Klotformig stjärnhop

En klotformad stjärnhop  är en stjärnhop som innehåller ett stort antal stjärnor , tätt bundna av gravitationen och kretsar runt det galaktiska centrumet som en satellit . Till skillnad från öppna stjärnhopar , som finns i den galaktiska skivan , finns klothopar i gloria ; de är mycket äldre, innehåller många fler stjärnor, har en symmetrisk sfärisk form och kännetecknas av en ökning av koncentrationen av stjärnor mot mitten av klustret. De rumsliga koncentrationerna av stjärnor i de centrala delarna av klothopar är 100–1000 stjärnor per kubik parsec [2], de genomsnittliga avstånden mellan grannstjärnor är 3-4,6 biljoner km (0,3-0,5 ljusår ); som jämförelse, i närheten av solen är den rumsliga koncentrationen av stjärnor ≈0,13 pc −3 , det vill säga vår stjärndensitet är 700–7000 gånger mindre. Antalet stjärnor i klothopar är ≈10 4 -10 6 . Globulära hopar har diametrar på 20-60 pc och massor av  10 4 -10 6 solmassor .

Globulära hopar är ganska vanliga objekt: i början av 2011 upptäcktes 157 av dem i Vintergatan , och cirka 10–20 fler är kandidater för klothopar [3] [4] [5] . I större galaxer kan det finnas fler av dem: till exempel i Andromeda-nebulosan kan deras antal nå 500 [6] . I vissa jättelika elliptiska galaxer , särskilt de som ligger i mitten av galaxhopar , som M 87 , kan det finnas upp till 13 tusen klotformade hopar [7] . Sådana kluster cirkulerar runt galaxen i stora banor med en radie på cirka 40 kpc (cirka 131 tusen ljusår ) eller mer [8] .

Varje galax med tillräcklig massa i närheten av Vintergatan är associerad med en grupp klothopar. Det visade sig också att de finns i nästan varje studerad stor galax [9] . Dvärggalaxen i Skytten och dvärggalaxen i Canis Major är tydligen i färd med att "överföra" sina klotformade hopar (t.ex. Palomar 12 ) till Vintergatan [10] . Många klotformiga hopar i det förflutna kunde ha förvärvats av vår galax på detta sätt.

Globulära hopar innehåller några av de tidigaste stjärnorna som dök upp i galaxen, men dessa objekts ursprung och roll i den galaktiska evolutionen är fortfarande oklart. Det är nästan säkert att klothopar skiljer sig markant från dvärg-elliptiska galaxer , det vill säga, de är en av produkterna av stjärnbildningen av den "inhemska" galaxen, och bildades inte från andra anslutande galaxer [11] . Men forskare har nyligen föreslagit att klothopar och dvärg sfäroidala galaxer kanske inte är helt klart avgränsade och olika objekt [12] .

Observationshistorik

Den första klotformade stjärnhopen M 22 upptäcktes av den tyske amatörastronomen Johann Abraham Ihle 1665 [13] , men på grund av den lilla öppningen hos de första teleskopen var det omöjligt att urskilja enskilda stjärnor i klothopen [14] . Det var Charles Messier som först lyckades isolera stjärnor i en klothop under observationen av M 4 . Abbé Nicolas Lacaille lade senare till sin katalog från 1751-1752 de kluster som senare var kända som NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 och NGC 6397 (bokstaven M framför numret hänvisar till Charles Messiers katalog, och NGC till Ny allmän katalog John Dreyer ).

Ett forskningsprogram med hjälp av stora teleskop startade 1782 av William Herschel , detta gjorde det möjligt att urskilja stjärnor i alla 33 klothopar som var kända vid den tiden. Dessutom upptäckte han 37 fler kluster. I katalogen över deep sky-objekt som sammanställdes av Herschel 1789 använde han först namnet "globularkluster" för att beskriva objekt av denna typ [14] .  Antalet klothopar som hittades fortsatte att växa och nådde 83 år 1915, 93 år 1930 och 97 år 1947. År 2011 har 157 kluster upptäckts i Vintergatan , 18 fler är kandidater, och det totala antalet uppskattas till 180±20 [3] [4] [5] . Dessa oupptäckta klothopar tros vara gömda bakom galaktiska moln av gas och damm .

