Kugleformet stjernehob

En kugleformet stjernehob  er en stjernehob , der indeholder et stort antal stjerner , tæt bundet af tyngdekraften og kredser omkring det galaktiske centrum som en satellit . I modsætning til åbne stjernehobe , som er placeret i den galaktiske skive , er kuglehobe i glorien ; de er meget ældre, indeholder mange flere stjerner, har en symmetrisk sfærisk form og er karakteriseret ved en stigning i koncentrationen af ​​stjerner mod centrum af hoben. De rumlige koncentrationer af stjerner i de centrale områder af kuglehobe er 100-1000 stjerner pr. kubik parsec [2], de gennemsnitlige afstande mellem nabostjerner er 3-4,6 billioner km (0,3-0,5 lysår ); til sammenligning er den rumlige koncentration af stjerner i nærheden af ​​Solen ≈0,13 pc −3 , det vil sige, at vores stjernetæthed er 700-7000 gange mindre. Antallet af stjerner i kuglehobe er ≈10 4 -10 6 . Kuglehobe har diametre på 20-60 pct. og masser på  10 4 -10 6 solmasser .

Kuglehobe er ret almindelige objekter: I begyndelsen af ​​2011 blev 157 af dem opdaget i Mælkevejen , og omkring 10-20 flere er kandidater til kuglehobe [3] [4] [5] . I større galakser kan der være flere af dem: for eksempel i Andromedatågen kan deres antal nå op på 500 [6] . I nogle gigantiske elliptiske galakser , især dem, der ligger i centrum af galaksehobe , såsom M 87 , kan der være op til 13 tusinde kuglehobe [7] . Sådanne hobe cirkulerer rundt i galaksen i store baner med en radius på omkring 40 kpc (ca. 131 tusinde lysår ) eller mere [8] .

Hver galakse med tilstrækkelig masse i nærheden af ​​Mælkevejen er forbundet med en gruppe kuglehobe. Det viste sig også, at de er i næsten alle undersøgte store galakser [9] . Dværggalaksen i Skytten og dværggalaksen i Canis Major er tilsyneladende i gang med at "overføre" deres kugleformede hobe (f.eks . Palomar 12 ) til Mælkevejen [10] . Mange kuglehobe i fortiden kunne være blevet erhvervet af vores galakse på denne måde.

Kuglehobe indeholder nogle af de tidligste stjerner, der dukkede op i galaksen, men disse objekters oprindelse og rolle i den galaktiske udvikling er stadig ikke klar. Det er næsten sikkert, at kuglehobe er væsentligt forskellige fra dværg-elliptiske galakser , det vil sige, at de er et af produkterne af stjernedannelsen af ​​den "hjemmehørende" galakse, og de blev ikke dannet fra andre tiltrædende galakser [11] . Forskere har dog for nylig foreslået, at kuglehobe og dværg sfæroidale galakser måske ikke er helt klart afgrænsede og forskellige objekter [12] .

Observationshistorik

Den første kugleformede stjernehob M 22 blev opdaget af den tyske amatørastronom Johann Abraham Ihle i 1665 [13] , men på grund af den lille åbning af de første teleskoper var det umuligt at skelne individuelle stjerner i kuglehoben [14] . Det var Charles Messier , der først lykkedes med at isolere stjerner i en kuglehob under observationen af ​​M 4 . Abbé Nicolas Lacaille tilføjede senere til sit katalog fra 1751-1752 klyngerne senere kendt som NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 og NGC 6397 (bogstavet M foran nummeret henviser til Charles Messiers katalog, og NGC til Nyt almindeligt katalog John Dreyer ).

Et forskningsprogram ved hjælp af store teleskoper begyndte i 1782 af William Herschel , dette gjorde det muligt at skelne stjerner i alle 33 kuglehobe kendt på det tidspunkt. Derudover opdagede han 37 flere klynger. I kataloget over deep sky objekter udarbejdet af Herschel i 1789 brugte han først navnet "kuglehob" til at beskrive objekter af denne type [14] .  Antallet af fundne kuglehobe fortsatte med at vokse og nåede 83 i 1915, 93 i 1930 og 97 i 1947. I 2011 er 157 klynger blevet opdaget i Mælkevejen , 18 flere er kandidater, og det samlede antal er anslået til 180±20 [3] [4] [5] . Disse uopdagede kuglehobe menes at være skjult bag galaktiske skyer af gas og støv .

