خوشه کروی

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
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 كروی 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 گلوبوس (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 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.

تاریخچه ی رصد

نخستین خوشه ی کروی، M22 بود که در سال 1665 توسط "آبراهام ایهل" (Johann Abraham Ihle) کشف شد. او یک ستاره شناس 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 متغیرهای 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 می توان 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

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.