Med början 1914 ledde den amerikanske astronomen Harlow Shapley en serie studier av klotformiga hopar ; deras resultat publicerades i 40 vetenskapliga artiklar. Han studerade RR Lyrae-variabler i kluster (som han antog var Cepheider ) och använde period-luminositetsförhållandet för att uppskatta avståndet . Senare fann man att ljusstyrkan för RR Lyrae-variabler är mindre än för Cepheider, och Shapley överskattade faktiskt avståndet till klustren [15] .

Den stora majoriteten av klothopar av Vintergatan är belägna i området av himlen som omger den galaktiska kärnan ; dessutom finns en betydande mängd i omedelbar närhet av kärnan. 1918 utnyttjade Shapley denna stora sneda fördelning av kluster för att bestämma storleken på vår galax. Förutsatt att fördelningen av klothopar runt galaxens centrum är ungefärligen sfärisk, använde han deras koordinater för att uppskatta solens position i förhållande till galaxens centrum [16] . Även om hans uppskattning av avståndet hade ett betydande fel, visade den att storleken på galaxen är mycket större än man tidigare trott. Felet berodde på förekomsten av damm i Vintergatan, som delvis absorberade ljuset från klothopen, vilket gjorde det svagare och därmed längre bort. Ändå var Shapleys uppskattning av storleken på galaxen av samma storleksordning som accepteras nu.

Shapleys mätningar visade också att solen var ganska långt från galaxens centrum, tvärtemot vad man då trodde utifrån observationer av vanliga stjärnors utbredning. I själva verket finns stjärnorna i galaxens skiva och är därför ofta gömda bakom gas och damm, medan klothopar är utanför skivan och kan ses på mycket större avstånd.

Senare hjälpte Henrietta Swope och Helen Sawyer (senare Hogg) till studien av Shapley-klustren . 1927-1929 började Shapley och Sawyer att klassificera kluster efter graden av koncentration av stjärnor. Ansamlingarna med den högsta koncentrationen hänfördes till klass I och rankades ytterligare när koncentrationen minskade till klass XII (ibland betecknas klasserna med arabiska siffror: 1–12). Denna klassificering kallas Shapley -Sawyer Concentration Class [ 17 ] . 

Formation

Hittills har man inte helt förstått bildandet av klothopar, och det är fortfarande oklart om en klothop består av stjärnor av samma generation, eller om den består av stjärnor som har gått igenom flera cykler under flera hundra miljoner år. I många klothopar befinner sig de flesta av stjärnorna i ungefär samma stadie av stjärnutvecklingen , vilket tyder på att de bildades ungefär samtidigt [19] . Men historien om stjärnbildningen varierar från hop till hop, och i vissa fall innehåller en klunga olika populationer av stjärnor. Ett exempel på detta skulle vara klotformiga hopar i det stora magellanska molnet , som visar en bimodal population . I tidig ålder kunde dessa hopar ha kolliderat med ett gigantiskt molekylärt moln , vilket orsakade en ny våg av stjärnbildning [20] , men denna period av stjärnbildning är relativt kort jämfört med klothoparnas ålder [21] .

Observationer av klothopar visar att de förekommer främst i regioner med effektiv stjärnbildning, det vill säga där det interstellära mediet har en högre densitet jämfört med vanliga stjärnbildningsregioner. Bildandet av klothopar dominerar i regioner med utbrott av stjärnbildning och i interagerande galaxer [22] . Studier visar också att det finns en korrelation mellan massan av det centrala supermassiva svarta hålet och storleken på klothopar i elliptiska och linsformade galaxer . Massan av ett svart hål i sådana galaxer är ofta nära den totala massan av klothopar i galaxen [23] .

Inga aktiva stjärnbildande klothopar är för närvarande kända, och detta överensstämmer med uppfattningen att de tenderar att vara de äldsta objekten i galaxen och består av mycket gamla stjärnor. Föregångarna till klothopar kan vara mycket stora stjärnbildande regioner kända som jättestjärnhopar (t.ex. Westerlund 1 i Vintergatan) [24] .

