عنقود كروي

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 14 صور
الموسوعة الحرة

العنقود الكروي هو تجمع كروي من النجوم ، تربطها الجاذبية ، ويتركز عدد أكبر من النجوم باتجاه مركزه. قد يحتوي على ما بين عشرات الآلاف إلى ملايين النجوم، [ 2 ] تدور جميعها في تشكيل مستقر ومتراص. تشبه العناقيد الكروية في شكلها المجرات الكروية القزمة ، وعلى الرغم من الاعتقاد السائد لفترة طويلة بأن العناقيد الكروية هي الأكثر إضاءة من المجرات الكروية القزمة، إلا أن اكتشافات العناقيد الشاذة جعلت التمييز بينهما أقل وضوحًا بحلول أوائل القرن الحادي والعشرين. [ 3 ] اسمها مشتق من الكلمة اللاتينية globulus (كرة صغيرة). تُعرف العناقيد الكروية أحيانًا ببساطة باسم "العناقيد الكروية".

على الرغم من رصد عنقود كروي واحد، هو أوميغا قنطورس ، في العصور القديمة، واعتُقد لفترة طويلة أنه نجم، إلا أن إدراك الطبيعة الحقيقية للعناقيد لم يتحقق إلا مع ظهور التلسكوبات في القرن السابع عشر. في عمليات الرصد التلسكوبية المبكرة، بدت العناقيد الكروية كبقع ضبابية، مما دفع الفلكي الفرنسي شارل ميسييه إلى إدراج العديد منها في فهرسه للأجرام الفلكية التي اعتقد أنها قد تُشتبه بالمذنبات . وباستخدام تلسكوبات أكبر، أدرك فلكيو القرن الثامن عشر أن العناقيد الكروية هي مجموعات من العديد من النجوم الفردية. وفي أوائل القرن العشرين، كان توزيع العناقيد الكروية في السماء من أوائل الأدلة على أن الشمس بعيدة عن مركز مجرة ​​درب التبانة .

توجد العناقيد الكروية في جميع المجرات تقريبًا . في المجرات الحلزونية ، مثل مجرتنا درب التبانة، تتواجد غالبًا في الجزء الكروي الخارجي للمجرة - هالة المجرة . وهي أكبر أنواع العناقيد النجمية وأكثرها كتلة ، وتميل إلى أن تكون أقدم وأكثر كثافة وأقل احتواءً على العناصر الثقيلة مقارنةً بالعناقيد المفتوحة ، التي توجد عادةً في أقراص المجرات الحلزونية. تضم مجرتنا درب التبانة أكثر من 150 عنقودًا كرويًا معروفًا ، وقد يكون هناك المزيد. 

لا يزال أصل العناقيد الكروية ودورها في تطور المجرات غير واضحين. بعضها من أقدم الأجرام في مجراتها، بل وفي الكون بأسره ، مما يُقيّد تقديرات عمر الكون . كان يُعتقد سابقًا أن العناقيد الكروية تتكون من نجوم تشكلت جميعها في الوقت نفسه من سديم واحد لتكوين النجوم ، ولكن جميع العناقيد الكروية تقريبًا تحتوي على نجوم تشكلت في أوقات مختلفة، أو ذات تركيبات مختلفة. ربما شهدت بعض العناقيد عدة مراحل من تكوين النجوم، وقد يكون بعضها الآخر بقايا مجرات أصغر استولت عليها مجرات أكبر.

تاريخ الملاحظات

اكتُشف أول عنقود كروي معروف، والذي يُعرف الآن باسم M 22 ، عام 1665 على يد أبراهام إيل ، وهو فلكي هاوٍ ألماني. [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] كان عنقود أوميغا قنطورس ، الذي يُمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة في سماء نصف الكرة الجنوبي، معروفًا لدى الفلكيين القدماء مثل بطليموس كنجم، ولكن أعاد إدموند هالي تصنيفه كسديم عام 1677، [ 7 ] ثم صنّفه جون هيرشل أخيرًا كعنقود كروي في أوائل القرن التاسع عشر . [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] أدرج الفلكي الفرنسي الأب لاكايل العناقيد NGC  104 و NGC 4833 و M 55 و M 69 و NGC 6397 في فهرسه الذي نُشر بين عامي 1751 و1752. [ أ ] حالت الدقة المنخفضة للتلسكوبات المبكرة دون فصل النجوم الفردية في العنقود بصريًا حتى رصد شارل ميسييه العنقود M 4 في عام 1764. [ 11 ] [ ب ] [ 12 ]

الاكتشافات المبكرة للتجمعات النجمية الكروية
اسم المجموعةتم اكتشافه بواسطةسنة
M 22 [ 5 ]أبراهام إيل1665
ω Cen [ c ] [ 13 ]إدموند هالي1677
M 5 [ 14 ] (ص 237 ) [ 15 ]جوتفريد كيرش1702
M 13 [ 14 ] (ص 235 )إدموند هالي1714
M 71 [ 16 ]فيليب لويس دي شيزو1745
م 4 [ 16 ]فيليب لويس دي شيزو1746
M 15 [ 17 ]جان دومينيك مارالدي1746
M 2 [ 17 ]جان دومينيك مارالدي1746

عندما بدأ ويليام هيرشل مسحه الشامل للسماء باستخدام التلسكوبات الكبيرة عام ١٧٨٢، كان هناك ٣٤  عنقودًا كرويًا معروفًا. اكتشف هيرشل  ٣٦ عنقودًا آخر، وكان أول من ميّز جميعها تقريبًا إلى نجوم. وقد صاغ مصطلح " العنقود الكروي" في كتابه "كتالوج ألف سديم وعناقيد نجمية جديدة" (١٧٨٩). [ ١٨ ] [ د ] [ ١٩ ] في عام ١٩١٤، بدأ هارلو شابلي سلسلة من الدراسات حول العناقيد الكروية، نُشرت في حوالي أربعين ورقة علمية. فحص شابلي متغيرات RR Lyrae في هذه العناقيد (وهي نجوم افترض أنها متغيرات قيفاوية )، واستخدم لمعانها وفترة تغيرها لتقدير المسافات إلى العناقيد.  تبين لاحقًا أن متغيرات RR Lyrae أضعف من المتغيرات القيفاوية، مما دفع شابلي إلى المبالغة في تقدير المسافات. [ ٢٠ ]

آلاف النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، تتركز بشدة نحو المركز
إن إن جي سي 7006 عبارة عن  عنقود كروي عالي التركيز من الفئة الأولى.

توجد غالبية العناقيد الكروية في مجرة ​​درب التبانة في الهالة المحيطة بنواة المجرة. في عام 1918، استخدم شابلي هذا التوزيع غير المتناظر بشكل كبير لتحديد الأبعاد الكلية للمجرة. وبافتراض توزيع كروي تقريبًا للعناقيد الكروية حول مركز المجرة، استخدم مواقع هذه العناقيد لتقدير موقع الشمس بالنسبة لمركز المجرة . [ 21 ] وخلص بشكل صحيح إلى أن مركز مجرة ​​درب التبانة يقع في كوكبة القوس وليس بالقرب من الأرض. وقد بالغ في تقدير المسافة، حيث وجد أن المسافات النموذجية للعناقيد الكروية تتراوح بين 10 و30 كيلوبارسيك (33000-98000 سنة ضوئية) ؛ [ 22 ] بينما تبلغ المسافة الحالية إلى مركز المجرة حوالي 8.5 كيلوبارسيك (28000 سنة ضوئية) . [ هـ ] [ 23 ] [ 24 ] [ 25 ] أشارت قياسات شابلي إلى أن الشمس بعيدة نسبيًا عن مركز المجرة، على عكس ما كان يُستنتج من التوزيع المنتظم المرصود للنجوم العادية. في الواقع، تقع معظم النجوم العادية داخل قرص المجرة، وبالتالي فهي محجوبة بالغاز والغبار الموجودين في القرص، بينما تقع العناقيد الكروية خارج القرص ويمكن رؤيتها على مسافات أكبر بكثير. [ 20 ]  

آلاف النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، تتركز بشدة نحو المركز
The Messier 80 globular cluster in the constellation Scorpius is located about 30,000 light-years from the Sun and contains hundreds of thousands of stars.[26]

The count of known globular clusters in the Milky Way has continued to increase, reaching 83 in 1915, 93 in 1930, 97 by 1947,[19] and 157 in 2010.[27][28] The number of known globular clusters in the Milky Way reached 158 by the end of 2010, according to the European Southern Observatory, before two new globular clusters were discovered as part of the ESO's VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) infrared survey, known as Variables in the Vía Láctea (VVV) survey, bringing the total to 160 known globular clusters.[29] The two discovered by VISTA in 2011 are named VVV CL001 and VVV CL002.[30][31]

Additional, undiscovered globular clusters are believed to be in the galactic bulge[32] or hidden by the gas and dust of the Milky Way.[33] For example, most of the Palomar Globular Clusters have only been discovered in the 1950s, with some located relatively close-by yet obscured by dust, while others reside in the very far reaches of the Milky Way halo. The Andromeda Galaxy, which is comparable in size to the Milky Way, may have as many as five hundred globulars.[34] Every galaxy of sufficient mass in the Local Group has an associated system of globular clusters, as does almost every large galaxy surveyed.[35] Some giant elliptical galaxies (particularly those at the centers of galaxy clusters), such as M 87, have as many as 13,000 globular clusters.[36]

Classification

لاحقًا، تلقى شابلي مساعدةً في دراساته عن العناقيد النجمية من هنرييتا سوب وهيلين سوير هوغ . في الفترة ما بين عامي 1927 و1929، صنّف شابلي وسوير العناقيد النجمية وفقًا لدرجة تركيز النجوم باتجاه كل مركز. يُعرف نظامهما باسم فئة تركيز شابلي-سوير ، حيث يُصنّف العناقيد الأكثر تركيزًا ضمن الفئة  الأولى، ويمتد إلى الفئة الثانية عشرة الأكثر انتشارًا  . [ f ] [ 37 ] في عام 2015، اقترح فلكيون من الجامعة البابوية الكاثوليكية في تشيلي نوعًا جديدًا من العناقيد الكروية استنادًا إلى بيانات رصدية: العناقيد الكروية المظلمة . [ 38 ]

تشكيل

آلاف النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، تتركز بشدة نحو المركز
تحتوي المجرة NGC 2808 على ثلاثة أجيال متميزة من النجوم. [ 39 ] صورة من وكالة ناسا

لا يزال تكوين العناقيد الكروية غير مفهوم بشكل كامل. [ 40 ] لطالما وُصفت العناقيد الكروية بأنها تجمع نجمي بسيط يتكون من سحابة جزيئية عملاقة واحدة ، وبالتالي تتميز بتجانس نسبي في العمر والتركيب المعدني (نسبة العناصر الثقيلة في تركيبها). تُظهر الملاحظات الحديثة أن جميع العناقيد الكروية تقريبًا تحتوي على تجمعات نجمية متعددة؛ [ 41 ] فعلى سبيل المثال، تُظهر العناقيد الكروية في سحابة ماجلان الكبرى (LMC) تجمعًا نجميًا ثنائي النمط. خلال فترة شبابها، ربما تكون هذه العناقيد في سحابة ماجلان الكبرى قد واجهت سحبًا جزيئية عملاقة أدت إلى جولة ثانية من تكوين النجوم. [ 42 ] تُعد فترة تكوين النجوم هذه قصيرة نسبيًا، مقارنةً بعمر العديد من العناقيد الكروية. [ 43 ] وقد اقتُرح أن هذا التعدد في التجمعات النجمية قد يكون له أصل ديناميكي. في مجرة ​​الهوائيات ، على سبيل المثال، رصد تلسكوب هابل الفضائي تجمعات من التجمعات - وهي مناطق في المجرة تمتد على مئات الفراسخ الفلكية، حيث ستصطدم العديد من التجمعات وتندمج في نهاية المطاف. وقد يؤدي نطاق أعمارها الإجمالي، وربما تركيبها المعدني، إلى تجمعات ذات توزيع ثنائي النمط، أو حتى متعدد الأنماط، للمجموعات النجمية. [ 44 ] 

كرة بيضاء صغيرة ضبابية في وسط خلفية سوداء منقطة
العنقود النجمي الكروي ميسييه 54 [ 45 ]

تُظهر رصدات العناقيد الكروية أن نجومها تنحدر في المقام الأول من مناطق ذات معدل تكوين نجوم أعلى، حيث يكون الوسط بين النجوم أكثر كثافة مقارنةً بمناطق تكوين النجوم العادية. ويشيع تكوين العناقيد الكروية في مناطق انفجار النجوم وفي المجرات المتفاعلة . [ 46 ] ومن المرجح أن بعض العناقيد الكروية قد تشكلت في مجرات قزمة، ثم أُزيلت بفعل قوى المد والجزر لتنضم إلى مجرتنا درب التبانة. [ 47 ] وفي المجرات الإهليلجية والعدسية، توجد علاقة بين كتلة الثقوب السوداء فائقة الكتلة في مراكزها وامتداد أنظمة العناقيد الكروية فيها. وغالبًا ما تكون كتلة الثقب الأسود فائق الكتلة في مثل هذه المجرات قريبة من الكتلة الإجمالية للعناقيد الكروية في تلك المجرة. [ 48 ]

لا تُظهر أي عناقيد كروية معروفة نشاطًا في تكوين النجوم، وهو ما يتوافق مع فرضية أن العناقيد الكروية عادةً ما تكون أقدم الأجسام في مجرتها، وكانت من بين أوائل تجمعات النجوم التي تشكلت. وقد تكون مناطق تكوين النجوم الشاسعة جدًا، والمعروفة باسم العناقيد النجمية العملاقة ، مثل ويسترلوند 1 في مجرة ​​درب التبانة، بمثابة مقدمة للعناقيد الكروية. [ 49 ]

