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| 球状星団 | |
|---|---|
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| 特徴 | |
| タイプ | 星団 |
| 質量範囲 | 1 K M ☉ - >1 M M ☉ [1] |
| サイズ範囲 | 幅10-300光年[1] |
| 密度 | 約2星/立方メートル [1] |
| 平均光度 | 約25,000L☉ [ 1 ] |
| 外部リンク | |
 メディアカテゴリー | |
 Q11276 | |
| 追加情報 | |
| 発見した | アブラハム・イーレ、1665年 |
球状星団は、重力によって結びついた球状の星の集まりで、中心に向かうほど星が密集しています。数万から数百万の星が含まれることがあり、[2]すべてが安定したコンパクトな構成で周回しています。球状星団は矮小楕円銀河と形が似ており、長い間球状星団の方が明るいと考えられてきましたが、21世紀初頭までに外れ値の発見により、両者の区別は曖昧になりました。[3]名前はラテン語のglobulus (小さな球) に由来しています。球状星団は単に「球状星団」と呼ばれることもあります。
球状星団の1つであるオメガ・ケンタウリは古代に観測され、長い間恒星であると考えられていたが、この星団の本当の性質が認識されたのは17世紀に望遠鏡が登場してからである。初期の望遠鏡による観測では、球状星団はぼんやりとした塊のように見えたため、フランスの天文学者シャルル・メシエは、彗星と間違えられる可能性があると考え、その多くを天体カタログに含めた。18世紀の天文学者たちは、より大きな望遠鏡を使用して、球状星団が多数の個別の恒星の集まりであることを認識した。20世紀初頭、全天における球状星団の分布は、太陽が天の川銀河の中心から遠く離れていることを示す最初の証拠の1つとなった。
球状星団はほぼすべての銀河で発見されています。天の川銀河のような渦巻銀河では、球状星団は主に銀河の外側の球状部分、つまり銀河ハローで発見されます。球状星団は最大かつ最も質量の大きい星団で、渦巻銀河の円盤で一般的に発見される散開星団よりも古く、密度が高く、重元素の含有量が少ない傾向があります。天の川銀河には 150 を超える球状星団が知られており、さらに多く存在する可能性があります。
球状星団の起源と銀河の進化における役割は、どちらも明らかではありません。球状星団の中には、その銀河、さらには宇宙で最も古い天体もあり、宇宙の年齢の推定に制約を課しています。星団は、かつては 1 つの星形成星雲から同時に形成された星々で構成されていると考えられていましたが、ほぼすべての球状星団には、異なる時期に形成された星や異なる組成の星々が含まれています。星団の中には、複数回の星形成があったものもあれば、より大きな銀河に捕獲された小さな銀河の残骸であるものもあります。
観測の歴史
最初の球状星団として知られるようになったのは、現在M22と呼ばれているもので、1665年にドイツの天文愛好家アブラハム・イーレによって発見された。 [4] [5] [6]南の空で肉眼で容易に見えるオメガ・ケンタウリ星団は、プトレマイオスなどの古代の天文学者には恒星として知られていたが、 1677年にエドモンド・ハレーによって星雲に再分類され、 [7]最終的に19世紀初頭にジョン・ハーシェルによって球状星団に再分類された。[8] [9] [10]フランスの天文学者ラカイユ神父は、1751年から1752年のカタログにNGC 104、NGC 4833、M55、M69、NGC 6397を記載した。 [a]初期の望遠鏡の解像度が低かったため、 1764年にシャルル・メシエがM4を観測するまで、星団内の個々の星を視覚的に区別することはできなかった。 [11] [b] [12]
ウィリアム・ハーシェルが1782年に大型望遠鏡を使って天空の包括的な調査を始めたとき、34の球状星団が知られていました。ハーシェルはさらに36を発見し、それらのほとんどすべてを恒星として分類した最初の人物でした。彼は、1789年に出版した『第2千の新星雲と星団のカタログ』の中で、球状星団という用語を作り出しました。[18] [d] [19] 1914年、ハーロウ・シャプレーは球状星団に関する一連の研究を開始し、約40本の科学論文を発表しました。彼は、星団のRRリラ変光星（彼がセフェイド変光星と想定した星）を調べ、その明るさと変動周期を使用して、星団までの距離を推定しました。RRリラ変光星は後にセフェイド変光星よりも暗いことが判明したため、シャプレーは距離を過大評価していました。[20]
