Kulové hvězdokupy

Kulová hvězdokupa  je hvězdokupa obsahující velké množství hvězd , pevně svázaných gravitací a obíhajících kolem galaktického středu jako satelit . Na rozdíl od otevřených hvězdokup , které se nacházejí v galaktickém disku , jsou kulové hvězdokupy v halu ; jsou mnohem starší, obsahují mnohem více hvězd, mají symetrický kulovitý tvar a vyznačují se nárůstem koncentrace hvězd směrem ke středu hvězdokupy. Prostorové koncentrace hvězd v centrálních oblastech kulových hvězdokup jsou 100-1000 hvězd na kubický parsek [2] , průměrné vzdálenosti mezi sousedními hvězdami jsou 3-4,6 bilionu km (0,3-0,5 světelných let ); pro srovnání, v blízkosti Slunce je prostorová koncentrace hvězd ≈0,13 pc −3 , to znamená, že naše hvězdná hustota je 700–7000krát menší. Počet hvězd v kulových hvězdokupách je ≈10 4 -10 6 . Kulové hvězdokupy mají průměry 20-60 pc a hmotnosti  10 4 -10 6 hmotností Slunce .

Kulové hvězdokupy jsou docela běžné objekty: na začátku roku 2011 jich bylo v Mléčné dráze objeveno 157 a asi 10–20 dalších je kandidáty na kulové hvězdokupy [3] [4] [5] . Ve větších galaxiích jich může být více: například v mlhovině Andromeda může jejich počet dosáhnout 500 [6] . V některých obřích eliptických galaxiích , zejména v těch, které se nacházejí ve středu kup galaxií , jako je M 87 , může být až 13 tisíc kulových hvězdokup [7] . Takové kupy obíhají kolem galaxie po velkých drahách o poloměru asi 40 kpc (asi 131 tisíc světelných let ) nebo více [8] .

Každá dostatečně hmotná galaxie v okolí Mléčné dráhy je spojena se skupinou kulových hvězdokup. Ukázalo se také, že jsou téměř v každé studované velké galaxii [9] . Trpasličí galaxie ve Střelci a trpasličí galaxie ve Velkém psovi jsou zřejmě v procesu „přenosu“ svých kulových hvězdokup (např . Palomar 12 ) do Mléčné dráhy [10] . Tímto způsobem mohla naše Galaxie získat v minulosti mnoho kulových hvězdokup.

Kulové hvězdokupy obsahují některé z nejstarších hvězd, které se objevily v galaxii, ale původ a role těchto objektů v galaktickém vývoji stále nejsou jasné. Je téměř jisté, že kulové hvězdokupy se výrazně liší od trpasličích eliptických galaxií , to znamená, že jsou jedním z produktů tvorby hvězd "nativní" galaxie a nevznikly z jiných přistupujících galaxií [11] . Vědci však nedávno navrhli, že kulové hvězdokupy a trpasličí sféroidní galaxie nemusí být zcela jasně ohraničené a odlišné objekty [12] .

Historie pozorování

První kulovou hvězdokupu M 22 objevil německý amatérský astronom Johann Abraham Ihle v roce 1665 [13] , nicméně kvůli malé apertuře prvních dalekohledů nebylo možné jednotlivé hvězdy v kulové hvězdokupě rozlišit [14] . Byl to Charles Messier , komu se při pozorování M 4 jako prvnímu podařilo izolovat hvězdy v kulové hvězdokupě . Abbé Nicolas Lacaille později přidal do svého katalogu z let 1751-1752 hvězdokupy později známé jako NGC 104 , NGC 4833 , M 55 , M 69 a NGC 6397 (písmeno M před číslem odkazuje na katalog Charlese Messiera a NGC na Nový hlavní katalog John Dreyer ).

Program výzkumu pomocí velkých dalekohledů zahájil v roce 1782 William Herschel , což umožnilo rozlišit hvězdy ve všech 33 kulových hvězdokupách známých do té doby. Kromě toho objevil 37 dalších shluků. V katalogu objektů hlubokého nebe , který Herschel sestavil v roce 1789, poprvé použil k popisu objektů tohoto typu název „kulová hvězdokupa“ [14] .  Počet nalezených kulových hvězdokup nadále rostl a dosáhl 83 v roce 1915, 93 v roce 1930 a 97 v roce 1947. Do roku 2011 bylo v Mléčné dráze objeveno 157 shluků , 18 dalších je kandidátských a celkový počet se odhaduje na 180±20 [3] [4] [5] . Předpokládá se, že tyto nedetekované kulové hvězdokupy jsou skryty za galaktickými mračny plynu a prachu .