Komposition

Globulära hopar består vanligtvis av hundratusentals gamla stjärnor med låg metallicitet . Den typ av stjärnor som finns i klothopar liknar stjärnorna i spiralgalaxernas utbuktning . De saknar gas och damm , och det antas att de för länge sedan har förvandlats till stjärnor.

Globulära hopar har en hög koncentration av stjärnor - i genomsnitt cirka 0,4 stjärnor per kubik parsec , och i mitten av klustret finns det 100 eller till och med 1000 stjärnor per kubik parsec (för jämförelse, i närheten av solen är koncentrationen 0,12 stjärnor per kubik parsec) [2] . Man tror att klothopar inte är en gynnsam plats för existensen av planetsystem , eftersom planeternas banor i kärnorna i täta hopar är dynamiskt instabila på grund av störningar som orsakas av passagen av närliggande stjärnor. En planet som kretsar på ett avstånd av 1 AU från en stjärna i kärnan av en tät klunga (till exempel 47 Tucanae ), skulle teoretiskt sett bara kunna existera i 100 miljoner år [26] . Forskare har dock upptäckt ett planetsystem nära pulsaren PSR B1620-26 i klothopen M4 , men dessa planeter har troligen bildats efter den händelse som ledde till bildandet av pulsaren [27] .

Vissa klothopar, som Omega Centauri i Vintergatan och Mayall II i Andromedagalaxen , är extremt massiva (flera miljoner solmassor) och innehåller stjärnor från flera stjärngenerationer. Båda dessa hopar kan betraktas som bevis på att supermassiva klothopar är kärnan i dvärggalaxer som absorberas av jättegalaxer [28] . Ungefär en fjärdedel av klothoparna i Vintergatan kan ha varit en del av dvärggalaxer [29] .

Vissa klothopar (till exempel M15 ) har mycket massiva kärnor som kan innehålla svarta hål , även om modellering visar att de tillgängliga observationsresultaten lika väl förklaras av närvaron av mindre massiva svarta hål och koncentrationen av neutronstjärnor (eller massiva vita dvärgar) ) [30] .

Metallinnehåll

Globulära hopar är vanligtvis sammansatta av population II-stjärnor som har ett lågt överflöd av tunga grundämnen. Astronomer kallar tunga grundämnen metaller, och den relativa koncentrationen av dessa grundämnen i en stjärna, metallicitet. Dessa grundämnen skapas i processen för stjärnnukleosyntes och är sedan en del av en ny generation av stjärnor. Således kan fraktionen av metaller indikera åldern på en stjärna, och äldre stjärnor har vanligtvis lägre metalliciteter [32] .

Den holländska astronomen Peter Oosterhof observerade att det förmodligen finns två populationer av klotformiga hopar som kallas "Oosterhof-grupperna". Båda grupperna har svaga spektrallinjer av metalliska element, men linjerna i typ I (OoI) stjärnor är inte lika svaga som i typ II (OoII), och den andra gruppen har en något längre period för RR Lyrae variabler [33] . Således kallas typ I-stjärnor "metallrika", och typ II-stjärnor kallas "lågmetall". Dessa två populationer observeras i många galaxer, särskilt i massiva elliptiska . Båda åldersgrupperna är nästan samma som universum självt , men skiljer sig från varandra i metallicitet. Olika hypoteser har lagts fram för att förklara denna skillnad, inklusive sammanslagningar med gasrika galaxer, absorptionen av dvärggalaxer och flera faser av stjärnbildning i en enda galax. I Vintergatan är lågmetallkluster associerade med gloria , medan metallrika klasar är associerade med bulan [34] .

I Vintergatan är de flesta lågmetallkluster inriktade längs ett plan i den yttre delen av galaxens halo. Detta tyder på att typ II-klustren fångades från en satellitgalax, och att de inte är de äldsta medlemmarna av Vintergatans klotformade klustersystem, som man tidigare trott. Skillnaden mellan de två typerna av kluster i detta fall förklaras av fördröjningen mellan det ögonblick då de två galaxerna bildade sina klustersystem [35] .