天の川銀河の球状星団の大部分は、銀河核の周りのハローの中に見つかっている。1918年、シャプレーはこの強く非対称な分布を利用して銀河の全体的な大きさを決定した。銀河の中心の周りに球状星団がほぼ球状に分布していると仮定し、彼はそれらの位置を使って銀河中心に対する太陽の位置を推定した。[21]彼は天の川銀河の中心は地球の近くではなくいて座にあると正しく結論付けた。彼は距離を過大評価し、典型的な球状星団の距離を10～30キロパーセク（33,000～98,000光年）としていた。[22]現在の銀河中心までの距離はおよそ8.5キロパーセク（28,000光年）である。[e] [23] [24] [25]シャプレーの測定では、太陽は銀河の中心から比較的遠いことが示されましたが、これは観測された普通の恒星の均一な分布から推測されていたこととは反対です。実際には、ほとんどの普通の恒星は銀河の円盤の中にあり、そのため円盤内のガスと塵に隠されていますが、球状星団は円盤の外側にあり、はるかに遠くから見ることができます。[20]
天の川銀河で知られている球状星団の数は増え続けており、1915年には83個、1930年には93個、1947年には97個、[19] 2010年には157個に達している。 [27] [28]追加の未発見の球状星団は銀河バルジにあるか[29]、天の川銀河のガスと塵に隠れていると考えられている。[30]たとえば、パロマー球状星団のほとんどは1950年代に発見されたばかりで、比較的近くにあるものの塵に隠れているものもあれば、天の川銀河のハローの非常に遠いところにあるものもある。天の川銀河と大きさが似ているアンドロメダ銀河には、500個もの球状星団があると考えられている。[31]局部銀河群内の十分な質量を持つ銀河はすべて、調査されたほぼすべての大型銀河と同様に、球状星団の関連システムを持っています。[32] M87などの一部の巨大楕円銀河（特に銀河団の中心にあるもの）には、13,000個もの球状星団があります。[33]
分類
シャプレーは後にヘンリエッタ・スウォープとヘレン・ソーヤー・ホッグの助力を得て星団の研究を行った。1927年から1929年にかけて、シャプレーとソーヤーは星団を各核への星の集中度合いで分類した。シャプレー・ソーヤー集中度クラスとして知られる彼らのシステムは、最も集中した星団をクラスI、最も拡散した星団をクラスXIIとしている。[f] [34]チリ・ポンティフィカル・カトリック大学の天文学者は2015年に観測データに基づき新しいタイプの球状星団を提唱した。それは暗黒球状星団である。[35]
形成
NASA画像
球状星団の形成についてはよくわかっていません。[37]球状星団は伝統的に、単一の巨大分子雲から形成された単純な星団であり、そのため年齢と金属量（組成に占める重元素の割合）がほぼ均一であると説明されてきました。現代の観測では、ほぼすべての球状星団が複数の星団を含んでいることが示されている; [38]例えば、大マゼラン雲（LMC）の球状星団は二峰性の星団を示しています。これらのLMC星団は若い頃に、第二ラウンドの星形成を引き起こす巨大分子雲に遭遇した可能性があります。[39]この星形成期間は、多くの球状星団の年齢と比較すると比較的短いです。[40]この恒星団の多様性は、力学的な起源を持つ可能性があると提案されています。例えば、アンテナ銀河では、ハッブル宇宙望遠鏡が銀河団の集団を観測した。銀河団は数百パーセクに及ぶ領域で、多くの銀河団が最終的に衝突して合体する。その全体的な年齢の範囲と（おそらく）金属量により、二峰性、あるいは多重分布の集団を形成する可能性がある。[41]
球状星団の観測から、その星々は主に、通常の星形成領域と比較して、より効率的に星が形成される領域、および星間物質の密度が高い領域から来ていることがわかっています。球状星団の形成は、スターバースト領域と相互作用銀河で一般的です。[43]一部の球状星団は、矮小銀河で形成され、潮汐力によって除去されて天の川銀河に加わった可能性があります。[44]楕円銀河とレンズ状銀河では、中心の超大質量ブラックホール（SMBH）の質量と球状星団システムの範囲の間に相関関係があります。このような銀河のSMBHの質量は、銀河の球状星団の合計質量に近いことがよくあります。[45]
既知の球状星団には活発な星形成を示すものはなく、これは球状星団が典型的にはその銀河系で最も古い天体であり、最初に形成された星の集まりであるという仮説と一致している。天の川銀河のウェスタールンド1のような超星団として知られる非常に大規模な星形成領域は、球状星団の前身である可能性がある。 [46]