تتميز العديد من العناقيد الكروية في مجرة ​​درب التبانة بمدار رجعي (أي أنها تدور حول المجرة في الاتجاه المعاكس لدوران المجرة)، [ 50 ] بما في ذلك أكبرها كتلةً، أوميغا قنطورس. ويشير مدارها الرجعي إلى أنها قد تكون بقايا مجرة ​​قزمة استولت عليها مجرة ​​درب التبانة. [ 51 ] [ 52 ]

تعبير

مجموعة متناثرة من النقاط البيضاء الصغيرة الباهتة على خلفية سوداء مع عدد قليل من النجوم ذات الألوان الأكثر سطوعًا
تحتوي نجوم دجورجوفسكي 1 على الهيدروجين والهيليوم، ولكن ليس الكثير غير ذلك. من الناحية الفلكية، فهي فقيرة بالمعادن . [ 53 ]

تتألف العناقيد الكروية عمومًا من مئات الآلاف من النجوم القديمة ذات المحتوى المعدني المنخفض . تشبه النجوم الموجودة في العنقود الكروي تلك الموجودة في انتفاخ المجرة الحلزونية ، لكنها محصورة في شكل كروي ينبعث فيه نصف الضوء ضمن نصف قطر يتراوح بين بضعة فرسخ فلكي وبضعة عشرات من الفرسخات الفلكية . [ 40 ] وهي خالية من الغاز والغبار، [ 54 ] ويُفترض أن كل الغاز والغبار قد تحول منذ زمن بعيد إما إلى نجوم أو قذفته نجوم الجيل الأول الضخمة خارج العنقود. [ 40 ]

قد تحتوي العناقيد الكروية على كثافة عالية من النجوم؛ بمعدل 0.4  نجم لكل فرسخ مكعب، وتزداد هذه الكثافة لتصل إلى 100 أو 1000  نجم/فرسخ مكعب في مركز العنقود. [ 55 ] وبالمقارنة، تبلغ الكثافة النجمية حول الشمس حوالي 0.1  نجم/فرسخ مكعب . [ 56 ] تبلغ المسافة النموذجية بين النجوم في العنقود الكروي حوالي سنة ضوئية واحدة، [ 57 ] ولكن في مركزه، يبلغ متوسط ​​المسافة بين النجوم حوالي ثلث سنة ضوئية - أي أقرب بثلاث عشرة مرة من أقرب جار للشمس، بروكسيما سنتوري . [ 58 ] 

يُعتقد أن التجمعات النجمية الكروية مواقع غير مواتية للأنظمة الكوكبية. فمدارات الكواكب غير مستقرة ديناميكيًا داخل مراكز التجمعات الكثيفة بسبب الاضطرابات الجاذبية الناتجة عن مرور النجوم. فعلى سبيل المثال، لا يدوم كوكب يدور على بُعد وحدة فلكية واحدة حول نجم يقع في مركز تجمع كثيف، مثل 47 Tucanae ، إلا لحوالي مئة مليون سنة. [ 59 ] يوجد نظام كوكبي يدور حول نجم نابض ( PSR  B1620−26 ) ينتمي إلى التجمع النجمي الكروي M4 ، ولكن من المرجح أن هذه الكواكب قد تشكلت بعد الحدث الذي أدى إلى نشأة النجم النابض. [ 60 ]

بعض التجمعات الكروية، مثل أوميغا قنطورس في مجرة ​​درب التبانة ومايال 2 في مجرة ​​أندروميدا، ضخمة للغاية، إذ تبلغ كتلتها ملايين الكتل الشمسية ( M☉ ) وتضم مجموعات نجمية متعددة. وهذا دليل على أن التجمعات الكروية فائقة الكتلة تشكلت من نوى مجرات قزمة ابتلعتها مجرات أكبر. [ 61 ] ربما يكون ربع التجمعات الكروية في مجرة ​​درب التبانة قد تراكم بهذه الطريقة، [ 62 ] كما هو الحال مع أكثر من 60% من التجمعات الكروية في الهالة الخارجية لمجرة أندروميدا. [ 63 ]

محتوى العناصر الثقيلة

تتكون العناقيد الكروية عادةً من نجوم الجيل الثاني ، والتي تتميز ، مقارنةً بنجوم الجيل الأول كالشمس ، بنسبة أعلى من الهيدروجين والهيليوم ونسبة أقل من العناصر الأثقل. يُشير علماء الفلك إلى هذه العناصر الأثقل باسم المعادن (تمييزًا لها عن مفهوم المادة)، وإلى نسب هذه العناصر باسم المعدنية. تُنتج المعادن من خلال عملية التخليق النووي النجمي ، ثم تُعاد تدويرها إلى الوسط بين النجوم وتدخل جيلًا جديدًا من النجوم. وبالتالي، يمكن أن تكون نسبة المعادن مؤشرًا على عمر النجم في النماذج البسيطة، حيث تتميز النجوم الأقدم عادةً بنسبة معدنية أقل. [ 64 ]

رصد الفلكي الهولندي بيتر أوسترهوف مجموعتين مميزتين من العناقيد الكروية، عُرفتا باسم مجموعات أوسترهوف . تتميز المجموعة الثانية بفترة أطول قليلاً لنجومها المتغيرة من نوع RR Lyrae . [ 65 ] ورغم أن كلتا المجموعتين تحتويان على نسبة منخفضة من العناصر المعدنية وفقًا للقياسات الطيفية ، فإن خطوط الطيف المعدني في نجوم عنقود أوسترهوف من النوع  الأول (Oo  I) ليست ضعيفة تمامًا كتلك الموجودة في النوع  الثاني (Oo  II)، [ 65 ] ولذلك  تُوصف نجوم النوع الأول بأنها غنية بالمعادن (مثل تيرزان 7 [ 66 ] )، بينما  تُوصف نجوم النوع الثاني بأنها فقيرة بالمعادن (مثل ESO 280-SC06 [ 67 ] ). وقد رُصدت هاتان المجموعتان المتميزتان في العديد من المجرات، وخاصة المجرات الإهليلجية الضخمة. وتقترب كلتا المجموعتين من عمر الكون نفسه، وتتشابهان في العمر. تشمل السيناريوهات المقترحة لتفسير هذه المجموعات الفرعية اندماجات المجرات العنيفة الغنية بالغاز، وتراكم المجرات القزمة، ومراحل متعددة لتكوين النجوم في مجرة ​​واحدة. في مجرة ​​درب التبانة، ترتبط التجمعات الفقيرة بالمعادن بالهالة، بينما ترتبط التجمعات الغنية بالمعادن بالانتفاخ المركزي. [ 68 ]

تتراصف غالبية التجمعات النجمية الفقيرة بالمعادن في مجرة ​​درب التبانة على مستوى واحد في الجزء الخارجي من هالة المجرة. تدعم هذه الملاحظة الرأي القائل بأن  تجمعات النوع الثاني قد تم التقاطها من مجرة ​​تابعة ، بدلاً من كونها أقدم أعضاء نظام التجمعات النجمية الكروية في مجرة ​​درب التبانة كما كان يُعتقد سابقًا. ويمكن تفسير الفرق بين نوعي التجمعات بفارق زمني بين وقت تكوّن أنظمة التجمعات النجمية في المجرتين. [ 69 ]

مكونات غريبة

آلاف النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، تتركز بشدة نحو المركز
يحتوي مجرة ​​ميسييه 53 على عدد كبير بشكل غير عادي من نوع من النجوم يسمى النجوم الزرقاء المتأخرة . [ 70 ] [ 71 ]

تحدث التفاعلات الوثيقة والاصطدامات الوشيكة بين النجوم بشكل متكرر نسبيًا في العناقيد الكروية نظرًا لكثافتها النجمية العالية. وتؤدي هذه اللقاءات العرضية إلى ظهور بعض الفئات النجمية غير المألوفة ، مثل النجوم الزرقاء الشاردة ، والنجوم النابضة ذات النبضات الميلي ثانية ، والثنائيات النجمية منخفضة الكتلة التي تصدر أشعة سينية، وهي أكثر شيوعًا في العناقيد الكروية. [ 72 ] لا يزال تكوّن النجوم الزرقاء الشاردة غير واضح، لكن معظم النماذج تُرجعها إلى التفاعلات بين النجوم، مثل اندماج النجوم ، أو انتقال المادة من نجم إلى آخر، أو حتى التقاء نظامين ثنائيين. [ 73 ] [ 74 ] يتميز النجم الناتج بدرجة حرارة أعلى من النجوم الأخرى في العنقود ذات اللمعان المماثل، وبالتالي يختلف عن نجوم التسلسل الرئيسي التي تشكلت في المراحل المبكرة من وجود العنقود. [ 75 ] تحتوي بعض العناقيد على سلسلتين متميزتين من النجوم الزرقاء الشاردة، إحداهما أكثر زرقة من الأخرى. [ 74 ]  

مئات النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، متمركزة نحو المركز
قد تحتوي العنقودية الكروية M15 على ثقب أسود متوسط ​​الكتلة في مركزها، [ 76 ] لكن هذا الادعاء محل جدل. [ 77 ]
محاكاة حركات النجوم في ميسييه 4
محاكاة لحركة النجوم في عنقود ميسييه 4 ، حيث يشتبه علماء الفلك في وجود ثقب أسود متوسط ​​الكتلة . [ 78 ] [ 79 ] إذا تأكد ذلك، فسيكون الثقب الأسود في مركز العنقود، وسيكون له نطاق تأثير (ثقب أسود) محدد بالدائرة الحمراء.

يبحث علماء الفلك عن الثقوب السوداء داخل العناقيد الكروية منذ سبعينيات القرن الماضي. تتطلب هذه المهمة دقة عالية للغاية؛ ولم تُسجّل أولى الاكتشافات المزعومة إلا مع تلسكوب هابل الفضائي (HST) في عامي 2002 و2003. استنادًا إلى رصد تلسكوب هابل، اقترح باحثون آخرون وجود ثقب أسود متوسط ​​الكتلة بكتلة 4000 كتلة شمسية في العنقود الكروي M15 ، وثقب أسود آخر بكتلة 20000 كتلة شمسية في عنقود مايال الثاني التابع لمجرة أندروميدا. [ 80 ] يبدو أن انبعاثات الأشعة السينية والموجات الراديوية من مايال الثاني تتوافق مع وجود ثقب أسود متوسط ​​الكتلة؛ [ 81 ] ومع ذلك، فإن هذه الاكتشافات المزعومة مثيرة للجدل. [ 82 ]   

من المتوقع أن تهاجر أثقل الأجسام في العناقيد الكروية نحو مركز العنقود نتيجةً لانفصال الكتلة . وقد أشارت إحدى المجموعات البحثية إلى أن نسبة الكتلة إلى الضوء يجب أن ترتفع بشكل حاد باتجاه مركز العنقود، حتى في غياب ثقب أسود، في كل من عنقود M15 [ 77 ] وعنقود مايال II [ 83 ] . لم تجد عمليات الرصد التي أُجريت عام 2018 أي دليل على وجود ثقب أسود متوسط ​​الكتلة في أي عنقود كروي، بما في ذلك M15، ولكنها لا تستطيع استبعاد وجود ثقب أسود بكتلة تتراوح بين 500 و1000 كتلة شمسية بشكل قاطع [ 84 ] . وأخيرًا، في عام 2023، كشف تحليل بيانات تلسكوب هابل الفضائي ومركبة غايا الفضائية من أقرب عنقود كروي، وهو عنقود مسييه 4 ، عن وجود كتلة زائدة تبلغ حوالي 800 كتلة شمسية في مركز هذا العنقود، والتي يبدو أنها غير ممتدة. وبالتالي يمكن اعتبار هذا دليلاً حركياً على وجود ثقب أسود متوسط ​​الكتلة [ 78 ] [ 79 ] (حتى لو لم يكن من الممكن استبعاد وجود مجموعة مضغوطة بشكل غير عادي من الأجسام المضغوطة مثل الأقزام البيضاء أو النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية بشكل كامل).  

إن تأكيد وجود ثقوب سوداء متوسطة الكتلة في العناقيد الكروية سيكون له تداعيات هامة على نظريات تطور المجرات، باعتبارها مصادر محتملة للثقوب السوداء فائقة الكتلة في مراكزها. تتناسب كتلة هذه الثقوب السوداء المفترضة متوسطة الكتلة طرديًا مع كتلة العناقيد المحيطة بها، وفقًا لنمط تم اكتشافه سابقًا بين الثقوب السوداء فائقة الكتلة والمجرات المحيطة بها. [ 82 ] [ 85 ]

مخططات هيرتزسبرونج-راسل

مجموعة من النقاط على خلفية سوداء، معظمها صفراء ومصطفة في شريط عمودي تقريبًا في المنتصف، مع بعض النقاط البيضاء الممتدة في ذراعين إلى اليسار وعدد قليل من النقاط الحمراء المتناثرة على يمين الصورة
مخطط هرتزبرونغ-راسل للعنقود الكروي M3 . توجد "ركبة" مميزة في المنحنى عند القدر الظاهري 19 حيث تبدأ النجوم في دخول مرحلة العملاق من مسارها التطوري، وهي نقطة تحول التسلسل الرئيسي .

