خوشه کروی: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان')
 
(۳۴ نسخه‌ٔ میانی ویرایش شده توسط ۶ کاربر نشان داده نشده)
سطر ۱: سطر ۱:
[[رده:کیهان‌شناسی]]
+
[[رده:نجوم رصدی]]
 +
[[رده:اخترفیزیک]]
 +
[[پرونده:A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg|300px|thumb|left|خوشه ی کروی [[M80]] در [[صورت فلکی]] [[کژدم]] در فاصله ی 28000 [[سال نوری]] از خورشید واقع شده است و شامل صدها هزار [[ستاره]] می شود.]]
 +
[[File:M13.gif|خوشه کروی [[M13]]|چپ|قاب]]
  
[[File:M13.gif|خوشه كرويM13|چپ|200px]]
+
'''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.
  
مجموعه متراکمی از دهها تا صدها هزار تا حتی یک میلیون ستاره  .عقیده بر این است که این ستارگان دارای یک ریشه مشترک هستند.این خوشه تقریبا گرد است بیشتر از ستارگان پیر (جمعیت دوم) تشکیل شده وهمگی در ارتباط گرانشی با هم هستند.محتویات فلزی ستارگان یک خوشه کروی بسیار کم است.تشکیل این خوشه ها به زمان شکل گیری کهکشان راه شیری بر می گردد..ستاره های یک خوشه تنها از لحاظ جرم متفاوت می باشند واز لحاظ ترکیب شیمیایی و سن بسیار مشابه هستند به همین دلیل دانشمندان به آنها به دید آزمایشگاهی برای بررسی مدلهای ستاره ای نگاه می کنند .سن خوشه ها حداقل ۱۰ میلیارد سال است. تا کنون حدود 150  عدداز این خوشه ها در کهکشان خودمان شناسایی شده در حالیکه در کهکشان آندرومدا تعداد آنها به 300 تا 400 می رسد.اغلب خوشه های ستاره ای در هاله گرد اطراف مرکز کهکشان قرار دارند ودر بازوهای مارپیچی مشاهده نمی شوند.بیشتر خوشه های کروی٬ ستاره ای از رشته اصلی با جرم بیشتر از ۸ برابر جرم خورشید ندارند.خوشه کروی M13  در صورت فلکی جاثی از بهترین خوشه های آسمان 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 می‌توانند 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.
 +
 
 +
تعداد ستاره های خوشه های کروی بین 10000 تا 1000000 است که بیشترشان در مرکز خوشه ها هستند. قطر این خوشه ها بین چند ده تا بیش از 300 سال نوری است.
 +
 
 +
این گوی های درخشان مانند جزیره های قدیمی حول راه شیری هستند.همان طور که از نام خوشه های کروی پیداست، آنها تقارن کروی حول مرکزشان دارند. چگالی ستاره ای حول مرکز خوشه بسیار بالاست (بیش از 1000 ستاره در هر سال نوری مکعب) به این دلیل تفکیک یک ستاره از آنها بر پایه رصد هایی که از روی زمین انجام می‌شود غیر ممکن است. فقط در این اواخر تلسکوپ فضایی هابل باعث شد منجمان بتوانند آن ها را کاوش کنند.
 +
 
 +
در بسیاری از مناطق خوشه های کهکشانی، جایی که اجرام کیهانی به شکلی ویژه و یا عجیب مانند مولکول های گاز به صورت تصادفی حرکت میکنند و عملکردشان مطابق قوانین پایه ای گرانشی است. مطالعه ی خوشه های کروی به تولد نجوم مدرن بر می‌گردد از آن به بعد خوشه های کروی هم برای منجمان حرفه ای و هم دوست داران آسمان با مضوعیت جالبی همراه بود و آن ها برای فهم ما را از اخترفیزیک محک می زدند.
 +
 
 +
خوشه های کروی [[کهکشان راه شیری]] از هاله ی تقریبا کروی حول مرکز کهکشان که در صورت فلکی عقرب و قوس قرار دارد، تشکیل شده اند. دور ترین خوشه های کروی مانند (NGC 2419) بسیار فراتر از صفحه ی کهکشانی قرار دارند و فاصله شان بیش از 300000 سال نوری است.اندازه گیری سرعت شعاعی انها نشان داده که مدار بیش تر انها در کهکشان ها بسیار عجیب و حالتی بیضوی دارند. یک دوره ی مداری انها در حدود 100 میلیون سال یا حتی بیشتر طول می کشد.
 +
 
 +
همان طوری که مدارشان حول مرکز کهکشان طی می کنند، در مرز آشفتگی ها نیز قرار دارند که باعث می شود که در هنگام عبور ازصفحه ی کهکشانی، تحت تاثیرنیرو های کشندی کهکشان مادر قرار گرفته و فرار ستاره ها از خوشه اتفاق بیافتد. خوشه های کروی موجود ممکن است بازمانده ی جمعیتی وسیع تر باشد که در امتداد هاله کهکشانی و نواحی دور تر پخش و گسیخته شده است. به همین جهت تخمین زده شده است که در طی ده میلیارد سال دیگر بسیاری از آنها از بین بروند. از طرف دیگر امروزه میدانیم که چهار خوشه ی موجود در صورت فلکی قوس ( از جمله[[ M54]]) اعضای [[کهکشان بیضوی]] کوتوله قوس هستند(که در سال 1994 کشف شده) هم اکنون در حال ادغام به نواحی مرکزی راه شیری هستند.
 +
 
 +
==تاریخچه ی رصد==
 +
 
 +
نخستین خوشه ی کروی، [[M22]] بود که در سال 1665 توسط "[[آبراهام ایهل]]" (Johann Abraham Ihle) کشف شد. او یک ستارهشناس آماتور آلمانی بود. اما به دلیل قطر کوچک [[دهانه ی تلسکوپ]] های اولیه، ستارگان عضو خوشه های کروی تا زمانی که "[[چارلز مسیه]]" ، [[M4]] را کشف کرد، از یکدیگر تفکیک نشده بودند. نخستین 8 خوشه ی کروی ای که کشف شدند، در جدول مقابل لیست شده اند. پس از آن "[[آبی لاکائیل]]" (Abbé Nicolas Louis de Lacaille) در فهرست سال 52-1751 خود، [[NGC 104]] ، [[NGC 4833]] ، [[M55]] ، [[M69]] و [[NGC 6397]] را لیست کرد.
 +
 
 +
"[[ویلیام هرشل]]" (Sir Frederick William Herschel) در سال 1782 برنامه ای تحقیقاتی برای بررسی سی و سه خوشه ی کروی شناخته شده تا آن زمان را آغاز کرد. او تلسکوپ های بزرگتری در اختیار داشت و با به کار بردن آنها توانست ستارگان موجود در خوشه ها را تفکیک و شناسایی کند. یه علاوه او سی و هفت خوشه ی دیگر نیز یافت. در فهرست اجرام عمق آسمان هرشل در سال 1789 ، او اولین کسی بود که برای توصیف این اجرام نام "خوشه ی کروی" را به کار برد.
 +
 