天の川銀河の球状星団の多くは逆行軌道（銀河の自転方向とは逆方向に周回する軌道）をとっており、[47]最も質量の大きいオメガケンタウリもその1つである。その逆行軌道は、天の川銀河に捕らえられた矮小銀河の残骸である可能性を示唆している。[48] [49]
構成
球状星団は、一般的に数十万の低金属の古い恒星で構成されています。球状星団で見つかった恒星は、渦巻銀河のバルジにある恒星と似ていますが、光の半分が数パーセクから数十パーセクの半径内で放射される球状体に限定されています。[37]ガスや塵は存在せず、[51]すべてのガスと塵は、はるか昔に恒星に変化したか、大質量の第一世代の恒星によって星団から吹き飛ばされたと推定されています。[37]
球状星団には高密度の星が含まれることがあり、平均すると 1立方パーセクあたり約0.4個の星ですが、星団の中心部では100個または1000個 /パーセクにまで増加します。 [52]比較すると、太陽の周りの恒星密度はおよそ0.1個/パーセクです。 [ 53]球状星団内の恒星間の距離は通常約1光年ですが、[54]中心部では恒星間の距離は平均で約3分の1光年で、太陽に最も近い隣人であるプロキシマ・ケンタウリと太陽の距離の13倍に相当します。[55]
球状星団は惑星系にとって不利な場所であると考えられている。密集した星団の中心部では、通過する恒星の重力摂動により惑星の軌道は動的に不安定である。47 Tucanaeのような密集した星団の中心部にある恒星の周りを1天文単位で周回する惑星は、1億年程度しか生きられないだろう。[56]球状星団M4に属するパルサー( PSR B1620−26 )を周回する惑星系があるが、これらの惑星はパルサーを生成したイベントの後に形成された可能性が高い。[57]
天の川銀河のオメガケンタウリやアンドロメダ銀河のマヤール IIのような球状星団の中には、数百万太陽質量( M ☉ ) にも達する非常に巨大なものがあり、複数の恒星集団を抱えています。どちらも、超大質量球状星団が、より大きな銀河に飲み込まれた矮小銀河の中心核から形成された証拠です。 [58]天の川銀河の球状星団集団の約 4 分の 1 は、このようにして集積した可能性があります。[59]アンドロメダ銀河の外側のハローにある球状星団の 60% 以上も同様です。[60]
重元素含有量
球状星団は通常、太陽などの種族Iの星と比較して、水素とヘリウムの割合が高く、より重い元素の割合が低い種族IIの星で構成されています。天文学者はこれらの重い元素を金属（物質の概念とは異なる）と呼び、これらの元素の割合を金属量と呼びます。恒星の元素合成によって生成された金属は、星間物質にリサイクルされ、新しい世代の星に入ります。したがって、金属の割合は、単純なモデルでは星の年齢の指標となり、古い星は通常、金属量が低くなります。[61]
オランダの天文学者ピーテル・ウースターホフは、球状星団の2つの特別な種族を観測し、ウースターホフ群として知られるようになった。2つ目の群は、RRこと座変光星の周期がわずかに長い。[62]分光法で測定すると、どちらの群も金属元素の割合は低いが、ウースターホフ I型（Oo I）星団の星の金属スペクトル線は、 II型（Oo II） の星ほど弱くはなく、 [62] I型星は金属に富む（例：Terzan 7 [63]）、II型星は金属に乏しい（例：ESO 280-SC06 [64]）。これら2つの異なる種族は、多くの銀河、特に大質量楕円銀河で観測されている。これらの亜集団を説明するために提案されているシナリオには、ガスに富む銀河の激しい合体、矮小銀河の集積、および単一の銀河における複数の段階の星形成が含まれます。天の川銀河では、金属の少ないクラスターはハローと関連しており、金属が豊富なクラスターはバルジと関連しています。[65]
天の川銀河の金属の少ない星団の大部分は、銀河のハローの外側の平面上に並んでいる。この観察結果は、 II型星団はこれまで考えられていたように天の川銀河の球状星団システムの最も古いメンバーではなく、衛星銀河から捕獲されたという見方を支持する。2つの星団タイプの違いは、2つの銀河が星団システムを形成した時間差によって説明されることになる。[66]
エキゾチックなコンポーネント
球状星団では星の密度が高いため、星同士の接近や衝突寸前が比較的頻繁に起こる。こうした偶然の遭遇により、青色はぐれ星、ミリ秒パルサー、低質量X線連星など 、球状星団でより多く見られる珍しい種類の星が生まれる。青色はぐれ星がどのように形成されるかは不明だが、ほとんどのモデルでは、星の合体、ある星から別の星への物質の移動、あるいは2つの連星系の遭遇など、星同士の相互作用が原因とされている。[69] [70]結果として生じる星は、同程度の明るさを持つ星団内の他の星よりも温度が高く、そのため、星団の初期に形成された主系列星とは異なる。 [71]一部の星団には、一方が他方よりも青い2つの異なる青色はぐれ星の系列がある。[70]