Počínaje rokem 1914 vedl americký astronom Harlow Shapley sérii studií kulových hvězdokup ; jejich výsledky byly publikovány ve 40 vědeckých pracích. Studoval proměnné RR Lyrae v kupách (o kterých se domníval, že jsou to cefeidy ) a k odhadu vzdálenosti použil vztah perioda-svítivost . Později bylo zjištěno, že svítivost proměnných RR Lyrae je menší než u cefeid a Shapley ve skutečnosti nadhodnotil vzdálenost ke shlukům [15] .

Naprostá většina kulových hvězdokup Mléčné dráhy se nachází v oblasti oblohy obklopující galaktické jádro ; navíc se značné množství nachází v bezprostřední blízkosti jádra. V roce 1918 Shapley využil této velké šikmé distribuce kup k určení velikosti naší Galaxie. Za předpokladu, že rozložení kulových hvězdokup kolem středu galaxie je přibližně kulové, použil jejich souřadnice k odhadu polohy Slunce vzhledem ke středu galaxie [16] . Přestože jeho odhad vzdálenosti měl značnou chybu, ukázal, že velikost Galaxie je mnohem větší, než se dříve myslelo. Chyba byla způsobena přítomností prachu v Mléčné dráze, který částečně absorboval světlo z kulové hvězdokupy, díky čemuž byla tmavší a tím i vzdálenější. Nicméně Shapleyho odhad velikosti Galaxie byl stejného řádu jako nyní.

Shapleyho měření také ukázala, že Slunce bylo poměrně daleko od středu Galaxie, na rozdíl od toho, co se tehdy věřilo na základě pozorování rozložení obyčejných hvězd. Ve skutečnosti jsou hvězdy v disku Galaxie, a proto jsou často skryty za plynem a prachem, zatímco kulové hvězdokupy jsou mimo disk a lze je vidět z mnohem větší vzdálenosti.

Později Henrietta Swope a Helen Sawyer (později Hogg) pomáhaly při studiu Shapleyových shluků . V letech 1927-1929 začali Shapley a Sawyer klasifikovat hvězdokupy podle stupně koncentrace hvězd. Akumulace s nejvyšší koncentrací byly zařazeny do třídy I a dále řazeny, jak koncentrace klesala do třídy XII (někdy jsou třídy označovány arabskými číslicemi: 1–12). Tato klasifikace se nazývá Shapley -Sawyerova koncentrační třída [ 17 ] . 

Formace

Doposud nebyl vznik kulových hvězdokup zcela pochopen a stále není jasné, zda se kulová hvězdokupa skládá z hvězd stejné generace, nebo zda se skládá z hvězd, které prošly více cykly během několika set milionů let. V mnoha kulových hvězdokupách je většina hvězd přibližně ve stejném stádiu vývoje hvězd , což naznačuje, že vznikly přibližně ve stejnou dobu [19] . Historie vzniku hvězd se však kupa od kupy liší a v některých případech kupa obsahuje různé populace hvězd. Příkladem toho mohou být kulové hvězdokupy ve Velkém Magellanově mračnu , které ukazují bimodální populaci . V raném věku se tyto hvězdokupy mohly srazit s obřím molekulárním mrakem , což způsobilo novou vlnu formování hvězd [20] , ale toto období vzniku hvězd je ve srovnání se stářím kulových hvězdokup [21] relativně krátké .

Pozorování kulových hvězdokup ukazují, že se vyskytují především v oblastech s efektivní tvorbou hvězd, tedy tam, kde má mezihvězdné médium vyšší hustotu ve srovnání s běžnými oblastmi tvorby hvězd. Tvorba kulových hvězdokup dominuje v oblastech s výbuchy hvězdokupy a v interagujících galaxiích [22] . Studie také ukazují existenci korelace mezi hmotností centrální supermasivní černé díry a velikostí kulových hvězdokup v eliptických a lentikulárních galaxiích . Hmotnost černé díry v takových galaxiích se často blíží celkové hmotnosti kulových hvězdokup galaxie [23] .