 +
تعداد خوشه های کروی کشف شده همچنان افزایش پیدا می کرد؛ به طوری که در 1915، به 83 عدد، در 1930 به 93 عدد و در 1947 به 97 عدد رسید. در مجموع 152 خوشه ی کروی از حدود 180 خوشه ای که گمان می رود در کهکشان راه شیری وجود داشته باشد، کشف شده اند. این خوشه های کروی که هنوز کشف نشده اند، احتمالا در پشت گاز و غبار کهکشان راه شیری پنهان شده اند.
 +
 
 +
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 می‌توان 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.]]
 +
 
 +
هارلو شیپلی پس از این، در مطالعاتش به "[[هنریتا سوپ]]" (Henrietta Hill Swope) و "[[هلن بتلز ساویر]]" (Helen Battles Sawyer Hogg) ملحق شد. در سال های 1927 تا 1929 هارلو سیپلی و هلن ساویر، خوشه ها را بر اساس درجه ی تراکم دسته بندی کردند. متراکم ترین خوشه ها در رده ی I ، و به ترتیب خوشه های کم تراکم تر در رده های II و III و... تا کم تراکم ترین خوشه ها، در رده ی XII، دسته بندی شدند. این سیستم بعدا "[[رده بندی تراکم شیپلی-ساویر]]" نامیده شد.
 +
 
 +
==شکل گیری==
 +
 
 +
در حال حاضر چگونگی شکل گیری خوشه های کروی، هنوز جزو پدیده هایی است که اطلاعات کمی راجع به آن در دست است؛ و هنوز مطمئن نیستیم که ستارگان در یک خوشه ی کروی تنها در طی یک نسل شکل می گیرند یا در طی نسل های گوناگون در عرض چند صد میلیون سال تشکیل می شوند. در بسیاری از خوشه های کروی، ستارگان تقریبا در مرحله ای یکسان از تکامل قراردارند؛ که بیانگر این مطلب است که آنها تقریبا در یک زمان شکل گرفته اند؛ اما تاریخ شکل گیری ستارگان از خوشه ای به خوشه ی دیگر متفاوت است، به طوری که در برخی خوشه ها، جمعیت های گوناگونی از ستارگان دیده می شوند؛ مانند خوشه های کروی موجود در [[ابر ماژلانی بزرگ]]، که دو نوع جمعیت متفاوت را به معرض نمایش می گذارند. این خوشه های LMC ، احتمالا در دوران جوانی با [[ابرهای مولکولی غول]]ی برخورد کرده اند که یک مرحله ی ثانویه از شکل گیری ستارگان را راه انداخته اند؛ این دوره ی شکل گیری ستارگان نسبت به سن بسیاری از خوشه های کروی، کوتاه است.
 +
 
 +
[[پرونده:NGC 2808 HST.jpg|300px|thumb|left|NGC 2808 شامل سه نسل جداگانه از ستارگان است.]]
 +
 
 +
رصد ها بیانگر آن اند که این شکل گیری های ستارگان عمدتا در مناطق تشکیل ستارگان غنی تر اتفاق می افتند؛ در جاهایی که [[ماده ی میان ستاره ای]] نسبت به مناطق شکل گیری ستارگان معمولی، از چگالی بالاتری برخوردار است. شکل گیری خوشه های کروی، در مناطقی که ستارگان منفجر می شوند یا کهکشان ها با یکدیگر برهمکنش دارند، معمول است.
 +
 
 +
تحقیقات، ارتباطی را میان جرم [[سیاهچاله های ابر پرجرم]] مرکزی و اندازه ی دستگاه های خوشه های کروی در [[کهکشان های عدسی وار]] و [[بیضوی]] آشکار کرده اند. جرم SMBH (مخفف Supermassive black hole به معنای سیاهچاله ی ابرپرجرم) در یک کهکشان، اغلب به مجموع جرم های خوشه های کروی آن نزدیک است.
 +
 
 +
هیچ خوشه ی کروی شناخته شده ای، شکل گیری ستارگان به صورت فعال را نشان نمی دهد. این امر، با این نظر که خوشه های کروی معمولا پیرترین اجرام در کهکشان ها هستند، و شکل گیری اولین مجموعه های ستارگان را تجربه کرده اند، سازگار است. مناطق بسیار بزرگ شکل گیری ستارگان، که [[ابرخوشه های ستاره ای]] نامیده می شوند، مانند "[[وسترلاند 1]]" (Westerlund 1) در راه شیری، احتمالا خاستگاه های خوشه های کروی اند.
 +
 
 +
==ترکیب شیمیایی==
 +
 
 +
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، می‌توانند 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 می‌تواند به همان خوبی رصدها را توجیه کند.
 +
 
 +
===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 می‌تواند 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. ]]
 +
 
 +
دانشمند هلندی، "[[پیتر اوسترهوف]]" (Pieter Theodorus Oosterhoff) دریافت که دو جمعیت از خوشه های ستاره ای وجود دارند؛ که بعدا "گروه های اوسترهوف" (Oosterhoff groups) نامیده شدند. گروه دوم، دوره ی اندکی بلندتر از ستارگان متغیر آر آر شلیاقی دارد. هر دو گروه، خطوط ضعیفی از عناصر فلزی دارند؛ اما خطوط طیفی در "گونه ی اوسترهوف I" ، به اندازه ی این خطوط در گونه ی II ضعیف نیستند. بنابراین نوع I به عنوان پرفلز و نوع II به عنوان کم فلز شناخته می شود.
 +
 
 +
این دو جمعیت، در بسیاری از کهکشان ها، به ویژه کهکشان های بیضوی پرجرم، رصد شده اند. هر دو گروه سنی تقریبا هم اندازه و به اندازه ی خود جهان دارند؛ اما در فراوانی فلزات، متفاوت اند. در راه شیری ما، خوشه های پرفلز در هسته، و خوشه های کم فلز، در هاله قراردارند.
 +
 
 +
در راه شیری عمده ی خوشه های کم فلز، در صفحه ای در بخش بیرونی هاله ی کهکشان در یک سطح، قرار گرفته اند. این امر، دلیلی بر این سناریو است که خوشه های نوع II ، از یک کهکشان قمر گرفته شده اند و پیرترین اعضای دستگاه خوشه های کروی راه شیری نیستند. تفاوت میان این دو نوع خوشه، احتمالا به دلیل آن است که دو کهکشان، دستگاه های خوشه ی ستاره ای شان را در دو زمان متفاوت شکل داده اند.
 +
 
 +
 
 +
 
 +
 
 +
 
 +
 
 +
===اجزای عجیب===
 +
 
 +
خوشه های کروی دارای چگالی ستاره ای بالایی هستند، و بنابراین برهم کنش ها و برخوردهای نزدیک ستارگان تقریبا همیشه اتفاق می افتد. به واسطه ی این برخوردها، برخی رده های عجیب از ستارگان در خوشه های کروی معمول تر اند؛ مانند [[ستارگان سرگردان آبی]]، [[تپ اخترهای میلی ثانیه ای]] و [[دوتایی های کم جرم اشعه ی ایکس|دوتایی کم جرم اشعه ایکس]]. یک سرگردان آبی از ادغام دو ستاره تشکیل می شود که احتمالا به دلیل برخورد در یک دستگاه دوتایی ایجاد می شود؛ ستاره ی حاصل، دمایی بیشتر نسبت به ستارگان با همان تابندگی دارد، و در نتیجه با یک ستاره ی [[رشته اصلی|رشته ی اصلی]] که در ابتدای زندگی خوشه شکل گرفته، متفاوت است.
 +
 