天文学者は1970 年代から球状星団内のブラックホールの探索を行ってきた。この作業には厳密な解像度が要求され、ハッブル宇宙望遠鏡(HST) によって初めて 2002 年と 2003 年に初めてブラックホールが発見された。HST の観測に基づいて、他の研究者は 球状星団M15に 4,000 M ☉ (太陽質量)の中質量ブラックホール、アンドロメダ銀河のメイヨール II星団に20,000 M ☉ のブラックホールが存在すると示唆した。 [76]メイヨール II からのX 線と電波放射はどちらも中質量ブラックホールと一致しているように見えるが[77]、これらの発見は議論の余地がある。[78]
球状星団の中で最も重い天体は、質量分離により星団の中心に向かって移動すると予想されている。ある研究グループは、M15 [73]とメイオールII [79]の両方で、ブラックホールがなくても、質量対光量の比は星団の中心に向かって急激に増加するはずだと指摘した。2018年の観測では、M15を含むどの球状星団にも中間質量ブラックホールの証拠は見つからなかったが、500〜1000 M ☉の質量を持つブラックホールが存在する可能性を明確に排除することはできない 。[80]最後に、2023年には、最も近い球状星団であるメシエ4のハッブル宇宙望遠鏡とガイア宇宙船のデータの分析により、この星団の中心に約800 M ☉の過剰質量があることが明らかになったが 、これは拡張されていないようである。したがって、これは中間質量ブラックホールの運動学的証拠とみなすことができます[74] [75] （白色矮星、中性子星、恒星質量ブラックホールなどの異常にコンパクトな天体のクラスターを完全に無視することはできない場合でも）。
球状星団における中質量ブラックホールの確認は、中心にある超大質量ブラックホールの源となる可能性があるという点で、銀河の発達理論に重要な影響を及ぼすだろう。これらの中質量ブラックホールとされるものの質量は、周囲の星団の質量に比例しており、これは超大質量ブラックホールと周囲の銀河の間で以前に発見されたパターンに従っている。[78] [81]
ヘルツシュプルング・ラッセル図
球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図（H-R図）により、天文学者は星団の多くの特性を決定することができる。H-R図は、多数の星の絶対等級（光度、つまり標準距離から測定した明るさ）を色指数の関数としてプロットしたグラフである。色指数は、大まかに言えば、星の色を測るものであり、正の色指数は赤みがかった星で表面温度が低いことを示し、負の値は青みがかった星で表面温度が高いことを示す。H-R図上の星は、左上の熱く明るい星から右下の冷たく暗い星へと傾斜する、ほぼ対角線上に並ぶことがほとんどである。この線は主系列と呼ばれ、星の進化の初期段階を表す。この図には、冷たく明るい赤色巨星など、進化の後の段階にある星も含まれる。[82]
H-R 図を作成するには、観測された恒星までの距離を知り、見かけの等級を絶対等級に変換する必要がある。球状星団の恒星はすべて地球からほぼ同じ距離にあるため、観測された等級を使用した色-等級図は、シフトした H-R 図のように見える（見かけの等級と絶対等級の差がほぼ一定であるため）。[83]このシフトは距離係数と呼ばれ、星団までの距離を計算するために使用できる。係数は、星団の色-等級図の特徴（主系列など）を別の星の H-R 図の対応する特徴と比較することによって決定され、分光視差または主系列フィッティングと呼ばれる方法である。[84]
プロパティ
球状星団は単一の巨大分子雲から一度に形成されるため、星団の星はほぼ同じ年齢と組成を持つ。星の進化は主にその初期質量によって決定されるため、星団の H-R 図または色-等級図における星の位置は、主に初期質量を反映している。したがって、星団の H-R 図は、さまざまな年齢の星を含む H-R 図とはまったく異なって見える。ほとんどすべての星は、球状星団の H-R 図で明確に定義された曲線上にあり、その曲線の形状が星団の年齢を示している。[83] [85]より詳細な H-R 図では、密接に離れた曲線の存在によって示されるように、複数の星の集団が明らかになることが多く、それぞれの曲線は、わずかに異なる年齢または組成を持つ異なる星の集団に対応している。[38] 2009 年にハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ 3による観測により、これらのわずかに異なる曲線を区別することが可能になった。[86]
