球状星団は、重力によって束ねられた球状の星の集合体であり、中心に向かって星が密集しています。数万から数百万の星[2]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体銀河と形状が似ており、長らく球状星団の方が明るいと考えられてきましたが、21世紀初頭には、特異な銀河の発見により、両者の区別は曖昧になってきました[3] 。球状星団の名称はラテン語の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ましたが、星団の真の性質が認識されたのは17世紀の望遠鏡の登場によるものでした。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として現れたため、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、それらの多くを天体カタログに含めました。18世紀の天文学者たちは、より大型の望遠鏡を使用して、球状星団が多数の独立した恒星の集まりであることを認識しました。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つとなりました。

球状星団はほぼすべての銀河に見られます。天の川銀河のような渦巻銀河では、主に銀河の外側の球状部分、すなわち銀河ハローに見られます。球状星団は最大かつ最も質量の大きい星団であり、渦巻銀河の円盤に一般的に見ら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個以上の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進化における役割は、どちらも未解明です。中には、その銀河系、さらには宇宙全体でも最古の天体の一つであり、宇宙の年齢の推定に制約を課しています。かつて星団は、一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は、異なる時期に形成された、あるいは異なる組成を持つ星々を含んでいます。星団の中には、複数回の星形成を経た星団もあれば、より小さな銀河がより大きな銀河に捕獲された残骸である星団もあるかもしれません。

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M 22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ました。 [4] [5] [6]南の空で肉眼で簡単に見えるオメガ・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ましたが、1677 年にエドモンド・ハレーによって星雲として再分類され、 [7]その後最終的に 19 世紀初頭にジョン・ハーシェルによって球状星団として分類されました。[8] [9] [10]フランスの天文学者アベ・ラカイユは、1751 年 - 1752 年のカタログにNGC 104、NGC 4833、M 55、M 69、およびNGC 6397を記載しました。[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ができませんでした。[11] [b] [12]

ウィリアム・ハーシェルが1782年に大型望遠鏡を用いた徹底的な天体調査を開始した当時、球状星団は34個しか知られていなかった。ハーシェルはさらに36個を発見し、それらのほぼすべてを恒星として分類した最初の人物となった。彼は1789年に発表した著書『第2千の新星雲・星団カタログ』の中で、球状星団という用語を初めて用いた。[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た。彼は球状星団のRRこと座変光星（シャプレーがセフェイド変光星と想定した星）を調べ、その明るさと変光周期から球状星団までの距離を推定した。後に、RRこと座変光星はセフェイド変光星よりも暗いことが判明し、シャプレーは距離を過大評価していた。[20]

黒い背景に何千もの白っぽい点が散らばり、中心に向かって強く集中している
NGC 7006は、非常に集中したクラス I 球状星団です。

天の川銀河の球状星団の大部分は、銀河核の周囲のハローに見られる。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。銀河中心の周囲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用い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]シャプレーの測定は、太陽が銀河中心から比較的遠いことを示しており、これは観測された通常の恒星の均一な分布から推測されていたものとは対照的である。実際には、ほとんどの通常の恒星は銀河の円盤内にあり、円盤内のガスや塵に隠されている。一方、球状星団は円盤の外側にあり、はるかに遠くからでも観測できる。[20]

黒い背景に何千もの白っぽい点が散らばり、中心に向かって強く集中している
さそり座にあるメシエ80球状星団は太陽から約3万光年の距離にあり、数十万個の恒星を含んでいます。 [26]

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]ヨーロッパ南天天文台によると、天の川銀河で知られている球状星団の数は2010年末までに158個に達したが、その後、ESOのVISTA（可視赤外線サーベイ望遠鏡）赤外線サーベイの一環として、ヴィア・ラクテア変光星（VVV）サーベイとして知られる2つの新しい球状星団が発見され、既知の球状星団の総数は160個になった。[29] 2011年にVISTAによって発見された2つの球状星団は、VVV CL001とVVV CL002と命名されている。[30] [31]

他にも、未発見の球状星団は銀河バルジ[32]にあるか、天の川銀河のガスと塵に隠れていると考えられています。[33]例えば、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、比較的近い場所にあっても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ります。天の川銀河と大きさが匹敵す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ます。[34]局部銀河群内の十分な質量を持つ銀河はすべて、球状星団の系を伴っており、調査されたほぼすべての大型銀河も同様です。[35] M 87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。[36]

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によって分類した。シャプレー・ソーヤー集中度分類として知られる彼らの体系は、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と分類している。[f] [37]チリ・ポンティフィカ・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き、新しいタイプの球状星団「暗黒球状星団」を提唱した。[38]

形成

黒い背景に何千もの白っぽい点が散らばり、中心に向かって強く集中している
NGC 2808には3つの異なる世代の星が含まれています。[39]
NASA画像

球状星団の形成は十分に解明されていない。[40]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た。現代の観測では、ほぼすべての球状星団が複数の種族を含んでいることが示されている。 [41]例えば、大マゼラン雲（LMC）の球状星団は二峰性の種族を示している。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る。 [42]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。[43]この星団の多様性は、力学的な起源を持つ可能性があると提案されている。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合体を観測しました。銀河団とは、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・合体するものです。銀河団の年齢や（おそらく）金属量の範囲は、銀河団の種族分布が二峰性、あるいは多峰性にまで及ぶ可能性があるとされています。[44]

斑点のある黒い背景の中央にある小さなぼやけた白いボール
球状星団メシエ54 [45]

球状星団の観測によると、球状星団の星は、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主に生まれています。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。[46]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と考えられます。[47]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と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、多くの場合、銀河の球状星団の合計質量に近いです。[48]

既知の球状星団には活発な星形成を示すものは見つかっていない。これは、球状星団は典型的には銀河系内で最も古い天体であり、最初に形成された星の集合体の一つであるという仮説と一致する。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、球状星団の前駆現象である可能性がある。 [49]

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、[50]最も質量の大きいオメガ・ケンタウリもその一つである。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。[51] [52]

構成

黒い背景に小さな鈍い白い点が散らばり、明るい色の星がいくつかある
ジョルゴフスキー1の恒星は水素とヘリウムを含みますが、それ以外はほとんど含まれていません。天文学的には、金属が乏しい恒星です。[53]

球状星団は、一般的に数十万個の低金属の古い星から構成されています。球状星団で発見された星は、渦巻銀河のバルジにある星に似ていますが、球状体の中に閉じ込められており、光の半分は半径わずか数パーセクから数十パーセクの範囲内で放射されます。[40]ガスや塵は存在せず、[54]ガスや塵はすべて、はるか昔に星に変化したか、あるいは大質量の第一世代の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。[40]

球状星団は高密度の星を含むことがあり、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個から1000個 /パーセクにまで増加します。 [55]比較すると、太陽の周りの星の密度はおよそ0.1個/パーセクです。 [ 56]球状星団内の星間の距離は通常約1光年ですが、[57]その中心部では星間の距離は平均で約3分の1光年で、これは太陽に最も近い隣人であるプロキシマ・ケンタウリまでの距離の13倍に相当します。[58]