 +
[[پرونده:STSci-2002-18.jpg|300px|thumb|left|خوشه ی کرویM15 احتمالا دارای یک [[سیاهچاله میان جرم|سیاهچاله ی میان جرم]] در مرکز خود است.]]
 +
 
 +
ستارهشناسان از دهه ی 1970 به دنبال سیاهچاله هایی در خوشه های کروی می گردند اما کیفیت مورد نیاز برای این امر، بسیار سخت به دست می آید و تنها [[تلسکوپ فضایی هابل]] بوده که توانسته اولین اکتشافات مورد اعتماد را انجام دهد. در برنامه های تحقیقاتی مستقل، یک سیاهچاله با جرم متوسط (حدود 4000 جرم خورشیدی) در M15 و یک سیاهچاله ی دیگر با جرم 20000 برابر جرم خورشید در [[مایال II]]، خوشه ای در M31، یافت شده است. وجود سیاهچاله ی M15 به وسیله ی رصدهای هابل مشخص شده است. همچنین رصدهای اشعه ی ایکس و امواج رادیویی از مایال 2 در M31 ، نشان دهنده ی آن اند که یک سیاهچاله با جرم متوسط در این خوشه وجود دارد.
 +
 
 +
این کشفیات، مورد علاقه ی ویژه ی دانشمندان است؛ چرا که این ها اولین سیاهچاله هایی هستند که جرمی میانه و متوسط دارند. (بین سیاهچاله هایی با جرم هایی در حد ستارگان و سیاهچاله های ابرپرجرم.) جرم این سیاهچاله های میان-جرم، با جرم خوشه هایی که در آنها قراردارند متناسب است و الگوی منظمی را دنبال می کند که پیش از این درباره ی تناسب بین جرم سیاهچاله های ابرپرجرم و جرم کهکشان های میزبان آن ها یافت شده بود. وجود سیاهچاله های میان جرم، با شک و تردید روبرو شده است؛ توقع داریم که چگال ترین اجرام در خوشه های ستاره ای به واسطه ی [[افتراق جرم]] (Mass segregation) ، به مرکز خوشه بروند. این اجرام، کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی در یک جمعیت ستاره ای پیر هستند. همان طور که در دو مقاله از "[[هاگر باومگارت]]" (Holger Baumgardt) و همکارانش اشاره شده است، نرخ جرم-به-نور در M15 و مایال II باید شدیدا به سمت مرکز خوشه، افزایش پیدا کند؛ حتی اگر سیاهچاله ای وجود نداشته باشد.
 +
 
 +
==نمودار رنگ-قدر==
 +
 
 +
[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] (Hertzsprung–Russell یا H-R) ، نموداری است که [[قدر مطلق]] مرئی تعداد زیادی ستاره ی نمونه را در برابر [[شاخص رنگ ]]آنها رسم می کند. شاخص رنگ-B−V- اختلاف بین قدر ستاره در [[نور آبی|قدر آبی]] (B) و قدر آن در [[نور مرئی|قدر مرئی]] (V) (سبز-زرد) است. مقادیر بزرگ مثبت، ستارگان قرمز با دمای سطحی پایین ، و مقادیر منفی، ستارگان آبی با دمای سطحی بالا را نمایش می دهد.
 +
 
 +
هنگامیکه [[نزدیک ترین ستارگان|ستارگان نزدیک به خورشید]] در این نمودار وارد می شوند، گستره ای از ستارگان با جرم ها، سن ها، و ترکیبات گوناگون نمایش داده می شود. تعداد زیادی از ستارگان در نزدیکی منحنی شیب داری قرار می گیرند که با افزایش قدر مطلق، ستارگان روی این منحنی داغ تر می شوند. این منحنی، رشته ی اصلی نامیده می شود. اما نمودار شامل ستارگانی نیز می شود که در مراحل دیگر تکاملی هستند و از منحنی رشته ی اصلی به دور افتاده اند.
 +
 
 +
با توجه به این که تمام ستارگان یک خوشه ی کروی در فاصله ای تقریبا برابر از ما قرارگرفته اند، اختلاف میان [[قدر ظاهری]] و قدر واقعی (مطلق) آنها تقریبا به یک اندازه است. ستارگان رشته ی اصلی در خوشه ی کروی بر روی خطی مشابه خطی که ستارگان مجاور خورشید تشکیل می دهند، قرار می گیرند. درستی این فرض با نتایج مشابهی که از مقایسه ی قدرهای ستارگان نزدیک متغیر کوتاه دوره-از قبیل آر آر شلیاقی ها و متغیرهای قیفاووسی- با متغیرهای درون خوشه انجام گرفته، بدست آمده، اثبات شده است.
 +
 
 +
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 می‌تواند 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.]]
 +
 
 +
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 می‌تواند 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 می‌توان 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 می‌تواند 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.
 +
 
 +
مطالعات تکامل خوشه های کروی، همچنین می‌توانند 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==
 +
 
 +
برخلاف خوشه های باز، بسیاری از خوشه های کروی برای مدت های بسیار زیاد -که قابل مقایسه با سن ستارگان آنها است- از نظر گرانشی به یکدیگر مقید باقی می مانند. اما، یک استثنای ممکن آن است که هنگامی که [[جزر و مد|نیروهای کشندی]] قوی بر خوشه وارد می شود (از طرف اجرام پرجرم) ، ستارگان آن پراکنده می شوند. پس از آن که ستارگان در خوشه های کروی شکل گرفتند، شروع به برهمکنش گرانشی با یکدیگر می کنند. یکی از نتایج این امر آن است که بردار سرعت ستاره به صورت پراکنده تغییر می کند؛ و ستارگان هرگونه تاریخی از سرعت اصلی خود را از دست می دهند. فاصله ی زمانی میان دو بار رخ دادن این پدیده، "زمان استراحت" یا "[[زمان واهلش]]" (relaxation time) نامیده می شود؛ این زمان به مدت زمانی که طول می کشد تا ستاره از خوشه عبور کند و همچنین جرم دستگاه (سامانه یا سیستم) بستگی دارد. مقدار زمان واهلش از خوشه ای به خوشه ی دیگر تغییر می کند، اما مقدار میانگین در حدود 10<sup>9</sup> سال است.
 +
 
 +
با این که خوشه های کروی در شکل ظاهری خود عموما به صورت کره ظاهر می شوند، اما امکان دارد بیضویت هایی نیز به دلیل نیروهای کشندی وارد بر آنها ایجاد شود. خوشه های موجود در راه شیری و آندرومدا اغلب کره هایی پخیده هستند؛ در حالی که خوشه های موجود در ابرهای ماژلانی بیشتر بیضی گون اند.
 +
 
 +
===شعاع===
 +
 
 +
ستارهشناسان برای دسته بندی شکل ظاهری یک خوشه ی کروی، از برخی شعاع های استاندارد استفاده می کنند. این استانداردها عبارت اند از:
 +
1-شعاع هسته.(core radius) (''r''<sub>''c''</sub>)
 +
 