Exotiska komponenter

I klothopar är tätheten av stjärnor mycket hög, och därför förekommer ofta nära passager och kollisioner. En följd av detta är det större överflödet i klotformiga hopar av vissa exotiska klasser av stjärnor (till exempel blå eftersläpande pulsarer, millisekundspulsarer och lågmassröntgenbinärer ). Blå efterslängare bildas genom sammanslagning av två stjärnor, möjligen som ett resultat av en kollision med ett binärt system [36] . En sådan stjärna är hetare än resten av stjärnorna i klustret, som har samma ljusstyrka, och skiljer sig därmed från huvudsekvensstjärnorna som bildades under hopens födelse [37] .

Sedan 1970-talet astronomer letar efter svarta hål i klothopar, men denna uppgift kräver en hög upplösning av teleskopet, så det var först med tillkomsten av rymdteleskopet Hubble som den första bekräftade upptäckten gjordes. Baserat på observationer gjordes ett antagande om närvaron av ett svart hål med mellanmassa (4000 solmassor) i klothopen M 15 och ett svart hål (~ 2⋅10 4 M ⊙ ) i Mayall II - hopen i Andromedagalaxen [38] . Röntgen- och radioemission från Mayall II motsvarar ett svart hål med mellanmassa [39] . De är av särskilt intresse eftersom de är de första svarta hålen som har en mellanmassa mellan vanliga svarta hål med stjärnmassa och supermassiva svarta hål i galaxernas kärnor. Massan av det mellanliggande svarta hålet är proportionell mot massan av klustret, vilket kompletterar det tidigare upptäckta förhållandet mellan massorna av supermassiva svarta hål och deras omgivande galaxer.

Påståenden om svarta hål med medelmassa har mötts med viss skepsis av forskarsamhället. Faktum är att de tätaste föremålen i klotformiga kluster är tänkta att gradvis sakta ner sin rörelse och hamna i mitten av klustret som ett resultat av en process som kallas "masssegregation". I klotformiga hopar är dessa vita dvärgar och neutronstjärnor . Forskning av Holger Baumgardt och kollegor noterade att förhållandet mellan massa och ljus i M15 och Mayall II borde öka kraftigt mot mitten av klustret även utan närvaro av ett svart hål [40] [41] .

Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russell-diagrammet (H-R-diagram) är en graf som visar förhållandet mellan absolut magnitud och färgindex . BV-färgindex är skillnaden mellan en stjärnas blåljusstyrka, eller B, och dess synliga ljus (gulgrön), eller V. Stora värden på BV-färgindex indikerar en kall röd stjärna, medan negativa värden indikerar en blå stjärna med en varm yta. [42] . När stjärnor nära solen plottas på ett H-R-diagram visar det fördelningen av stjärnor med olika massor, åldrar och sammansättningar. Många stjärnor i diagrammet är relativt nära den lutande kurvan från övre vänstra (hög ljusstyrka, tidiga spektraltyper ) till nedre högra (låga ljusstyrkor, sena spektraltyper ). Dessa stjärnor kallas huvudsekvensstjärnor . Emellertid inkluderar diagrammet också stjärnor som befinner sig i senare stadier av stjärnutvecklingen och som härstammar från huvudsekvensen.

Eftersom alla stjärnor i en klothop är ungefär lika långt från oss, skiljer sig deras absoluta magnitud från deras skenbara magnitud med ungefär samma storlek. Huvudsekvensstjärnor i en klotformig stjärna är jämförbara med liknande stjärnor i närheten av solen och kommer att radas upp längs huvudsekvenslinjen. Noggrannheten i detta antagande bekräftas av jämförbara resultat som erhållits genom att jämföra magnituden av närliggande kortperiodiska variabla stjärnor (som RR Lyrae ) och Cepheider med samma typer av stjärnor i klustret [43] .

Genom att jämföra kurvorna på H-R-diagrammet kan man bestämma den absoluta magnituden för huvudsekvensstjärnorna i klustret. Detta gör det i sin tur möjligt att uppskatta avståndet till klustret baserat på värdet av den skenbara stjärnmagnituden. Skillnaden mellan de relativa och absoluta värdena, avståndsmodulen , ger en uppskattning av avståndet [44] .