تُمكّن مخططات هرتزبرونغ-راسل (مخططات H-R) للعناقيد الكروية علماء الفلك من تحديد العديد من خصائص مجموعات النجوم فيها. مخطط H-R هو رسم بياني لعينة كبيرة من النجوم، يُظهر مقدار سطوعها المطلق ( لمعانها ، أو سطوعها المقاس من مسافة قياسية) كدالة لمؤشر لونها . يقيس مؤشر اللون، بشكل عام، لون النجم؛ حيث تشير القيم الموجبة إلى نجم محمر ذي سطح بارد، بينما تشير القيم السالبة إلى نجم أزرق ذي سطح أكثر سخونة. تقع النجوم على مخطط H-R في الغالب على طول خط قطري تقريبًا، ينحدر من النجوم الساخنة اللامعة في أعلى اليسار إلى النجوم الباردة الخافتة في أسفل اليمين. يُعرف هذا الخط بالتسلسل الرئيسي، ويمثل المرحلة الأساسية من تطور النجوم . يشمل المخطط أيضًا نجومًا في مراحل تطورية لاحقة، مثل العمالقة الحمراء الباردة اللامعة . [ 86 ]

يتطلب إنشاء مخطط هيرتزبرونغ-راسل معرفة المسافة إلى النجوم المرصودة لتحويل القدر الظاهري إلى القدر المطلق. ولأن جميع النجوم في العنقود الكروي تقع على مسافة متقاربة من الأرض، فإن مخطط اللون-القدر باستخدام مقاديرها المرصودة يبدو كمخطط هيرتزبرونغ-راسل مُزاح (بسبب الفرق الثابت تقريبًا بين مقاديرها الظاهرية والمطلقة). [ 87 ] يُسمى هذا الإزاحة بمعامل المسافة ، ويمكن استخدامه لحساب المسافة إلى العنقود. يُحدد المعامل بمقارنة خصائص (مثل التسلسل الرئيسي) مخطط اللون-القدر للعنقود مع الخصائص المقابلة في مخطط هيرتزبرونغ-راسل لمجموعة أخرى من النجوم، وهي طريقة تُعرف باسم التزيح الطيفي أو مطابقة التسلسل الرئيسي. [ 88 ]

ملكيات

Since globular clusters form at once from a single giant molecular cloud, a cluster's stars have roughly the same age and composition. A star's evolution is primarily determined by its initial mass, so the positions of stars in a cluster's H–R or color–magnitude diagram mostly reflect their initial masses. A cluster's H–R diagram, therefore, appears quite different from H–R diagrams containing stars of a wide variety of ages. Almost all stars fall on a well-defined curve in globular cluster H–R diagrams, and that curve's shape indicates the age of the cluster.[87][89] A more detailed H–R diagram often reveals multiple stellar populations as indicated by the presence of closely separated curves, each corresponding to a distinct population of stars with a slightly different age or composition.[41] Observations with the Wide Field Camera 3, installed in 2009 on the Hubble Space Telescope, made it possible to distinguish these slightly different curves.[90]

The most massive main-sequence stars have the highest luminosity and will be the first to evolve into the giant star stage. As the cluster ages, stars of successively lower masses will do the same. Therefore, the age of a single-population cluster can be measured by looking for those stars just beginning to enter the giant star stage, which form a "knee" in the H–R diagram called the main-sequence turnoff, bending to the upper right from the main-sequence line. The absolute magnitude at this bend is directly a function of the cluster's age; an age scale can be plotted on an axis parallel to the magnitude.[87]

تتأثر مورفولوجيا ولمعان نجوم العناقيد الكروية في مخططات هيرتزبرونغ-راسل (H-R) بالعديد من العوامل، التي لا يزال الكثير منها قيد البحث النشط. وقد قلبت الملاحظات الحديثة النموذج التاريخي القائل بأن جميع العناقيد الكروية تتكون من نجوم ولدت في نفس الوقت تمامًا، أو تتشارك في نفس الوفرة الكيميائية تمامًا. تتميز بعض العناقيد بوجود مجموعات نجمية متعددة، تختلف اختلافًا طفيفًا في التركيب والعمر؛ على سبيل المثال، ميزت الصور عالية الدقة لعنقود NGC 2808 ثلاث سلاسل رئيسية متقاربة، ولكنها متميزة. [ 91 ] علاوة على ذلك، يمكن أن تتأثر مواقع نجوم العنقود في مخطط هيرتزبرونغ-راسل (بما في ذلك سطوع مؤشرات المسافة) بالتحيزات الرصدية. أحد هذه التأثيرات، والذي يُسمى التداخل، ينشأ عندما تكون نوى العناقيد الكروية كثيفة للغاية لدرجة أن الملاحظات ترى نجومًا متعددة كهدف واحد. وبالتالي، يكون السطوع المقاس لهذا النجم الذي يبدو وحيدًا غير صحيح - ساطعًا جدًا، بالنظر إلى أن نجومًا متعددة ساهمت فيه. [ 92 ] وبالتالي، فإن المسافة المحسوبة غير صحيحة، لذا فإن تأثير المزج يمكن أن يُدخل عدم يقين منهجي في سلم المسافات الكونية وقد يؤدي إلى تحيز في تقدير عمر الكون وثابت هابل . [ 93 ] 

عواقب

تظهر النجوم الزرقاء المتخلفة على مخطط هيرتزبرونغ-راسل كسلسلة تتباعد عن التسلسل الرئيسي باتجاه النجوم الأكثر سطوعًا وزرقةً. [ 74 ] تقع الأقزام البيضاء (البقايا الأخيرة لبعض النجوم الشبيهة بالشمس)، وهي أقل سطوعًا وأكثر حرارةً من نجوم التسلسل الرئيسي، في أسفل يسار مخطط هيرتزبرونغ-راسل. يمكن تحديد عمر العناقيد الكروية من خلال دراسة درجات حرارة أبرد الأقزام البيضاء، وغالبًا ما تُعطي نتائج تصل إلى 12.7 مليار سنة. [ 94 ] بالمقارنة، نادرًا ما يتجاوز عمر العناقيد المفتوحة نصف مليار سنة. [ 95 ] تُحدد أعمار العناقيد الكروية الحد الأدنى لعمر الكون بأكمله، مما يُمثل قيدًا هامًا في علم الكونيات . واجه علماء الفلك تاريخياً تقديرات لأعمار التجمعات النجمية أقدم مما تسمح به نماذجهم الكونية، [ 96 ] ولكن يبدو أن تحسين قياسات المعايير الكونية، من خلال مسوحات الفضاء العميق والأقمار الصناعية، قد حل هذه المشكلة. [ 97 ] [ 98 ]

تُسهم دراسة التجمعات النجمية الكروية في فهم كيفية تأثير تركيب الغاز والغبار المُكوِّن لها على تطور النجوم؛ إذ تختلف مسارات تطور النجوم تبعًا لوفرة العناصر الثقيلة. وتُستخدم البيانات المُستقاة من هذه الدراسات لدراسة تطور مجرة ​​درب التبانة ككل. [ 99 ]

علم التشكل

شكل بيضاوي للتجمعات الكروية
مجرةالإهليلجية [ 100 ]
درب التبانة0.07±0.04
LMC0.16±0.05
إس إم سي0.19±0.06
M310.09±0.04

على عكس العناقيد المفتوحة، تبقى معظم العناقيد الكروية مترابطة جاذبياً لفترات زمنية تُقارب أعمار معظم نجومها. وتؤدي التفاعلات المدية القوية مع كتل كبيرة أخرى إلى تشتت بعض النجوم، تاركةً وراءها "ذيولاً مدية" من النجوم التي انفصلت عن العنقود. [ 101 ] [ 102 ]

بعد تكوّن العنقود الكروي، تبدأ النجوم بالتفاعل جاذبيًا فيما بينها. تتغير سرعات النجوم باستمرار، وتفقد كل نجمة أي أثر لسرعتها الأصلية. الفترة الزمنية المميزة لحدوث ذلك هي زمن الاسترخاء ، المرتبط بالمدة الزمنية التي يحتاجها النجم لعبور العنقود وعدد كتل النجوم. [ 103 ] يختلف زمن الاسترخاء باختلاف العنقود، لكن قيمته النموذجية تبلغ حوالي مليار سنة. [ 104 ] [ 105 ]

على الرغم من أن العناقيد الكروية تتخذ شكلاً كروياً في الغالب، إلا أن الشكل الإهليلجي قد يتشكل بفعل التفاعلات المدية. وتكون العناقيد داخل مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا عادةً كروية مفلطحة الشكل، بينما تكون تلك الموجودة في سحابة ماجلان الكبرى أكثر إهليلجية. [ 106 ]

رادي

مئات النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، تتركز نحو المركز، مع بعض النقاط الحمراء والزرقاء الأكثر سطوعًا متناثرة عبر الإطار
يُصنف NGC 411 على أنه عنقود مفتوح. [ 107 ]

يصف علماء الفلك شكل العنقود الكروي باستخدام أنصاف أقطار قياسية: نصف قطر النواة ( rc ) ، ونصف قطر نصف الضوء ( rh ) ، ونصف قطر المد والجزر أو جاكوبي ( rt ) . يمكن التعبير عن نصف القطر كمسافة فيزيائية أو كزاوية محصورة في السماء. عند النظر إلى نصف قطر حول النواة، يتناقص لمعان سطح العنقود تدريجيًا مع المسافة، ونصف قطر النواة هو المسافة التي ينخفض ​​عندها لمعان السطح الظاهري إلى النصف. [ 108 ] ويُعدّ نصف قطر نصف الضوء كمية مماثلة، أي المسافة من النواة التي تحتوي على نصف إجمالي لمعان العنقود؛ وعادةً ما يكون نصف قطر نصف الضوء أكبر من نصف قطر النواة. [ 109 ] [ 110 ]

يبلغ نصف قطر الضوء لمعظم العناقيد الكروية أقل من عشرة فرسخ فلكي (pc)، على الرغم من أن بعضها يتميز بنصف قطر كبير جدًا، مثل NGC 2419 (نصف قطر  الضوء = 18  فرسخ فلكي) و Palomar 14 (نصف قطر  الضوء = 25  فرسخ فلكي). [ 111 ] يشمل نصف قطر الضوء النجوم الموجودة في الجزء الخارجي من العنقود والتي تقع على خط الرؤية، لذا يستخدم علماء الفلك أيضًا نصف قطر الكتلة ( نصف قطر الكتلة ) - وهو نصف القطر من النواة الذي يحتوي على نصف الكتلة الكلية للعنقود. يشير صغر نصف قطر الكتلة، مقارنةً بالحجم الكلي، إلى نواة كثيفة. فعلى سبيل المثال، يبلغ البعد المرئي الكلي لـ Messier 3 (M3) حوالي 18 دقيقة قوسية ، لكن نصف قطر كتلته لا يتجاوز 1.12 دقيقة قوسية. [ 112 ]  

نصف قطر المد والجزر، أو كرة هيل ، هو المسافة من مركز العنقود الكروي التي يكون عندها تأثير جاذبية المجرة الخارجية على نجوم العنقود أكبر من تأثير العنقود نفسه. [ 113 ] هذه هي المسافة التي يمكن عندها أن تتحرر النجوم الفردية المنتمية إلى العنقود من تأثير المجرة. على سبيل المثال، يبلغ نصف قطر المد والجزر للعنقود M3 حوالي أربعين دقيقة قوسية، [ 114 ] أو حوالي 113  فرسخًا فلكيًا. [ 115 ]

انفصال الكتلة، واللمعان، وانهيار النواة

في معظم عناقيد مجرة ​​درب التبانة، يزداد سطوع العنقود الكروي تدريجيًا مع تناقص المسافة إلى مركزه، ثم يستقر عند مسافة تتراوح عادةً بين 1 و2 فرسخ فلكي من المركز. وقد خضعت حوالي 20% من العناقيد الكروية لعملية تُعرف باسم "انهيار المركز". ويزداد سطوع هذا العنقود باطراد حتى يصل إلى منطقة المركز. [ 116 ] [ 117 ]

آلاف النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، تتركز بشدة نحو المركز
47 Tucanae هو ثاني أكثر التجمعات الكروية إضاءة في مجرة ​​درب التبانة، بعد Omega Centauri.

Models of globular clusters predict that core collapse occurs when the more massive stars in a globular cluster encounter their less massive counterparts. Over time, dynamic processes cause individual stars to migrate from the center of the cluster to the outside, resulting in a net loss of kinetic energy from the core region and leading the region's remaining stars to occupy a more compact volume. When this gravothermal instability occurs, the central region of the cluster becomes densely crowded with stars, and the surface brightness of the cluster forms a power-law cusp.[118] A massive black hole at the core could also result in a luminosity cusp.[119] Over a long time, this leads to a concentration of massive stars near the core, a phenomenon called mass segregation.[120]

The dynamical heating effect of binary star systems works to prevent an initial core collapse of the cluster. When a star passes near a binary system, the orbit of the latter pair tends to contract, releasing energy. Only after this primordial supply of energy is exhausted can a deeper core collapse proceed.[121][122] In contrast, the effect of tidal shocks as a globular cluster repeatedly passes through the plane of a spiral galaxy tends to significantly accelerate core collapse.[123]

Core collapse may be divided into three phases. During a cluster's adolescence, core collapse begins with stars nearest the core. Interactions between binary star systems prevents further collapse as the cluster approaches middle age. The central binaries are either disrupted or ejected, resulting in a tighter concentration at the core.[124] The interaction of stars in the collapsed core region causes tight binary systems to form. As other stars interact with these tight binaries they increase the energy at the core, causing the cluster to re-expand. As the average time for a core collapse is typically less than the age of the galaxy, many of a galaxy's globular clusters may have passed through a core collapse stage, then re-expanded.[125]

مئات النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، متمركزة نحو المركز
Globular cluster NGC 1854 is located in the Large Magellanic Cloud.[126]

The HST has provided convincing observational evidence of this stellar mass-sorting process in globular clusters. Heavier stars slow down and crowd at the cluster's core, while lighter stars pick up speed and tend to spend more time at the cluster's periphery. The cluster 47 Tucanae, made up of about one million stars, is one of the densest globular clusters in the Southern Hemisphere. This cluster was subjected to an intensive photographic survey that obtained precise velocities for nearly fifteen thousand stars in this cluster.[127]

