از خوشه های کروی در مدار خود، حرکتی قهقرایی دارند. |
| − | محاسبات سرعت شعاعی خوشه های کروی نشان می دهند که بیشتر آنها، در مدارهایی بسیار خارج از مرکز و بیضی شکل به دور کهکشان راه شیری می گردند. این مدارهای بیضی، آنها را تا فواصل بسیار دور از کهکشان می برد. آنها هاله ای تقریبا کروی شکل به دور مرکز کهکشان تشکیل می دهند. آنها تا فاصله هایی در حدود صد هزار سال نوری از کهکشان دور می شوند. آنها در چرخش دیسک کهکشان شرکت ندارند و | + | محاسبات سرعت شعاعی خوشه های کروی نشان می دهند که بیشتر آنها، در مدارهایی بسیار خارج از مرکز و بیضی شکل به دور کهکشان راه شیری می گردند. این مدارهای بیضی، آنها را تا فواصل بسیار دور از کهکشان می برد. آنها هاله ای تقریبا کروی شکل به دور مرکز کهکشان تشکیل می دهند. آنها تا فاصله هایی در حدود صد هزار سال نوری از کهکشان دور می شوند. آنها در چرخش دیسک کهکشان شرکت ندارند و می توانند به سرعت هایی در حدود 100 کیلومتر بر ثانیه نسبت به [[منظومه شمسی]] ما برسند. این امر توسط تحقیقات و محاسبات سرعت های شعاعی اثبات شده است. |
برای تعیین مدارهای فیزیکی این اجرام، باید علاوه بر سرعت شعاعی آنها، حرکت خاصه شان نیز دانسته شود. | برای تعیین مدارهای فیزیکی این اجرام، باید علاوه بر سرعت شعاعی آنها، حرکت خاصه شان نیز دانسته شود. | ||
| سطر ۱۸۹: | سطر ۱۸۹: | ||
http://www.physics.mcmaster.ca/~harris/mwgc.dat | http://www.physics.mcmaster.ca/~harris/mwgc.dat | ||
| − | * لینک زیر که مشابه لینک بالا است، | + | * لینک زیر که مشابه لینک بالا است، می تواند به عنوان تکمله ای برای اطلاعات آن به کار رود. |
-خوشه های کروی راه شیری. [ | -خوشه های کروی راه شیری. [ | ||
http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html] | http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html] | ||