最も質量の大きい主系列星は最も高い光度を持ち、最初に巨星段階に進化する。星団が年をとるにつれて、質量の小さい星も順に年をとる。したがって、単一種族の星団の年齢は、巨星段階に入り始めたばかりの星を探すことで測定できる。これらの星は、H-R図で主系列線から右上に曲がった「膝」を形成する。この曲がった部分の絶対等級は、星団の年齢に直接関係しており、等級に平行な軸上に年齢スケールをプロットすることができる。[83]
H-R図における球状星団の星の形態と明るさは、数多くのパラメータの影響を受けますが、その多くは現在でも活発に研究されています。最近の観測により、すべての球状星団は、まったく同時に誕生した星、またはまったく同じ化学組成を共有する星で構成されているという歴史的なパラダイムが覆されました。一部の星団は、構成と年齢がわずかに異なる複数の種族を特徴としています。たとえば、NGC 2808星団の高精度画像では、3つの近いが異なる主系列が識別されました。[87]さらに、H-R図における星団の星の配置（距離表示の明るさを含む）は、観測バイアスの影響を受ける可能性があります。そのような効果の1つはブレンディングと呼ばれ、球状星団の中心核が非常に密集しているため、観測で複数の星が1つのターゲットとして見える場合に発生します。そのため、一見1つの星のように見える明るさは正しくなく、複数の星が寄与していることを考えると明るすぎます。[88]計算された距離は不正確であるため、ブレンディング効果により宇宙距離ラダーに系統的な不確実性が生じ、宇宙の推定年齢やハッブル定数にバイアスがかかる可能性があります。[89]
結果
青色はぐれ星は、H-R図上では主系列からより明るく青い恒星の方向に分岐する系列として現れる。[70]主系列の恒星よりもはるかに暗く、やや高温 な白色矮星（太陽のような恒星の最後の残骸）は、H-R図の左下に位置する。球状星団の年代は、最も低温の白色矮星の温度を調べることで決定でき、その結果は127億年という結果になることが多い。[90]比較すると、散開星団が約5億年以上古いことはめったにない。[91]球状星団の年齢は、宇宙全体の年齢の下限を定め、宇宙論に大きな制約をもたらす。歴史的に、天文学者は、彼らの宇宙論モデルが許すよりも古い星団の年齢の推定に直面してきたが、[92]深宇宙探査や衛星による宇宙論パラメータのより優れた測定により、この問題は解決されたように思われる。[93] [94]
球状星団の研究は、形成ガスと塵の組成が恒星の進化にどのように影響するかを明らかにする。恒星の進化の軌跡は重元素の豊富さによって変化する。これらの研究から得られたデータは、天の川銀河全体の進化を研究するために使用される。[95]
形態学
散開星団とは対照的に、ほとんどの球状星団は、星団を構成するほとんどの恒星の寿命に匹敵する期間、重力によって互いに結びついたままである。他の大きな質量との強い潮汐相互作用により、一部の恒星は分散し、星団から離れた恒星の「潮汐尾」が残る。[97] [98]
形成後、球状星団内の星は互いに重力的に相互作用し始める。星の速度は着実に変化し、星は元の速度の履歴を失う。これが起こる特徴的な間隔は緩和時間であり、星が星団を横切るのに必要な特徴的な時間の長さと恒星の質量の数に関連している。[99]緩和時間は星団によって異なるが、典型的な値は10億年程度である。[100] [101]
球状星団は一般的に球形をしていますが、潮汐力の作用によって楕円形になることもあります。天の川銀河やアンドロメダ銀河内の星団は典型的には扁平な回転楕円体ですが、大マゼラン雲内の星団はより楕円形です。[102]
半径
天文学者は、球状星団の形態（形状）を、標準半径、すなわちコア半径（r c）、半光度半径（r h）、および潮汐半径またはヤコビ半径（r t）で特徴づける。半径は、物理的な距離または天空の角度として表すことができる。コアの周りの半径を考えると、星団の表面輝度は距離とともに着実に減少し、コア半径は見かけの表面輝度が半分に低下した距離である。[104]これに相当する量は、半光度半径、つまり星団の全輝度の半分を含むコアからの距離である。半光度半径は通常、コア半径よりも大きい。[105] [106]
ほとんどの球状星団の半光度半径は 10 パーセク (pc) 未満ですが、NGC 2419 (r h = 18 pc) やPalomar 14 (r h = 25 pc) のように、一部の球状星団は非常に大きな半径を持っています。[107]半光度半径には、視線に沿って位置する星団の外側部分の星も含まれるため、理論家は、星団の全質量の半分を含む中心核からの半径である半質量半径 ( r m ) も使用します。全体の大きさに比べて半質量半径が小さいということは、中心核が密集していることを意味します。たとえば、メシエ 3 (M3) は、全体の可視寸法が約 18分角ですが、半質量半径はわずか 1.12 分角です。[108]