Begyndende i 1914 ledede den amerikanske astronom Harlow Shapley en række undersøgelser af kuglehobe ; deres resultater blev offentliggjort i 40 videnskabelige artikler. Han studerede RR Lyrae-variabler i klynger (som han antog var Cepheider ) og brugte periode-lysstyrkeforholdet til at estimere afstanden . Senere blev det fundet, at lysstyrken af ​​RR Lyrae-variabler er mindre end for Cepheider, og Shapley overvurderede faktisk afstanden til klyngerne [15] .

Langt de fleste kuglehobe i Mælkevejen er placeret i det område af himlen, der omgiver den galaktiske kerne ; desuden er en betydelig mængde placeret i umiddelbar nærhed af kernen. I 1918 udnyttede Shapley denne store skæve fordeling af klynger til at bestemme størrelsen af ​​vores galakse. Idet han antager, at fordelingen af ​​kuglehobe omkring galaksens centrum er omtrent sfærisk, brugte han deres koordinater til at estimere Solens position i forhold til galaksens centrum [16] . Selvom hans skøn over afstanden havde en væsentlig fejl, viste det, at størrelsen af ​​Galaxy er meget større end tidligere antaget. Fejlen skyldtes tilstedeværelsen af ​​støv i Mælkevejen, som delvist absorberede lyset fra kuglehoben, hvilket gjorde det svagere og dermed længere væk. Ikke desto mindre var Shapleys estimat af Galaxys størrelse af samme størrelsesorden, som er accepteret nu.

Shapleys målinger viste også, at Solen var ret langt fra galaksens centrum, i modsætning til hvad man dengang troede ud fra observationer af almindelige stjerners fordeling. Faktisk er stjernerne i galaksens skive og er derfor ofte skjult bag gas og støv, mens kuglehobe er uden for skiven og kan ses på meget større afstand.

Senere hjalp Henrietta Swope og Helen Sawyer (senere Hogg) i studiet af Shapley-klyngerne . I 1927-1929 begyndte Shapley og Sawyer at klassificere hobe efter graden af ​​koncentration af stjerner. Akkumuleringerne med den højeste koncentration blev tildelt klasse I og rangeret yderligere efterhånden som koncentrationen faldt til klasse XII (nogle gange er klasserne angivet med arabiske tal: 1-12). Denne klassifikation kaldes Shapley - Sawyer Concentration Class [ 17 ] . 

Formation

Til dato er dannelsen af ​​kuglehobe ikke fuldt ud forstået, og det er stadig uklart, om en kuglehob består af stjerner af samme generation, eller om den består af stjerner, der har gennemgået flere cyklusser over flere hundrede millioner år. I mange kuglehobe er de fleste af stjernerne i omtrent samme stjerneudviklingsstadie , hvilket tyder på, at de er dannet på omtrent samme tidspunkt [19] . Men historien om stjernedannelse varierer fra hob til hob, og i nogle tilfælde indeholder en hob forskellige populationer af stjerner. Et eksempel på dette ville være kuglehobe i den store magellanske sky , som viser en bimodal population . I en tidlig alder kunne disse hobe have kollideret med en gigantisk molekylær sky , hvilket forårsagede en ny bølge af stjernedannelse [20] , men denne periode med stjernedannelse er relativt kort sammenlignet med kuglehobenes alder [21] .

Observationer af kuglehobe viser, at de hovedsageligt forekommer i områder med effektiv stjernedannelse, det vil sige, hvor det interstellare medium har en højere tæthed sammenlignet med almindelige stjernedannelsesområder. Dannelsen af ​​kuglehobe dominerer i områder med udbrud af stjernedannelse og i interagerende galakser [22] . Undersøgelser viser også eksistensen af ​​en sammenhæng mellem massen af ​​det centrale supermassive sorte hul og størrelsen af ​​kuglehobe i elliptiske og linseformede galakser . Massen af ​​et sort hul i sådanne galakser er ofte tæt på den samlede masse af kuglehobe i galaksen [23] .