The overall luminosities of the globular clusters within the Milky Way and the Andromeda Galaxy each have a roughly Gaussian distribution, with an average magnitude Mv and a variance σ2. This distribution of globular cluster luminosities is called the Globular Cluster Luminosity Function (GCLF). For the Milky Way, Mv = −7.29 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1. The GCLF has been used as a "standard candle" for measuring the distance to other galaxies, under the assumption that globular clusters in remote galaxies behave similarly to those in the Milky Way.[128]

N-body simulations

Computing the gravitational interactions between stars within a globular cluster requires solving the N-body problem. The naive computational cost for a dynamic simulation increases in proportion to N 2 (where N is the number of objects), so the computing requirements to accurately simulate a cluster of thousands of stars can be enormous.[129][130] A more efficient method of simulating the N-body dynamics of a globular cluster is done by subdivision into small volumes and velocity ranges, and using probabilities to describe the locations of the stars. Their motions are described by means of the Fokker–Planck equation, often using a model describing the mass density as a function of radius, such as a Plummer model. The simulation becomes more difficult when the effects of binaries and the interaction with external gravitation forces (such as from the Milky Way galaxy) must also be included.[131] In 2010 a low-density globular cluster's lifetime evolution was able to be directly computed, star-by-star.[132]

أظهرت محاكاة الأجسام المتعددة المكتملة أن النجوم قد تسلك مسارات غير اعتيادية عبر العنقود، وغالبًا ما تشكل حلقات وتسقط بشكل مباشر نحو المركز أكثر مما يفعله نجم منفرد يدور حول كتلة مركزية. إضافةً إلى ذلك، تكتسب بعض النجوم طاقة كافية للهروب من العنقود نتيجةً للتفاعلات الجاذبية التي تؤدي إلى زيادة كبيرة في سرعتها. على مدى فترات زمنية طويلة، تؤدي هذه العملية إلى تبدد العنقود، وهي عملية تُعرف بالتبخر. [ 133 ] يبلغ النطاق الزمني النموذجي لتبخر العنقود الكروي 10 سنوات . [ 103 ] يجب أن يكون المصير النهائي للعنقود الكروي إما تراكم النجوم في مركزه، مما يتسبب في انكماشه المستمر، [ 134 ] أو تساقط النجوم تدريجيًا من طبقاته الخارجية. [ 135 ]

تشكل النجوم الثنائية جزءًا كبيرًا من الأنظمة النجمية، إذ يصل عدد نجوم الحقول ونجوم العناقيد المفتوحة في الأنظمة الثنائية إلى النصف تقريبًا. [ 136 ] [ 137 ] يصعب قياس نسبة النجوم الثنائية الحالية في العناقيد الكروية، وتُفقد أي معلومات حول نسبتها الأولية نتيجةً للتطور الديناميكي اللاحق. [ 138 ] أظهرت المحاكاة العددية للعناقيد الكروية أن النجوم الثنائية قد تعيق، بل وتعكس، عملية انهيار النواة فيها. فعندما يصطدم نجم في عنقود بنظام ثنائي بفعل جاذبيته، قد يصبح النظام الثنائي أكثر ترابطًا، وتُضاف طاقة حركية إلى النجم المنفرد. وعندما تتسارع النجوم الضخمة في العنقود بفعل هذه العملية، يقل انكماش النواة، مما يحد من انهيارها. [ 75 ] [ 139 ]

الأشكال الوسيطة

آلاف النقاط البيضاء المائلة للبياض متناثرة على خلفية سوداء، تتركز بشدة نحو المركز
يقع ميسييه 10 على بعد حوالي 15000 سنة ضوئية من الأرض، في كوكبة الحواء . [ 140 ]

لا يُعدّ تصنيف العناقيد دائمًا نهائيًا؛ فقد وُجدت أجرام يمكن تصنيفها ضمن أكثر من فئة. على سبيل المثال، يمتلك العنقود BH 176 في الجزء الجنوبي من مجرة ​​درب التبانة خصائص كلٍّ من العنقود المفتوح والعنقود الكروي. [ 141 ]

في عام ٢٠٠٥، اكتشف علماء الفلك نوعًا جديدًا من التجمعات النجمية "الممتدة" في هالة مجرة ​​أندروميدا، يشبه التجمعات الكروية. تتشابه التجمعات الثلاثة المكتشفة حديثًا في عدد النجوم مع التجمعات الكروية، وتشترك معها في خصائص أخرى، مثل كثافة النجوم ونسبة المعادن، لكنها تتميز بحجمها الأكبر - الذي يبلغ قطره عدة مئات من السنين الضوئية - وكثافتها الأقل بمئة مرة. تفصل بين نجومها مسافات أكبر؛ ومن الناحية البارامترية، تقع هذه التجمعات في مكان ما بين التجمعات الكروية والمجرات الكروية القزمة . [ ١٤٢ ] من المرجح أن يكون تكوين هذه التجمعات الممتدة مرتبطًا بالتراكم. [ ١٤٣ ] لا يزال سبب افتقار مجرة ​​درب التبانة لمثل هذه التجمعات غير واضح؛ فمن غير المرجح أن تكون أندروميدا المجرة الوحيدة التي تحتوي عليها، لكن وجودها في المجرات الأخرى لا يزال مجهولًا. [ ١٤٢ ]  

مواجهات المد والجزر

عندما تقترب عنقودية كروية من كتلة كبيرة، مثل مركز مجرة، فإنها تخضع لتفاعل مدّي . وينتج عن اختلاف قوة الجاذبية بين الأجزاء الأقرب والأبعد من العنقودية قوة مدّية غير متناظرة. وتحدث "صدمة مدّية" عندما يمر مدار العنقودية عبر مستوى المجرة. [ 123 ] [ 144 ]

يمكن للصدمات المدية أن تسحب النجوم بعيدًا عن هالة العنقود، تاركةً فقط الجزء المركزي منه؛ وقد تمتد هذه السلاسل النجمية لعدة درجات بعيدًا عن العنقود. [ 145 ] عادةً ما تسبق هذه السلاسل العنقود وتتبعه على طول مداره، ويمكنها أن تُراكم أجزاءً كبيرة من كتلته الأصلية، مُشكّلةً تجمعاتٍ شبيهةٍ بالكتل. [ 146 ] على سبيل المثال، يقع العنقود الكروي بالومار 5 بالقرب من نقطة الأوج في مداره بعد مروره عبر مجرة ​​درب التبانة. تمتد تياراتٌ من النجوم نحو الخارج باتجاه مقدمة ومؤخرة مسار مدار هذا العنقود، لتصل إلى مسافاتٍ تبلغ 13000 سنة ضوئية. وقد جردت التفاعلات المدية جزءًا كبيرًا من  كتلة بالومار 5؛ ومن المتوقع أن تُحوّله المزيد من التفاعلات مع مركز المجرة إلى تيارٍ طويلٍ من النجوم يدور حول مجرة ​​درب التبانة في هالته. [ 147 ]

تُجرّد مجرتنا درب التبانة مجرة ​​القوس القزمة الكروية من نجومها وعناقيدها الكروية بفعل قوى المد والجزر عبر تيار القوس . وقد يكون ما يصل إلى 20% من العناقيد الكروية في الهالة الخارجية لمجرة درب التبانة قد نشأت في تلك المجرة. [ 148 ] على سبيل المثال، من المرجح أن يكون بالومار 12 قد نشأ في مجرة ​​القوس القزمة الكروية، ولكنه الآن مرتبط بمجرة درب التبانة. [ 149 ] [ 150 ] تُضيف تفاعلات المد والجزر هذه طاقة حركية إلى العنقود الكروي، مما يزيد بشكل كبير من معدل التبخر ويُقلّص حجم العنقود. [ 103 ] يُسرّع ازدياد التبخر عملية انهيار النواة. [ 103 ] [ 151 ]

الكواكب

يبحث علماء الفلك عن كواكب خارج المجموعة الشمسية تدور حول نجوم في عناقيد نجمية كروية. [ 152 ] وقد أسفر بحث أُجري عام 2000 عن كواكب عملاقة في العنقود الكروي 47 توكانا عن نتائج سلبية، مما يشير إلى أن وفرة العناصر الأثقل  -المنخفضة في العناقيد الكروية-  اللازمة لتكوين هذه الكواكب قد تحتاج إلى أن تكون 40% على الأقل من وفرتها في الشمس. ولأن الكواكب الأرضية تتكون من عناصر أثقل مثل السيليكون والحديد والمغنيسيوم، فإن احتمالية استضافة النجوم المكونة لهذا العنقود لكواكب بحجم الأرض أقل بكثير من احتمالية استضافة نجوم في جوارنا الشمسي. وبالتالي، من غير المرجح أن تستضيف العناقيد الكروية كواكب أرضية صالحة للسكن . [ 153 ]

تم اكتشاف كوكب عملاق، PSR B1620−26 b ، في العنقود الكروي Messier 4 ، يدور حول نجم نابض ضمن النظام النجمي الثنائي PSR B1620−26 . يشير مدار الكوكب الإهليلجي والمائل بشدة إلى أنه ربما يكون قد تشكل حول نجم آخر في العنقود، ثم انتقل إلى وضعه الحالي. [ 154 ] إن احتمالية الاقتراب الشديد بين النجوم في العنقود الكروي قد تُؤدي إلى اضطراب الأنظمة الكوكبية؛ إذ تنفصل بعض الكواكب لتصبح كواكب مارقة تدور حول المجرة. قد تتعرض الكواكب التي تدور بالقرب من نجمها للاضطراب، مما قد يُؤدي إلى اضمحلال مداري وزيادة في الإهليلجية المدارية وتأثيرات المد والجزر. [ 155 ] في عام 2024، تم اكتشاف عملاق غازي أو قزم بني يدور بالقرب من النجم النابض "M62H"، حيث يُشير الاسم إلى أن النظام الكوكبي ينتمي إلى العنقود الكروي Messier 62. [ 156 ]

انظر أيضاً

الحواشي

  1. ↑ يشيرالرمز M قبل الرقم إلى كتالوج تشارلز ميسييه ، بينما يشير NGC إلى الكتالوج العام الجديد لجون دراير .
  2. ↑ من الصفحة 437: في 8  مايو 1764، اكتشفتُ سديمًا ... عند خط عرض 25 ° 55′ 40″ جنوبًا. "في 8 مايو 1764، اكتشفتُ سديمًا بالقرب من نجم قلب العقرب ، وعلى خط عرضه؛ وهو مصدر ضوء خافت، ذو امتداد محدود، ويُرى بصعوبة؛ وباستخدام تلسكوب جيد، يمكن رؤية نجوم صغيرة جدًا فيه. وقد حُدِّدَ مطلعُه المستقيم عند 242° 16′ 56″، وميلُه عند 25° 55′ 40″ جنوبًا." [ 11 ] (ص 437)
  3. ↑ كان نجم أوميغا قنطورس معروفًا في العصور القديمة، لكن هالي اكتشف طبيعته كسديم.
  4. ↑ من الصفحة 218، عند مناقشة أشكال التجمعات النجمية،كتب هيرشل : "وبالتالي، من المظاهر المذكورة أعلاه، نعلم أن هناك تجمعات كروية من النجوم متساوية الحجم تقريبًا، متناثرة بالتساوي على مسافات متساوية من المركز، ولكن مع تراكم متزايد باتجاه المركز." [ 18 ] (ص 218)
  5. ↑ تفاقم خطأ هارلو شابلي بسبب الغبار بين النجوم في درب التبانة، والذي يمتص ويقلل من كمية الضوء القادم من الأجسام البعيدة (مثل العناقيد الكروية)، مما يجعلها تبدو أبعد.
  6. ↑ يتم أحيانًا إعطاء فئة التركيز بالأرقام العربية (الفئات 1-12) بدلاً من الأرقام الرومانية .

