球状星団

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・ホッグの協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中心に向かって星が集中している度合いで分類した。彼らのシステムはシャプレー・ソーヤー集中度クラスとして知られており、最も集中している星団をクラス I、最も拡散している星団をクラス XIIと分類している。^{[ f ] [ 37 ]}チリのポンティフィカル・カトリック大学の天文学者たちは2015年に観測データに基づいて新しいタイプの球状星団、すなわちダーク球状星団を提案した。^{[ 38 ]}

球状星団は通常、太陽のような種族 I 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 星で構成されています。天文学者はこれらのより重い元素を金属(物質の概念とは区別される) と呼び、これらの元素の割合を金属度と呼びます。恒星核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、単純なモデルでは金属の割合は星の年齢の指標となり、一般的に古い星ほど金属度が低くなります。^{[ 64 ]}

オランダの天文学者ピーター・オーステルホフは、球状星団の 2 つの特別な集団を観測し、これらはオーステルホフ群として知られるようになりました。 2 番目のグループは、RR Lyrae変光星の周期がわずかに長くなっています。^{[ 65 ]}両グループとも分光法で測定すると金属元素の割合は低いですが、オーステルホフ I 型 (Oo I)星団の金属スペクトル線はII 型 (Oo II) の星ほど弱くなく、^{[ 65 ]}そのため I 型星は金属に富む(例: Terzan 7 ^{[ 66 ]} ) のに対し、II 型星は金属に乏しい(例: ESO 280-SC06 ^{[ 67 ]} )と言われています。 これらの 2 つの異なる集団は、多くの銀河、特に大質量楕円銀河で観測されています。 両グループとも宇宙自体とほぼ同じくらい古く、年齢も似ています。これらのサブポピュレーションを説明するために提案されているシナリオには、激しいガス豊富な銀河の合体、矮小銀河の降着、および単一の銀河における複数の星形成段階が含まれます。天の川では、金属の少ない星団はハローと関連付けられ、金属の多い星団はバルジと関連付けられています。^{[ 68 ]}    

天の川銀河の金属量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ます。この観測結果は、II型星団が以前考えられていたように天の川銀河の球状星団系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解を支持しています。2種類の星団の違いは、2つの銀河が星団系を形成した時期の時間の遅れによって説明されます。^{[ 69 ]}

球状星団では星の密度が高いため、星同士の接近や衝突が比較的頻繁に起こります。こうした偶然の出会いによって、ブルーストラグラー、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特殊な種類の星が生まれます。^{[ 72 ]}ブルーストラグラーがどのように形成されるかはまだ不明ですが、ほとんどのモデルでは、恒星合体、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、星間の相互作用が原因であるとされています。^{[ 73 ] [ 74 ]}結果として生じる星は、同程度の光度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ります。 ^{[ 75 ]}星団によっては、ブルーストラグラーの2つの異なる系列があり、一方が他方よりも青い場合があります。^{[ 74 ]}  

天文学者は1970年代から球状星団内のブラックホールを探査してきた。この作業に必要な解像度は非常に高く、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）によって初めて発見が主張されたのは2002年と2003年のことである。HSTの観測に基づき、他の研究者らは球状星団M15に4,000太陽質量の中間質量ブラックホール_、アンドロメダ銀河のメイオールII星団に20,000太陽質量_{のブラック}ホールが存在すると示唆した。 ^{[ 80 ]}メイオールIIからのX線と電波の放射はどちらも中間質量ブラックホールと一致しているように見えるが、^{[ 81 ]}これらの主張された検出は議論の的となっている。^{[ 82 ]}   

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へ移動すると予想されている。ある研究グループは、M15 ^{[ 77 ]}と Mayall II ^{[ 83 ]}の両方において、ブラックホールがなくても質量対光度比は星団の中心に向かって急激に上昇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、質量が500～1000 M _☉のブラックホールを完全に排除することはできない。^{[ 84 ]}最後に、2023 年に、最も近い球状星団であるメシエ 4の HST と Gaia 宇宙船のデータ解析により、この星団の中心に約800 M _☉の過剰質量が明らかになり、これは広がっていないように見える。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る^{[ 78 ] [ 79 ]} （白色矮星、中性子星、恒星質量ブラックホールのようなコンパクト天体の異常にコンパクトな集団を完全に否定することはできないとしても）。  

球状星団における中間質量ブラックホールの確認は、銀河中心の超大質量ブラックホールの発生源として、銀河発達理論に重要な影響を与えるだろう。これらの想定される中間質量ブラックホールの質量は、周囲の星団の質量に比例しており、これは以前に発見された超大質量ブラックホールとその周囲の銀河の間のパターンに従っている。^{[ 82 ] [ 85 ]}

球状星団は単一の巨大分子雲から一斉に形成されるため、星団の星はほぼ同じ年齢と組成を持つ。星の進化は主に初期質量によって決まるため、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図とはかなり異なって見える。球状星団のH-R図では、ほぼすべての星が明確な曲線上に位置しており、その曲線の形状は星団の年齢を示している。^{[ 87 ] [ 89 ]}より詳細なH-R図では、年齢や組成がわずかに異なる星の異なる集団に対応する、互いに近接した曲線の存在によって示されるように、複数の恒星集団が明らかになることが多い。^{[ 41 ]} 2009年にハッブル宇宙望遠鏡に設置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。^{[ 90 ]}