Ingen aktive stjernedannende kuglehobe kendes i øjeblikket, og det stemmer overens med den opfattelse, at de har tendens til at være de ældste objekter i galaksen og består af meget gamle stjerner. Forstadier til kuglehobe kan være meget store stjernedannende områder kendt som kæmpestjernehobe (f.eks . Westerlund 1 i Mælkevejen) [24] .

Sammensætning

Kuglehobe består typisk af hundredtusindvis af gamle stjerner med lav metallicitet . Den type stjerner, der findes i kuglehobe, ligner stjernerne i spiralgalaksernes bule . De mangler gas og støv , og det antages, at de for længst er blevet til stjerner.

Kuglehobe har en høj koncentration af stjerner - et gennemsnit på omkring 0,4 stjerner pr. kubik parsec , og i midten af ​​hoben er der 100 eller endda 1000 stjerner pr. kubik parsec (til sammenligning, i nærheden af ​​Solen er koncentrationen 0,12 stjerner pr. kubik parsec) [2] . Det menes, at kuglehobe ikke er et gunstigt sted for eksistensen af ​​planetsystemer , da planeternes kredsløb i kernerne af tætte hobe er dynamisk ustabile på grund af forstyrrelser forårsaget af passage af nabostjerner. En planet, der kredser i en afstand af 1 AU fra en stjerne i kernen af ​​en tæt hob (for eksempel 47 Tucanae ), kunne teoretisk kun eksistere i 100 millioner år [26] . Forskere har dog opdaget et planetsystem nær pulsaren PSR B1620-26 i kuglehoben M4 , men disse planeter er sandsynligvis dannet efter den begivenhed, der førte til dannelsen af ​​pulsaren [27] .

Nogle kuglehobe, såsom Omega Centauri i Mælkevejen og Mayall II i Andromedagalaksen , er ekstremt massive (adskillige millioner solmasser) og indeholder stjerner fra flere stjernegenerationer. Begge disse hobe kan betragtes som beviser på, at supermassive kuglehobe er kernen i dværggalakser absorberet af gigantiske galakser [28] . Omkring en fjerdedel af de kugleformede hobe i Mælkevejen kan have været en del af dværggalakser [29] .

Nogle kuglehobe (f.eks. M15 ) har meget massive kerner, der kan indeholde sorte huller , selvom modellering viser, at de tilgængelige observationsresultater er lige så godt forklaret af tilstedeværelsen af ​​mindre massive sorte huller og koncentrationen af ​​neutronstjerner (eller massive hvide dværge ) ) [30] .

Metalindhold

Kuglehobe er normalt sammensat af population II stjerner, der har en lav overflod af tunge grundstoffer. Astronomer kalder tunge grundstoffer metaller, og den relative koncentration af disse grundstoffer i en stjerne, metallicitet. Disse elementer er skabt i processen med stjernenukleosyntese og er derefter en del af en ny generation af stjerner. Således kan fraktionen af ​​metaller angive en stjernes alder, og ældre stjerner har normalt lavere metalliciteter [32] .

Den hollandske astronom Peter Oosterhof observerede, at der sandsynligvis er to populationer af kuglehobe kendt som "Oosterhof-grupperne". Begge grupper har svage spektrallinjer af metalliske grundstoffer, men linjerne i type I (OoI) stjerner er ikke så svage som i type II (OoII), og den anden gruppe har en lidt længere periode for RR Lyrae variabler [33] . Type I-stjerner kaldes således "metalrige", og type II-stjerner kaldes "lavmetal". Disse to populationer er observeret i mange galakser, især i massive elliptiske linjer . Begge aldersgrupper er næsten de samme som universet selv , men adskiller sig fra hinanden i metallicitet. Forskellige hypoteser er blevet fremsat for at forklare denne forskel, herunder fusioner med gasrige galakser, absorptionen af ​​dværggalakser og flere faser af stjernedannelse i en enkelt galakse. I Mælkevejen associeres lavmetalklynger med haloen , mens metalrige klynger er forbundet med bulen [34] .