مراجع

  1. 1 2 3 4 "التجمعات النجمية الكروية - مخططات اللون والقدر الظاهري | بريتانيكا" . www.britannica.com . تاريخ الاسترجاع: 11 مارس 2023 .
  2. ↑ "التجمع الكروي" . وكالة الفضاء الأوروبية/تلسكوب هابل الفضائي . تم الاطلاع عليه في 4 يوليو 2022 .
  3. ↑ فان دن بيرغ، سيدني (مارس 2008). "التجمعات الكروية والمجرات الكروية القزمة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 385 (1): L20– L22. arXiv : 0711.4795 . Bibcode : 2008MNRAS.385L..20V . doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x .
  4. ^ كيرش، جوتفريد (1682) آنوس الثاني. Ephemeridum Motuum Coelestium Ad Annum Aerae Christianae M. DC. الثاني والثمانون. … [السنة الثانية. التقويم الزمني للحركات السماوية لسنة العصر المسيحي 1682.] لايبزيغ، (ألمانيا): ورثة فريدريش لانكيش. (باللاتينية) 54 صفحة. صفحات هذا الكتاب غير مرقمة. ومع ذلك، في الملحق، القسم الثالث. Stella nebulosa prope pedem borealem Ganymedis observata, Lipsia, die 1. Sept. 1681. (السديم الثالث بالقرب من السفح الشمالي لغانيميد، رُصد في لايبزيغ، 1 سبتمبر 1681.)، في الفقرة الأولى، عدد كيرش السدم المكتشفة حديثًا: "[...] والسديم الثالث في برج القوس، الذي اكتشفه السيد يوهان أبراهام إيل عام 1665؛ [...]" ([...] والسديم الثالث في برج القوس، الذي اكتشفه السيد يوهان أبراهام إيل عام 1665؛ [...]) متاح للتنزيل من: Digitale Sammlungen der Universitäts- und Landesbibliothek Sachsen-Anhalt (المجموعات الرقمية لمكتبة جامعة ولاية ساكسونيا-أنهالت)
  5. 1 2 لين، دبليو تي (أبريل 1886). "اكتشاف التجمع النجمي 22 ميسييه في القوس" . المرصد . 9 : 163-164 . Bibcode : 1886Obs.....9..163L . 
  6. ↑ شارب، NA "M22، NGC 6656" . مختبر NOIR . تم الاسترجاع في 23 أغسطس 2021 . 
  7. ↑ هالي، إدموند (1679). فهرس النجوم الجنوبية... [ فهرس النجوم الجنوبية... ] . لندن، إنجلترا: توماس جيمس. صفحات هذا الكتاب غير مرقمة. ومع ذلك، في قسم "قنطورس"، يوجد مدخل واحد بعنوان " سديم في ظهر الحصان"؛ ويتوافق موقع هذا السديم مع أوميغا قنطورس.
  8. ↑ هيرشل، جون إف دبليو (1847). نتائج الرصد الفلكي الذي أُجري خلال الأعوام 1834، 1835، 1836، 1837، 1838، في رأس الرجاء الصالح؛ وهو استكمال لمسح تلسكوبي لسطح السماء المرئية بالكامل، والذي بدأ في عام 1825. لندن، إنجلترا: سميث، إلدر وشركاه. ص 105. رمز Bibcode : 1847raom.book.....H .  انظر المدخل: 🜨 [رمز العنقود الكروي]؛ ω قنطورس
  9. ↑ أوميرا، ستيفن جيمس (2012). رفقاء السماء العميقة: جواهر الجنوب . كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ص 243-245 . ISBN  978-1-107-01501-2تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 سبتمبر 2021 .
  10. ↑ "أوميغا قنطورس" . eso.org . المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه في 24 سبتمبر 2021 .
  11. 1 2 ميسييه، تشارلز (1771). "Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoilesfixes sur l'horizon de Paris; observées à l'Observatoire de la Marine, avec Differences Instruments" [ كتالوج السدم ومجموعات النجوم، التي يكتشفها المرء بين النجوم الثابتة في أفق باريس؛ تمت ملاحظتها في المرصد البحري بأدوات مختلفة ] . Histoire de l'Académie Royale des Sciences ... Avec les Mémoires de Mathématique & de Physique، pour la même Année، ... [تاريخ الأكاديمية الملكية للعلوم ... مع المذكرات الرياضية والفيزيائية، لنفس العام، ...] (بالفرنسية): 435-461 .
  12. ↑ بويد، ريتشارد ن. (2008). مقدمة في الفيزياء الفلكية النووية . مطبعة جامعة شيكاغو. ص 376. ISBN  978-0-226-06971-5.
  13. ↑ هالي، إدموند (1716). "وصف لعدة سدم أو بقع شفافة تشبه السحب، تم اكتشافها مؤخرًا بين النجوم الثابتة بمساعدة التلسكوب" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 29 (347): 390-392 . doi : 10.1098/rstl.1714.0046 .
  14. 1 2 مور، باتريك (2003). أطلس الكون . دار فايرفلاي للنشر. رقم ISBN 978-0-681-61459-8.
  15. ↑ فرومرت، هارتموت؛ كرونبرغ، كريستين. "غوتفريد كيرش (1639-1710)" . طلاب استكشاف وتطوير الفضاء (SEDS) . تم الاطلاع عليه في 9 أغسطس 2021 .
  16. 1 2 كودنيك، برايان (2012). الأجسام الخافتة وكيفية رصدها . سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 8. ISBN  978-1-4419-6756-5.
  17. 1 2 تشين، جيمس ل. (2015). دليل لأجرام تلسكوب هابل الفضائي: اختيارها وموقعها وأهميتها . رسومات آدم تشين. سبرينغر. ص 110. ISBN  978-3-319-18872-0.
  18. 1 2 هيرشل، ويليام (1789). "فهرس ألف سديم جديد وعناقيد نجمية، مع بعض الملاحظات التمهيدية حول تكوين السماء" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن . 79 : 212-255 . رمز Bibcode : 1789RSPT...79..212H . تاريخ الاسترجاع: 28 أبريل 2021 .
  19. 1 2 فرومرت، هارتموت؛ كرونبرغ، كريستين. "التجمعات النجمية الكروية" . فهرس ميسييه . طلاب استكشاف وتطوير الفضاء. مؤرشف من الأصل في 30 أبريل 2015. تم الاسترجاع في 19 يونيو 2015 .
  20. 1 2 أشمان، كيث م .؛ زيبف، ستيفن إي. (1998). أنظمة العناقيد الكروية . سلسلة كامبريدج للفيزياء الفلكية. المجلد 30. كامبريدج، المملكة المتحدة. مطبعة الجامعة. ص 2. ISBN   978-0-521-55057-4.
  21. ↑ شابلي، هارلو (1918). "التجمعات الكروية وبنية النظام المجري" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 30 (173): 42-54 . Bibcode : 1918PASP...30...42S . doi : 10.1086/122686 .
  22. ↑Trimble, V.L. (December 1995). "The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, issues, and aftermath". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 107: 1133. Bibcode:1995PASP..107.1133T. doi:10.1086/133671. S2CID 122365368.
  23. ↑Bennett, Jeffrey O.; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, Mark (2020). The Cosmic Perspective (9th ed.). Pearson. ISBN 978-0-134-87436-4.
  24. ↑Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Belmont Drive, CA: Brooks/Cole, Cengage Learning. p. 277. ISBN 978-0-03-006228-5.
  25. ↑Ryden, Barbara Sue; Peterson, Bradley M. (2010). Foundations of Astrophysics. San Francisco, CA. p. 436. ISBN 978-0-321-59558-4.{{cite book}}: CS1 maint: location missing publisher (link)
  26. ↑"Hubble images a swarm of ancient stars". European Space Agency (ESA). Retrieved August 23, 2021.
  27. ↑Frommert, Hartmut (August 2007). "Milky Way Globular Clusters". Students for the Exploration and Development of Space. Retrieved February 26, 2008.
  28. ↑Carroll, Bradley W. (2017). An introduction to modern astrophysics (2nd ed.). Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press. p. 894. ISBN 978-1-108-42216-1. Retrieved September 24, 2021.
  29. ↑information@eso.org. "VISTA Finds New Globular Star Clusters - and sees right through the heart of the Milky Way". www.eso.org. Retrieved February 9, 2025.
  30. ↑ مينيتي، د.؛ هيمبل، م.؛ توليدو، إ.؛ إيفانوف، ف.د.؛ ألونسو-غارسيا، ج.؛ سايتو، ر.ك.؛ كاتيلان، م.؛ جيسلر، د.؛ جوردان، أ.؛ بوريسوفا، ج.؛ زوكالي، م.؛ كورتيف، ر.؛ كارارو، ج.؛ باربوي، ب.؛ كلاريا، ج. (1 مارس 2011). "اكتشاف VVV CL001 - عنقود كروي منخفض الكتلة بجوار UKS 1 في اتجاه انتفاخ المجرة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 527 : A81. arXiv : 1012.2450 . Bibcode : 2011A & A...527A..81M . doi : 10.1051/0004-6361/201015795 . ISSN 0004-6361 . 
  31. ^ بيدين، سي. موني؛ ماورو، ف؛ جيزلر، د.؛ مينيتي، د.؛ كاتيلان، م. همبل، م. فالنتي، إي. فالكارسي، أ. ر. ألونسو غارسيا، J .؛ بوريسوفا، J .؛ كارارو، ج.؛ لوكاس، ب. تشيني، أ.ن.؛ زوكالي، م. كورتيف، RG (1 نوفمبر 2011). "ثلاثة مرشحين للكتلة الكروية المجرية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 535 : ج33. أرخايف : 1109.1854 . بيب كود : 2011A & A...535A..33M . دوى : 10.1051/0004-6361/201117488 . ISSN 0004-6361 . 
  32. ↑ كامارغو، د.؛ مينيتي، د. (2019). "اكتشاف ثلاث عناقيد كروية مرشحة في انتفاخ المجرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 484 : L90– L94. arXiv : 1901.08574 . doi : 10.1093/mnrasl/slz010 .
  33. ↑ أشمان، كيث م .؛ زيبف، ستيفن إي. (1992). "تكوين العناقيد الكروية في المجرات المندمجة والمتفاعلة، الجزء 1". المجلة الفيزيائية الفلكية . 384 : 50-61 . Bibcode : 1992ApJ...384...50A . doi : 10.1086/170850 . 
  34. ↑ بارمبي، ب .؛ هوشرا، ج. ب. (2001). "التجمعات الكروية في مجرة ​​أندروميدا (M31) في أرشيف تلسكوب هابل الفضائي. الجزء الأول: اكتشاف التجمعات واكتمالها". المجلة الفلكية . 122 (5): 2458-2468 . arXiv : astro-ph/0107401 . Bibcode : 2001AJ....122.2458B . doi : 10.1086/323457 . S2CID 117895577 . 
  35. ↑ هاريس، ويليام إي. (1991). "أنظمة العناقيد الكروية في المجرات الواقعة خارج المجموعة المحلية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 29 (1): 543-579 . Bibcode : 1991ARA & A..29..543H . doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551 .
  36. ↑ ماكلولين، دين إي.؛ هاريس، ويليام إي.؛ هانز، ديفيد أ. (1994). "البنية المكانية لنظام العنقود الكروي M87". المجلة الفيزيائية الفلكية . 422 (2): 486-507 . Bibcode : 1994ApJ...422..486M . doi : 10.1086/173744 .
  37. ↑ هوغ، هيلين باتلز سوير (1965). "هارلو شابلي والتجمعات الكروية" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 77 (458): 336-346 . Bibcode : 1965PASP...77..336S . doi : 10.1086/128229 .
  38. ↑ «التلسكوب الكبير جدًا يكتشف نوعًا جديدًا من التجمعات النجمية الكروية» . علم الفلك . 13 مايو 2015. تم الاطلاع عليه في 14 مايو 2015 .
  39. ↑ بيوتو، ج.؛ بيدين، ل. ر.؛ أندرسون، ج.؛ كينغ، إ. ر.؛ كاسيسي، س.؛ ميلوني، أ. ب.؛ فيلانوفا، س.؛ بيترينفيرني، أ.؛ رينزيني، أ. (مايو 2007). "تسلسل رئيسي ثلاثي في ​​العنقود الكروي NGC 2808". المجلة الفيزيائية الفلكية . 661 (1): L53– L56. arXiv : astro-ph/0703767 . Bibcode : 2007ApJ...661L..53P . doi : 10.1086/518503 . S2CID 119376556 . 
  40. 1 2 3 جراتون، رافاييل؛ براغاليا، أنجيلا؛ كاريتا، أوجينيو؛ دورازي، فالنتينا؛ لوكاتيلو، سارة؛ سوليما، أنطونيو (2019). “ما هي الكتلة الكروية؟ منظور رصدي “. مراجعة علم الفلك والفيزياء الفلكية . 27 (1): 8. أرخايف : 1911.02835 . بيب كود : 2019A & ARv..27....8G . دوى : 10.1007/s00159-019-0119-3 . S2CID 207847491 . 
  41. باستيان ، نيت؛ لاردو، كارميلا (14 سبتمبر 2018). "تجمعات نجمية متعددة في العناقيد الكروية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 56 (1): 83-136 . arXiv : 1712.01286 . Bibcode : 2018ARA & A..56...83B . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051839 . S2CID 59144325 . 
  42. ↑ بيوتو، جيامباولو (يونيو 2009). رصد تجمعات نجمية متعددة في العناقيد النجمية . أعمار النجوم، وقائع الاتحاد الفلكي الدولي، ندوة الاتحاد الفلكي الدولي . المجلد 258. الصفحات 233-244 . arXiv : 0902.1422 . Bibcode : 2009IAUS..258..233P . doi : 10.1017/S1743921309031883 .  
  43. ↑ ويفر، د.؛ فيلارد، ر.؛ كريستنسن، ل.ل.؛ بيوتو، ج.؛ بيدين، ل. (2 مايو 2007). "هابل يكتشف عدة "طفرات مواليد" نجمية في عنقود كروي" . مكتب أخبار هابل . تم الاطلاع عليه في 1 مايو 2007 .