När stjärnorna i en klothop plottas på ett G-R-diagram faller i många fall nästan alla stjärnor på en ganska bestämd kurva, som skiljer sig från G-R-diagrammet för stjärnor nära solen, som kombinerar stjärnor av olika åldrar och ursprung till en hela. Formen på kurvan för klothopar är ett kännetecken för grupper av stjärnor som bildades vid ungefär samma tidpunkt av samma material och skiljer sig endast i sin initiala massa. Eftersom positionen för varje stjärna på H-R-diagrammet beror på ålder, kan formen på kurvan för en klothophop användas för att uppskatta den totala åldern för stjärnpopulationen [45] .

De mest massiva huvudsekvensstjärnorna kommer att ha den högsta absoluta magnituden, och dessa stjärnor kommer att vara de första som kommer in i jättestadiet . När klustret åldras kommer stjärnor med lägre massa att börja övergå till jättestadiet, så åldern på ett hop med en typ av stjärnpopulation kan mätas genom att leta efter stjärnor som precis börjar övergå till jättestadiet. De bildar ett "knä" i H-R-diagrammet med en rotation till det övre högra hörnet med avseende på huvudsekvenslinjen. Den absoluta magnituden i området för vändpunkten beror på klothopens ålder, så åldersskalan kan plottas på en axel parallell med magnituden .

Dessutom kan åldern på en klothophop bestämmas från temperaturen på de kallaste vita dvärgarna . Som ett resultat av beräkningar fann man att den typiska åldern för klothopar kan nå upp till 12,7 miljarder år [46] . I detta skiljer de sig markant från öppna stjärnhopar, som bara är några tiotals miljoner år gamla.

Åldern för klothopar sätter en gräns för åldersgränsen för hela universum. Denna nedre gräns har varit ett betydande hinder i kosmologin . I början av 1990-talet ställdes astronomer inför uppskattningar av åldern på klothopar som var äldre än vad kosmologiska modeller antydde. Men detaljerade mätningar av kosmologiska parametrar genom deep sky surveys och närvaron av satelliter som COBE har löst detta problem.

Studier av utvecklingen av klotkluster kan också användas för att fastställa förändringar på grund av kombinationen av gas och damm som bildar klustret. Data som erhållits från studiet av klotkluster används sedan för att studera utvecklingen av hela Vintergatan [47] .

I klothopar finns det några stjärnor som kallas blå eftersläpande som verkar fortsätta att röra sig nerför huvudsekvensen mot ljusare blå stjärnor. Ursprunget till dessa stjärnor är fortfarande oklart, men de flesta modeller tyder på att bildandet av dessa stjärnor är resultatet av massöverföring mellan stjärnor i binära och trippelsystem [ 36] .

Globulära stjärnhopar i Vintergatans galax

Globulära hopar är kollektiva medlemmar av vår galax och är en del av dess sfäriska delsystem : de kretsar kring galaxens masscentrum i mycket långsträckta banor med hastigheter på ≈200 km/s och en omloppsperiod på 10 8 -10 9 år. Åldern för klothopar i vår galax närmar sig sin ålder, vilket bekräftas av deras Hertzsprung-Russell-diagram , som innehåller ett karakteristiskt brott i huvudsekvensen på den blå sidan, vilket indikerar omvandlingen av massiva stjärnor som är medlemmar i klustret till rött jättar .

Till skillnad från öppna hopar och stjärnsammanslutningar innehåller det interstellära mediet av klothopar lite gas. Detta faktum förklaras, å ena sidan, av den låga paraboliska hastigheten , som är ≈10–30 km/s, och, å andra sidan, av deras höga ålder. En ytterligare faktor är tydligen den periodiska passagen under revolutionens gång runt mitten av vår galax genom dess plan, i vilket gasmoln är koncentrerade, vilket bidrar till att "svepa ut" av den egna gasen under sådana passager.

Globulära stjärnhopar i andra galaxer

I andra galaxer (till exempel i de magellanska molnen ) observeras också relativt unga klothopar.

De flesta av klothoparna i LMC och MMO tillhör unga stjärnor, i motsats till klothoparna i vår galax, och är mestadels nedsänkta i interstellär gas och stoft. Tarantelnebulosan är till exempel omgiven av unga klotformade hopar av blåvita stjärnor. I mitten av nebulosan finns en ung, ljus klunga.