潮汐半径、またはヒル球は、銀河の外部重力が銀河団自体よりも銀河団内の星々に与える影響が大きい、球状星団の中心からの距離です。[109]これは、銀河団に属する個々の星が銀河によって分離される距離です。たとえば、M3の潮汐半径は約40分角、[110]または約113パーセクです。[111]
質量分離、光度、コアの崩壊
ほとんどの天の川銀河団では、球状星団の表面輝度は、中心核からの距離が短くなるにつれて最初は増加し、その後、中心核から 1～2 パーセク離れたところで横ばいになる。球状星団の約 20% は、「中心核の崩壊」と呼ばれるプロセスを経ている。このような星団の輝度は、中心核領域まで着実に増加する。[112] [113]
球状星団のモデルでは、球状星団内のより質量の大きい星が、より質量の小さい星と遭遇すると、中心核の崩壊が起こると予測されている。時間の経過とともに、動的なプロセスによって個々の星が星団の中心から外側に移動し、その結果、中心核領域から運動エネルギーが純減し、その領域に残った星がよりコンパクトな体積を占めるようになる。この重力熱不安定性が発生すると、星団の中心領域は星で密集し、星団の表面輝度はべき乗法則のカスプを形成する。[114]中心核に巨大なブラックホールがあると、光度カスプも形成される可能性がある。[115]長い時間をかけて、これにより中心核の近くに巨大な星が集中するようになり、質量分離と呼ばれる現象が発生する。[116]
連星系の動的加熱効果は、星団の初期の核崩壊を防ぐ働きをする。連星系の近くを恒星が通過すると、連星系の軌道は収縮し、エネルギーを放出する。この原始的なエネルギー供給が枯渇して初めて、より深い核崩壊が進行する。[117] [118]対照的に、球状星団が渦巻銀河の平面を繰り返し通過するときに生じる潮汐衝撃の影響は、核崩壊を大幅に加速する傾向がある。 [119]
コアの崩壊は3つの段階に分けられる。星団の青年期には、コアに最も近い星からコアの崩壊が始まる。連星系間の相互作用により、星団が中年期に近づくにつれて、さらなる崩壊が防がれる。中心の連星系は破壊されるか放出され、その結果、コアの密度が増す。[120]崩壊したコア領域での星の相互作用により、密な連星系が形成される。他の星がこれらの密な連星系と相互作用すると、コアのエネルギーが増加し、星団が再膨張する。コアの崩壊の平均時間は通常、銀河の年齢よりも短いため、銀河の球状星団の多くは、コアの崩壊段階を経て、再膨張している可能性がある。[121]
HST は、球状星団におけるこの恒星の質量選別プロセスの説得力のある観測証拠を提供しました。重い星は減速して星団の中心に集まりますが、軽い星は速度を上げて星団の周辺でより多くの時間を過ごす傾向があります。約 100 万個の星からなる星団47 トゥカン座は、南半球で最も密度の高い球状星団の 1 つです。この星団は徹底的な写真撮影調査の対象となり、この星団内の約 15,000 個の星の正確な速度が得られました。[123]
天の川銀河とアンドロメダ銀河内の球状星団の全体的な明るさは、それぞれ平均等級 M vと分散 σ 2でほぼガウス分布しています。この球状星団の明るさの分布は、球状星団明るさ関数 (GCLF) と呼ばれています。天の川銀河の場合、 M v = −7.29 ± 0.13、 σ = 1.1 ± 0.1 です。GCLF は、遠方の銀河の球状星団が天の川銀河の球状星団と同様に動作するという仮定の下、他の銀河までの距離を測定するための「標準光源」として使用されてきました。[124]
N体シミュレーション
球状星団内の恒星間の重力相互作用を計算するには、N体問題を解く必要がある。動力学シミュレーションの単純な計算コストはN 2（Nはオブジェクトの数）に比例して増加するため、数千の恒星のクラスターを正確にシミュレートするための計算要件は膨大になる可能性がある。[125] [126]球状星団のN体動力学をシミュレートするより効率的な方法は、小さな体積と速度範囲に分割し、確率を使用して恒星の位置を記述することによって行われる。それらの動きはフォッカー・プランク方程式によって記述され、多くの場合、プラマーモデルなどの半径の関数として質量密度を記述するモデルが使用されます。バイナリの影響や外部重力（天の川銀河などからのもの）との相互作用も含める必要がある場合、シミュレーションはより困難になります。[127] 2010年には、低密度球状星団の寿命の進化を星ごとに直接計算することが可能になった。[128]