I Mælkevejen er de fleste lavmetalhobe rettet langs et plan i den ydre del af galaksens glorie. Dette tyder på, at type II-hobene blev fanget fra en satellitgalakse, og de er ikke de ældste medlemmer af Mælkevejens kuglehobesystem, som tidligere antaget. Forskellen mellem de to typer hobe i dette tilfælde forklares af forsinkelsen mellem det øjeblik, hvor de to galakser dannede deres hobesystemer [35] .

Eksotiske komponenter

I kuglehobe er tætheden af ​​stjerner meget høj, og derfor opstår der ofte tætte passager og kollisioner. En konsekvens af dette er den større overflod i kuglehobe af nogle eksotiske klasser af stjerner (f.eks. blå efterladere , millisekundpulsarer og lavmasse-røntgen-binærer ). Blå eftersiddere dannes ved sammensmeltning af to stjerner, muligvis som følge af en kollision med et binært system [36] . En sådan stjerne er varmere end resten af ​​stjernerne i hoben, som har samme lysstyrke, og adskiller sig dermed fra hovedsekvensstjernerne dannet under hobens fødsel [37] .

Siden 1970'erne astronomer leder efter sorte huller i kuglehobe, men denne opgave kræver en høj opløsning af teleskopet, så det var først med fremkomsten af ​​Hubble-rumteleskopet , at den første bekræftede opdagelse blev gjort. Baseret på observationer blev der foretaget en antagelse om tilstedeværelsen af ​​et sort hul med mellemmasse (4000 solmasser) i kuglehoben M 15 og et sort hul (~ 2⋅10 4 M ⊙ ) i Mayall II - hoben i Andromeda-galaksen [38] . Røntgen- og radioemission fra Mayall II svarer til et sort hul med mellemmasse [39] . De er af særlig interesse, fordi de er de første sorte huller, der har en mellemmasse mellem almindelige sorte huller med stjernemasse og supermassive sorte huller i galaksernes kerner. Massen af ​​det mellemliggende sorte hul er proportional med massen af ​​hoben, hvilket supplerer det tidligere opdagede forhold mellem masserne af supermassive sorte huller og deres omgivende galakser.

Påstande om sorte huller af mellemmasse er blevet mødt med en vis skepsis af det videnskabelige samfund. Faktum er, at de tætteste genstande i kuglehobe formodes gradvist at bremse deres bevægelse og ende i midten af ​​klyngen som et resultat af en proces kaldet "massesegregation". I kuglehobe er disse hvide dværge og neutronstjerner . Forskning foretaget af Holger Baumgardt og kolleger bemærkede, at masse-til-lys-forholdet i M15 og Mayall II skulle stige kraftigt mod midten af ​​klyngen selv uden tilstedeværelsen af ​​et sort hul [40] [41] .

Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russell diagrammet (H-R diagram) er en graf, der viser forholdet mellem absolut størrelse og farveindeks . BV-farveindekset er forskellen mellem en stjernes blå lysstyrke, eller B, og dens synlige lys (gul-grøn) eller V. Store værdier af BV-farveindekset indikerer en kølig rød stjerne, mens negative værdier angiver en blå stjerne med en varm overflade. [42] . Når stjerner tæt på Solen er plottet på et H-R-diagram, viser det fordelingen af ​​stjerner med forskellig masse, aldre og sammensætning. Mange stjerner i diagrammet er relativt tæt på den skrånende kurve fra øverst til venstre (høj lysstyrke, tidlige spektraltyper ) til nederste højre (lav lysstyrke, sene spektraltyper ). Disse stjerner kaldes hovedsekvensstjerner . Diagrammet inkluderer dog også stjerner, der er i senere stadier af stjernernes udvikling og er nedstammet fra hovedsekvensen.

Fordi alle stjernerne i en kuglehob er omtrent lige langt fra os, afviger deres absolutte størrelse fra deres tilsyneladende størrelse med omtrent samme mængde. Hovedsekvensstjerner i en kuglehob er sammenlignelige med lignende stjerner i nærheden af ​​Solen og vil opstille sig langs hovedsekvenslinjen. Nøjagtigheden af ​​denne antagelse bekræftes af sammenlignelige resultater opnået ved at sammenligne størrelserne af nærliggende variable stjerner med kort periode (såsom RR Lyrae ) og cepheider med de samme typer stjerner i hoben [43] .