球状星団は惑星系にとって不利な場所と考えられている。高密度星団の中心部では、通過する恒星の重力摂動により惑星軌道が力学的に不安定になる。例えば、 47 Tucanaeのような高密度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、わずか1億年程度しか生きられないだろう。[59]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存在するが、これらの惑星はパルサーを形成したイベント後に形成された可能性が高い。[60] 

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ルIIのような球状星団の中には、太陽質量数百万倍（M☉ ）にも及ぶ非常に巨大なものがあり、複数の恒星集団を擁しています。これらはいずれも、超大質量球状星団が矮小銀河の核から形成され、それがより大きな銀河に飲み込まれたことを示しています。[61]天の川銀河の球状星団の約4分の1は、このようにして形成されたと考えられており、[62]アンドロメダ銀河の外ハローにある球状星団の60%以上も同様です。[63]

重元素含有量

球状星団は通常、種族IIの星で構成され、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。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ぶ。恒星内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、新しい世代の星に取り込まれる。したがって、金属の割合は単純なモデルにおいて星の年齢を示す指標となり、古い星は一般的に金属量が低い。[64]

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、それらは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、こと座RR変光星の周期がわずかに長い。[65]分光学的に測定すると、両方の群と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） ほど弱くはなく、 [65] I型星は金属に富む星（例えば、Terzan 7 [66]）、II型星は金属に乏しい星（例えば、ESO 280-SC06 [67] ）と呼ばれる。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。どちらの群も宇宙自体とほぼ同じくらい古く、年齢も似ている。これらの亜種族を説明するシナリオとしては、ガスに富む銀河の激しい合体、矮小銀河の集積、そして単一銀河における複数の段階の星形成などが挙げられます。天の川銀河では、金属に乏しい銀河団はハローと関連し、金属に富む銀河団はバルジと関連しています。[68]    

天の川銀河における金属含有量の少ない星団の大部分は、銀河ハローの外側にある平面上に並んでいる。この観測結果は、II型星団がこれまで考えられていたように天の川銀河の球状星団系の中で最も古いメンバーではなく、伴銀河 から捕獲されたという見解を支持する。したがって、2つの星団タイプの違いは、2つの銀河がそれぞれの星団系を形成した時期の差によって説明できることになる。[69]

エキゾチックなコンポーネント

黒い背景に何千もの白っぽい点が散らばり、中心に向かって強く集中している
メシエ53には、青色はぐれ星と呼ばれる種類の星が異常に多く含まれています。[70] [71]

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、ブルーストラッグラー、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珍しい種類の星が生成される。[72]ブルーストラッグラーの形成過程は依然として不明だが、多くのモデルでは、星同士の衝突、例えば恒星の合体、恒星間の物質移動、あるいは2つの連星系の遭遇などが原因であるとされている。[73] [74]結果として生じた星は、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。 [75]一部の星団には、一方が他方よりも青い2つの異なるブルーストラッグラー系列が存在する。[74]

黒い背景に数百個の白っぽい点が散らばり、中心に向かって集中している
球状星団M15の中心には中間質量ブラックホールが存在する可能性があるが[76]、この主張には異論がある。[77]
メシエ4の恒星運動のシミュレーション
メシエ4の恒星運動のシミュレーション。天文学者はここに中間質量ブラックホールが存在する可能性があると疑っている。[78] [79]もし確認されれば、ブラックホールは銀河団の中心にあり、赤い円で囲まれた範囲（ブラックホール）を持つことになる。

天文学者たちは1970年代から球状星団内のブラックホールの探査を行ってきました。この探査には極めて高い解像度が求められ、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ました。HSTの観測に基づき、他の研究者たちは 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マヤールII星団に20,000  M☉のブラックホールが存在すると示唆しました。 [80]マヤール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の存在と一致するようですが、[81]これらのブラックホールの発見には議論の余地があります。[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 [77]とマヤール II [83]の両方で、ブラックホールがなくても、質量対光比は星団の中心に向かって急激に増加するはずであると指摘した。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完全に排除することはできない 。[84]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を分析した結果、この星団の中心にはおよそ800 M ☉の過剰質量があることが明らかになった が、それは拡張し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される可能性がある[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が）。

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起源となる可能性があり、銀河の発達理論にとって重要な意味を持つと考えられる。これらの中質量ブラックホールと推定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に以前に発見されたパターンに従っている。[82] [85]

ハーツシュプルング・ラッセル図

黒い背景に点が散らばっており、そのほとんどは黄色で、中央にほぼ垂直の帯状に並んでおり、いくつかの白い点は左に2本の腕のように伸びており、画像の右側には赤い点がいくつか散在している。
球状星団M3のH-R図。19等級の曲線には特徴的な「膝」があり、星は進化の過程で巨星期に入り始め、主系列の分岐点となる。

球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図（H-R図）は、天文学者が星団の多くの特性を決定することを可能にする。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、正の色指数は表面温度が低く赤みがかった星を示し、負の値は表面温度が高く青みがかった星を示す。H-R図上の星は、ほとんどが左上の高温で明るい星から右下の低温で暗い星へと向かう、ほぼ対角線上に並んでいる。この線は主系列と呼ばれ、星の進化の初期段階を表している。この図には、低温だが明るい赤色巨星など、進化の後期段階にある星も含まれている。[86]

H-R図を作成するには、観測対象の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。球状星団内の恒星はすべて地球からほぼ同じ距離にあるため、観測された等級を用いた色等級図は、H-R図をずらしたように見える（見かけの等級と絶対等級の差がほぼ一定であるため）。[87]このずれ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。この係数は、星団の色等級図の特徴（主系列など）を、別の星群の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る。この方法は、分光視差法または主系列フィッティングと呼ばれる。[88]

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、星団内の恒星はほぼ同じ年齢と組成を持ちます。恒星の進化は主に初期質量によって決定されるため、星団のHR-R図、つまり色等級図における恒星の位置は、主に初期質量を反映します。したがって、星団のHR-R図は、様々な年齢の恒星を含むHR-R図とは大きく異なります。球状星団のHR-R図では、ほぼすべての恒星が明確な曲線上にあり、その曲線の形状が星団の年齢を示しています。[87] [89]より詳細なHR-R図では、しばしば複数の恒星種族が明らかになり、互いに近接した曲線がそれぞれ、年齢や組成がわずかに異なる異なる恒星種族に対応していることが示されます。[41] 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りました。[90]

最も質量の大きい主系列星は最も高い光度を持ち、最初に巨星段階へと進化します。星団が年をとるにつれて、より質量の小さい星も同じように進化します。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ます。これらの星は、HR図において主系列線から右上に曲がった「膝」、つまり主系列ターンオフを形成します。この折れ曲がり部分の絶対等級は、星団の年齢に直接依存します。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ます。[87]

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、その多くは現在も活発に研究が続けられています。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パラダイムが覆されました。一部の球状星団は、構成や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つの近接しているが異なる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、球状星団の中心核の密度が高く、観測で複数の星が単一のターゲットとして見える場合に発生します。そのため、一見単一の星の測定された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。[92]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って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生じる可能性があります。[93]