  44. ^ أمارو سيوان، ص. كونستانتينيديس، س.؛ بريم، ص. كاتيلان، م. (2013). "اندماج المجموعات الكروية المتعددة المعادن: دور الديناميكيات" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 435 (1): 809– 821. أرخايف : 1108.5173 . بيب كود : 2013MNRAS.435..809A . دوى : 10.1093/mnras/stt1351 . S2CID 54177579 . 
  45. ↑ موتشاريلي، أليسيو؛ كريستنسن، لارس ليندبرغ (10 سبتمبر 2014). "هذا التجمع النجمي ليس كما يبدو" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي . eso1428 . تم الاطلاع عليه في 7 أبريل 2021 .
  46. ↑ إلمغرين، بي جي؛ إفريموف، واي إن (1999). "آلية تكوين عالمية للتجمعات المفتوحة والكروية في الغاز المضطرب" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 480 (2): 235-245 . Bibcode : 1997ApJ...480..235E . doi : 10.1086/303966 .
  47. ↑ لوتز، جينيفر م .؛ ميلر، برايان و.؛ فيرغسون، هنري س. (سبتمبر 2004). "ألوان أنظمة العناقيد الكروية للمجرات الإهليلجية القزمة، والنوى، والهالات النجمية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 613 (1): 262-278 . arXiv : astro-ph/0406002 . Bibcode : 2004ApJ...613..262L . doi : 10.1086/422871 . S2CID 10800774 . 
  48. ↑ بوركيرت، أندرياس؛ تريمين، سكوت (1 أبريل 2010). "ارتباط بين الثقوب السوداء فائقة الكتلة المركزية وأنظمة العناقيد الكروية للمجرات المبكرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 720 (1): 516-521 . arXiv : 1004.0137 . Bibcode : 2010ApJ ...720..516B . doi : 10.1088/0004-637X/720/1/516 . S2CID 118632899. أحد التفسيرات المحتملة هو أن كلاً من كتل الثقوب السوداء الكبيرة وتجمعات العناقيد الكروية الكبيرة مرتبطة بعمليات اندماج كبرى حديثة. 
  49. ↑ نيغيرويلا، إغناسيو؛ كلارك، سيمون (22 مارس/آذار 2005). "حديقة نجوم شابة وغريبة: تلسكوبات المرصد الأوروبي الجنوبي تكشف عن عنقود نجمي عملاق في مجرة ​​درب التبانة" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي. eso0510. مؤرشف من الأصل في 9 أبريل/نيسان 2007. تم الاطلاع عليه في 7 أبريل/نيسان 2021 .
  50. ↑ كرافتسوف، ف. ف. (2001). "التجمعات الكروية والمجرات الكروية القزمة في الهالة المجرية الخارجية: حول السيناريو المفترض لتكوينها". المعاملات الفلكية والفيزيائية الفلكية . 20 (1): 89-92 . Bibcode : 2001A & AT...20...89K . doi : 10.1080/10556790108208191 .
  51. ↑ بيكي، ك.؛ فريمان، ك.س. (2003). "تكوين أوميغا قنطورس من مجرة ​​قزمة قديمة ذات نواة في القرص المجري الفتي: تكوين أوميغا قنطورس" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 346 (2): L11– L15. arXiv : astro-ph/0310348 . Bibcode : 2003MNRAS.346L..11B . doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x .
  52. ↑Johnson, Christian I.; Dupree, Andrea K.; Mateo, Mario; Bailey, John I.; Olszewski, Edward W.; Walker, Matthew G. (2020). "The Most Metal-poor Stars in Omega Centauri (NGC 5139)". The Astronomical Journal. 159 (6): 254. arXiv:2004.09023. Bibcode:2020AJ....159..254J. doi:10.3847/1538-3881/ab8819. S2CID 215827658.
  53. ↑"Engulfed by Stars Near the Milky Way's Heart". European Space Agency (ESA). Retrieved June 28, 2011.
  54. ↑Bastian, N.; Strader, J. (October 1, 2014). "Constraining globular cluster formation through studies of young massive clusters – III. A lack of gas and dust in massive stellar clusters in the LMC and SMC". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (4): 3594–3600. arXiv:1407.2726. doi:10.1093/mnras/stu1407.
  55. ↑Talpur, Jon (1997). "A Guide to Globular Clusters". Keele University. Archived from the original on April 4, 2021. Retrieved April 25, 2007.
  56. ↑Mamajek, Eric. "Number Densities of Stars of Different Types in the Solar Vicinity". Department of Physics and Astronomy. University of Rochester. Retrieved September 5, 2021.
  57. ↑Smail, Ian. "The Hertzsprung-Russell Diagram of a Globular Cluster". Department of Physics. University of Durham. Retrieved September 5, 2021.
  58. ↑"Colorful Stars Galore Inside Globular Star Cluster Omega Centauri". NASA. September 9, 2009. Archived from the original on January 26, 2021. Retrieved April 28, 2021.
  59. ↑Sigurdsson, Steinn (1992). "Planets in globular clusters?". Astrophysical Journal. 399 (1): L95–L97. arXiv:2504.01263. Bibcode:1992ApJ...399L..95S. doi:10.1086/186615.
  60. ↑ أرزومانيان، ز.؛ جوشي، ك.؛ راسيو، ف.أ.؛ ثورست، س.إ. (1999). "المعلمات المدارية للنظام الثلاثي PSR B1620-26". وقائع الندوة 160 للاتحاد الفلكي الدولي . 105 : 525. arXiv : astro-ph/9605141 . Bibcode : 1996ASPC..105..525A .
  61. ↑ بيكي، ك.؛ فريمان، ك.س. (ديسمبر 2003). "تكوّن أوميغا قنطورس من مجرة ​​قزمة قديمة ذات نواة في القرص المجري الفتيّ". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 346 (2): L11– L15. arXiv : astro-ph/0310348 . Bibcode : 2003MNRAS.346L..11B . doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x . S2CID 119466098 . 
  62. ↑ فوربس، دنكان أ.؛ بريدجز، تيري (25 يناير 2010). "التجمعات الكروية في مجرة ​​درب التبانة: المتراكمة مقابل الموجودة في مكانها" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 404 (3): 1203. arXiv : 1001.4289 . Bibcode : 2010MNRAS.404.1203F . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . S2CID 51825384 . 
  63. ↑ فوربس، دنكان أ.؛ باستيان، نيت؛ جيلز، مارك؛ كرين، روبرت أ.؛ كرويسن، جيه إم ديدريك؛ لارسن، سورين س.؛ بلوكينجر، سيلفيا؛ أجيرتز، أوسكار؛ ترينتي، ميشيل؛ فيرجسون، أنيت إم إن؛ فايفر، جويل؛ غنيدين، أوليغ واي. (فبراير 2018). "تكوين وتطور العناقيد الكروية في سياق تجميع المجرات الكونية: أسئلة مفتوحة" . وقائع الجمعية الملكية أ: العلوم الرياضية والفيزيائية والهندسية . 474 (2210) 20170616. arXiv : 1801.05818 . Bibcode : 2018RSPSA.47470616F . doi : 10.1098/rspa.2017.0616 . PMC 5832832. PMID 29507511 .​  
  64. ↑ غرين، سيمون ف.؛ جونز، مارك هـ.؛ بورنيل، س. جوسلين (2004). مقدمة إلى الشمس والنجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 240. ISBN  978-0-521-54622-5.
  65. 1 2 فان ألبادا، تي إس؛ بيكر، نورمان (1973). "حول مجموعتي أوسترهوف من العناقيد الكروية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 185 : 477-498 . Bibcode : 1973ApJ...185..477V . doi : 10.1086/152434 .
  66. ^ بونانو، ر. كورسي، م. بولون، ل. (1995). "إي إس أو 280-SC06". المجلة الفلكية . 109 : 663. بيب كود : 1995AJ....109..663B . دوى : 10.1086/117309 .
  67. ↑ فرومرت، هارتموت. "التجمع النجمي الكروي ESO 280-S C06، في مجرة ​​آرا" . طلاب استكشاف وتطوير الفضاء . تم الاطلاع عليه في 9 أبريل 2021 .
  68. ↑ هاريس، دبليو إي (1976). "البنية المكانية لنظام العناقيد الكروية والمسافة إلى مركز المجرة". المجلة الفلكية . 81 : 1095-1116 . Bibcode : 1976AJ.....81.1095H . doi : 10.1086/111991 .
  69. ↑ لي، واي دبليو؛ يون، إس جيه (2002). "تيار متراصف من العناقيد منخفضة المعدنية في هالة مجرة ​​درب التبانة". مجلة ساينس . 297 (5581): 578-581 . arXiv : astro-ph/0207607 . Bibcode : 2002Sci...297..578Y . doi : 10.1126/science.1073090 . PMID: 12142530. S2CID : 9702759 .  
  70. ↑ "اكتشف الاختلاف - هابل يرصد عنقودًا كرويًا آخر، لكن مع سرٍّ ما" . صورة الأسبوع . وكالة الفضاء الأوروبية/هابل . تم الاطلاع عليها في 5 أكتوبر 2011 .
  71. ↑ "صورة اليوم الفلكية: 7 فبراير 2021 - النجوم الزرقاء الشاردة في العنقود الكروي M53" . صورة اليوم الفلكية . تم الاطلاع عليها في 28 فبراير 2021 .
  72. ↑ كاميلو، فرناندو (12 يناير 2005). "النجوم النابضة في العناقيد الكروية". سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 328 (328): 147. arXiv : astro-ph/0501226 . Bibcode : 2005ASPC..328..147C .
  73. ↑ ليونارد، بيتر جيه تي (1989). "التصادمات النجمية في العناقيد الكروية ومشكلة النجم الأزرق المتخلف". المجلة الفلكية . 98 : 217-226 . Bibcode : 1989AJ.....98..217L . doi : 10.1086/115138 .
  74. ١ ٢ ٣ فيرارو، ف. ر.؛ لانزوني، ب.؛ راسو، س.؛ نارديلو، د.؛ داليساندرو، إ.؛ فيسبيريني، إ.؛ بيوتو، ج.؛ بالانكا، س.؛ بيكاري، ج.؛ بيليني، أ.؛ ليبرالاتو، م.؛ أندرسون، ج.؛ أباريسيو، أ.؛ بيدين، ل. ر.؛ كاسيسي، س.؛ ميلوني، أ. ب.؛ أورتولاني، س.؛ رينزيني، أ.؛ سالاريس، م.؛ فان دير ماريل، ر. ب. (٨ يونيو ٢٠١٨). "مسح تلسكوب هابل الفضائي للأشعة فوق البنفسجية للتجمعات الكروية المجرية. الخامس عشر. الساعة الديناميكية: قراءة التطور الديناميكي للتجمعات من مستوى فصل النجوم الزرقاء المتخلفة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . ٨٦٠ (١): ٣٦. arXiv : ١٨٠٥.٠٠٩٦٨ . بيب كود : 2018ApJ...860...36F . دوى : 10.3847/1538-4357/aac01c . S2CID 119435307 . 
  75. 1 2 روبين، في سي ؛ فورد، دبليو كيه جيه (1999). "ألف شمس متوهجة: الحياة الداخلية للتجمعات النجمية الكروية" . عطارد . 28 (4): 26. رمز Bibcode : 1999Mercu..28d..26M . مؤرشف من الأصل في 21 مايو 2006. تم الاسترجاع في 2 يونيو 2006 .
  76. ↑ «هابل يكتشف ثقوبًا سوداء في أماكن غير متوقعة» (بيان صحفي). معهد علوم تلسكوب الفضاء. 17 سبتمبر 2002. 2002-18.
  77. 1 2 باومغاردت، هولغر؛ هوت، بيت؛ ماكينو، جونيتشيرو؛ ماكميلان، ستيف؛ بورتيجيس زوارت، سيمون (2003). "حول البنية المركزية لـ M15". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 582 (1): 21. arXiv : astro-ph/0210133 . Bibcode : 2003ApJ...582L..21B . doi : 10.1086/367537 . S2CID 16216186 . 
  78. 1 2 فيترال، إي.؛ وآخرون (2023). "كتلة مركزية مظلمة مراوغة في العنقود الكروي M4" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 522 (4): 5740-5757 . arXiv : 2305.12702 . Bibcode : 2023MNRAS.522.5740V . doi : 10.1093/mnras/stad1068 . 
  79. 1 2 "تلسكوب هابل التابع لناسا يبحث عن ثقب أسود متوسط ​​الحجم بالقرب من الأرض" . ناسا . 23 مايو 2023. تم الاطلاع عليه في 23 مايو 2023 .
  80. ↑ سافاج، د.؛ نيل، ن.؛ فيلارد، ر.؛ جونسون، ر.؛ ليبو، هـ. (17 سبتمبر/أيلول 2002). "هابل يكتشف ثقوبًا سوداء في أماكن غير متوقعة" . معهد علوم تلسكوب الفضاء. مؤرشف من الأصل في 19 نوفمبر/تشرين الثاني 2003. تم الاطلاع عليه في 25 مايو/أيار 2006 .
  81. ↑ فينلي، ديف (28 مايو 2007). "مجموعة نجمية تحتوي على ثقب أسود متوسط ​​الوزن، وفقًا لبيانات مرصد VLA" . NRAO . تم الاطلاع عليه في 29 مايو 2007 .
  82. 1 2 غرين، جيني إي؛ سترادر، جاي؛ هو، لويس سي. (18 أغسطس 2020). "الثقوب السوداء متوسطة الكتلة". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 58 (1): 257-312 . arXiv : 1911.09678 . Bibcode : 2020ARA & A..58..257G . doi : 10.1146/annurev-astro-032620-021835 . S2CID 208202069 . 
  83. ↑ باومغاردت، هولغر؛ هوت، بيت؛ ماكينو، جونيتشيرو؛ ماكميلان، ستيف؛ بورتيجيس زوارت، سيمون (2003). "نموذج ديناميكي للعنقود الكروي G1". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 589 (1): 25. arXiv : astro-ph/0301469 . Bibcode : 2003ApJ...589L..25B . doi : 10.1086/375802 . S2CID 119464795 . 