Ved at sammenligne kurverne på H-R diagrammet kan man bestemme den absolutte størrelse af hovedsekvensstjernerne i hoben. Dette gør det igen muligt at estimere afstanden til hoben baseret på værdien af ​​den tilsyneladende stjernestørrelse. Forskellen mellem de relative og absolutte værdier, afstandsmodulet , giver et skøn over afstanden [44] .

Når stjernerne i en kuglehob er plottet på et G-R-diagram, falder næsten alle stjernerne i mange tilfælde på en ret bestemt kurve, som adskiller sig fra G-R-diagrammet for stjerner nær Solen, som kombinerer stjerner af forskellig alder og oprindelse til én hel. Formen af ​​kurven for kuglehobe er karakteristisk for grupper af stjerner, der er dannet på omtrent samme tid af de samme materialer og kun adskiller sig i deres begyndelsesmasse. Da hver stjernes position på H-R-diagrammet afhænger af alder, kan formen af ​​kurven for en kuglehob bruges til at estimere den samlede alder af stjernepopulationen [45] .

De mest massive hovedsekvensstjerner vil have den højeste absolutte størrelse, og disse stjerner vil være de første, der kommer ind på det gigantiske stadium . Efterhånden som hoben ældes, vil stjerner med lavere masse begynde at gå over til kæmpestadiet, så alderen på en hob med én type stjernepopulation kan måles ved at lede efter stjerner, der lige er begyndt at gå over til kæmpestadiet. De danner et "knæ" i H-R-diagrammet med en rotation til det øverste højre hjørne i forhold til hovedsekvenslinjen. Den absolutte størrelse i området for vendepunktet afhænger af kuglehobens alder, så aldersskalaen kan plottes på en akse parallel med størrelsen .

Derudover kan alderen på en kuglehob bestemmes ud fra temperaturen på de koldeste hvide dværge . Som et resultat af beregninger blev det fundet, at den typiske alder for kuglehobe kan nå op til 12,7 milliarder år [46] . Heri adskiller de sig væsentligt fra åbne stjernehobe, som kun er nogle få titusinder af år gamle.

Kuglehobenes alder sætter en grænse for aldersgrænsen for hele universet. Denne nedre grænse har været en væsentlig hindring i kosmologien . I begyndelsen af ​​1990'erne stod astronomer over for skøn over kuglehobenes alder, der var ældre end hvad kosmologiske modeller antydede. Imidlertid har detaljerede målinger af kosmologiske parametre gennem deep sky surveys og tilstedeværelsen af ​​satellitter som COBE løst dette problem.

Studier af udviklingen af ​​kuglehobe kan også bruges til at bestemme ændringer på grund af kombinationen af ​​gas og støv, der danner hoben. Dataene opnået fra studiet af kuglehobe bruges derefter til at studere udviklingen af ​​hele Mælkevejen [47] .

I kuglehobe er der nogle stjerner kendt som blå efterslæbende , der ser ud til at fortsætte med at bevæge sig ned ad hovedsekvensen mod lysere blå stjerner. Oprindelsen af ​​disse stjerner er stadig uklar, men de fleste modeller tyder på, at dannelsen af ​​disse stjerner er resultatet af masseoverførsel mellem stjerner i binære og tredobbelte systemer [36] .

Kugleformede stjernehobe i Mælkevejsgalaksen

Kuglehobe er kollektive medlemmer af vores galakse og er en del af dens sfæriske delsystem : de kredser om galaksens massecenter i stærkt aflange baner med hastigheder på ≈200 km/s og en omløbsperiode på 10 8 -10 9 år. Alderen for kuglehobe i vores galakse nærmer sig sin alder, hvilket bekræftes af deres Hertzsprung-Russell-diagrammer , der indeholder et karakteristisk brud i hovedsekvensen på den blå side, hvilket indikerer transformationen af ​​massive stjerner, der er medlemmer af hoben, til rød kæmper .