結果

青色はぐれ星は、HR図上では、主系列からより明るく青い恒星の方向へ枝分かれする系列として現れる。[74] 白色矮星（太陽のような恒星の最後の残骸）は主系列の恒星より​​もはるかに暗く、やや高温であり、HR図の左下に位置する。球状星団の年代は、最も冷たい白色矮星の温度を調べることで決定でき、127億年という年齢になることが多い。[94]これに対し、散開星団が約5億年以上古いことはめったにない。 [ 95 ]球状星団の年齢は全宇宙の年齢の下限を設定し、宇宙論において重要な制約条件を提示する。歴史的に天文学者は、彼らの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]深宇宙探査や衛星を通じた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。[97] [98]

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な影響を与えるかを明らかにする。恒星の進化の軌跡は、重元素の存在量によって変化する。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用いられる。[99]

形態学

散開星団とは対照的に、ほとんどの球状星団は、その構成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。他の大きな質量を持つ星との強い潮汐相互作用により、一部の星は散開し、星団から離れた星の「潮汐尾」が残る。[101] [102]

球状星団の形成後、星々は互いに重力相互作用を始めます。星々の速度は着実に変化し、星々は元の速度の履歴を失います。この変化が起こる特徴的な間隔が緩和時間であり、これは星々が星団を横切るのに必要な時間の長さと星の質量数に関連しています。[103]緩和時間は星団によって異なりますが、典型的な値は10億年程度です。[104] [105]

球状星団は一般的に球形ですが、潮汐力の作用によって楕円形になることがあります。天の川銀河やアンドロメダ銀河内の球状星団は典型的には扁平な回転楕円体ですが、大マゼラン雲内の球状星団はより楕円形です。[106]

半径

黒い背景に数百個の白っぽい点が散らばっていて、中央に集中しており、フレーム全体に明るい赤と青の点が散らばっています。
NGC 411は散開星団に分類される。[107]

天文学者は、球状星団の形態（形状）を、標準的な半径、すなわちコア半径（r c）、半光度半径（r h）、そして潮汐半径またはヤコビ半径（r t）で特徴づけます。半径は、物理的な距離、または天空における内角として表すことができます。コア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、コア半径は見かけの表面光度が半分になる距離です。[108]これに相当する量は半光度半径、つまり星団全体の光度の半分を含むコアからの距離です。半光度半径は通常、コア半径よりも大きくなります。[109] [110]

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）やパロマー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。[111]半光度半径には、視線方向にあ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、星団の全質量の半分を含む中心核からの半径です。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示しています。例えば、メシエ3（M3）は、全体の可視範囲が約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、あるいはヒル球とは、球状星団の中心からの距離であり、銀河の外部重力が星団内の星々に星団自体よりも大きな影響を与える距離である。[113]これは、星団に属する個々の星が銀河から解き放たれる距離である。例えば、M3の潮汐半径は約40分角[114]、つまり約113パーセク[115]である。

質量分離、光度、コアの崩壊

ほとんどの天の川銀河系星団では、球状星団の表面輝度は、中心核からの距離が近づくにつれて最初は増加し、その後、中心核から典型的には1～2パーセク離れたところで横ばいになります。球状星団の約20%は「中心核の崩壊」と呼ばれる過程を経ています。このような星団では、中心核領域に至るまで輝度が着実に増加します。[116] [117]

黒い背景に何千もの白っぽい点が散らばり、中心に向かって強く集中している
47 きょしゃ座は、オメガ ケンタウリに次いで天の川銀河で 2 番目に明るい球状星団です。

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衝突すると、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、力学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と移動し、その結果、中心核領域の運動エネルギーが純減し、残りの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法則のカスプを形成します。[118]中心核に大質量ブラックホールが存在すると、光度カスプが形成されることもあります。[119]長い時間をかけて、質量の大きい星が中心核付近に集中する現象、つまり質量分離が起こります。[120]

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た後にのみ、より深い核崩壊が進行する。[121] [122]一方、球状星団が渦巻銀河の面を繰り返し通過する際に発生する潮汐衝撃の影響は、核崩壊を著しく加速させる傾向がある。[123]

コアの崩壊は3つの段階に分けられます。銀河団の青年期には、コアに最も近い恒星からコアの崩壊が始まります。連星系間の相互作用により、銀河団が中年期に近づくにつれて、さらなる崩壊は防がれます。中心の連星系は破壊されるか放出され、結果としてコアの密度が高まります。[124]崩壊したコア領域における恒星間の相互作用により、密な連星系が形成されます。他の恒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、銀河団は再膨張します。コアの崩壊にかかる平均時間は通常、銀河の年齢よりも短いため、銀河団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ります。[125]

黒い背景に数百個の白っぽい点が散らばり、中心に向かって集中している
球状星団NGC1854は大マゼラン雲に位置している。[126]

HSTは、球状星団におけるこの恒星の質量選別過程を、説得力のある観測的証拠によって示しました。重い恒星は減速して星団の中心に集まり、一方、軽い恒星は速度を上げて星団の周縁部に長く留まる傾向があります。約100万個の恒星からなる47トゥカン座は、南半球で最も密度の高い球状星団の一つです。この星団は、集中的な写真撮影調査の対象となり、星団内の約1万5000個の恒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全体の光度は、それぞれ平均等級M v、分散σ 2でほぼガウス分布を示す。この球状星団の光度分布は、球状星団光度関数（GCLF）と呼ばれる。天の川銀河の場合、M v  = −7.29 ± 0.13、σ = 1.1 ± 0.1である。GCLFは、遠方の銀河の球状星団も天の川銀河の球状星団と同様の挙動を示すという仮定の下、他の銀河までの距離を測定するための「標準光源」として用いられてきた。 [128]

N体シミュレーション

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。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、何千もの星からなる星団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、確率を使用して星の位置を記述することです。星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質量密度を半径の関数として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。[131] 2010年には、低密度の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]

完成したN体シミュレーションは、星がクラスター内で通常とは異なる軌道を描き、しばしばループを形成し、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を示している。さらに、一部の星は重力相互作用によって十分なエネルギーを得て、速度が十分に増加し、クラスターから脱出する。長い時間をかけてこのプロセスはクラスターの散逸につながり、このプロセスは蒸発と呼ばれる。[133]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。[103]球状星団の最終的な運命は、中心核に星を集積させて着実に収縮するか、 [134]外層から星が徐々に脱落するかのいずれかである。 [135]

連星は恒星系の大部分を占め、フィールドスターと散開星団の星の最大半数は連星系を形成している。[136] [137]球状星団における現在の連星系の割合を測定することは困難であり、初期の連星系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る。[138]球状星団の数値シミュレーションは、連星系が球状星団のコアの収縮過程を阻害し、さらには逆転させることさえ可能であることを実証している。星団内の星が連星系と重力衝突すると、連星系がより強く結合し、孤立星に運動エネルギーが加えられる可能性がある。この過程によって星団内の大質量星の速度が加速されると、コアの収縮が緩和され、コアの収縮が抑制される。[75] [139]

中間形態

黒い背景に何千もの白っぽい点が散らばり、中心に向かって強く集中している
メシエ10は地球から約15,000光年離れたへびつかい座にあります。 [ 140]

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ます。例えば、天の川銀河南部にあるBH 176は、散開星団と球状星団の両方の性質を持っています。[141]