最も質量の大きい主系列星は最も光度が高く、最初に巨星段階へと進化します。星団が年を取るにつれて、質量の小さい星も同様に進化します。したがって、単一星団の星団の年齢は、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ます。これらの星は、H-R図において主系列線から右上に曲がる「膝」と呼ばれる主系列ターンオフを形成します。この曲がった位置での絶対等級は、星団の年齢に直接関係します。年齢スケールは、等級に平行な軸上にプロットできます。^{[ 87 ]}

H-R図における球状星団の星の形態と光度は、多数のパラメータによって影響を受け、その多くは今も活発に研究されています。最近の観測では、すべての球状星団がまったく同じ時期に誕生した星、またはまったく同じ化学組成を持つ星で構成されているという従来のパラダイムが覆されました。一部の星団には、組成と年齢がわずかに異なる複数の集団が存在します。たとえば、NGC 2808星団の高精度画像では、近接しているが明確に区別できる3つの主系列が識別されました。^{[ 91 ]}さらに、H-R図における星団の星の配置（距離指標の明るさを含む）は、観測バイアスによって影響を受ける可能性があります。ブレンドと呼ばれるそのような効果の1つは、球状星団の中心部が非常に密集しているため、観測で複数の星が単一のターゲットとして認識される場合に発生します。そのため、複数の星が寄与していることを考えると、その見かけ上単一の星の明るさは不正確で、明るすぎます。^{[ 92 ]}その結果、計算された距離は不正確になり、ブレンド効果によって宇宙距離梯子に系統的不確実性が生じ、宇宙の推定年齢とハッブル定数に偏りが生じる可能性がある。^{[ 93 ]} 

青色のストラグラーは、H-R 図上で、より明るく青い星の方向に主系列から分岐する一連の星として現れます。^{[ 74 ]}白色矮星（太陽のような星の最後の残骸）は、主系列星よりもはるかに暗く、やや高温で、H-R 図の左下に位置します。球状星団は、最も低温の白色矮星の温度を調べることで年代を特定でき、しばしば 127 億年という古い結果が得られます。^{[ 94 ]}それに対して、散開星団は、約 5 億年より古いことはめったにありません。^{[ 95 ]}球状星団の年齢は、宇宙全体の年齢の下限を定め、宇宙論において重要な制約となります。天文学者はこれまで、宇宙論モデルが許容するよりも古い星団の年齢推定に直面してきたが、^{[ 96 ]}深宇宙サーベイや衛星による宇宙論パラメータのより良い測定により、この問題は解決されたようだ。^{[ 97 ] [ 98 ]}

球状星団の研究は、形成ガスと塵の組成が恒星進化にどのように影響するかを明らかにします。恒星の進化の軌跡は、重元素の存在量によって異なります。これらの研究から得られたデータは、その後、天の川銀河全体の進化を研究するために使用されます。^{[ 99 ]}

_{天文学者は、}球状星団の形態（形状）を、中心半径（rc）、半光度半径（rh）、および潮汐半径またはヤコビ半径（rt）という標準的な半径によって特徴づけます_。半径_は、物理的な距離または天球上の角度として表すことができます。中心の周りの半径を考えると、星団の表面光度は距離とともに着実に減少し、中心半径は見かけの表面光度が半分になる距離です。^{[ 108 ]}これに匹敵する量は半光度半径、つまり星団の全光度の半分を含む中心からの距離です。半光度半径は通常、中心半径よりも大きくなります。^{[ 109 ] [ 110 ]}

ほとんどの球状星団は半光半径が10パーセク（pc）未満ですが、NGC 2419（r _h  = 18  pc）やパロマー14（r _h  = 25  pc）のように半径が非常に大きい球状星団もあります。^{[ 111 ]}半光半径には、視線上に位置する星団の外側の星も含まれるため、理論家は半質量半径（r _m）も使用します。これは、星団の総質量の半分を含む中心からの半径です。全体のサイズに比べて半質量半径が小さいということは、中心部が密であることを示しています。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。^{[ 112 ]}  

潮汐半径、またはヒル球とは、球状星団の中心からの距離で、銀河の外部重力が星団自体よりも星団内の星に及ぼす影響が大きくなる距離のことです。^{[ 113 ]}これは、星団に属する個々の星が銀河の束縛から解放される距離です。たとえば、M3 の潮汐半径は約 40 分角^{[ 114 ]}または約 113  pc ^{[ 115 ]です。}

天の川銀河のほとんどの星団では、球状星団の表面輝度は、中心からの距離が減少するにつれて最初は増加し、その後、中心から通常 1 ～ 2 パーセクの距離で横ばいになります。球状星団の約 20% は、「中心崩壊」と呼ばれるプロセスを経ています。このような星団の光度は、中心領域までずっと着実に増加します。^{[ 116 ] [ 117 ]}