I modsætning til åbne hobe og stjerneforeninger indeholder det interstellare medium af kuglehobe kun lidt gas. Dette faktum forklares på den ene side af den lave parabolske hastighed , som er ≈10–30 km/s, og på den anden side af deres høje alder. En yderligere faktor er tilsyneladende den periodiske passage i løbet af en omdrejning omkring centrum af vores galakse gennem dens plan, hvori gasskyer er koncentreret, hvilket bidrager til at "feje ud" af ens egen gas under sådanne passager.

Kugleformede stjernehobe i andre galakser

I andre galakser (for eksempel i de magellanske skyer ) observeres også relativt unge kuglehobe.

De fleste af de kugleformede hobe i LMC og MMO tilhører unge stjerner, i modsætning til kuglehobe i vores galakse, og er for det meste nedsænket i interstellar gas og støv. For eksempel er Taranteltågen omgivet af unge kugleformede hobe af blå-hvide stjerner. I midten af ​​tågen er en ung, lys klynge.

Kugleformede stjernehobe i Andromeda-galaksen (M31):

For at observere de fleste M31-kuglehobe skal du bruge et teleskop med en diameter på 10 tommer, det lyseste kan ses i et 5-tommer teleskop. Den gennemsnitlige forstørrelse er 150-180 gange, teleskopets optiske skema betyder ikke noget.

Cluster G1 ( Mayall II ) er den lyseste klynge i den lokale gruppe, i en afstand på 170.000 ly. flere år.