2005年、天文学者たち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」の星団を発見しました。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、星の種族や金属量といった他の特徴も共有していますが、直径数百光年と大きく、密度が数百倍も低いという点で区別されます。星間の距離は大きく、パラメータ的に見ると、これらの星団は球状星団と矮小球状銀河の中間に位置します。[142] これらの拡張型星団の形成は、おそらく集積に関連しています。[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す。アンドロメダ銀河だけがこのような星団を持つ銀河ではない可能性が高いですが、他の銀河における存在は未だ不明です。[142]

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を持つ天体に近づくと、潮汐相互作用を受ける。星団の近い部分と遠い部分の重力の強さの差により、非対称な潮汐力が生じる。星団の軌道が銀河面を通過すると、「潮汐衝撃」が発生する。[123] [144]

潮汐衝撃波は星団ハローから星々を引き離し、星団の中心核だけを残すことがある。これらの星々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。[145]これらの尾は通常、星団の軌道に沿って前後に伸び、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形状を形成することがある。[146]例えば、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位置する。星々の流れはこの星団の軌道の前後に向かって伸び、13,000光年の距離にまで及ぶ。潮汐相互作用はパロマー 5の質量の大部分を剥ぎ取っており、銀河核とのさらなる相互作用により、パロマー5は天の川銀河のハローを周回する長い星々の流れに変化すると予想される。[147]

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星や球状星団を潮汐力によって剥ぎ取っている。天の川銀河の外側ハローにある球状星団の最大20%は、この銀河で形成された可能性がある。[148] 例えば、パロマー12はいて座矮小球状銀河で形成された可能性が高いが、現在は天の川銀河と関連している。 [149] [150]このような潮汐力相互作用は、球状星団に運動エネルギーを与え、蒸発率を劇的に増加させ、星団のサイズを縮小させる。[103]蒸発の増加は、核の崩壊プロセスを加速させる。[103] [151]

惑星

天文学者たちは球状星団の恒星から太陽系外惑星を探索している。[152] 2000年に行われた球状星団47 Tucanaeにおける巨大惑星の探索では、発見は得られなかった。これは、これらの惑星の形成に必要な重元素の存在量が、太陽の少なくとも40%である可能性を示唆している。重元素は球状星団では少ないが、地球の少なくとも40%は必要である可能性がある。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構成されるため、太陽近傍の恒星に比べて、これらの恒星が地球質量の惑星を宿す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。[153]

球状星団メシエ4に巨大惑星が発見されました。この惑星は連星系PSR B1620-26のパルサーを周回しています。この惑星の軌道は偏心しており、大きく傾斜しているため、星団内の別の恒星の周りで形成され、その後「交換」されて現在の配置になった可能性が示唆されています。[154]球状星団内の恒星同士の接近遭遇は、惑星系を混乱させる可能性があります。一部の惑星は分離して放浪惑星となり、銀河を周回します。恒星の近くを周回する惑星は混乱し、軌道の減衰、軌道離心率の増加、潮汐力の影響につながる可能性があります。[155] 2024年には、パルサー「M62H」のすぐ近くを周回するガス巨星または褐色矮星が発見されました。この名称は、この惑星系が球状星団メシエ62に属することを示しています。[156]

参照

脚注

  1. ^ 数字の前のラベルMはシャルル・メシエのカタログを指し、 NGC はジョン・ドレイアーのNew General Catalogueからのものです。
  2. ^ 437ページより： 「1764年5月8日、南緯25度55分40秒に星雲を発見した。1764年5月8日、アンタレス
    付近とその緯線上に星雲を発見した。それは光源であり、広がりがほとんどなく、暗く、観察が困難であった。良質の望遠鏡を用いれば、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)
  3. ^ 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。
  4. ^ 218ページで星団の形状について論じたハーシェルは次のように書いている。
    「そして、上記の現象から、ほぼ等しい大きさの星々からなる球状星団が存在し、それらは中心から等距離に均等に散在しているが、中心に向かって集積が進んでいることがわかる。」[18] (p 218)
  5. ^ 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、遠方の天体（球状星団など）からの光の量を吸収して減少させ、そのためそれらの天体がさらに遠くにあるように見えるようになった。
  6. ^ 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。