V současnosti nejsou známy žádné aktivní hvězdotvorné kulové hvězdokupy, což je v souladu s názorem, že bývají nejstaršími objekty v galaxii a sestávají z velmi starých hvězd. Předchůdci kulových hvězdokup mohou být velmi velké hvězdokupy známé jako obří hvězdokupy (např . Westerlund 1 v Mléčné dráze) [24] .

Složení

Kulové hvězdokupy se obvykle skládají ze stovek tisíc starých hvězd s nízkou kovovou hmotností . Typ hvězd nalezených v kulových hvězdokupách je podobný hvězdám ve výduti spirálních galaxií . Chybí jim plyn a prach a předpokládá se, že se již dávno proměnily ve hvězdy.

Kulové hvězdokupy mají vysokou koncentraci hvězd - v průměru asi 0,4 hvězdy na kubický parsek a ve středu hvězdokupy je 100 nebo dokonce 1000 hvězd na kubický parsek (pro srovnání v blízkosti Slunce je koncentrace 0,12 hvězdy na krychlový parsek) [2] . Předpokládá se, že kulové hvězdokupy nejsou příznivým místem pro existenci planetárních soustav , protože oběžné dráhy planet v jádrech hustých hvězdokup jsou dynamicky nestabilní kvůli poruchám způsobeným průchodem sousedních hvězd. Planeta obíhající ve vzdálenosti 1 AU z hvězdy v jádru husté hvězdokupy (například 47 Tucanae ), teoreticky mohla existovat pouze 100 milionů let [26] . Vědci však objevili planetární systém poblíž pulsaru PSR B1620-26 v kulové hvězdokupě M4 , ale tyto planety pravděpodobně vznikly po události, která vedla ke vzniku pulsaru [27] .

Některé kulové hvězdokupy, jako je Omega Centauri v Mléčné dráze a Mayall II v galaxii Andromeda , jsou extrémně hmotné (několik milionů slunečních hmotností) a obsahují hvězdy z několika hvězdných generací. Obě tyto kupy lze považovat za důkaz, že supermasivní kulové hvězdokupy jsou jádrem trpasličích galaxií pohlcených obřími galaxiemi [28] . Asi čtvrtina kulových hvězdokup v Mléčné dráze mohla být součástí trpasličích galaxií [29] .

Některé kulové hvězdokupy (například M15 ) mají velmi masivní jádra, která mohou obsahovat černé díry , ačkoli modelování ukazuje, že dostupné výsledky pozorování lze stejně dobře vysvětlit přítomností méně hmotných černých děr a koncentrací neutronových hvězd (nebo masivních bílých trpaslíků ). ) [30] .

Kovový obsah

Kulové hvězdokupy se obvykle skládají z hvězd populace II, které mají nízké množství těžkých prvků. Astronomové nazývají těžké prvky kovy a relativní koncentraci těchto prvků ve hvězdě, metalicita. Tyto prvky jsou vytvořeny v procesu hvězdné nukleosyntézy a poté jsou součástí nové generace hvězd. Zlomek kovů tedy může indikovat stáří hvězdy a starší hvězdy mají obvykle nižší metalicitu [32] .

Nizozemský astronom Peter Oosterhof pozoroval, že pravděpodobně existují dvě populace kulových hvězdokup známých jako „skupiny Oosterhof“. Obě skupiny mají slabé spektrální čáry kovových prvků, ale čáry u hvězd typu I (OoI) nejsou tak slabé jako u typu II (OoII) a druhá skupina má o něco delší periodu pro proměnné RR Lyrae [33] . Hvězdy typu I se tedy nazývají „bohaté na kovy“ a hvězdy typu II se nazývají „nízkokovové“. Tyto dvě populace jsou pozorovány v mnoha galaxiích, zejména v masivních eliptických galaxiích . Obě věkové skupiny jsou téměř stejné jako samotný vesmír , ale liší se od sebe v metalicitě. K vysvětlení tohoto rozdílu byly předloženy různé hypotézy, včetně sloučení s galaxiemi bohatými na plyn, absorpce trpasličích galaxií a několika fází tvorby hvězd v jedné galaxii. V Mléčné dráze jsou shluky s nízkým obsahem kovů spojeny s halo , zatímco shluky bohaté na kovy jsou spojeny s vyboulením [34] .