Noter

1. ↑ Hubble Images a Swarm of Ancient Stars  (engelsk)  (link ikke tilgængeligt) . HubbleSite News Desk . Space Telescope Science Institute (1. juli 1999). Dato for adgang: 26. januar 2013. Arkiveret fra originalen 7. oktober 2008.
2. ↑ 1 2 Talpur J. En guide til kugleklynger (link utilgængeligt) . Keele University (1997). Dato for adgang: 26. januar 2013. Arkiveret fra originalen 30. december 2012. (ubestemt) 
3. ↑ 1 2 Harris WE Katalog over parametre for Mælkevejskugleklynger: Databasen (downlink) . McMaster University (december 2010). Dato for adgang: 26. januar 2013. Arkiveret fra originalen 22. februar 2012.  (ubestemt)  (publiceret version 1996: Harris WE A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way  )  // The Astronomical Journal . - IOP Publishing . - Vol. 112 . - doi : 10.1086/118116 . - .
4. ↑ 1 2 Frommert H. Mælkevejens kugleklynger (link utilgængeligt) . SEDS (juni 2011). Hentet 10. oktober 2014. Arkiveret fra originalen 15. oktober 2014. (ubestemt) 
5. ↑ 1 2 Ashman KM, Zepf SE Dannelsen af ​​kuglehobe i fusionerende og interagerende galakser . - 1992. - T. 384 . - S. 50-61 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170850 . - .
6. ↑ Barmby P., Huchra JP M31 Kuglehobe i Hubble Space Telescope Archive. I. Klyngedetektering og fuldstændighed  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Vol. 122 , nr. 5 . - P. 2458-2468 . - doi : 10.1086/323457 . - . - arXiv : astro-ph/0107401 .
7. ↑ McLaughlin DE, Harris WE, Hanes DA Den rumlige struktur af M87 kugleklyngesystemet  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Vol. 422 , nr. 2 . - S. 486-507 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173744 . - .
8. ↑ Dauphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M., Tucholke H.-J. Kinematik af kugleformede klynger, apocentriske afstande og en halometallicitetsgradient  // Astronomi og astrofysik  . - EDP Sciences , 1996. - Vol. 313 . - S. 119-128 . - .
9. ↑ Harris WE Kuglehobesystemer i galakser uden for den lokale gruppe  //  Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. - Årlige anmeldelser , 1991. - Vol. 29 . - S. 543-579 . - doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551 . - .
10. ↑ Dinescu DI, Majewski SR, Girard TM, Cudworth KM The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Vol. 120 , nr. 4 . - S. 1892-1905 . - doi : 10.1086/301552 . - . - arXiv : astro-ph/0006314 .
11. ↑ Lotz JM, Miller BW, Ferguson HC Farverne på dværg elliptiske galakse kugleklyngesystemer, kerner og stjernehalos  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Vol. 613 , nr. 1 . - S. 262-278 . - doi : 10.1086/422871 . - . - arXiv : astro-ph/0406002 .
12. ↑ van den Bergh S. Kuglehobe og dværg sfæroidale galakser  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Bd. 385 , nr. 1 . - P.L20-L22 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . — . - arXiv : 0711.4795 .
13. ↑ Sharp NA M22, NGC6656 (utilgængeligt link) . Nationalt Observatorium for Optisk Astronomi . Hentet 10. oktober 2014. Arkiveret fra originalen 17. oktober 2014. (ubestemt) 
14. ↑ 1 2 Boyd RN En introduktion til nuklear astrofysik. - Chicago: University of Chicago Press, 2007. - 422 s. — ISBN 9780226069715 .
15. ↑ Ashman, 1998 , s. 2.
16. ↑ Shapley H. Globular Clusters and the Structure of the Galactic System  // Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific  . - 1918. - Bd. 30 , nej. 173 . - S. 42-54 . — ISSN 0004-6280 . - . —
17. ↑ Hogg H.S. Harlow Shapley and Globular Clusters  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1965. - Bd. 77 , nr. 458 . - S. 336-346 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/128229 . —
18. ↑ Piotto G., Bedin LR, Anderson J. et al. En tredobbelt hovedsekvens i kuglehoben NGC 2808  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Vol. 661 , nr. 1 . - P.L53-L56 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/518503 . - .
19. ↑ Chaboyer B. Globular Cluster Age Dating // Astrophysical Ages and Times Scales / Ed. af T.v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2001. - Vol. 245. - S. 162-172. - (ASP Conference Series). - ISBN 1-58381-083-8 . —
20. ↑ Piotto G. Observationer af flere populationer i stjernehobe // The Ages of Stars. - International Astronomical Union, 2009. - Vol. 4. - S. 233-244. - (Proceedings of the International Astronomical Union). - - arXiv : 0902.1422
21. ↑ Weaver D., Villard R., Christensen LL et al. Hubble finder flere stjernernes 'Baby Booms ' i en kugleklynge  . HubbleSite (2. maj 2007). Hentet: 1. november 2014.
22. ↑ Elmegreen BG, Efremov Yu. N. En universel dannelsesmekanisme for åbne og kugleformede klynger i turbulent gas  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Vol. 480 , nr. 1 . - S. 235-245 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/303966 . - .
23. ↑ Burkert A., Tremaine S. En sammenhæng mellem centrale supermassive sorte huller og de kugleformede clustersystemer i tidlige galakser  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 720 , nr. 1 . - s. 516-521 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/720/1/516 . - . - arXiv : 1004.0137 .
24. ↑ Negueruela I., Clark S. Young and Exotic Stellar Zoo - ESO's teleskoper afslører superstjerneklynge i  Mælkevejen . European Southern Observatory (22. marts 2005). Hentet: 1. november 2014.
25. ↑ Opslugt af stjerner nær Mælkevejens  hjerte . Rumteleskop (27. juni 2011). Hentet: 1. november 2014.