参考文献

  1. ^ abcd 「球状星団 - 色・等級図 | ブリタニカ」www.britannica.com . 2023年3月11日閲覧。
  2. ^ “球状星団”. ESA/ハッブル. 2022年7月4日閲覧。
  3. ^ Van Den Bergh, Sidney (2008年3月). 「球状星団と矮小球状銀河」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 385 (1): L20 – L22 . arXiv : 0711.4795 . Bibcode :2008MNRAS.385L..20V. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x .
  4. ^ キルヒ、ゴットフリート (1682)アヌス 2 世。 Ephemeridum Motuum Coelestium Ad Annum Aerae Christianae M. DC。 LXXXII。 …【2年目。西暦 1682 年の天体の動きの暦。] ライプツィヒ、(ドイツ): フリードリヒ ランキッシュの相続人。 （ラテン語）54ページ。この本にはページ番号が振られていません。ただし、付録のセクションIII。 Stella nebulosa prope pedem borealem Ganymedis observata, Lipsia, die 1. Sept. 1681. (III. ライプツィヒで1681年9月1日に観測されたガニメデ北麓付近の星雲) の第一段落で、キルヒは最近発見された星雲を列挙しています。「 […] & tertia in Sagittaris, quam Dn. Joh. Abrah. Ihle Anno 1665. deprehendit; […] 」（[…] そして、ヨハン・アブラハム・イーレ氏が1665年に発見した、いて座の3番目の[星雲]。[…]）ダウンロード可能: Digitale Sammlungen der Universitäts- und Landesbibliothek Sachsen-Anhalt (ザクセン＝アンハルト大学および州立図書館のデジタルコレクション)
  5. ^ ab Lynn, WT (1886年4月). 「いて座22メシエ星団の発見」. The Observatory . 9 : 163–164 .書誌コード:1886Obs.....9..163L.
  6. ^ Sharp, NA「M22, NGC 6656」. NOIRLab . 2021年8月23日閲覧。
  7. ^ ハレー、エドモンド (1679). Catalogus Stellarum Australium … [南半球の恒星一覧 … ]. ロンドン、イギリス: トーマス・ジェームズ. この本にはページ番号が振られていません。しかし、「ケンタウルス座」のセクションには、「馬の背の星雲」と記された項目があります。この星雲の位置はオメガ・ケンタウリと一致しています。
  8. ^ ハーシェル、ジョン・FW (1847). 喜望峰における1834年、1835年、1836年、1837年、1838年の天文観測の成果。1825年に開始された望遠鏡による可視天体全表面の調査の完了。ロンドン、イギリス：スミス・エルダー社。p. 105。書誌コード：1847raom.book.....H. 参照項目: 🜨 [球状星団の記号]; ω ケンタウリ
  9. ^ オメーラ、スティーブン・ジェームズ (2012). 『ディープ・スカイ・コンパニオンズ：南の宝石』ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局. pp.  243– 245. ISBN 978-1-107-01501-2. 2021年9月24日閲覧。
  10. ^ “オメガ・ケンタウリ”. eso.org .ヨーロッパ南天天文台. 2021年9月24日閲覧。
  11. ^ ab メシエ、チャールズ(1771)。 「Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizo​​n de Paris; observées à l'Observatoire de la Marine, avec Differentens devices」 [パリの地平線上の恒星の中に発見される星雲と星団のカタログ。海軍天文台でさまざまな機器を使って観察された]。Histoire de l'Académie Royale des Sciences ... Avec les Mémoires de Mathématique & de Physique, pour la même Année, ... [王立科学アカデミーの歴史 ... 同年の数学および物理回想録を含む ...] (フランス語): 435–461。
  12. ^ ボイド、リチャード・N. (2008). 核天体物理学入門. シカゴ大学出版局. p. 376. ISBN 978-0-226-06971-5。
  13. ^ ハレー、エドモンド(1716). 「望遠鏡の助けを借りて、最近、固定された恒星の間に発見された、いくつかの星雲または雲のような明瞭な斑点に関する記述」ロンドン王立協会哲学論文集29 (347): 390– 392. doi : 10.1098/rstl.1714.0046 .
  14. ^ ab ムーア、パトリック(2003). 『宇宙の地図帳』 ファイアフライブックス. ISBN 978-0-681-61459-8。
  15. ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. 「ゴットフリート・キルヒ（1639–1710）」. Students for the Exploration and Development of Space (SEDS) . 2021年8月9日閲覧。
  16. ^ ab Cudnik, Brian (2012). 微弱な天体とその観測方法. Springer Science & Business Media. p. 8. ISBN 978-1-4419-6756-5。
  17. ^ ab Chen, James L. (2015). ハッブル宇宙望遠鏡の天体ガイド：その選定、位置、そして重要性。アダム・チェンによるイラスト。シュプリンガー。p. 110。ISBN 978-3-319-18872-0。
  18. ^ ab ハーシェル、ウィリアム(1789). 「第2千の新しい星雲と星団のカタログ、天体の構成に関するいくつかの序論的発言付き」ロンドン王立協会哲学論文集. 79 : 212–255 .書誌コード:1789RSPT...79..212H . 2021年4月28日閲覧。
  19. ^ ab Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. 「球状星団」.メシエカタログ. 宇宙探査開発学生協会. 2015年4月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年6月19日閲覧。
  20. ^ ab アシュマン, キース・M. ; ゼプフ, スティーブン・E. (1998). 球状星団システム. ケンブリッジ天体物理学シリーズ. 第30巻. ケンブリッジ大学出版局. p. 2. ISBN 978-0-521-55057-4。
  21. ^ シャプレー、ハーロウ(1918). 「球状星団と銀河系の構造」.太平洋天文学会刊行物. 30 (173): 42– 54.書誌コード:1918PASP...30...42S. doi : 10.1086/122686 .
  22. ^ Trimble, VL (1995年12月). 「1920年のシャプレー・カーティス討論：背景、問題点、そしてその後」.太平洋天文学会刊行物. 107 : 1133. Bibcode :1995PASP..107.1133T. doi :10.1086/133671. S2CID  122365368.
  23. ^ ベネット, ジェフリー・O.; ドナヒュー, ミーガン; シュナイダー, ニコラス; ヴォイト, マーク (2020). 『宇宙的視点』（第9版）. ピアソン. ISBN 978-0-134-87436-4。
  24. ^ ゼイリック, マイケル; グレゴリー, スティーブン A (1998). 『天文学と天体物理学入門』（第4版）ベルモント・ドライブ, カリフォルニア州: ブルックス/コール, センゲージ・ラーニング. p. 277. ISBN 978-0-03-006228-5。
  25. ^ ライデン、バーバラ・スー; ピーターソン、ブラッドリー・M. (2010). 『天体物理学の基礎』サンフランシスコ、カリフォルニア州、p. 436. ISBN 978-0-321-59558-4。{{cite book}}: CS1 メンテナンス: 場所の発行元が見つかりません (リンク)
  26. ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡が古代の星の群れを捉える」欧州宇宙機関（ESA）2021年8月23日閲覧。
  27. ^ Frommert, Hartmut (2007年8月). 「天の川銀河球状星団」.宇宙探査開発学生協会. 2008年2月26日閲覧。
  28. ^ キャロル、ブラッドリー・W. (2017). 『現代天体物理学入門（第2版）』ケンブリッジ大学出版局（イギリス）, p. 894. ISBN 978-1-108-42216-1. 2021年9月24日閲覧。
  29. ^ [email protected]. 「VISTAが新たな球状星団を発見 ― 天の川銀河の中心部を直視」www.eso.org . 2025年2月9日閲覧。
  30. ^ Minniti, D.; Hempel, M.; Toledo, I.; Ivanov, VD; Alonso-García, J.; Saito, RK; Catelan, M.; Geisler, D.; Jordán, A.; Borissova, J.; Zoccali, M.; Kurtev, R.; Carraro, G.; Barbuy, B.; Clariá, J. (2011年3月1日). 「VVV CL001の発見 - 銀河バルジ方向でUKS 1に隣接する低質量球状星団」. Astronomy & Astrophysics . 527 : A81. arXiv : 1012.2450 . Bibcode :2011A&A...527A..81M. doi :10.1051/0004-6361/201015795. ISSN  0004-6361.
  31. ^ ビディン、C. モニ;マウロ、F.ガイスラー、D.ミニティ、D.カテラン、M.ヘンペル、M.ヴァレンティ、E.ヴァルカルセ、A.a. R.;アロンソ＝ガルシア、J.ボリソワ、J.カラロ、G.ルーカス、P.シェネ、A.-N.ゾッカリ、M.クルテフ、RG (2011 年 11 月 1 日)。 「3つの銀河球状星団候補」。天文学と天体物理学。535 : A33. arXiv : 1109.1854。ビブコード:2011A&A...535A..33M。土井：10.1051/0004-6361/201117488。ISSN  0004-6361。