  84. ↑ تريمو، إيفانجيليا؛ سترادر، جاي؛ تشوميوك، لورا ؛ شيشكوفسكي، لورا؛ ماكارون، توماس جيه؛ ميلر-جونز، جيمس سي إيه؛ تيودور، فلاد؛ هاينكه، كريج أو؛ سيفاكوف، جريجوري آر؛ سيث، أنيل سي؛ نويولا، إيفا (18 يوليو/تموز 2018). "مسح مافريك: لا يزال لا يوجد دليل على تراكم الثقوب السوداء متوسطة الكتلة في العناقيد الكروية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 862 (1): 16. arXiv : 1806.00259 . Bibcode : 2018ApJ...862...16T . doi : 10.3847/1538-4357/aac9b9 . S2CID 119367485 . 
  85. ↑ باومغاردت، هـ.؛ هي، س.؛ سويت، س.م.؛ درينكووتر، م.؛ سوليما، أ.؛ هيرلي، ج.؛ أوشر، س.؛ كامان، س.؛ دالغليش، هـ.؛ دريزلر، س.؛ هوسر، ت. -أ. (2019). "لا يوجد دليل على وجود ثقوب سوداء متوسطة الكتلة في العناقيد الكروية ω قنطورس وNGC 6624" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 488 (4): 5340. arXiv : 1907.10845 . Bibcode : 2019MNRAS.488.5340B . doi : 10.1093/mnras/stz2060 .
  86. ↑ وودرو، جانيس (1991). "مخطط هرتزبرونغ-راسل: شرح مفهوم صعب". معلم العلوم . 58 (8): 52-57 . ISSN 0036-8555 . JSTOR 24146262 .  
  87. 1 2 3 كارول، برادلي دبليو؛ أوستلي، ديل أ. (2017). مقدمة في الفيزياء الفلكية الحديثة ( الطبعة الثانية). كامبريدج، المملكة المتحدة. ص 475-476 . ISBN   978-1-108-42216-1.{{cite book}}: CS1 maint: موقع الناشر مفقود ( رابط )
  88. ↑ شوارتزشيلد، مارتن (1958). بنية النجوم وتطورها . مطبعة جامعة برينستون. ISBN 978-0-486-61479-3.{{cite book}}عدم توافق رقم ISBN / التاريخ ( مساعدة )
  89. ^ سانداج ، أر (1957). “النهج الرصدي للتطور. III. مسارات التطور شبه التجريبية لـ M67 و M3 “. مجلة الفيزياء الفلكية . 126 : 326. بيب كود : 1957ApJ...126..326S . دوى : 10.1086/146405 .
  90. ↑ بيوتو، جي.؛ ميلوني، إيه بي؛ بيدين، إل آر؛ أندرسون، جيه.؛ كينغ، آي آر؛ مارينو، إيه إف؛ نارديلو، دي.؛ أباريسيو، إيه.؛ باربوي، بي.؛ بيليني، إيه.؛ براون، تي إم؛ كاسيسي، إس.؛ كول، إيه إم؛ كونيال، إيه.؛ داليساندرو، إي.؛ دانتونا، إف.؛ فيرارو، إف آر؛ هيدالغو، إس.؛ لانزوني، بي.؛ مونيللي، إم.؛ أورتولاني، إس.؛ رينزيني، إيه.؛ سالاريس، إم.؛ ساراجيديني، إيه.؛ ماريل، آر بي فان دير؛ فيسبيريني، إي.؛ زوكالي، إم. (5 فبراير 2015). " مسح تلسكوب هابل الفضائي للأشعة فوق البنفسجية للتجمعات الكروية المجرية. الجزء الأول: نظرة عامة على المشروع واكتشاف تجمعات نجمية متعددة". المجلة الفلكية . 149 (3): 91. arXiv : 1410.4564 . Bibcode : 2015AJ....149...91P . doi : 10.1088/0004-6256/149/3/91 . S2CID 119194870 . 
  91. ↑ كاليرائي، جيه إس؛ ريتشر، إتش بي (2010). "التجمعات النجمية كمختبرات للتطور النجمي والديناميكي". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن، السلسلة أ . 368 (1913): 755-82 . arXiv : 0911.0789 . Bibcode : 2010RSPTA.368..755K . doi : 10.1098/rsta.2009.0257 . PMID 20083505. S2CID 5561270. تم التحقق من الصورة أعلاه من خلال عمليات رصد تصويرية دقيقة للغاية باستخدام تلسكوب هابل الفضائي/كاميرا التصوير المتقدمة (HST/ACS) للتجمع النجمي NGC 2808 بواسطة بيوتو وآخرون ( 2007)، الذين تمكنوا من تحديد ثلاثة تسلسلات رئيسية في التجمع عند نقطة تحول واحدة (انظر الشكل 3). تتفق هذه الملاحظة الرائعة مع وجود مجموعات نجمية متعددة من نفس العمر تقريباً مع وفرة متفاوتة من الهيليوم.  
  92. ↑ ماجايس، د.؛ تيرنر، د.؛ جيرين، و.؛ لين، د. (2012). "تأثير القياس الضوئي الملوث لنجوم RR Lyrae/العناقيد الكروية على مقياس المسافة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 752 (1): L10. arXiv : 1205.0255 . Bibcode : 2012ApJ...752L..10M . doi : 10.1088/2041-8205/752/1/L10 . S2CID 118528078 . 
  93. ↑ لي، جاي وو؛ لوبيز موراليس، مرسيدس؛ هونغ، كيونغسو؛ كانغ، يونغ وون؛ بول، برايان ل.؛ ووكر، أليستير (2014). "نحو فهم أفضل لمقياس المسافة من النجوم المتغيرة من نوع RR Lyrae: دراسة حالة للعنقود الكروي الداخلي NGC 6723". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 210 (1): 6. arXiv : 1311.2054 . Bibcode : 2014ApJS..210....6L . doi : 10.1088/0067-0049/210/1/6 . S2CID 119280050 . 
  94. ↑ هانسن، بي إم إس؛ بروير، جيه؛ فاهلمان، جي جي؛ جيبسون، بي كيه؛ إيباتا، آر؛ ليمونجي، إم؛ ريتش، آر إم؛ ريتشر، إتش بي؛ شارا، إم إم؛ ستيتسون، بي بي (2002). "تسلسل تبريد الأقزام البيضاء في العنقود الكروي ميسييه 4". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 574 (2): L155. arXiv : astro-ph/0205087 . Bibcode : 2002ApJ...574L.155H . doi : 10.1086/342528 . S2CID 118954762 . 
  95. ↑ سودربلوم، ديفيد ر. (أغسطس 2010). "أعمار النجوم". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 48 (1): 581-629 . arXiv : 1003.6074 . Bibcode : 2010ARA & A..48..581S . doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130806 . S2CID 119102781 . 
  96. ↑ شابوييه، برايان (1995). "الأعمار المطلقة للتجمعات النجمية الكروية وعمر الكون". المجلة الفيزيائية الفلكية . 444 : L9. arXiv : astro-ph/9412015 . Bibcode : 1995ApJ...444L...9C . doi : 10.1086/187847 . S2CID 2416004 . 
  97. ↑ فالسين، ديفيد؛ برنال، خوسيه لويس؛ خيمينيز، راؤول؛ فيردي، ليسيا؛ فاندلت، بنيامين د. (2020). "استنتاج عمر الكون باستخدام العناقيد الكروية". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2020 (12): 002. arXiv : 2007.06594 . Bibcode : 2020JCAP...12..002V . doi : 10.1088/1475-7516/2020/12/002 . S2CID 220514389 . 
  98. ↑ ماجايس، د. (23 فبراير 2013). "نجم قديم قريب يكاد يكون بنفس عمر الكون" . يونيفرس توداي . تم الاطلاع عليه في 29 نوفمبر 2014 .
  99. ↑ "رماد من الإخوة الأكبر سناً" (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي . 2 مارس 2001. eso0107 . تم الاطلاع عليه في 7 أبريل 2021 .
  100. ↑ ستانيفا، أ.؛ سباسوفا، ن.؛ غوليف، ف. (1996). "إهليلجية العناقيد الكروية في مجرة ​​أندروميدا" . ملحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 116 (3): 447-461 . Bibcode : 1996A & AS..116..447S . doi : 10.1051/aas:1996127 .
  101. ↑ هينسلي، كيرين (20 يونيو 2018). "تحديد تاريخ تبخر العناقيد الكروية" . أستروبايتس .
  102. ↑ بوز، سوناك؛ جينسبيرغ، إيدان؛ لوب، أبراهام (23 مايو 2018). "تحديد تاريخ التمزق المدّي للعناقيد الكروية باستخدام بيانات GAIA عن تياراتها النجمية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 859 (1): L13. arXiv : 1804.07770 . Bibcode : 2018ApJ...859L..13B . doi : 10.3847/2041-8213/aac48c . S2CID 54514038 . 
  103. 1 2 3 4 بيناكيستا، ماثيو ج. (2006). "بنية التجمعات الكروية" . مراجعات حية في النسبية . 9 (1): 2. arXiv : astro-ph/0202056 . Bibcode : 2006LRR.....9....2B . doi : 10.12942/ lrr -2006-2 . PMC 5255526. PMID 28163652 .  
  104. ↑ باومغاردت، هـ؛ هيلكر، م (1 أغسطس 2018). "فهرس لكتل ​​ومعاملات هيكلية وملامح تشتت السرعة لـ 112 عنقودًا كرويًا في مجرة ​​درب التبانة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 478 (2): 1520-1557 . arXiv : 1804.08359 . Bibcode : 2018MNRAS.478.1520B . doi : 10.1093/mnras/sty1057 .
  105. ↑ زوتشي، أ.؛ فاري، أ.ل.؛ بيرتين، جوزيبي (6 يناير 2012). "دراسة ديناميكية للتجمعات الكروية المجرية في ظل ظروف استرخاء مختلفة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 539 : A65. arXiv : 1201.1466 . Bibcode : 2012A & A...539A..65Z . doi : 10.1051/0004-6361/201117977 . S2CID 54078666 . 
  106. ↑ فرانك، سي إس؛ وايت، إس دي إم (1980). "إهليلجية العناقيد الكروية في مجرتنا وسحابة ماجلان الكبرى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 286 (3): L39– L42. arXiv : astro-ph/9702024 . Bibcode : 1997MNRAS.286L..39G . doi : 10.1093/mnras/286.3.l39 . S2CID 353384 . 
  107. ↑ "المظاهر قد تكون خادعة" . صورة الأسبوع من المرصد الأوروبي الجنوبي . potw1303a . تم الاطلاع عليها بتاريخ 12 فبراير 2013 .
  108. ↑ كينيث جينز (نوفمبر 2000). "التجمعات النجمية" (ملف PDF) . موسوعة علم الفلك والفيزياء الفلكية. ص 2. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 23 سبتمبر 2006. تم الاطلاع عليه في 26 مارس 2014 . 
  109. ↑ روزن، آنا (18 يوليو 2012). "فهم الحالة الديناميكية للتجمعات الكروية" . astrobites .
  110. ↑ تشاتيرجي، سوراف؛ أومبريت، ستيفان؛ فريجو، جون م.؛ راسيو، فريدريك أ. (11 مارس 2013). "فهم الحالة الديناميكية للتجمعات النجمية الكروية: ذات النواة المنهارة مقابل غير المنهارة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 429 (4): 2881-2893 . arXiv : 1207.3063 . Bibcode : 2013MNRAS.429.2881C . doi : 10.1093/mnras/ sts464 .
  111. ↑ فان دن بيرغ، سيدني (نوفمبر 2007). "التجمعات الكروية والمجرات الكروية القزمة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 385 (1): L20– L22. arXiv : 0711.4795 . Bibcode : 2008MNRAS.385L..20V . doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . S2CID 15093329 . 
  112. ↑ بونانو، ر.؛ كورسي، س. إ.؛ بوزوني، أ.؛ كاتشاري، س.؛ فيرارو، ف. ر.؛ فوسي بيتشي، ف. (1994). "التجمع النجمي للعنقود الكروي M3. الجزء الأول: القياس الضوئي الفوتوغرافي لعشرة آلاف نجم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 290 : 69-103 . Bibcode : 1994A & A...290...69B .
  113. ^ بياتي، أندريس إي. ويب، جيريمي J.؛ كارلبيرج، ريموند ج. (2019). "أنصاف الأقطار المميزة للمجموعات الكروية لمجرة درب التبانة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 489 (3): 4367– 4377. أرخايف : 1909.01718 . دوى : 10.1093/mnras/stz2499 .
  114. ↑ دا كوستا، جي إس؛ فريمان، كي سي (مايو 1976). "بنية ودالة كتلة العنقود الكروي M3". المجلة الفيزيائية الفلكية . 206 (1): 128-137 . Bibcode : 1976ApJ...206..128D . doi : 10.1086/154363 .
  115. ↑ بروش، ب.؛ أودينكيرشن، م.؛ جيفرت، م. (مارس 1999). "نصف قطر المد والجزر اللحظي والمتوسط ​​للعناقيد الكروية". علم الفلك الجديد . 4 (2): 133-139 . Bibcode : 1999NewA....4..133B . doi : 10.1016/S1384-1076(99)00014-7 .
  116. ↑ دجورجوفسكي، س.؛ كينغ، آي آر (1986). "دراسة أولية للنوى المنهارة في العناقيد الكروية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 305 : L61– L65. Bibcode : 1986ApJ...305L..61D . doi : 10.1086/184685 . S2CID 122668507. مؤرشف من الأصل في 15 سبتمبر 2020. 
  117. ↑ بيانكيني، ب؛ ويب، ج. ج؛ سيلز، أ؛ فيسبيريني، إ (21 مارس 2018). "البصمة الحركية للتجمعات النجمية الكروية المنهارة النواة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 475 (1): L96– L100. arXiv : 1801.07781 . Bibcode : 2018MNRAS.475L..96B . doi : 10.1093/mnrasl/sly013 .
  118. ↑ أشمان، كيث م.؛ زيبف، ستيفن إي. (1998). أنظمة العناقيد الكروية . سلسلة كامبريدج للفيزياء الفلكية. المجلد 30. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 29. ISBN   978-0-521-55057-4.
  119. ↑ بيني، جيمس؛ ميريفيلد، مايكل (1998). علم الفلك المجري . سلسلة برينستون في الفيزياء الفلكية. مطبعة جامعة برينستون. ص 371. ISBN  978-0-691-02565-0.