26. ↑ Sigurdsson S. Planeter i kuglehobe? (engelsk)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 399 , nr. 1 . - P.L95-L97 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/186615 . - .
27. ↑ Arzoumanian Z., Joshi K., Rasio FA, Thorsett SE Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System // Pulsars: Problemer og fremskridt. Proceedings af det 160. kollokvium i Den Internationale Astronomiske Union. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1996. - Vol. 105. - S. 525-530. — (Astronomical Society of the Pacific Conference Series). — ISBN 1050-3390. - - arXiv : astro-ph/9605141
28. ↑ Bekki K., Freeman KC Dannelse af ω Centauri fra en gammel kerneformet dværggalakse i den unge galaktiske skive  // ​​Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 346 , nr. 2 . - P.L11-L15 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x . - .
29. ↑ Forbes DA, Bridges T. Accreted versus in situ Mælkevejens kugleklynger  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2010. - Vol. 404 , nr. 3 . - S. 1203-1214 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . - arXiv : 1001.4289 .
30. ↑ van der Marel R. Sorte huller i kugleformede klynger  (engelsk)  (link utilgængeligt) . Space Telescope Science Institute (16. marts 2002). Hentet 1. november 2014. Arkiveret fra originalen 30. maj 2012.
31. ↑ Find forskellen - Hubble udspionerer en anden kuglehob, men med en hemmelighed  (engelsk)  (downlink) . Rumteleskop (3. oktober 2011). Hentet 1. november 2014. Arkiveret fra originalen 3. august 2014.
32. ↑ Green SF, Jones MH, Burnell SJ En introduktion til solen og stjernerne . - Cambridge: Cambridge University Press, 2004. - S. 240. - ISBN 0521837375 .
33. ↑ van Albada TS, Baker N. Om de to Oosterhoff-grupper af kugleklynger  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1973. - Vol. 185 . - S. 477-498 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152434 .
34. ↑ Harris W.E. Kuglehobesystemets rumlige struktur og afstanden til det galaktiske centrum  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Vol. 81 . - S. 1095-1116 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/111991 . - .
35. ↑ Yoon S.-J., Lee Y.-W. En afstemt strøm af klynger med lav metallicitet i Mælkevejens Halo   // Videnskab . - 2002. - Bd. 297 , nr. 5581 . - s. 578-581 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.1073090 . - . — arXiv : astro-ph/0207607 . — PMID 12142530 .
36. ↑ 1 2 Leonard PJT Stjernekollisioner i kuglehobe og problemet med den blå eftersidder  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1989. - Vol. 98 . - S. 217-226 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115138 . — .
37. ↑ Murphy BW Tusind flammende sole: Kuglehobenes indre liv   // Merkur . - 1999. - Bd. 28 , nr. 4 . — ISSN 0047-6773 .
38. ↑ Savage D., Neal N., Villard R. et al. Hubble opdager sorte huller på uventede  steder . HubbleSite (17. september 2002). Hentet: 1. november 2014.
39. ↑ Finley D. Star Cluster Holder Midweight Black Hole, VLA  indikerer . National Radio Astronomy Observatory (28. maj 2007). Hentet: 1. november 2014.
40. ↑ Baumgardt H., Hut P., Makino J. et al. Om den centrale struktur af M15  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 582 , nr. 1 . -P.L21- L24 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/367537 . - . - arXiv : astro-ph/0210133v3 .
41. ↑ Baumgardt H., Makino J., Hut P. et al. En dynamisk model for den kugleformede klynge G1  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 589 , nr. 1 . - P.L25-L28 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/375802 . - . - arXiv : astro-ph/0301469 . Arkiveret fra originalen den 18. marts 2012.
42. ↑ Surdin V. G. Stjernefarveindeks . Astronet . Hentet: 1. november 2014. (Russisk)
43. ↑ Shapley H. Undersøgelser baseret på farver og størrelser i stjernehobe. I,II,III  (engelsk)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1917. - Vol. 45 . - S. 118-141 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/142314 . — .
44. ↑ Schwarzschild M. Stjernernes struktur og udvikling . - New York: Dover, 1958. - 296 s. — (Dover bøger om astronomi). - ISBN 0-486-61479-4 .
45. ↑ Sandage A. Observationel tilgang til evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 og M3  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1957. - Vol. 126 . - S. 326-340 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146405 . - .
46. ↑ Hansen BMS, Brewer J., Fahlman GG et al. The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Vol. 574 , nr. 2 . -P.L155 - L158 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/342528 . - . — arXiv : astro-ph/0205087 .
47. ↑ Gratton R., Pasquini L. Ashes from the Elder Brethren - UVES observerer stjernernes overflods-anomalier i kugleformede  klynger . European Southern Observatory (2. marts 2001). Hentet: 1. november 2014.

Links

• kuglehobe
• Kugleformede stjernehobe i Mælkevejen  - en liste med parametre, inklusive afstand fra Solen og galaksens centrum  (eng.)
• Kugleklyngegruppe i Padova Astronomy  Department
• Ashman KM kugleklyngesystemer. - Cambridge, Storbritannien: Cambridge University Press, 1998. - 171 s. - (Cambridge astrofysik-serien, bind 30). — ISBN 0521550572 .

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online)
I bibliografiske kataloger	BNF : 12393896m GND : 4298254-6 J9U : 987007531590705171 LCCN : sh85127432