  32. ^ Camargo, D.; Minniti, D. (2019). 「銀河バルジで発見された3つの球状星団候補」.王立天文学会月報. 484 : L90 – L94 . arXiv : 1901.08574 . doi : 10.1093/mnrasl/slz010 .
  33. ^ Ashman, Keith M. ; Zepf, Stephen E. (1992). 「合体および相互作用する銀河における球状星団の形成、パート1」. Astrophysical Journal . 384 : 50–61 . Bibcode :1992ApJ...384...50A. doi :10.1086/170850.
  34. ^ Barmby, P. ; Huchra, JP (2001). 「ハッブル宇宙望遠鏡アーカイブにおけるM31球状星団。I. 星団の検出と完全性」.天文学ジャーナル. 122 (5): 2458– 2468. arXiv : astro-ph/0107401 . Bibcode :2001AJ....122.2458B. doi :10.1086/323457. S2CID  117895577.
  35. ^ Harris, William E. (1991). 「局部銀河群を超える銀河における球状星団系」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 29 (1): 543– 579. Bibcode :1991ARA&A..29..543H. doi :10.1146/annurev.aa.29.090191.002551.
  36. ^ McLaughlin, Dean E.; Harris, William E.; Hanes, David A. (1994). 「M87球状星団システムの空間構造」. Astrophysical Journal . 422 (2): 486– 507. Bibcode :1994ApJ...422..486M. doi :10.1086/173744.
  37. ^ ホッグ、ヘレン・バトルズ・ソーヤー (1965). 「ハーロウ・シャプレー星と球状星団」.太平洋天文学会刊行物. 77 (458): 336– 346. Bibcode :1965PASP...77..336S. doi : 10.1086/128229 .
  38. ^ 「超大型望遠鏡が新たな球状星団を発見」天文学誌、2015年5月13日。 2015年5月14日閲覧。
  39. ^ Piotto, G.; Bedin, LR; Anderson, J.; King, IR; Cassisi, S.; Milone, AP; Villanova, S.; Pietrinferni, A.; Renzini, A. (2007年5月). 「球状星団NGC 2808における三重主系列」. The Astrophysical Journal . 661 (1): L53 – L56 . arXiv : astro-ph/0703767 . Bibcode :2007ApJ...661L..53P. doi :10.1086/518503. S2CID  119376556.
  40. ^ abc グラットン、ラファエレ;ブラガリア、アンジェラ。カレッタ、エウジェニオ。ドラジ、ヴァレンティナ。ルカテロ、サラ。ソッリマ、アントニオ (2019)。 「球状星団とは何か？観測の視点」。天文学と天体物理学のレビュー。27 (1): 8. arXiv : 1911.02835。ビブコード:2019A&ARv..27....8G。土井：10.1007/s00159-019-0119-3。S2CID  207847491。
  41. ^ ab Bastian, Nate; Lardo, Carmela (2018年9月14日). 「球状星団における多重恒星集団」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 (1): 83– 136. arXiv : 1712.01286 . Bibcode :2018ARA&A..56...83B. doi :10.1146/annurev-astro-081817-051839. S2CID  59144325.
  42. ^ ピオット, ジャンパオロ (2009年6月).星団における多重種族の観測.星の年齢, 国際天文学連合シンポジウム議事録. 第258巻. pp.  233– 244. arXiv : 0902.1422 . Bibcode :2009IAUS..258..233P. doi :10.1017/S1743921309031883.
  43. ^ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, LL; Piotto, G.; Bedin, L. (2007年5月2日). 「ハッブル、球状星団内に複数の恒星「ベビーブーム」を発見」. ハッブル・ニュースデスク. 2007年5月1日閲覧。
  44. ^ アマロ＝セオアネ、P.;コンスタンティニディス、S.ブレム、P.カテラン、M. (2013)。 「多金属球状星団の合体: ダイナミクスの役割」。王立天文協会の月次通知。435 (1 ) : 809–821.arXiv : 1108.5173 。ビブコード:2013MNRAS.435..809A。土井：10.1093/mnras/stt1351。S2CID  54177579。
  45. ^ Mucciarelli, Alessio; Christensen, Lars Lindberg (2014年9月10日). 「この星団は見た目とは違う」（プレスリリース）.ヨーロッパ南天天文台. eso1428 . 2021年4月7日閲覧。
  46. ^ Elmegreen, BG; Efremov, YN (1999). 「乱流ガス中における散開星団および球状星団の普遍的な形成メカニズム」.アストロフィジカルジャーナル. 480 (2): 235– 245. Bibcode :1997ApJ...480..235E. doi : 10.1086/303966 .
  47. ^ ロッツ, ジェニファー・M. ; ミラー, ブライアン・W. ; ファーガソン, ヘンリー・C. (2004年9月). 「矮小楕円銀河球状星団系、核、そして恒星ハローの色」.アストロフィジカル・ジャーナル. 613 (1): 262– 278. arXiv : astro-ph/0406002 . Bibcode :2004ApJ...613..262L. doi :10.1086/422871. S2CID  10800774.
  48. ^ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (2010年4月1日). 「中心超大質量ブラックホールと早期型銀河の球状星団システムの相関関係」. The Astrophysical Journal . 720 (1): 516– 521. arXiv : 1004.0137 . Bibcode :2010ApJ...720..516B. doi :10.1088/0004-637X/720/1/516. S2CID  118632899.考えられる説明としては、巨大なブラックホール質量と巨大な球状星団集団の両方が、最近の大規模な合体と関連しているという点が挙げられる。
  49. ^ Negueruela, Ignacio; Clark, Simon (2005年3月22日). 「若くてエキゾチックな恒星の動物園：ESOの望遠鏡が天の川銀河の超星団を発見」（プレスリリース）. ヨーロッパ南天天文台. eso0510. 2007年4月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年4月7日閲覧。
  50. ^ Kravtsov, VV (2001). 「外縁銀河ハローの球状星団と矮小球状銀河：その形成に関する推定シナリオ」.天文学・天体物理学論文集. 20 (1): 89– 92. Bibcode :2001A&AT...20...89K. doi :10.1080/10556790108208191.
  51. ^ Bekki, K.; Freeman, KC (2003). 「若い銀河系円盤における古代の核形成矮小銀河からのωケンタウリの形成：ωケンタウリの形成」.王立天文学会月報. 346 (2): L11 – L15 . arXiv : astro-ph/0310348 . Bibcode :2003MNRAS.346L..11B. doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x .
  52. ^ Johnson, Christian I.; Dupree, Andrea K.; Mateo, Mario; Bailey, John I.; Olszewski, Edward W.; Walker, Matthew G. (2020). 「オメガケンタウリ（NGC 5139）における最も金属の少ない星」. The Astronomical Journal . 159 (6): 254. arXiv : 2004.09023 . Bibcode :2020AJ....159..254J. doi : 10.3847/1538-3881/ab8819 . S2CID  215827658.
  53. ^ 「天の川銀河の中心付近の星々に飲み込まれる」欧州宇宙機関（ESA） . 2011年6月28日閲覧。
  54. ^ Bastian, N.; Strader, J. (2014年10月1日). 「若い大質量星団の研究による球状星団形成の制約 – III. 大マゼラン雲と小マゼラン雲の大質量星団におけるガスと塵の不足」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 443 (4): 3594– 3600. arXiv : 1407.2726 . doi : 10.1093/mnras/stu1407 .
  55. ^ Talpur, Jon (1997). 「球状星団ガイド」. キール大学. 2021年4月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年4月25日閲覧。
  56. ^ ママジェク、エリック. 「太陽近傍における様々なタイプの星の数密度」. ロチェスター大学物理天文学部. 2021年9月5日閲覧。
  57. ^ イアン・スメール「球状星団のヘルツシュプルング・ラッセル図」物理学部、ダラム大学。 2021年9月5日閲覧。
  58. ^ “Colorful Stars Galore Inside Globular Star Cluster Omega Centauri”. NASA . 2009年9月9日. 2021年1月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年4月28日閲覧。