Globulära stjärnhopar i Andromedagalaxen (M31):

För att observera de flesta av M31-klothoparna behöver du ett teleskop med en diameter på 10 tum, det ljusaste kan ses i ett 5-tums teleskop. Den genomsnittliga förstoringen är 150-180 gånger, teleskopets optiska schema spelar ingen roll.

Cluster G1 ( Mayall II ) är det ljusaste klustret i den lokala gruppen, på ett avstånd av 170 000 ly. år.

Anteckningar

1. ↑ Hubble avbildar en svärm av antika stjärnor  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . HubbleSite News Desk . Space Telescope Science Institute (1 juli 1999). Datum för åtkomst: 26 januari 2013. Arkiverad från originalet den 7 oktober 2008.
2. ↑ 1 2 Talpur J. En guide till klotformiga kluster (anknyta otillgänglig) . Keele University (1997). Datum för åtkomst: 26 januari 2013. Arkiverad från originalet den 30 december 2012. (obestämd) 
3. ↑ 1 2 Harris WE-katalog över parametrar för Vintergatans klotformiga kluster: Databasen (nedlänk) . McMaster University (december 2010). Datum för åtkomst: 26 januari 2013. Arkiverad från originalet den 22 februari 2012.  (obestämd)  (publicerad 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. Globulära kluster för Vintergatan (länk inte tillgänglig) . SEDS (juni 2011). Hämtad 10 oktober 2014. Arkiverad från originalet 15 oktober 2014. (obestämd) 
5. ↑ 1 2 Ashman KM, Zepf SE Bildandet av klotformiga hopar i sammanslagna och samverkande galaxer . - 1992. - T. 384 . - S. 50-61 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170850 . - .
6. ↑ Barmby P., Huchra JP M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Klusterdetektering och fullständighet  //  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 rumsliga strukturen av M87-klotklustersystemet  //  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. Kinematiken för klotkluster, apocentriska avstånd och en halometallicitetsgradient  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1996. - Vol. 313 . - S. 119-128 . - .
9. ↑ Harris WE Globulära klustersystem i galaxer bortom den lokala gruppen  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Årsrecensioner , 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 . - P. 1892-1905 . - doi : 10.1086/301552 . - . - arXiv : astro-ph/0006314 .
11. ↑ Lotz JM, Miller BW, Ferguson HC Färgerna på dvärg-elliptiska galaxens klotformiga klustersystem, kärnor och stjärnhalos  //  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. Globulära kluster och dvärg sfäroidala galaxer  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Vol. 385 , nr. 1 . - P.L20-L22 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . — . - arXiv : 0711.4795 .
13. ↑ Sharp NA M22, NGC6656 (inte tillgänglig länk) . Nationellt observatorium för optisk astronomi . Hämtad 10 oktober 2014. Arkiverad från originalet 17 oktober 2014. (obestämd) 
14. ↑ 1 2 Boyd RN En introduktion till nukleär astrofysik. - Chicago: University of Chicago Press, 2007. - 422 sid. — ISBN 9780226069715 .
15. ↑ Ashman, 1998 , sid. 2.
16. ↑ Shapley H. Globulära kluster och det galaktiska systemets struktur  // Publikationer från Astronomical Society of the Pacific  . - 1918. - Vol. 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. - Vol. 77 , nr. 458 . - s. 336-346 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/128229 . —
18. ↑ Piotto G., Bedin LR, Anderson J. et al. En trippel huvudsekvens i klotklustern 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. av 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 av flera populationer i stjärnhopar // 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 hittar flera stellar "babybommar" i ett klotformigt  kluster . HubbleSite (2 maj 2007). Hämtad: 1 november 2014.
22. ↑ Elmegreen BG, Efremov Yu. N. En universell bildningsmekanism för öppna och globulära kluster 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 korrelation mellan centrala supermassiva svarta hål och de klotformiga klustersystemen av galaxer av tidig typ  //  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 teleskop avslöjar superstjärnkluster i  Vintergatan . European Southern Observatory (22 mars 2005). Hämtad: 1 november 2014.
25. ↑ Uppslukad av stjärnor nära Vintergatans  hjärta . Rymdteleskop (27 juni 2011). Hämtad: 1 november 2014.