 +
2-شعاع نیم-نور.(half-light radius)(''r''<sub>''h''</sub>)
 +
 
 +
3-شعاع کشندی.(tidal radius)(''r''<sub>''t''</sub>)
 +
 
 +
تابندگی سطحی خوشه، آرام آرام با افزایش فاصله از مرکز، کاهش پیدا می کند. شعاع هسته فاصله ای از مرکز است که در آنجا، تابندگی ظاهری سطحی به نصف مقدار اولیه کاهش پیدا می کند. یک کمیت مشابه، شعاع نیم-نور است؛ این شعاع، فاصله ای از مرکز خوشه است که نصف کل تابندگی خوشه، از منطقه ی داخل آن به ما می رسد. این مقدار، اغلب از شعاع هسته بزرگتر است. توجه داشته باشید که شعاع نیم-نور شامل ستارگانی نیز می شود که در حقیقت به خوشه تعلق ندارند، اما به صورت تصادفی در راستای خط دید ما تا خوشه قرارگرفته اند. بنابراین نظریه پردازان از کمیت دیگری به نام "شعاع نیم-جرم" (''r''<sub>''m''</sub>) نیز استفاده می کنند. این کمیت عبارت است از شعاعی از مرکز خوشه، که شامل نصف کل جرم خوشه می شود. هنگامی که شعاع نیم-جرم یک خوشه به نسبت اندازه ی کلی کوچک است، این خوشه هسته ی چگالی دارد. (مانند M3)
 +
 
 +
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، می‌توانند به وسیله ی کهکشان، از خوشه جدا شوند.
 +
 
 +
===افتراق جرم، تابندگی و رمبش هسته===
 +
 
 +
در محاسبه ی منحنی تابندگی یک خوشه ی کروی نمونه به صورت تابعی از فاصله از مرکز خوشه، تابندگی بیشتر خوشه ها در راه شیری، همچنان که فاصله کاهش می یابد، به صورت یکنواخت افزایش پیدا می کند.این مسئله تا فاصله ای معین از هسته ادامه دارد. سپس تابندگی یکنواخت و بدون تغییر می شود. این فاصله عموما 1 تا 2 پارسک از مرکز است. اما حدود بیست درصد از خوشه های کروی، دچار فرآیندی به نام "[[رمبش هسته]]" (core collapse) شده اند. در این نوع خوشه ها، تابندگی در تمام راه منطقه ی هسته به صورت پیوسته و یکنواخت افزایش پیدا می کند. (مانند M15)
 +
 
 +
[[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 می‌تواند باعث چنین اتفاقی شود، بلکه وجود یک سیاهچاله ی مرکزی نیز می‌تواند 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 می‌تواند 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:
 +
 
 +
در طی دوره ی جوانی یک خوشه ی کروی، فرآیند رمبش هسته با ستارگان نزدیک مرکز شروع می شود. اما همان طور که خوشه به میانسالی نزدیک تر می شود، برهمکنش های میان دستگاه های ستارگان دوتایی، از رمبش بیشتر جلوگیری می کند.
 +
 
 +
در پایان، دوتایی های مرکزی یا جدا می شوند و یا بیرون انداخته می شوند، که در نتیجه تراکم هسته افزایش پیدا می کند.
 +
 
 +
برهمکنش های ستارگان در منطقه ی هسته ی رمبیده، باعث شکل گیری سیستم دوتایی های نزدیک به هم می شود. همانطور که ستارگان دیگر با این دوتایی های نزدیک برهمکنش می کنند، انرژی در هسته را افزایش می دهند، و باعث دوباره بسط یافتن خوشه می شوند. با توجه به آن که زمان میانگین برای یک رمبش هسته ای، اغلب کمتر از سن کهکشان است، شاید تعداد زیادی از خوشه های کروی یک کهکشان فرآیند رمبش هسته را تجربه کرده باشند و دوباره بسط یافته باشند.
 +
 
 +
تلسکوپ فضایی هابل برای یافتن شواهد متقاعدکننده برای این فرآیند دسته بندی جرم در خوشه های کروی استفاده شد. ستارگان سنگین تر آرام آرام در مرکز خوشه ازدحام می کنند؛ در حالی که ستارگان سبک تر سرعت می گیرند و به بخش های بیرونی خوشه می روند. خوشه ی "47 توکان" ، یکی از خوشه هایی است که به منظور فهم بیشتر این فرآیند بررسی شده است.
 +
 
 +
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، می‌توانند توسط یک تابع گاوسی مدل شوند. این تابع گاوسی می‌تواند 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 می‌تواند 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===
 +
 
 +
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 می‌تواند 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 می‌توانند 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، می‌توانند 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.
 +
 
 +
خوشه ی کروی در نهایت یا در مرکز آن ستارگان به هم می پیوندند و یکپارچه می شوند و تراکم استواری به وجود می آورند، یا ستارگان از لایه های خارجی به تدریج بیرون می افتند و خوشه پراکنده می شود.
 +
 
 +
===حالت های بینابین===
 +
 
 +
[[پرونده:Globular Cluster M10.jpg|300px|thumb|left|M10، توپی از ستارگان است که در فاصله ی 15000 سال نوری در صورت فلکی [[مار افسای]] قرار دارد.]]
 +
 
 +
تفاوت میان انواع خوشه ها، همیشه کاملا مشخص نیست و اشیایی هستند که بر روی مرز میان دو دسته قرار دارند؛ برای مثال BH 176 در بخش جنوبی راه شیری خصوصیات یک خوشه ی کروی و یک خوشه ی باز را در کنار هم داراست.
 +
 
 +
در سال 2005 ستارهشناسان نوع جدیدی از خوشه ی ستاره ای را در کهکشان آندرومدا یافتند که از بسیاری جهات شبیه خوشه ی کروی بود. (برای توضیحات بیشتر، به [[M31]] مراجعه شود)
 +
 
 +
==رویارویی های کشندی==
 +
 
 +
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، می‌تواند 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 می‌توانند 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 می‌توانند 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.
 +
 
 +
==سیارات==
 +
 
 +
در سال 2000، نتایج تحقیقی برای یافتن [[سیاره غول پیکر|سیارات غول پیکر]] در خوشه ی کروی 47 توکان منتشر شد. فقدان هرگونه نتیجه ی موفقیت آمیزی در این تحقیقات، بیانگر آن اند که احتمالا حداقل فراوانی عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیم برای شکل گیری سیارات، 40 درصد مقداری است که در خورشید موجود است. سیارات سنگی از عناصر سنگین تری از قبیل سیلیسیم، آهن و منیزیم تشکیل شده اند. فقدان این عناصر در ستارگان اعضای خوشه های کروی، حاکی از آن اند که این ستارگان در مقایسه با همسایگان خورشید، شانس بسیار کمتری برای میزبانی سیارات زمین مانند دارند. بنابراین منطقه ی هاله ی کهکشان راه شیری، که شامل اعضای خوشه های کروی نیز می شود، شانس بسیار پایینی برای میزبانی [[سیارات سنگی قابل سکونت]] دارند.
 +
 