  59. ^ Sigurdsson, Steinn (1992). 「球状星団内の惑星？」.天体物理学ジャーナル. 399 (1): L95 – L97 . arXiv : 2504.01263 . Bibcode :1992ApJ...399L..95S. doi :10.1086/186615.
  60. ^ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, FA; Thorsett, SE (1999). 「PSR B1620-26三連星系の軌道パラメータ」.国際天文学連合第160回コロキウム議事録. 105 : 525. arXiv : astro-ph/9605141 . Bibcode :1996ASPC..105..525A.
  61. ^ Bekki, K.; Freeman, KC (2003年12月). 「若い銀河系円盤における古代の核形成矮小銀河からのωケンタウリの形成」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 346 (2): L11 – L15 . arXiv : astro-ph/0310348 . Bibcode :2003MNRAS.346L..11B. doi :10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x. S2CID  119466098.
  62. ^ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (2010年1月25日). 「集積型天の川球状星団と原位置天の川球状星団」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 404 (3): 1203. arXiv : 1001.4289 . Bibcode :2010MNRAS.404.1203F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x . S2CID  51825384.
  63. ^ Forbes, Duncan A.; Bastian, Nate; Gieles, Mark; Crain, Robert A.; Kruijssen, JM Diederik; Larsen, Søren S.; Ploeckinger, Sylvia; Agertz, Oscar; Trenti, Michele; Ferguson, Annette MN; Pfeffer, Joel; Gnedin, Oleg Y. (2018年2月). 「宇宙論的銀河集合の文脈における球状星団の形成と進化：未解決の問題」Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences . 474 (2210) 20170616. arXiv : 1801.05818 . Bibcode :2018RSPSA.47470616F. doi : 10.1098/rspa.2017.0616 . PMC 5832832 . PMID  29507511. 
  64. ^ グリーン、サイモン・F.、ジョーンズ、マーク・H.、バーネル、S.・ジョセリン (2004). 『太陽と星への入門』 ケンブリッジ大学出版局. p. 240. ISBN 978-0-521-54622-5。
  65. ^ ab van Albada, TS; Baker, Norman (1973). 「球状星団の2つのオーステルホフ群について」.アストロフィジカル・ジャーナル. 185 : 477–498 . Bibcode :1973ApJ...185..477V. doi :10.1086/152434.
  66. ^ ブオナンノ、R.;コルシ、CE;プロネ、L. (1995)。 「ESO280-SC06」。天文雑誌。109 : 663。ビブコード:1995AJ....109..663B。土井：10.1086/117309。
  67. ^ Frommert, Hartmut. 「球状星団ESO 280-S C06、アラバマ州」。宇宙探査開発学生協会。2021年4月9日閲覧。
  68. ^ Harris, WE (1976). 「球状星団系の空間構造と銀河中心までの距離」.天文学ジャーナル. 81 : 1095–1116 . Bibcode :1976AJ.....81.1095H. doi :10.1086/111991.
  69. ^ Lee, YW; Yoon, SJ (2002). 「天体の構築について」.天の川銀河ハローにおける低金属量星団の整列流. 297 (5581): 578– 581. arXiv : astro-ph/0207607 . Bibcode :2002Sci...297..578Y. doi :10.1126/science.1073090. PMID  12142530. S2CID  9702759.
  70. ^ 「間違い探し - ハッブル宇宙望遠鏡がもう一つの球状星団を発見、ただし秘密あり」。今週の写真。ESA/ハッブル。 2011年10月5日閲覧。
  71. ^ 「APOD: 2021年2月7日 – 球状星団M53のブルー・ストラッグラー星」。今日の天文学写真。2021年2月28日閲覧。
  72. ^ カミロ, フェルナンド (2005年1月12日). 「球状星団のパルサー」.太平洋天文学会誌. 328 (328): 147. arXiv : astro-ph/0501226 . Bibcode :2005ASPC..328..147C.
  73. ^ Leonard, Peter JT (1989). 「球状星団における恒星衝突とブルー・ストラッグラー問題」.天文学ジャーナル. 98 : 217–226 . Bibcode :1989AJ.....98..217L. doi :10.1086/115138.
  74. ^ abc Ferraro, FR; Lanzoni, B.; Raso, S.; Nardiello, D.; Dalessandro, E.; Vesperini, E.; Piotto, G.; Pallanca, C.; Beccari, G.; Bellini, A.; Libralato, M.; Anderson, J.; Aparicio, A.; Bedin, LR; Cassisi, S.; Milone, AP; Ortolani, S.; Renzini, A.; Salaris, M.; van der Marel, RP (2018年6月8日). 「ハッブル宇宙望遠鏡による銀河系球状星団のUVレガシーサーベイ。XV. 動的時計：ブルーストラッグラー星の分離レベルから星団の動的進化を読み取​​る」.アストロフィジカルジャーナル. 860 (1): 36. arXiv : 1805.00968 . Bibcode :2018ApJ...860...36F. doi : 10.3847/1538-4357/aac01c . S2CID  119435307.
  75. ^ ab Rubin, VC ; Ford, WKJ (1999). 「A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters」Mercury . 28 (4): 26. Bibcode :1999Mercu..28d..26M. 2006年5月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年6月2日閲覧。
  76. ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、予想外の場所でブラックホールを発見」（プレスリリース）。宇宙望遠鏡科学研究所。2002年9月17日。2002-18年。
  77. ^ ab バウムガルト, ホルガー; ハット, ピエト; 牧野, 純一郎; マクミラン, スティーブ; ポルテギーズ・ズワルト, サイモン (2003). 「M15の中心構造について」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 582 (1): 21. arXiv : astro-ph/0210133 . Bibcode :2003ApJ...582L..21B. doi :10.1086/367537. S2CID  16216186.
  78. ^ ab Vitral, E.; et al. (2023). 「球状星団M4における捉えどころのない暗黒中心質量」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 522 (4): 5740– 5757. arXiv : 2305.12702 . Bibcode :2023MNRAS.522.5740V. doi : 10.1093/mnras/stad1068 .
  79. ^ ab 「NASA​​のハッブル宇宙望遠鏡、地球に近い中規模ブラックホールを探る」NASA 2023年5月23日. 2023年5月23日閲覧。
  80. ^ Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H. (2002年9月17日). 「ハッブル宇宙望遠鏡、予想外の場所でブラックホールを発見」. Space Telescope Science Institute. 2003年11月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年5月25日閲覧。
  81. ^ フィンリー、デイブ (2007年5月28日). 「VLAが示唆する星団に中程度のブラックホールが存在」NRAO . 2007年5月29日閲覧。
  82. ^ ab Greene, Jenny E.; Strader, Jay; Ho, Luis C. (2020年8月18日). 「中間質量ブラックホール」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 58 (1): 257– 312. arXiv : 1911.09678 . Bibcode :2020ARA&A..58..257G. doi :10.1146/annurev-astro-032620-021835. S2CID  208202069.
  83. ^ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). 「球状星団G1の動的モデル」. Astrophysical Journal Letters . 589 (1): 25. arXiv : astro-ph/0301469 . Bibcode :2003ApJ...589L..25B. doi :10.1086/375802. S2CID  119464795.