  120. ↑ سبيتزر، ليمان (1984). " ديناميكيات التجمعات الكروية". مجلة ساينس . 225 (4661): 465-472 . Bibcode : 1984Sci...225..465S . doi : 10.1126/science.225.4661.465 . ISSN 0036-8075 . JSTOR 1693970. PMID 17750830. S2CID 30929160 .    
  121. ↑ فانبيفيرين، د. (2001). تأثير الأنظمة الثنائية على دراسات التجمعات النجمية . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 264. سبرينغر. ص 397. ISBN   978-0-7923-7104-5.
  122. ↑ سبيتزر، ل. الابن (2-4 يونيو 1986). ب. هت؛ س. ماكميلان (محرران). التطور الديناميكي للتجمعات الكروية . استخدام الحواسيب العملاقة في ديناميكيات النجوم، وقائع ورشة عمل عُقدت في معهد الدراسات المتقدمة . سلسلة محاضرات في الفيزياء. المجلد 267. برينستون، الولايات المتحدة الأمريكية: سبرينغر-فيرلاغ، برلين هايدلبرغ نيويورك. ص 3. Bibcode : 1986LNP...267....3S . doi : 10.1007/BFb0116388 . ISBN   978-3-540-17196-6.
  123. 1 2 جنيدين، أوليغ ي.؛ لي، هيونغ موك؛ أوستريكر، جيريميا ب. (سبتمبر 1999). “آثار صدمات المد والجزر على تطور المجموعات الكروية”. مجلة الفيزياء الفلكية . 522 (2): 935– 949. أرخايف : astro-ph/9806245 . بيب كود : 1999ApJ...522..935G . دوى : 10.1086/307659 . S2CID 11143134 . 
  124. ↑ بولي، ديفيد (أبريل 2010). "تأثيرات الصدمات المدية على تطور التجمعات الكروية" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 107 (16): 7164-7167 . Bibcode : 2010PNAS..107.7164P . doi : 10.1073 / pnas.0913903107 . PMC 2867700. PMID 20404204. S2CID 15402180 .   
  125. ↑ باهكال، جون ن.؛ بيران، تسفي؛ واينبرغ، ستيفن (2004). المادة المظلمة في الكون ( الطبعة الثانية). وورلد ساينتيفيك. ص 51. ISBN   978-981-238-841-4.
  126. ↑ "نجوم سحابة ماجلان الكبرى" . وكالة الفضاء الأوروبية/تلسكوب هابل الفضائي . 20 يونيو 2016. potw1625a . تم الاطلاع عليه في 7 أبريل 2021 .
  127. ↑ "فرز النجوم في العنقود الكروي 47" (بيان صحفي). مكتب أخبار هابل. 4 أكتوبر 2006. 2006-33 . تم الاطلاع عليه في 9 أبريل 2021 .
  128. ↑ سيكر، جيف (1992). "دراسة إحصائية لشكل توزيع لمعان العناقيد الكروية". المجلة الفلكية . 104 (4): 1472-1481 . Bibcode : 1992AJ....104.1472S . doi : 10.1086/116332 .
  129. ↑ هيجي، دي سي؛ جيرز، إم؛ سبورزيم، آر؛ تاكاهاشي، ك. (1998). يوهانس أندرسن (محرر). المحاكاة الديناميكية: الأساليب والمقارنات . أبرز أحداث علم الفلك، المجلد 11أ، كما عُرضت في المناقشة المشتركة 14 للجمعية العامة الثالثة والعشرين للاتحاد الفلكي الدولي، 1997. دار نشر كلوير الأكاديمية. ص 591. arXiv : astro-ph/9711191 . Bibcode : 1998HiA....11..591H . 
  130. ↑ دي سينتيو، بييرفرانشيسكو؛ باسكواتو، ماريو؛ سيمون-بيتيت، أليسيا؛ يون، سوك-جين (2022). "تقديم طريقة جديدة لتصادم الجسيمات المتعددة لتطور الأنظمة النجمية الكثيفة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 659 : A19. arXiv : 2103.02424 . doi : 10.1051/0004-6361/202140710 . S2CID 240032727 . 
  131. ↑ بيناكيستا، ماثيو ج. (2006). "الأنظمة الثنائية النسبية في التجمعات الكروية" . مراجعات حية في النسبية . 9 (1) 2. Bibcode : 2006LRR.....9....2B . doi : 10.12942/lrr-2006-2 . PMC 5255526. PMID 28163652. مؤرشف من الأصل في 3 مارس 2006. تم الاسترجاع في 28 مايو 2006 .  
  132. ↑ حسني زنوزي، أكرم؛ وآخرون . (مارس 2011). "محاكاة N -body المباشرة للمجموعات الكروية – I. Palomar 14" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 411 (3): 1989– 2001. أرخايف : 1010.2210 . بيب كود : 2011MNRAS.411.1989Z . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2010.17831.x . S2CID 54777932 .  
  133. ↑ ج. غودمان؛ ب. هت، محرران (1985). ديناميكيات التجمعات النجمية (ندوات الاتحاد الفلكي الدولي) . سبرينغر. ISBN 978-90-277-1963-8.
  134. ↑ تشو، يوان؛ تشونغ، شي غوانغ (يونيو 1990). "تطور نواة عنقود كروي يحتوي على ثقوب سوداء هائلة". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 168 (2): 233-241 . Bibcode : 1990Ap & SS.168..233Y . doi : 10.1007/BF00636869 . S2CID 122289977 . 
  135. ↑ بولي، ديف. "ديناميكيات التجمعات النجمية الكروية: أهمية الأنظمة الثنائية المتقاربة في نظام حقيقي متعدد الأجسام" . منشور ذاتيًا. مؤرشف من الأصل في 19 يونيو 2010. تم الاطلاع عليه في 7 أبريل 2021 .
  136. ^ يوان، هايبو؛ ليو، شياو وى؛ شيانغ، ماوشينغ؛ هوانغ، يانغ؛ تشن، بينجكيو. وو، يو؛ هو، يونغ هوي؛ تشانغ، يونغ (2015). “Stellar Loci Ii. تقدير خالٍ من النماذج للكسر الثنائي لنجوم FGK الميدانية”. مجلة الفيزياء الفلكية . 799 (2): 135. أرخايف : 1412.1233 . بيب كود : 2015ApJ...799..135Y . دوى : 10.1088/0004-637X/799/2/135 . S2CID 118504277 . 
  137. ↑ صن، ويجيا؛ دي غريجس، ريتشارد؛ دينغ، ليكاي؛ ألبرو، مايكل د. (2021). "تطور دوران النجوم الناتج عن الأنظمة الثنائية عند نقطة تحول التسلسل الرئيسي في التجمعات النجمية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 502 (3): 4350-4358 . arXiv : 2102.02352 . Bibcode : 2021MNRAS.502.4350S . doi : 10.1093/mnras/stab347 .
  138. ↑ دوشين، غاسبار؛ كراوس، آدم (18 أغسطس 2013). "تعدد النجوم". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 51 (1): 269-310 . arXiv : 1303.3028 . Bibcode : 2013ARA & A..51..269D . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102602 . S2CID 119275313 . 
  139. ↑ جيزرز، بنيامين؛ كامان، سيباستيان؛ درايزلر، ستيفان؛ هوسر، تيم-أوليفر؛ عسكر، عباس؛ غوتغنز، فابيان؛ برينشمان، جارل؛ لاتور، مارلين؛ ويلباخر، بيتر م.؛ ويندت، مارتن؛ روث، مارتن م. (2019). "إحصاء نجمي في العناقيد الكروية باستخدام MUSE: الثنائيات في NGC 3201". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 632 : A3. arXiv : 1909.04050 . Bibcode : 2019A & A...632A...3G . doi : 10.1051/0004-6361/201936203 . S2CID 202542401 . 
  140. ↑ "التجمع النجمي الكروي M10" . صورة الأسبوع من وكالة الفضاء الأوروبية/تلسكوب هابل . تم الاطلاع عليها في 18 يونيو 2012 .
  141. ↑ أورتولاني، س.؛ بيكا، إ.؛ باربوي، ب. (1995). "BH 176 وAM-2: عناقيد كروية أم مفتوحة؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 300 : 726. Bibcode : 1995A & A...300..726O .
  142. 1 2 هوكسر، ا ف ب؛ تنوير، NR؛ اروين، إم جي. ر. إيباتا (2005). "مجموعة جديدة من العناقيد النجمية الممتدة والمضيئة في هالة M31" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 360 (3): 993–1006 . أرخايف : astro-ph/0412223 . بيب كود : 2005MNRAS.360.1007H . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID 6215035 . 
  143. ^ هكسر، ا ف ب؛ ماكي، م. فيرغسون، AMN؛ اروين، إم جي. مارتن، NF؛ تنوير، NR؛ فيليانوسكي، J .؛ ماكوناتشي، أ. فيشلوك، سي كيه؛ إيباتا، ر. لويس، جي إف (11 أغسطس 2014). “نظام الكتلة الكروية الهالة الخارجية لـ M31 – I. كتالوج PAndAS النهائي” . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 442 (3): 2165– 2187. أرخايف : 1404.5807 . دوى : 10.1093/mnras/stu771 .
  144. ↑ أوسترايكر، جيريميا ب.؛ سبيتزر، ليمان الابن؛ شوفالييه، روجر أ. (سبتمبر 1972). "حول تطور العناقيد الكروية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 176 : L51. Bibcode : 1972ApJ...176L..51O . doi : 10.1086/181018 .
  145. ↑ لاوخنر، أ.؛ فيلهلم، ر.؛ بيرز، ت.س.؛ أليندي برييتو، س. (ديسمبر 2003). بحث عن أدلة حركية على وجود ذيول مدية في العناقيد الكروية . اجتماع الجمعية الفلكية الأمريكية 203، #112.26 . رمز Bibcode : 2003AAS...20311226L .
  146. ^ دي ماتيو، ص. ميوتشي، P.؛ كابوزو دولسيتا، ر. (مايو 2004). تكوين وتطور ذيول المد والجزر المتكتلة في المجموعات الكروية . الجمعية الفلكية الأمريكية، اجتماع DDA رقم 35، #03.03 . بيب كود : 2004DDA....35.0303D .
  147. ↑ ستود، جاكوب (3 يونيو 2002). "مسح سماوي يكشف عن عنقود نجمي مزقته مجرة ​​درب التبانة" . صورة الأسبوع (بيان صحفي). مسح سلون الرقمي للسماء. مؤرشف من الأصل في 29 يونيو 2006. تم الاطلاع عليه في 9 أبريل 2021 .
  148. ↑ كاربالو-بيلو، جيه إيه؛ كورال-سانتانا، جيه إم؛ مارتينيز-ديلغادو، دي؛ سوليما، إيه؛ مونيوز، آر آر؛ كوتيه، بي؛ دوفو، إس؛ كاتيلان، إم؛ غريبل، إي كيه (24 يناير 2017). "اللفائف الجنوبية الأمامية والخلفية لتيار المد والجزر القوسي حول العنقود الكروي وايتينغ 1" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 467 (1): L91– L94. arXiv : 1612.08745 . Bibcode : 2017MNRAS.467L..91C . doi : 10.1093/mnrasl/slx006 .
  149. ↑ دينيسكو، دي آي؛ ماجوسكي، إس آر؛ جيرارد، تي إم؛ كودوورث، كيه إم (2000). "الحركة الذاتية المطلقة لبالومار 12: حالةٌ للاستحواذ المدّي من مجرة ​​القوس القزمة الكروية". المجلة الفلكية . 120 (4): 1892-1905 . arXiv : astro-ph/0006314 . Bibcode : 2000AJ....120.1892D . doi : 10.1086/301552 . S2CID 118898193 . 
  150. ↑ سبوردوني، ل.؛ بونيفاسيو، ب.؛ بونانو، ر.؛ ماركوني، ج.؛ موناكو، ل.؛ زاجيا، س. (أبريل 2007). "التركيب الكيميائي الغريب لمجرة القوس القزمة الكروية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 465 (3): 815-824 . arXiv : astro-ph/0612125 . Bibcode : 2007A & A...465..815S . doi : 10.1051/0004-6361:20066385 .
  151. ^ جنيدين، أوليغ واي. أوستريكر، إرميا ب. (يناير 1997). "تدمير نظام الكتلة الكروية المجرية" . مجلة الفيزياء الفلكية . 474 (1): 223– 255. أرخايف : astro-ph/9603042 . بيب كود : 1997ApJ...474..223G . دوى : 10.1086/303441 .
  152. ↑ ريكارد، إليز (15 يناير 2016). "مواقع الكواكب، ومستعر أعظم، وثقب أسود" . سبيس فرايداي. أكاديمية كاليفورنيا للعلوم . تم الاطلاع عليه في 15 مايو 2016 .
  153. ↑ غونزاليس، غييرمو ؛ براونلي، دونالد ؛ وارد، بيتر (يوليو 2001). "المنطقة الصالحة للسكن في المجرة: التطور الكيميائي للمجرة". إيكاروس . 152 (1): 185-200 . arXiv : astro-ph/0103165 . Bibcode : 2001Icar..152..185G . doi : 10.1006/icar.2001.6617 . S2CID 18179704 . 
  154. ↑ سيغوردسون، س.؛ ستيرز، إ.هـ .؛ مودي، ك.؛ أرزومانيان، ك.م.ز.؛ ثورست، س.إ. (2008). "الكواكب حول النجوم النابضة في العناقيد الكروية". في: فيشر، د.؛ راسيو، ف.أ.؛ ثورست، س.إ .؛ وولسزكان، أ. (محررون). الأنظمة الشمسية المتطرفة . سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 398. الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . ص 119. رمز Bibcode : 2008ASPC..398..119S .  
  155. ↑ سبورزيم، ر .؛ وآخرون (مايو 2009). "ديناميكيات الأنظمة الكوكبية في التجمعات النجمية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 697 (1): 458-482 . arXiv : astro-ph/0612757 . Bibcode : 2009ApJ...697..458S . doi : 10.1088/0004-637X/697/1/458 . S2CID 119083161 .  
  156. ^ فليشور، إل. كورونجيو، أ. أدوات التثبيت، BW؛ فريري، PCC. ريدولفي، أ. أباتي، ف؛ فدية، سم؛ بوسنتي، أ.؛ بادمانابه، الكهروضوئية؛ بالاكريشنان، V.؛ كرامر، م.؛ كريشنان، ف. فينكاترامان؛ تشانغ، L.؛ بايلز، م.؛ بار، إد (1 مارس 2024). "اكتشافات وتوقيت النجوم النابضة في M62" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 530 (2): 1436– 1456. أرخايف : 2403.12137 . بيب كود : 2024MNRAS.530.1436V . دوى : 10.1093/mnras/stae816 . ISSN 0035-8711 . 

للمزيد من القراءة

الكتب

المقالات الاستعراضية