 +
البته برخلاف این قاعده ی کلی، در M4 یک سیاره یافت شده است. (برای بحث کامل به [[M4]] مراجعه کنید) از آن رو که برخوردهای نزدیک زیادی در خوشه های کروی اتفاق می افتد، احتمال از هم پاشیدن [[سیستم های سیاره ای]] زیاد است؛ حتی ممکن است سیاراتی که در فاصله های بسیار نزدیک از ستارگان خود به دور آنها می گردند، در اثر این برخوردها تغییر مدار دهند و در مدارهایی بسیار بیضی شکل قرارگیرند و نتیجتا کشندهای قوی ای را تجربه کنند.
 +
 
 +
==منابع==
 +
 
 +
*ویکیپدیای انگلیسی
 +
 
 +
==منابعی برای مطالعه ی بیشتر==
 +
 
 +
* بانک داده های خصوصیات خوشه های کروی کهکشان راه شیری.
 +
http://www.physics.mcmaster.ca/~harris/mwgc.dat
 +
 
 +
* لینک زیر که مشابه لینک بالا است، می‌تواند به عنوان تکمله ای برای اطلاعات آن به کار رود.
 +
-خوشه های کروی راه شیری. [
 +
http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html]
 +
 
 +
* مقاله ی زیر درباره ی چند قمر کهکشان راه شیری که به تازگی کشف شده اند، در کنار صحبت از کهکشان های کوتوله، به مطالبی در خصوص تعیین مرز بین خوشه های کروی و کهکشان های کوتوله می پردازد.
 +
گربه ها و سگ ها، مو و یک قهرمان: پنج همدم جدید کهکشان راه شیری.
 +
[http://iopscience.iop.org/0004-637X/654/2/897/pdf/70118.web.pdf]

نسخهٔ کنونی تا ‏۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۴:۴۶

پرونده:A Swarm of Ancient Stars - GPN-2000-000930.jpg
خوشه ی کروی M80 در صورت فلکی کژدم در فاصله ی 28000 سال نوری از خورشید واقع شده است و شامل صدها هزار ستاره می شود.
پرونده:M13.gif
خوشه کروی M13

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 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 می‌توانند 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.

تعداد ستاره های خوشه های کروی بین 10000 تا 1000000 است که بیشترشان در مرکز خوشه ها هستند. قطر این خوشه ها بین چند ده تا بیش از 300 سال نوری است.

این گوی های درخشان مانند جزیره های قدیمی حول راه شیری هستند.همان طور که از نام خوشه های کروی پیداست، آنها تقارن کروی حول مرکزشان دارند. چگالی ستاره ای حول مرکز خوشه بسیار بالاست (بیش از 1000 ستاره در هر سال نوری مکعب) به این دلیل تفکیک یک ستاره از آنها بر پایه رصد هایی که از روی زمین انجام می‌شود غیر ممکن است. فقط در این اواخر تلسکوپ فضایی هابل باعث شد منجمان بتوانند آن ها را کاوش کنند.

در بسیاری از مناطق خوشه های کهکشانی، جایی که اجرام کیهانی به شکلی ویژه و یا عجیب مانند مولکول های گاز به صورت تصادفی حرکت میکنند و عملکردشان مطابق قوانین پایه ای گرانشی است. مطالعه ی خوشه های کروی به تولد نجوم مدرن بر می‌گردد از آن به بعد خوشه های کروی هم برای منجمان حرفه ای و هم دوست داران آسمان با مضوعیت جالبی همراه بود و آن ها برای فهم ما را از اخترفیزیک محک می زدند.

خوشه های کروی کهکشان راه شیری از هاله ی تقریبا کروی حول مرکز کهکشان که در صورت فلکی عقرب و قوس قرار دارد، تشکیل شده اند. دور ترین خوشه های کروی مانند (NGC 2419) بسیار فراتر از صفحه ی کهکشانی قرار دارند و فاصله شان بیش از 300000 سال نوری است.اندازه گیری سرعت شعاعی انها نشان داده که مدار بیش تر انها در کهکشان ها بسیار عجیب و حالتی بیضوی دارند. یک دوره ی مداری انها در حدود 100 میلیون سال یا حتی بیشتر طول می کشد.

همان طوری که مدارشان حول مرکز کهکشان طی می کنند، در مرز آشفتگی ها نیز قرار دارند که باعث می شود که در هنگام عبور ازصفحه ی کهکشانی، تحت تاثیرنیرو های کشندی کهکشان مادر قرار گرفته و فرار ستاره ها از خوشه اتفاق بیافتد. خوشه های کروی موجود ممکن است بازمانده ی جمعیتی وسیع تر باشد که در امتداد هاله کهکشانی و نواحی دور تر پخش و گسیخته شده است. به همین جهت تخمین زده شده است که در طی ده میلیارد سال دیگر بسیاری از آنها از بین بروند. از طرف دیگر امروزه میدانیم که چهار خوشه ی موجود در صورت فلکی قوس ( از جملهM54) اعضای کهکشان بیضوی کوتوله قوس هستند(که در سال 1994 کشف شده) هم اکنون در حال ادغام به نواحی مرکزی راه شیری هستند.

تاریخچه ی رصد[ویرایش]

نخستین خوشه ی کروی، M22 بود که در سال 1665 توسط "آبراهام ایهل" (Johann Abraham Ihle) کشف شد. او یک ستارهشناس آماتور آلمانی بود. اما به دلیل قطر کوچک دهانه ی تلسکوپ های اولیه، ستارگان عضو خوشه های کروی تا زمانی که "چارلز مسیه" ، M4 را کشف کرد، از یکدیگر تفکیک نشده بودند. نخستین 8 خوشه ی کروی ای که کشف شدند، در جدول مقابل لیست شده اند. پس از آن "آبی لاکائیل" (Abbé Nicolas Louis de Lacaille) در فهرست سال 52-1751 خود، NGC 104 ، NGC 4833 ، M55 ، M69 و NGC 6397 را لیست کرد.

"ویلیام هرشل" (Sir Frederick William Herschel) در سال 1782 برنامه ای تحقیقاتی برای بررسی سی و سه خوشه ی کروی شناخته شده تا آن زمان را آغاز کرد. او تلسکوپ های بزرگتری در اختیار داشت و با به کار بردن آنها توانست ستارگان موجود در خوشه ها را تفکیک و شناسایی کند. یه علاوه او سی و هفت خوشه ی دیگر نیز یافت. در فهرست اجرام عمق آسمان هرشل در سال 1789 ، او اولین کسی بود که برای توصیف این اجرام نام "خوشه ی کروی" را به کار برد.

تعداد خوشه های کروی کشف شده همچنان افزایش پیدا می کرد؛ به طوری که در 1915، به 83 عدد، در 1930 به 93 عدد و در 1947 به 97 عدد رسید. در مجموع 152 خوشه ی کروی از حدود 180 خوشه ای که گمان می رود در کهکشان راه شیری وجود داشته باشد، کشف شده اند. این خوشه های کروی که هنوز کشف نشده اند، احتمالا در پشت گاز و غبار کهکشان راه شیری پنهان شده اند.

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 می‌توان آنها را تا فاصله های دورتری نیز دید.

پرونده:NGC 7006 (HST).jpg
NGC 7006 یک خوشه ی کروی پرتراکم رده ی I است.