完成したN体シミュレーションでは、星がクラスター内で通常とは異なる経路をたどることがあり、多くの場合ループを形成し、中心質量を周回する単一の星よりも直接的に中心核に向かって落下することが示されている。さらに、一部の星は重力相互作用により十分なエネルギーを得てクラスターから脱出し、速度が十分に増加する。長期間にわたってこのプロセスはクラスターの散逸につながり、蒸発と呼ばれるプロセスとなる。[129]球状星団の蒸発の典型的な時間スケールは10 10年である。[99]球状星団の最終的な運命は、中心核に星が集積して着実に収縮するか、 [130]外層から星が徐々に脱落するかのいずれかである。 [131]
連星は恒星系のかなりの部分を占めており、フィールド星と散開星団の星の最大半分は連星系で発生しています。 [132] [133]現在の球状星団の連星の割合を測定することは困難であり、初期の連星の割合に関する情報はその後の力学的進化によって失われます。[134]球状星団の数値シミュレーションでは、連星が球状星団のコアの崩壊プロセスを妨げ、さらには逆転させることさえできることが実証されています。星団内の星が連星系と重力で遭遇すると、連星がより強く結合し、運動エネルギーが孤立星に追加される可能性があります。このプロセスによって星団内の大質量星が加速されると、コアの収縮が軽減され、コアの崩壊が制限されます。[71] [135]
中間形態
星団の分類は必ずしも決定的なものではなく、複数のカテゴリーに分類できる天体も見つかっている。例えば、天の川銀河南部のBH 176は、散開星団と球状星団の両方の性質を持っている。[137]
2005年、天文学者はアンドロメダ銀河のハロー内に球状星団に似た新しい「拡張型」の星団を発見した。新たに発見された3つの星団は、球状星団と同程度の星数を持ち、星の集団や金属量などの他の特徴も共有しているが、その大きさ（直径数百光年）と密度が数百倍低いという点で区別される。星団の星はより遠く離れており、パラメータ的には、これらの星団は球状星団と矮小球状銀河の中間に位置する。[138] これらの拡張型星団の形成は、集積に関連している可能性が高い。[139]天の川銀河にこのような星団がない理由は不明である。アンドロメダがそのような星団を持つ唯一の銀河ではない可能性が高いが、他の銀河に存在するかどうかは不明である。[138]
潮汐の遭遇
球状星団が銀河の中心核のような大きな質量に近づくと、潮汐力の作用を受ける。星団の近い部分と遠い部分の間の重力の強さの差により、非対称の潮汐力が生じる。星団の軌道が銀河面を通過するたびに「潮汐衝撃」が発生する。[119] [140]
潮汐衝撃によって星が星団のハローから引き離され、星団の中心部分だけが残る。これらの星の尾は星団から数度離れたところまで伸びることがある。[141]これらの尾は通常、星団の軌道に沿って星団の前後に伸び、星団の元々の質量のかなりの部分を蓄積して塊のような特徴を形成することがある。[142]たとえば、球状星団パロマー 5は、天の川銀河を通過した後、軌道の終銀河点付近にある。星の流れがこの星団の軌道の前後に向かって伸び、13,000 光年の距離にまで伸びている。潮汐相互作用によってパロマー 5 の質量の多くを剥ぎ取っており、銀河中心とのさらなる相互作用によって、この星団はハロー内で天の川銀河を周回する長い星の流れに変わることが予想される。[143]
天の川銀河は、いて座流を通して、いて座矮小球状銀河から恒星と球状星団を潮汐力で剥ぎ取っている。天の川銀河の外側のハローにある球状星団の最大20％は、この銀河で発生した可能性がある。[144] たとえば、パロマー12は、いて座矮小球状銀河で発生した可能性が高いが、現在は天の川銀河と関連している。 [145] [146]このような潮汐力の相互作用により、球状星団に運動エネルギーが加わり、蒸発率が劇的に上昇し、星団のサイズが縮小する。[99]蒸発が増加すると、コアの崩壊プロセスが加速する。[99] [147]
惑星
天文学者は球状星団の恒星から太陽系外惑星を探している。[148] 2000年に行われた球状星団47トゥカン座の巨大惑星の探索では何も見つからず、これらの惑星を形成するのに必要な重元素（球状星団では少ない）の量は太陽の量の少なくとも40％である必要があるかもしれないことが示唆された。地球型惑星はシリコン、鉄、マグネシウムなどの重元素から形成されるため、太陽近傍の恒星に比べて、構成恒星が地球質量の惑星をホストする可能性ははるかに低い。したがって、球状星団には居住可能な地球型惑星が存在する可能性は低い。[149]