V Mléčné dráze je většina nízkokovových shluků uspořádána podél roviny ve vnější části halo galaxie. To naznačuje, že kupy typu II byly zachyceny ze satelitní galaxie a nejsou nejstaršími členy systému kulových hvězdokup Mléčné dráhy, jak se dříve myslelo. Rozdíl mezi těmito dvěma typy kup je v tomto případě vysvětlen zpožděním mezi okamžikem, kdy dvě galaxie vytvořily své kupové systémy [35] .

Exotické komponenty

V kulových hvězdokupách je hustota hvězd velmi vysoká, a proto často dochází k blízkým průchodům a srážkám. Důsledkem toho je větší zastoupení některých exotických tříd hvězd v kulových hvězdokupách (například modrých opozdilců , milisekundových pulsarů a nízkohmotných rentgenových dvojhvězd ). Modrí opozdilci vznikají splynutím dvou hvězd, možná v důsledku srážky s dvojhvězdným systémem [36] . Taková hvězda je žhavější než zbytek hvězd v kupě, které mají stejnou svítivost, a tím se liší od hvězd hlavní posloupnosti vzniklých při zrodu hvězdokupy [37] .

Od 70. let 20. století astronomové hledají černé díry v kulových hvězdokupách, ale tento úkol vyžaduje vysoké rozlišení dalekohledu, takže teprve s příchodem Hubbleova vesmírného dalekohledu byl učiněn první potvrzený objev. Na základě pozorování byl učiněn předpoklad o přítomnosti středně hmotné černé díry (4000 hmotností Slunce) v kulové hvězdokupě M 15 a černé díry (~ 2⋅10 4 M ⊙ ) v kupě Mayall II v galaxii Andromeda [38] . Rentgenové a rádiové záření z Mayall II odpovídá středně hmotné černé díře [39] . Jsou obzvláště zajímavé, protože jsou prvními černými dírami, které mají střední hmotnost mezi běžnými černými dírami s hvězdnou hmotností a supermasivními černými dírami v jádrech galaxií. Hmotnost střední černé díry je úměrná hmotnosti kupy, což doplňuje dříve objevený vztah mezi hmotností supermasivních černých děr a jejich okolních galaxií.

Tvrzení o středně hmotných černých dírách se setkalo s jistou skepsí vědecké komunity. Faktem je, že nejhustší objekty v kulových hvězdokupách mají postupně zpomalovat svůj pohyb a skončit ve středu hvězdokupy v důsledku procesu zvaného „hromadná segregace“. V kulových hvězdokupách jsou to bílí trpaslíci a neutronové hvězdy . Výzkum Holgera Baumgardta a kolegů poznamenal, že poměr hmoty ke světlu v M15 a Mayall II by se měl prudce zvyšovat směrem ke středu kupy i bez přítomnosti černé díry [40] [41] .

Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russellův diagram (H-R diagram) je graf znázorňující vztah mezi absolutní veličinou a barevným indexem . BV barevný index je rozdíl mezi jasem modrého světla hvězdy neboli B a jejím viditelným světlem (žlutozelená) neboli V. Velké hodnoty barevného indexu BV označují chladnou červenou hvězdu, zatímco záporné hodnoty označují modrou hvězdu s horkým povrchem [42] . Když jsou hvězdy blízko Slunce vyneseny do H-R diagramu, ukazuje rozložení hvězd různé hmotnosti, stáří a složení. Mnoho hvězd v diagramu je relativně blízko šikmé křivce zleva nahoře (vysoké svítivosti, rané spektrální typy ) do pravého dolního rohu (nízké svítivosti, pozdní spektrální typy ). Tyto hvězdy se nazývají hvězdy hlavní posloupnosti . Diagram však zahrnuje i hvězdy, které jsou v pozdějších fázích hvězdného vývoje a sestoupily z hlavní posloupnosti.