26. ↑ Sigurdsson S. Planeter i klothopar? (engelska)  // 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: Problems and Progress. Förhandlingar om Internationella astronomiska unionens 160:e kollokvium. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 1996. - Vol. 105. - P. 525-530. — (Astronomical Society of the Pacific Conference Series). — ISBN 1050-3390. - - arXiv : astro-ph/9605141
28. ↑ Bekki K., Freeman KC Bildning av ω Centauri från en forntida kärnförsedd dvärggalax i den unga galaktiska skivan  // Månatliga meddelanden från 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 kontra in situ Vintergatan globulära kluster  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2010. - Vol. 404 , nr. 3 . - P. 1203-1214 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . - arXiv : 1001.4289 .
30. ↑ van der Marel R. Black Holes in Globular Clusters  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . Space Telescope Science Institute (16 mars 2002). Hämtad 1 november 2014. Arkiverad från originalet 30 maj 2012.
31. ↑ Upptäck skillnaden - Hubble spionerar på ett annat klotformigt kluster, men med en hemlighet  (engelska)  (nedlänk) . Rymdteleskop (3 oktober 2011). Hämtad 1 november 2014. Arkiverad från originalet 3 augusti 2014.
32. ↑ Grön SF, Jones MH, Burnell SJ En introduktion till solen och stjärnorna . - Cambridge: Cambridge University Press, 2004. - S. 240. - ISBN 0521837375 .
33. ↑ van Albada TS, Baker N. Om de två Oosterhoff-grupperna av klotformiga kluster  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1973. - Vol. 185 . - s. 477-498 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152434 .
34. ↑ Harris W.E. Rumslig struktur för klothopsystemet och avståndet till det galaktiska centrumet  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Vol. 81 . - P. 1095-1116 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/111991 . - .
35. ↑ Yoon S.-J., Lee Y.-W. En linjerad ström av lågmetalliska kluster i Vintergatans halo   // Science . - 2002. - Vol. 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 Stjärnkollisioner i klotformiga kluster och problemet med den blå eftersläpningen  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1989. - Vol. 98 . - S. 217-226 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115138 . — .
37. ↑ Murphy BW Tusen flammande solar: Det inre livet av klotformiga kluster   // Merkurius . - 1999. - Vol. 28 , nr. 4 . — ISSN 0047-6773 .
38. ↑ Savage D., Neal N., Villard R. et al. Hubble upptäcker svarta hål på oväntade  platser . HubbleSite (17 september 2002). Hämtad: 1 november 2014.
39. ↑ Finley D. Star Cluster rymmer mellanviktsvart hål, VLA  indikerar . National Radio Astronomy Observatory (28 maj 2007). Hämtad: 1 november 2014.
40. ↑ Baumgardt H., Hut P., Makino J. et al. Om den centrala strukturen för 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 modell för klotklustret 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 . Arkiverad från originalet den 18 mars 2012.
42. ↑ Surdin V. G. Star color index . Astronet . Hämtad: 1 november 2014. (ryska)
43. ↑ Shapley H. Studier baserade på färger och magnituder i stjärnhopar. I,II,III  (engelska)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1917. - Vol. 45 . - S. 118-141 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/142314 . — .
44. ↑ Schwarzschild M. Stjärnornas struktur och evolution . - New York: Dover, 1958. - 296 sid. — (Dover böcker om astronomi). - ISBN 0-486-61479-4 .
45. ↑ Sandage A. Observationsstrategi för evolution. III. Semiempiriska evolutionsspår för M67 och 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 observerar stjärnöverflöd anomalier i klotformiga  kluster . European Southern Observatory (2 mars 2001). Hämtad: 1 november 2014.

Länkar

• klotformiga hopar
• Globulära stjärnhopar i Vintergatan  - en lista med parametrar, inklusive avstånd från solen och galaxens centrum  (eng.)
• Globular Cluster Group från Padova Astronomy  Department
• Ashman KM Globulära klustersystem. - Cambridge, Storbritannien: Cambridge University Press, 1998. - 171 s. - (Cambridge astrophysics series, vol. 30). — ISBN 0521550572 .

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	BNF : 12393896m GND : 4298254-6 J9U : 987007531590705171 LCCN : sh85127432