هارلو شیپلی پس از این، در مطالعاتش به "هنریتا سوپ" (Henrietta Hill Swope) و "هلن بتلز ساویر" (Helen Battles Sawyer Hogg) ملحق شد. در سال های 1927 تا 1929 هارلو سیپلی و هلن ساویر، خوشه ها را بر اساس درجه ی تراکم دسته بندی کردند. متراکم ترین خوشه ها در رده ی I ، و به ترتیب خوشه های کم تراکم تر در رده های II و III و... تا کم تراکم ترین خوشه ها، در رده ی XII، دسته بندی شدند. این سیستم بعدا "رده بندی تراکم شیپلی-ساویر" نامیده شد.

شکل گیری[ویرایش]

در حال حاضر چگونگی شکل گیری خوشه های کروی، هنوز جزو پدیده هایی است که اطلاعات کمی راجع به آن در دست است؛ و هنوز مطمئن نیستیم که ستارگان در یک خوشه ی کروی تنها در طی یک نسل شکل می گیرند یا در طی نسل های گوناگون در عرض چند صد میلیون سال تشکیل می شوند. در بسیاری از خوشه های کروی، ستارگان تقریبا در مرحله ای یکسان از تکامل قراردارند؛ که بیانگر این مطلب است که آنها تقریبا در یک زمان شکل گرفته اند؛ اما تاریخ شکل گیری ستارگان از خوشه ای به خوشه ی دیگر متفاوت است، به طوری که در برخی خوشه ها، جمعیت های گوناگونی از ستارگان دیده می شوند؛ مانند خوشه های کروی موجود در ابر ماژلانی بزرگ، که دو نوع جمعیت متفاوت را به معرض نمایش می گذارند. این خوشه های LMC ، احتمالا در دوران جوانی با ابرهای مولکولی غولی برخورد کرده اند که یک مرحله ی ثانویه از شکل گیری ستارگان را راه انداخته اند؛ این دوره ی شکل گیری ستارگان نسبت به سن بسیاری از خوشه های کروی، کوتاه است.

پرونده:NGC 2808 HST.jpg
NGC 2808 شامل سه نسل جداگانه از ستارگان است.

رصد ها بیانگر آن اند که این شکل گیری های ستارگان عمدتا در مناطق تشکیل ستارگان غنی تر اتفاق می افتند؛ در جاهایی که ماده ی میان ستاره ای نسبت به مناطق شکل گیری ستارگان معمولی، از چگالی بالاتری برخوردار است. شکل گیری خوشه های کروی، در مناطقی که ستارگان منفجر می شوند یا کهکشان ها با یکدیگر برهمکنش دارند، معمول است.

تحقیقات، ارتباطی را میان جرم سیاهچاله های ابر پرجرم مرکزی و اندازه ی دستگاه های خوشه های کروی در کهکشان های عدسی وار و بیضوی آشکار کرده اند. جرم SMBH (مخفف Supermassive black hole به معنای سیاهچاله ی ابرپرجرم) در یک کهکشان، اغلب به مجموع جرم های خوشه های کروی آن نزدیک است.

هیچ خوشه ی کروی شناخته شده ای، شکل گیری ستارگان به صورت فعال را نشان نمی دهد. این امر، با این نظر که خوشه های کروی معمولا پیرترین اجرام در کهکشان ها هستند، و شکل گیری اولین مجموعه های ستارگان را تجربه کرده اند، سازگار است. مناطق بسیار بزرگ شکل گیری ستارگان، که ابرخوشه های ستاره ای نامیده می شوند، مانند "وسترلاند 1" (Westerlund 1) در راه شیری، احتمالا خاستگاه های خوشه های کروی اند.

ترکیب شیمیایی[ویرایش]

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، می‌توانند 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 108 سال در مدار خود باقی می ماند.(مراجعه شود به بحث تپ اختر 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 ستاره نوترونی یا کوتوله سفید پرجرم نیز می‌تواند به همان خوبی رصدها را توجیه کند.

میزان عناصر سنگین[ویرایش]

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 میان ستاره ای وارد می شوند، و به ستارگان نسل بعدی منتقل می شوند. بنابراین میزان فلزات می‌تواند معیاری برای تعیین سن ستارگان باشد، همان گونه که ستارگان پیرتر، فلزیگی پایین تری دارند.

پرونده:Messier 53 HST.jpg
M53 ستارهشناسان را با وجود تعداد زیادی ستارگان آبی سرگردان خود، غافلگیر کرده است.

دانشمند هلندی، "پیتر اوسترهوف" (Pieter Theodorus Oosterhoff) دریافت که دو جمعیت از خوشه های ستاره ای وجود دارند؛ که بعدا "گروه های اوسترهوف" (Oosterhoff groups) نامیده شدند. گروه دوم، دوره ی اندکی بلندتر از ستارگان متغیر آر آر شلیاقی دارد. هر دو گروه، خطوط ضعیفی از عناصر فلزی دارند؛ اما خطوط طیفی در "گونه ی اوسترهوف I" ، به اندازه ی این خطوط در گونه ی II ضعیف نیستند. بنابراین نوع I به عنوان پرفلز و نوع II به عنوان کم فلز شناخته می شود.

این دو جمعیت، در بسیاری از کهکشان ها، به ویژه کهکشان های بیضوی پرجرم، رصد شده اند. هر دو گروه سنی تقریبا هم اندازه و به اندازه ی خود جهان دارند؛ اما در فراوانی فلزات، متفاوت اند. در راه شیری ما، خوشه های پرفلز در هسته، و خوشه های کم فلز، در هاله قراردارند.

در راه شیری عمده ی خوشه های کم فلز، در صفحه ای در بخش بیرونی هاله ی کهکشان در یک سطح، قرار گرفته اند. این امر، دلیلی بر این سناریو است که خوشه های نوع II ، از یک کهکشان قمر گرفته شده اند و پیرترین اعضای دستگاه خوشه های کروی راه شیری نیستند. تفاوت میان این دو نوع خوشه، احتمالا به دلیل آن است که دو کهکشان، دستگاه های خوشه ی ستاره ای شان را در دو زمان متفاوت شکل داده اند.




اجزای عجیب[ویرایش]

خوشه های کروی دارای چگالی ستاره ای بالایی هستند، و بنابراین برهم کنش ها و برخوردهای نزدیک ستارگان تقریبا همیشه اتفاق می افتد. به واسطه ی این برخوردها، برخی رده های عجیب از ستارگان در خوشه های کروی معمول تر اند؛ مانند ستارگان سرگردان آبی، تپ اخترهای میلی ثانیه ای و دوتایی کم جرم اشعه ایکس. یک سرگردان آبی از ادغام دو ستاره تشکیل می شود که احتمالا به دلیل برخورد در یک دستگاه دوتایی ایجاد می شود؛ ستاره ی حاصل، دمایی بیشتر نسبت به ستارگان با همان تابندگی دارد، و در نتیجه با یک ستاره ی رشته ی اصلی که در ابتدای زندگی خوشه شکل گرفته، متفاوت است.

پرونده:STSci-2002-18.jpg
خوشه ی کرویM15 احتمالا دارای یک سیاهچاله ی میان جرم در مرکز خود است.