Protože jsou všechny hvězdy v kulové hvězdokupě od nás přibližně stejně daleko, liší se jejich absolutní velikost od zdánlivé velikosti přibližně o stejnou hodnotu. Hvězdy hlavní posloupnosti v kulové hvězdokupě jsou srovnatelné s podobnými hvězdami v blízkosti Slunce a budou se řadit podél linie hlavní posloupnosti. Přesnost tohoto předpokladu potvrzují srovnatelné výsledky získané porovnáním magnitud blízkých krátkoperiodických proměnných hvězd (jako je RR Lyrae ) a cefeid se stejnými typy hvězd v kupě [43] .

Porovnáním křivek na H-R diagramu lze určit absolutní velikost hvězd hlavní posloupnosti v kupě. To zase umožňuje odhadnout vzdálenost ke hvězdokupě na základě hodnoty zdánlivé hvězdné velikosti. Rozdíl mezi relativní a absolutní hodnotou, modul vzdálenosti , poskytuje odhad vzdálenosti [44] .

Když jsou hvězdy kulové hvězdokupy vyneseny do G-R diagramu, v mnoha případech téměř všechny hvězdy padají na poměrně určitou křivku, která se liší od G-R diagramu hvězd blízko Slunce, který spojuje hvězdy různého stáří a původu do jednoho. Celý. Tvar křivky pro kulové hvězdokupy je charakteristický pro skupiny hvězd, které vznikly přibližně ve stejnou dobu ze stejných materiálů a liší se pouze svou počáteční hmotností. Vzhledem k tomu, že poloha každé hvězdy na H-R diagramu závisí na věku, lze tvar křivky pro kulovou hvězdokupu použít k odhadu celkového stáří hvězdné populace [45] .

Nejhmotnější hvězdy hlavní posloupnosti budou mít nejvyšší absolutní magnitudu a tyto hvězdy jako první vstoupí na jeviště obra . Jak hvězdokupa stárne, začnou hvězdy s nižší hmotností přecházet do obřího stádia, takže stáří kupy s jedním typem hvězdné populace lze měřit hledáním hvězd, které právě začínají přecházet do obřího stádia. V H-R diagramu tvoří „koleno“ s rotací do pravého horního rohu vzhledem k linii hlavní sekvence. Absolutní velikost v oblasti bodu obratu závisí na stáří kulové hvězdokupy, takže věkovou stupnici lze vynést na osu rovnoběžnou s velikostí .

Kromě toho lze stáří kulové hvězdokupy určit z teploty nejchladnějších bílých trpaslíků . Výsledkem výpočtů bylo zjištěno, že typické stáří kulových hvězdokup může dosáhnout až 12,7 miliardy let [46] . V tom se výrazně liší od otevřených hvězdokup, které jsou staré jen pár desítek milionů let.

Stáří kulových hvězdokup omezuje věkovou hranici celého vesmíru. Tato spodní hranice byla významnou překážkou v kosmologii . Na počátku 90. let 20. století byli astronomové konfrontováni s odhady stáří kulových hvězdokup, které byly starší, než naznačovaly kosmologické modely. Podrobná měření kosmologických parametrů prostřednictvím průzkumů hlubokého nebe a přítomnosti satelitů, jako je COBE , však tento problém vyřešila.

Studie vývoje kulových hvězdokup lze také použít k určení změn způsobených kombinací plynu a prachu, které tvoří kupu. Data získaná studiem kulových hvězdokup pak slouží ke studiu evoluce celé Mléčné dráhy [47] .

V kulových hvězdokupách jsou některé hvězdy známé jako modré opozdilce , které podle všeho pokračují v pohybu po hlavní posloupnosti směrem k jasnějším modrým hvězdám. Původ těchto hvězd je stále nejasný, ale většina modelů naznačuje, že vznik těchto hvězd je výsledkem přenosu hmoty mezi hvězdami v binárních a trojných systémech [36] .

Kulové hvězdokupy v galaxii Mléčná dráha

Kulové hvězdokupy jsou kolektivními členy naší galaxie a jsou součástí jejího sférického subsystému : obíhají kolem středu hmoty galaxie po vysoce protáhlých drahách s rychlostmi ≈200 km/sa oběžná doba 10 8 -10 9 let. Stáří kulových hvězdokup v naší Galaxii se blíží svému stáří, což potvrzují jejich Hertzsprung-Russellovy diagramy obsahující charakteristický zlom v hlavní posloupnosti na modré straně, což naznačuje přeměnu hmotných hvězd, které jsou členy kupy, na červenou . obři .