球状星団メシエ4に巨大惑星が発見され、連星系PSR B1620-26のパルサーを周回している。この惑星の偏心した、大きく傾斜した軌道は、この惑星が星団内の別の恒星の周りで形成され、その後現在の配置に「交換」された可能性を示唆している。[150]球状星団内の恒星同士の接近遭遇の確率は、惑星系を混乱させる可能性がある。一部の惑星は自由になり、銀河を周回する放浪惑星になる。恒星の近くを周回する惑星は混乱する可能性があり、軌道の崩壊や軌道離心率の増加、潮汐効果につながる可能性がある。[151] 2024年には、パルサー「M62H」の近くを周回するガス巨星または褐色矮星が発見された。この名前は、この惑星系が球状星団メシエ62に属していることを示す。[152]
参照
脚注
- ^ 数字の前のラベルMはシャルル・メシエのカタログを示し、NGCはジョン・ドレイアーの『新一般カタログ』を示します。
- ^
437ページより: 1764年5月8日、南緯25度55分40秒に星雲を発見
。 「1764年5月8日、アンタレスの近くとその緯線上に星雲を発見した。それは光源で、広がりがほとんどなく、薄暗く、見づらい。良い望遠鏡を使って見ると、その中に非常に小さな星が見える。赤経は242度16分56秒、赤緯は南緯25度55分40秒と測定された。」[11] (437ページ) - ^ オメガケンタウリは古代から知られていましたが、ハレーが星雲としての性質を発見しました。
- ^
218ページでは、星団の形状について論じ、ハーシェルは次のように書いている。
「そして、上記の外観から、ほぼ等しい大きさの星の球状星団があり、中心から等距離に均等に散らばっているが、中心に向かって集積が進んでいることがわかる。」[18] (p 218) - ^ハーロー・シャプレーの誤差は天の川銀河の 星間塵 によって悪化した。星間塵は遠方の天体（球状星団など）からの光を吸収して減らし、その結果、それらの天体がより遠くにあるように見えるようになる。
- ^ 集中クラスはローマ数字ではなくアラビア数字（クラス1～12）で示されることがあります。
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、Piotto ら
(2007)による NGC 2808 の極めて精密な HST/ACS 画像観測によって検証され
、単一のターンオフに対して星団内の 3 つの主なシーケンスが解像されました (図 3 を参照)。この注目すべき観測結果は、ヘリウムの含有量が異なるほぼ同じ年齢の複数の恒星集団と一致する。
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さらに読む
書籍
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- ヘギー、ダグラス、ハット、ピエト（2003）。重力百万体問題：星団ダイナミクスへの多分野アプローチ。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-77486-4。
- スピッツァー、ライマン（1987年）。球状星団の動的進化。プリンストン大学出版。ISBN 978-0-691-08460-2。
レビュー記事
- エルソン、レベッカ;ハット、ピエト; 稲垣、昭吾 (1987)。「球状星団の動的進化」。天文学と天体物理学の年次レビュー。25 :565。Bibcode :1987ARA&A..25..565E。doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.003025。
- Gratton, R.; Bragaglia, A.; Carretta, E.; et al. (2019). 「球状星団とは何か？観測的視点」天文学と天体物理学レビュー. 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode :2019A&ARv..27....8G. doi :10.1007/s00159-019-0119-3. S2CID 207847491.
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、球状星団に関連するメディアがあります。
- 球状星団、宇宙探査開発学生メシエページ
- 天の川球状星団
- ウィリアム・E・ハリス著「天の川球状星団パラメータカタログ」（カナダ、オンタリオ州マクマスター大学）
- マルコ・カステラーニ（イタリア、ローマ天文台）による銀河球状星団データベース
- オーストラリア、クイーンズランド大学のホルガー・バウムガルトによる球状星団の構造および運動パラメータと銀河軌道のカタログ
- 星団に特化したニュースレター「SCYON」。
- MODEST は、星団を研究する科学者たちの緩やかな共同プロジェクトです。