ستارهشناسان از دهه ی 1970 به دنبال سیاهچاله هایی در خوشه های کروی می گردند اما کیفیت مورد نیاز برای این امر، بسیار سخت به دست می آید و تنها تلسکوپ فضایی هابل بوده که توانسته اولین اکتشافات مورد اعتماد را انجام دهد. در برنامه های تحقیقاتی مستقل، یک سیاهچاله با جرم متوسط (حدود 4000 جرم خورشیدی) در M15 و یک سیاهچاله ی دیگر با جرم 20000 برابر جرم خورشید در مایال II، خوشه ای در M31، یافت شده است. وجود سیاهچاله ی M15 به وسیله ی رصدهای هابل مشخص شده است. همچنین رصدهای اشعه ی ایکس و امواج رادیویی از مایال 2 در M31 ، نشان دهنده ی آن اند که یک سیاهچاله با جرم متوسط در این خوشه وجود دارد.

این کشفیات، مورد علاقه ی ویژه ی دانشمندان است؛ چرا که این ها اولین سیاهچاله هایی هستند که جرمی میانه و متوسط دارند. (بین سیاهچاله هایی با جرم هایی در حد ستارگان و سیاهچاله های ابرپرجرم.) جرم این سیاهچاله های میان-جرم، با جرم خوشه هایی که در آنها قراردارند متناسب است و الگوی منظمی را دنبال می کند که پیش از این درباره ی تناسب بین جرم سیاهچاله های ابرپرجرم و جرم کهکشان های میزبان آن ها یافت شده بود. وجود سیاهچاله های میان جرم، با شک و تردید روبرو شده است؛ توقع داریم که چگال ترین اجرام در خوشه های ستاره ای به واسطه ی افتراق جرم (Mass segregation) ، به مرکز خوشه بروند. این اجرام، کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی در یک جمعیت ستاره ای پیر هستند. همان طور که در دو مقاله از "هاگر باومگارت" (Holger Baumgardt) و همکارانش اشاره شده است، نرخ جرم-به-نور در M15 و مایال II باید شدیدا به سمت مرکز خوشه، افزایش پیدا کند؛ حتی اگر سیاهچاله ای وجود نداشته باشد.

نمودار رنگ-قدر[ویرایش]

نمودار هرتسپرونگ-راسل (Hertzsprung–Russell یا H-R) ، نموداری است که قدر مطلق مرئی تعداد زیادی ستاره ی نمونه را در برابر شاخص رنگ آنها رسم می کند. شاخص رنگ-B−V- اختلاف بین قدر ستاره در قدر آبی (B) و قدر آن در قدر مرئی (V) (سبز-زرد) است. مقادیر بزرگ مثبت، ستارگان قرمز با دمای سطحی پایین ، و مقادیر منفی، ستارگان آبی با دمای سطحی بالا را نمایش می دهد.

هنگامیکه ستارگان نزدیک به خورشید در این نمودار وارد می شوند، گستره ای از ستارگان با جرم ها، سن ها، و ترکیبات گوناگون نمایش داده می شود. تعداد زیادی از ستارگان در نزدیکی منحنی شیب داری قرار می گیرند که با افزایش قدر مطلق، ستارگان روی این منحنی داغ تر می شوند. این منحنی، رشته ی اصلی نامیده می شود. اما نمودار شامل ستارگانی نیز می شود که در مراحل دیگر تکاملی هستند و از منحنی رشته ی اصلی به دور افتاده اند.

با توجه به این که تمام ستارگان یک خوشه ی کروی در فاصله ای تقریبا برابر از ما قرارگرفته اند، اختلاف میان قدر ظاهری و قدر واقعی (مطلق) آنها تقریبا به یک اندازه است. ستارگان رشته ی اصلی در خوشه ی کروی بر روی خطی مشابه خطی که ستارگان مجاور خورشید تشکیل می دهند، قرار می گیرند. درستی این فرض با نتایج مشابهی که از مقایسه ی قدرهای ستارگان نزدیک متغیر کوتاه دوره-از قبیل آر آر شلیاقی ها و متغیرهای قیفاووسی- با متغیرهای درون خوشه انجام گرفته، بدست آمده، اثبات شده است.

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 می‌تواند برای محاسبه ی سن کلی جمعیت ستارگان استفاده شود.

پرونده:M3 color magnitude diagram.jpg
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 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 می‌تواند 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 می‌توان 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 می‌تواند 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 تکامل ستاره ای است که مدل های متفاوتی از اختلاط را به کار می برند.

مطالعات تکامل خوشه های کروی، همچنین می‌توانند 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[ویرایش]

برخلاف خوشه های باز، بسیاری از خوشه های کروی برای مدت های بسیار زیاد -که قابل مقایسه با سن ستارگان آنها است- از نظر گرانشی به یکدیگر مقید باقی می مانند. اما، یک استثنای ممکن آن است که هنگامی که نیروهای کشندی قوی بر خوشه وارد می شود (از طرف اجرام پرجرم) ، ستارگان آن پراکنده می شوند. پس از آن که ستارگان در خوشه های کروی شکل گرفتند، شروع به برهمکنش گرانشی با یکدیگر می کنند. یکی از نتایج این امر آن است که بردار سرعت ستاره به صورت پراکنده تغییر می کند؛ و ستارگان هرگونه تاریخی از سرعت اصلی خود را از دست می دهند. فاصله ی زمانی میان دو بار رخ دادن این پدیده، "زمان استراحت" یا "زمان واهلش" (relaxation time) نامیده می شود؛ این زمان به مدت زمانی که طول می کشد تا ستاره از خوشه عبور کند و همچنین جرم دستگاه (سامانه یا سیستم) بستگی دارد. مقدار زمان واهلش از خوشه ای به خوشه ی دیگر تغییر می کند، اما مقدار میانگین در حدود 109 سال است.

با این که خوشه های کروی در شکل ظاهری خود عموما به صورت کره ظاهر می شوند، اما امکان دارد بیضویت هایی نیز به دلیل نیروهای کشندی وارد بر آنها ایجاد شود. خوشه های موجود در راه شیری و آندرومدا اغلب کره هایی پخیده هستند؛ در حالی که خوشه های موجود در ابرهای ماژلانی بیشتر بیضی گون اند.

شعاع[ویرایش]

ستارهشناسان برای دسته بندی شکل ظاهری یک خوشه ی کروی، از برخی شعاع های استاندارد استفاده می کنند. این استانداردها عبارت اند از: 1-شعاع هسته.(core radius) (rc)

2-شعاع نیم-نور.(half-light radius)(rh)

3-شعاع کشندی.(tidal radius)(rt)

تابندگی سطحی خوشه، آرام آرام با افزایش فاصله از مرکز، کاهش پیدا می کند. شعاع هسته فاصله ای از مرکز است که در آنجا، تابندگی ظاهری سطحی به نصف مقدار اولیه کاهش پیدا می کند. یک کمیت مشابه، شعاع نیم-نور است؛ این شعاع، فاصله ای از مرکز خوشه است که نصف کل تابندگی خوشه، از منطقه ی داخل آن به ما می رسد. این مقدار، اغلب از شعاع هسته بزرگتر است. توجه داشته باشید که شعاع نیم-نور شامل ستارگانی نیز می شود که در حقیقت به خوشه تعلق ندارند، اما به صورت تصادفی در راستای خط دید ما تا خوشه قرارگرفته اند. بنابراین نظریه پردازان از کمیت دیگری به نام "شعاع نیم-جرم" (rm) نیز استفاده می کنند. این کمیت عبارت است از شعاعی از مرکز خوشه، که شامل نصف کل جرم خوشه می شود. هنگامی که شعاع نیم-جرم یک خوشه به نسبت اندازه ی کلی کوچک است، این خوشه هسته ی چگالی دارد. (مانند M3)

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 (Rh = 18 pc) و "پالومار 14" که (Rh = 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، می‌توانند به وسیله ی کهکشان، از خوشه جدا شوند.