Na rozdíl od otevřených hvězdokup a hvězdných asociací obsahuje mezihvězdné prostředí kulových hvězdokup málo plynu. Tato skutečnost je vysvětlena jednak nízkou parabolickou rychlostí , která je ≈10–30 km/s, a jednak jejich vysokým stářím. Dalším faktorem je zřejmě periodický průchod v průběhu rotace kolem středu naší Galaxie její rovinou, ve které se soustřeďují oblaka plynu, což přispívá k „vymetání“ vlastního plynu při těchto průchodech.

Kulové hvězdokupy v jiných galaxiích

V jiných galaxiích (například v Magellanových oblacích ) jsou také pozorovány relativně mladé kulové hvězdokupy.

Většina kulových hvězdokup v LMC a MMO patří na rozdíl od kulových hvězdokup v naší Galaxii mladým hvězdám a jsou většinou ponořeny v mezihvězdném plynu a prachu. Například mlhovinu Tarantule obklopují mladé kulové hvězdokupy modrobílých hvězd. Ve středu mlhoviny je mladá jasná hvězdokupa.

Kulové hvězdokupy v galaxii Andromeda (M31):

K pozorování většiny kulových hvězdokup M31 potřebujete dalekohled o průměru 10 palců, nejjasnější je vidět v 5palcovém dalekohledu. Průměrné zvětšení je 150-180x, na optickém schématu dalekohledu nezáleží.

Kupa G1 ( Mayall II ) je nejjasnější kupa v Místní skupině, ve vzdálenosti 170 000 ly. let.