球状星団のモデルでは、球状星団内の質量の大きい星が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ます。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へ移動し、中心領域から運動エネルギーが正味失われ、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ります。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則の尖点を形成します。^{[ 118 ]}中心にある巨大なブラックホールも、光度の尖点をもたらす可能性があります。^{[ 119 ]}長い時間が経過すると、これは中心付近に大質量星が集中することにつながり、質量分離と呼ばれる現象を引き起こします。^{[ 120 ]}

連星系の動的加熱効果は、星団の初期中心核崩壊を防ぐ働きをする。星が連星系の近くを通過すると、後者のペアの軌道は収縮し、エネルギーを放出する傾向がある。この原始的なエネルギー供給が枯渇した後で初めて、より深い中心核崩壊が進行する。^{[ 121 ] [ 122 ]}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際の潮汐衝撃の影響は、中心核崩壊を著しく加速させる傾向がある。^{[ 123 ]}

中心核の崩壊は3つの段階に分けられる。星団の青年期には、中心核に最も近い星から中心核の崩壊が始まる。星団が中年期に近づくと、連星系間の相互作用によってそれ以上の崩壊が阻止される。中心の連星は破壊されるか放出され、中心核の密度が高くなる。 ^{[ 124 ]}崩壊した中心領域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と相互作用すると、中心核のエネルギーが増加し、星団が再び膨張する。中心核の崩壊の平均時間は銀河の年齢よりも短いため、銀河の多くの球状星団は中心核の崩壊段階を経てから再び膨張した可能性がある。^{[ 125 ]}

ハッブル宇宙望遠鏡（HST）は、球状星団におけるこの恒星質量選別過程の説得力のある観測的証拠を提供しました。重い星は減速して星団の中心部に集まり、軽い星は加速して星団の周辺部に長く留まる傾向があります。約100万個の星からなる星団47 Tucanaeは、南半球で最も密度の高い球状星団の1つです。この星団は集中的な写真観測の対象となり、この星団内の約1万5千個の星の正確な速度が得られました。^{[ 127 ]}

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光度は、それぞれ平均等級 M _vと分散 σ ^{2を持つほぼ}ガウス分布に従います。この球状星団の光度の分布は、球状星団光度関数 (GCLF) と呼ばれます。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の振る舞いをするという仮定の下で、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。 ^{[ 128 ]}  

球状星団内の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ります。単純な動的シミュレーションの計算コストは​​ N ² (N はオブジェクトの数)に比例して増加するため、数千個の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ります。 ^{[ 129 ] [ 130 ]}球状星団の N 体ダイナミクス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、確率を使用して星の位置を記述することです。それらの運動は、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。連星の影響や外部重力 (天の川銀河からのものなど) との相互作用も考慮する必要がある場合、シミュレーションはより困難になります。^{[ 131 ]} 2010年には、低密度球状星団の寿命進化を星ごとに直接計算することが可能になった。^{[ 132 ]}

完了したN体シミュレーションでは、星が星団内を通常とは異なる経路で移動し、ループを形成したり、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したりすることが示されています。さらに、一部の星は、重力相互作用によって速度が十分に増加し、星団から脱出するのに十分なエネルギーを獲得します。長期間にわたってこのプロセスが続くと、星団は消滅し、蒸発と呼ばれるプロセスになります。^{[ 133 ]}球状星団の蒸発の典型的な時間スケールは10 ¹⁰年です。^{[ 103 ]}球状星団の最終的な運命は、中心核に星を降着させて着実に収縮するか、^{[ 134 ]}外層から星を徐々に放出するかのいずれかです。^{[ 135 ]}

連星は恒星系の大部分を占めており、フィールド星や散開星団の星の最大半分が連星系に属しています。 ^{[ 136 ] [ 137 ]}球状星団における現在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。^{[ 138 ]}球状星団の数値シミュレーションでは、連星が球状星団の中心崩壊の過程を妨げ、場合によっては逆転させることが示されています。星団内の星が連星系と重力的に遭遇すると、連星がより強く結合し、孤立した星に運動エネルギーが加えられる可能性があります。この過程によって星団内の大質量星が加速されると、中心での収縮が軽減され、中心崩壊が制限されます。^{[ 75 ] [ 139 ]}

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が発見されている。例えば、天の川銀河の南部にあるBH 176は、散開星団と球状星団の両方の特性を持っている。^{[ 141 ]}

2005年、天文学者たちはアンドロメダ銀河のハローに、球状星団に似た新しい「拡張型」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、恒星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（数百光年）と密度が数百分の1という点で区別される。星々の間隔も広く、パラメトリックには、これらの星団は球状星団と矮小楕円体銀河の中間に位置する。^{[ 142 ]} これらの拡張型星団の形成は、おそらく降着に関連している。^{[ 143 ]天の川銀河にこのような星団が存在しない理由は不明である。アンドロメダ銀河が}このような星団を持つ唯一の銀河である可能性は低いが、他の銀河における存在は不明のままである。^{[ 142 ]}