افتراق جرم، تابندگی و رمبش هسته[ویرایش]

در محاسبه ی منحنی تابندگی یک خوشه ی کروی نمونه به صورت تابعی از فاصله از مرکز خوشه، تابندگی بیشتر خوشه ها در راه شیری، همچنان که فاصله کاهش می یابد، به صورت یکنواخت افزایش پیدا می کند.این مسئله تا فاصله ای معین از هسته ادامه دارد. سپس تابندگی یکنواخت و بدون تغییر می شود. این فاصله عموما 1 تا 2 پارسک از مرکز است. اما حدود بیست درصد از خوشه های کروی، دچار فرآیندی به نام "رمبش هسته" (core collapse) شده اند. در این نوع خوشه ها، تابندگی در تمام راه منطقه ی هسته به صورت پیوسته و یکنواخت افزایش پیدا می کند. (مانند M15)

پرونده:47tuc salt.jpg
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 می‌تواند باعث چنین اتفاقی شود، بلکه وجود یک سیاهچاله ی مرکزی نیز می‌تواند 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 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 می‌تواند 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:

در طی دوره ی جوانی یک خوشه ی کروی، فرآیند رمبش هسته با ستارگان نزدیک مرکز شروع می شود. اما همان طور که خوشه به میانسالی نزدیک تر می شود، برهمکنش های میان دستگاه های ستارگان دوتایی، از رمبش بیشتر جلوگیری می کند.

در پایان، دوتایی های مرکزی یا جدا می شوند و یا بیرون انداخته می شوند، که در نتیجه تراکم هسته افزایش پیدا می کند.

برهمکنش های ستارگان در منطقه ی هسته ی رمبیده، باعث شکل گیری سیستم دوتایی های نزدیک به هم می شود. همانطور که ستارگان دیگر با این دوتایی های نزدیک برهمکنش می کنند، انرژی در هسته را افزایش می دهند، و باعث دوباره بسط یافتن خوشه می شوند. با توجه به آن که زمان میانگین برای یک رمبش هسته ای، اغلب کمتر از سن کهکشان است، شاید تعداد زیادی از خوشه های کروی یک کهکشان فرآیند رمبش هسته را تجربه کرده باشند و دوباره بسط یافته باشند.

تلسکوپ فضایی هابل برای یافتن شواهد متقاعدکننده برای این فرآیند دسته بندی جرم در خوشه های کروی استفاده شد. ستارگان سنگین تر آرام آرام در مرکز خوشه ازدحام می کنند؛ در حالی که ستارگان سبک تر سرعت می گیرند و به بخش های بیرونی خوشه می روند. خوشه ی "47 توکان" ، یکی از خوشه هایی است که به منظور فهم بیشتر این فرآیند بررسی شده است.

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، می‌توانند توسط یک تابع گاوسی مدل شوند. این تابع گاوسی می‌تواند به وسیله ی میانگین هایی از یک قدر میانگین (Mv) و یک واریانس (σ2)، 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 می‌تواند 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[ویرایش]

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 N3 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 می‌تواند 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 می‌توانند 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، می‌توانند 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، 1010 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.

خوشه ی کروی در نهایت یا در مرکز آن ستارگان به هم می پیوندند و یکپارچه می شوند و تراکم استواری به وجود می آورند، یا ستارگان از لایه های خارجی به تدریج بیرون می افتند و خوشه پراکنده می شود.

حالت های بینابین[ویرایش]

پرونده:Globular Cluster M10.jpg
M10، توپی از ستارگان است که در فاصله ی 15000 سال نوری در صورت فلکی مار افسای قرار دارد.

تفاوت میان انواع خوشه ها، همیشه کاملا مشخص نیست و اشیایی هستند که بر روی مرز میان دو دسته قرار دارند؛ برای مثال BH 176 در بخش جنوبی راه شیری خصوصیات یک خوشه ی کروی و یک خوشه ی باز را در کنار هم داراست.

در سال 2005 ستارهشناسان نوع جدیدی از خوشه ی ستاره ای را در کهکشان آندرومدا یافتند که از بسیاری جهات شبیه خوشه ی کروی بود. (برای توضیحات بیشتر، به M31 مراجعه شود)

رویارویی های کشندی[ویرایش]

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، می‌تواند 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 می‌توانند 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 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 می‌توانند 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.

سیارات[ویرایش]

در سال 2000، نتایج تحقیقی برای یافتن سیارات غول پیکر در خوشه ی کروی 47 توکان منتشر شد. فقدان هرگونه نتیجه ی موفقیت آمیزی در این تحقیقات، بیانگر آن اند که احتمالا حداقل فراوانی عناصر سنگین تر از هیدروژن و هلیم برای شکل گیری سیارات، 40 درصد مقداری است که در خورشید موجود است. سیارات سنگی از عناصر سنگین تری از قبیل سیلیسیم، آهن و منیزیم تشکیل شده اند. فقدان این عناصر در ستارگان اعضای خوشه های کروی، حاکی از آن اند که این ستارگان در مقایسه با همسایگان خورشید، شانس بسیار کمتری برای میزبانی سیارات زمین مانند دارند. بنابراین منطقه ی هاله ی کهکشان راه شیری، که شامل اعضای خوشه های کروی نیز می شود، شانس بسیار پایینی برای میزبانی سیارات سنگی قابل سکونت دارند.

البته برخلاف این قاعده ی کلی، در M4 یک سیاره یافت شده است. (برای بحث کامل به M4 مراجعه کنید) از آن رو که برخوردهای نزدیک زیادی در خوشه های کروی اتفاق می افتد، احتمال از هم پاشیدن سیستم های سیاره ای زیاد است؛ حتی ممکن است سیاراتی که در فاصله های بسیار نزدیک از ستارگان خود به دور آنها می گردند، در اثر این برخوردها تغییر مدار دهند و در مدارهایی بسیار بیضی شکل قرارگیرند و نتیجتا کشندهای قوی ای را تجربه کنند.

منابع[ویرایش]

  • ویکیپدیای انگلیسی

منابعی برای مطالعه ی بیشتر[ویرایش]

  • بانک داده های خصوصیات خوشه های کروی کهکشان راه شیری.

http://www.physics.mcmaster.ca/~harris/mwgc.dat

  • لینک زیر که مشابه لینک بالا است، می‌تواند به عنوان تکمله ای برای اطلاعات آن به کار رود.

-خوشه های کروی راه شیری. [ http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html]

  • مقاله ی زیر درباره ی چند قمر کهکشان راه شیری که به تازگی کشف شده اند، در کنار صحبت از کهکشان های کوتوله، به مطالبی در خصوص تعیین مرز بین خوشه های کروی و کهکشان های کوتوله می پردازد.

گربه ها و سگ ها، مو و یک قهرمان: پنج همدم جدید کهکشان راه شیری. [۱]