Poznámky

1. ↑ Hubble Images a Swarm of Ancient Stars  (anglicky)  (odkaz není dostupný) . HubbleSite News Desk . Space Telescope Science Institute (1. července 1999). Datum přístupu: 26. ledna 2013. Archivováno z originálu 7. října 2008.
2. ↑ 1 2 Talpur J. A Guide to Globular Clusters (odkaz není k dispozici) . Univerzita Keele (1997). Datum přístupu: 26. ledna 2013. Archivováno z originálu 30. prosince 2012. (neurčitý) 
3. ↑ 1 2 Harris WE Katalog parametrů pro kulové hvězdokupy Mléčné dráhy: Databáze (odkaz dolů) . McMaster University (prosinec 2010). Datum přístupu: 26. ledna 2013. Archivováno z originálu 22. února 2012.  (neurčitý)  (publikovaná verze 1996: Harris WE A Catalogue 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. Kulové hvězdokupy Mléčné dráhy (odkaz není k dispozici) . SEDS (červen 2011). Získáno 10. října 2014. Archivováno z originálu 15. října 2014. (neurčitý) 
5. ↑ 1 2 Ashman KM, Zepf SE Vznik kulových hvězdokup ve splývajících a interagujících galaxiích . - 1992. - T. 384 . - S. 50-61 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170850 . - .
6. ↑ Barmby P., Huchra JP M31 Kulové hvězdokupy v archivu Hubbleova vesmírného dalekohledu. I. Detekce a úplnost shluků  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Sv. 122 , č. 5 . - str. 2458-2468 . - doi : 10.1086/323457 . - . - arXiv : astro-ph/0107401 .
7. ↑ McLaughlin DE, Harris WE, Hanes DA Prostorová struktura systému kulové hvězdokupy M87  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1994. - Sv. 422 , č.p. 2 . - str. 486-507 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/173744 . - .
8. ↑ Dauphole B., Geffert M., Colin J., Ducourant C., Odenkirchen M., Tucholke H.-J. Kinematika kulových hvězdokup, apocentrické vzdálenosti a gradient metalicity halo  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 1996. - Sv. 313 . - str. 119-128 . - .
9. ↑ Harris WE Systémy kulových hvězdokup v galaxiích mimo místní skupinu  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Výroční přehledy , 1991. - Sv. 29 . - str. 543-579 . - doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551 . - .
10. ↑ Dinescu DI, Majewski SR, Girard TM, Cudworth KM Absolutní správný pohyb Palomaru 12: Případ pro zachycení přílivu z trpasličí sféroidní galaxie Sagittarius  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Sv. 120 , č. 4 . - S. 1892-1905 . - doi : 10.1086/301552 . - . - arXiv : astro-ph/0006314 .
11. ↑ Lotz JM, Miller BW, Ferguson HC Barvy systémů kulových kup trpasličích eliptických galaxií, jádra a hvězdná hala  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Sv. 613 , č.p. 1 . - str. 262-278 . - doi : 10.1086/422871 . - . - arXiv : astro-ph/0406002 .
12. ↑ van den Bergh S. Kulové hvězdokupy a trpasličí sféroidní galaxie  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2008. - Sv. 385 , č.p. 1 . - P.L20-L22 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . — . - arXiv : 0711.4795 .
13. ↑ Sharp NA M22, NGC6656 (nedostupný odkaz) . Národní observatoř pro optickou astronomii . Získáno 10. října 2014. Archivováno z originálu 17. října 2014. (neurčitý) 
14. ↑ 1 2 Boyd RN Úvod do jaderné astrofyziky. - Chicago: University of Chicago Press, 2007. - 422 s. — ISBN 9780226069715 .
15. ↑ Ashman, 1998 , s. 2.
16. ↑ Shapley H. Kulové hvězdokupy a struktura galaktického systému  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - 1918. - Sv. 30 , č. 173 . - str. 42-54 . — ISSN 0004-6280 . - . —
17. ↑ Hogg H.S. Harlow Shapley a globulární hvězdokupy  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - 1965. - Sv. 77 , č. 458 . - str. 336-346 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/128229 . —
18. ↑ Piotto G., Bedin LR, Anderson J. a kol. Trojitá hlavní sekvence v kulové hvězdokupě NGC 2808  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Sv. 661 , č.p. 1 . - P.L53-L56 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/518503 . - .
19. ↑ Chaboyer B. Globular Cluster Age Dating // Astrophysical Ages and Times Scale / Ed. od T.v. Hippel, C. Simpson, N. Manset. - San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku, 2001. - Sv. 245. - S. 162-172. - (ASP Conference Series). - ISBN 1-58381-083-8 . —
20. ↑ Piotto G. Pozorování více populací v hvězdokupách // The Ages of Stars. - Mezinárodní astronomická unie, 2009. - Sv. 4. - S. 233-244. - (Proceedings of the International Astronomical Union). - - arXiv : 0902.1422
21. ↑ Weaver D., Villard R., Christensen LL et al. Hubble našel v kulové  hvězdokupě několik hvězdných „baby boomů“ . HubbleSite (2. května 2007). Staženo: 1. listopadu 2014.
22. ↑ Elmegreen BG, Efremov Yu. N. A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1997. - Sv. 480 , č.p. 1 . - str. 235-245 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/303966 . - .
23. ↑ Burkert A., Tremaine S. Korelace mezi centrálními supermasivními černými dírami a systémy kulových kup galaxií raného typu  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Sv. 720 , č.p. 1 . - S. 516-521 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/720/1/516 . - . - arXiv : 1004.0137 .
24. ↑ Negueruela I., Clark S. Young a Exotic Stellar Zoo - Teleskopy ESO odhalují superhvězdnou kupu v Mléčné  dráze . Evropská jižní observatoř (22. března 2005). Staženo: 1. listopadu 2014.
25. ↑ Pohlceni hvězdami poblíž srdce Mléčné dráhy  . Vesmírný dalekohled (27. června 2011). Staženo: 1. listopadu 2014.
26. ↑ Sigurdsson S. Planety v kulových hvězdokupách? (anglicky)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Sv. 399 , č.p. 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. Sborník příspěvků ze 160. kolokvia Mezinárodní astronomické unie. - San Francisco: Astronomická společnost Pacifiku, 1996. - Sv. 105. - S. 525-530. — (Série konference Astronomické společnosti Pacifické společnosti). — ISBN 1050-3390. - - arXiv : astro-ph/9605141
28. ↑ Bekki K., Freeman KC Vznik ω Centauri ze starověké jaderné trpasličí galaxie na mladém galaktickém disku  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 2003. - Vol. 346 , č.p. 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 Mléčná dráha kulové hvězdokupy  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2010. - Vol. 404 , č.p. 3 . - S. 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  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Space Telescope Science Institute (16. března 2002). Získáno 1. listopadu 2014. Archivováno z originálu 30. května 2012.
31. ↑ Všimněte si rozdílu – Hubble sleduje další kulovou hvězdokupu, ale s tajným  (anglicky)  (downlink) . Vesmírný dalekohled (3. října 2011). Získáno 1. listopadu 2014. Archivováno z originálu 3. srpna 2014.
32. ↑ Green SF, Jones MH, Burnell SJ Úvod do slunce a hvězd . - Cambridge: Cambridge University Press, 2004. - S. 240. - ISBN 0521837375 .
33. ↑ van Albada TS, Baker N. On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1973. - Sv. 185 . - str. 477-498 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/152434 .
34. ↑ Harris W.E. Prostorová struktura systému kulové hvězdokupy a vzdálenost ke galaktickému středu  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Sv. 81 . - S. 1095-1116 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/111991 . - .
35. ↑ Yoon S.-J., Lee Y.-W. Zarovnaný proud nízkokovových shluků v halu Mléčné dráhy   // Věda . - 2002. - Sv. 297 , č.p. 5581 . - str. 578-581 . — ISSN 0036-8075 . - doi : 10.1126/science.1073090 . - . — arXiv : astro-ph/0207607 . — PMID 12142530 .
36. ↑ 1 2 Leonard PJT Srážky hvězd v kulových hvězdokupách a problém modrého opozdilce  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1989. - Sv. 98 . - str. 217-226 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115138 . — .
37. ↑ Murphy BW Tisíc planoucích sluncí: Vnitřní život kulových hvězdokup   // Merkur . - 1999. - Sv. 28 , č. 4 . — ISSN 0047-6773 .
38. ↑ Savage D., Neal N., Villard R. et al. Hubble objevil černé díry na neočekávaných  místech . HubbleSite (17. září 2002). Staženo: 1. listopadu 2014.
39. ↑ Finley D. Star Cluster drží černou díru střední váhy, VLA  označuje . Národní radioastronomická observatoř (28. května 2007). Staženo: 1. listopadu 2014.
40. ↑ Baumgardt H., Hut P., Makino J. et al. O centrální struktuře M15  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Sv. 582 , č.p. 1 . -P.L21- L24 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/367537 . - . - arXiv : astro-ph/0210133v3 .
41. ↑ Baumgardt H., Makino J., Hut P. a kol. Dynamický model pro globulární hvězdokupu G1  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Sv. 589 , č.p. 1 . - P.L25-L28 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/375802 . - . - arXiv : astro-ph/0301469 . Archivováno z originálu 18. března 2012.
42. ↑ Surdin V. G. Index barev hvězdy . Astronet . Staženo: 1. listopadu 2014. (Ruština)
43. ↑ Shapley H. Studie založené na barvách a magnitudách ve hvězdokupách. I,II,III  (anglicky)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1917. - Sv. 45 . - S. 118-141 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/142314 . — .
44. ↑ Schwarzschild M. Struktura a vývoj hvězd . - New York: Dover, 1958. - 296 s. — (Doverské knihy o astronomii). - ISBN 0-486-61479-4 .
45. ↑ Sandage A. Pozorovací přístup k evoluci. III. Semiempirické evoluční stopy pro M67 a M3  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1957. - Sv. 126 . - str. 326-340 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/146405 . - .
46. ↑ Hansen BMS, Brewer J., Fahlman GG et al. Sekvence ochlazování bílého trpaslíka kulové hvězdokupy Messier 4  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2002. - Sv. 574 , č.p. 2 . -P.L155 - L158 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1086/342528 . - . — arXiv : astro-ph/0205087 .
47. ↑ Gratton R., Pasquini L. Ashes z Elder Brethren - UVES pozoruje anomálie hvězdné hojnosti v kulových  hvězdokupách . Evropská jižní observatoř (2. března 2001). Staženo: 1. listopadu 2014.

Odkazy

• kulové hvězdokupy
• Kulové hvězdokupy v Mléčné dráze  - seznam s parametry, včetně vzdálenosti od Slunce a středu galaxie  (angl.)
• Skupina globulární hvězdokupy  oddělení astronomie Padova
• Systémy globulárních clusterů Ashman KM . - Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1998. - 171 s. - (Cambridgeská astrofyzická řada, sv. 30). — ISBN 0521550572 .

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)
V bibliografických katalozích	BNF : 12393896 m GND : 4298254-6 J9U : 987007531590705171 LCCN : sh85127432