  84. ^ Tremou, Evangelia; Strader, Jay; Chomiuk, Laura; Shishkovsky, Laura; Maccarone, Thomas J.; Miller-Jones, James CA; Tudor, Vlad; Heinke, Craig O.; Sivakoff, Gregory R.; Seth, Anil C.; Noyola, Eva (2018年7月18日). 「MAVERICサーベイ：球状星団における中間質量ブラックホール集積の証拠はまだ見つかっていない」. The Astrophysical Journal . 862 (1): 16. arXiv : 1806.00259 . Bibcode :2018ApJ...862...16T. doi : 10.3847/1538-4357/aac9b9 . S2CID  119367485.
  85. ^ Baumgardt, H.; He, C.; Sweet, SM; Drinkwater, M.; Sollima, A.; Hurley, J.; Usher, C.; Kamann, S.; Dalgleish, H.; Dreizler, S.; Husser, T. -O. (2019). 「球状星団ω CenとNGC 6624における中間質量ブラックホールの証拠はなし」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 488 (4): 5340. arXiv : 1907.10845 . Bibcode :2019MNRAS.488.5340B. doi : 10.1093/mnras/stz2060 .
  86. ^ ウッドロウ、ジャニス (1991). 「ヘルツシュプルング・ラッセル図：難しい概念の説明」. 『理科教師』. 58 (8): 52– 57. ISSN  0036-8555. JSTOR  24146262.
  87. ^ abc Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2017). 『現代天体物理学入門（第2版）』ケンブリッジ、イギリス. pp.  475– 476. ISBN 978-1-108-42216-1。{{cite book}}: CS1 メンテナンス: 場所の発行元が見つかりません (リンク)
  88. ^ シュワルツシルト、マーティン（1958年）『星の構造と進化』プリンストン大学出版局、ISBN 978-0-486-61479-3。 {{cite book}}:ISBN / 日付の非互換性（ヘルプ）
  89. ^ アーカンソー州サンデージ(1957)。 「進化への観察的アプローチ III. M67 と M3 の半経験的進化の軌跡」。天体物理学ジャーナル。126 : 326。ビブコード:1957ApJ...126..326S。土井：10.1086/146405。
  90. ^ Piotto, G.; Milone, AP; Bedin, LR; Anderson, J.; King, IR; Marino, AF; Nardiello, D.; Aparicio, A.; Barbuy, B.; Bellini, A.; Brown, TM; Cassisi, S.; Cool, AM; Cunial, A.; Dalessandro, E.; D'Antona, F.; Ferraro, FR; Hidalgo, S.; Lanzoni, B.; Monelli, M.; Ortolani, S.; Renzini, A.; Salaris, M.; Sarajedini, A.; Marel, RP van der; Vesperini, E.; Zoccali, M. (2015年2月5日). 「ハッブル宇宙望遠鏡による銀河系球状星団のUVレガシーサーベイ。I. プロジェクトの概要と多重恒星集団の検出」天文学ジャーナル. 149 (3): 91. arXiv : 1410.4564 . Bibcode :2015AJ....149...91P. doi :10.1088/0004-6256/149/3/91. S2CID  119194870.
  91. ^ Kalirai, JS; Richer, HB (2010). 「恒星進化と力学進化の実験室としての星団」. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Series A . 368 (1913): 755– 82. arXiv : 0911.0789 . Bibcode : 2010RSPTA.368..755K. doi :10.1098/rsta.2009.0257. PMID  20083505. S2CID  5561270.上の画像は、Piotto et al. (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ており、彼らは星団内の 3 つの主要なシーケンスを単一のターンオフに対して分離しています (図 3 参照)。この注目すべき観測は、ヘリウム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。
  92. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Gieren, W.; Lane, D. (2012). 「汚染されたRR Lyrae/Globular Clusterの測光が距離スケールに与える影響」. The Astrophysical Journal . 752 (1): L10. arXiv : 1205.0255 . Bibcode :2012ApJ...752L..10M. doi :10.1088/2041-8205/752/1/L10. S2CID  118528078.
  93. ^ Lee, Jae-Woo; López-Morales, Mercedes; Hong, Kyeongsoo; Kang, Young-Woon; Pohl, Brian L.; Walker, Alistair (2014). 「RR Lyrae変光星からの距離スケールのより良い理解に向けて：内側ハロー球状星団NGC 6723の事例研究」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 210 (1): 6. arXiv : 1311.2054 . Bibcode :2014ApJS..210....6L. doi :10.1088/0067-0049/210/1/6. S2CID  119280050.
  94. ^ Hansen, BMS; Brewer, J.; Fahlman, GG; Gibson, BK; Ibata, R.; Limongi, M.; Rich, RM; Richer, HB; Shara, MM; Stetson, PB (2002). 「球状星団メシエ4の白色矮星冷却過程」. Astrophysical Journal Letters . 574 (2): L155. arXiv : astro-ph/0205087 . Bibcode :2002ApJ...574L.155H. doi :10.1086/342528. S2CID  118954762.
  95. ^ ソダーブロム, デイヴィッド・R. (2010年8月). 「星の年齢」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 (1): 581– 629. arXiv : 1003.6074 . Bibcode :2010ARA&A..48..581S. doi :10.1146/annurev-astro-081309-130806. S2CID  119102781.
  96. ^ Chaboyer, Brian (1995). 「球状星団の絶対年齢と宇宙の年齢」. The Astrophysical Journal . 444 : L9. arXiv : astro-ph/9412015 . Bibcode :1995ApJ...444L...9C. doi :10.1086/187847. S2CID  2416004.
  97. ^ Valcin, David; Bernal, José Luis; Jimenez, Raul; Verde, Licia; Wandelt, Benjamin D. (2020). 「球状星団を用いた宇宙年齢の推定」. Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2020 (12): 002. arXiv : 2007.06594 . Bibcode :2020JCAP...12..002V. doi :10.1088/1475-7516/2020/12/002. S2CID  220514389.
  98. ^ Majaess, D. (2013年2月23日). 「近くの古代の星は宇宙とほぼ同じくらい古い」. Universe Today . 2014年11月29日閲覧。
  99. ^ 「Ashes from the Elder Brethren」（プレスリリース）.ヨーロッパ南天天文台. 2001年3月2日. eso0107 . 2021年4月7日閲覧。
  100. ^ Staneva, A.; Spassova, N.; Golev, V. (1996). 「アンドロメダ銀河における球状星団の楕円率」.天文学と天体物理学補足. 116 (3): 447– 461. Bibcode :1996A&AS..116..447S. doi : 10.1051/aas:1996127 .
  101. ^ Hensley, Kerrin (2018年6月20日). 「球状星団の蒸発の年代測定」. Astrobites .
  102. ^ Bose, Sownak; Ginsburg, Idan; Loeb, Abraham (2018年5月23日). 「GAIAデータを用いた球状星団の潮汐破壊の年代測定」. The Astrophysical Journal . 859 (1): L13. arXiv : 1804.07770 . Bibcode :2018ApJ...859L..13B. doi : 10.3847/2041-8213/aac48c . S2CID  54514038.
  103. ^ abcd Benacquista, Matthew J. (2006). 「球状星団の構造」. Living Reviews in Relativity . 9 (1): 2. arXiv : astro-ph/0202056 . Bibcode :2006LRR.....9....2B. doi : 10.12942/lrr-2006-2 . PMC 5255526. PMID  28163652 . 
  104. ^ Baumgardt, H; Hilker, M (2018年8月1日). 「天の川銀河系112球状星団の質量、構造パラメータ、速度分散プロファイルのカタログ」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 478 (2): 1520– 1557. arXiv : 1804.08359 . Bibcode :2018MNRAS.478.1520B. doi : 10.1093/mnras/sty1057 .
  105. ^ Zocchi, A.; Varri, AL; Bertin, Giuseppe (2012年1月6日). 「異なる緩和条件下における銀河系球状星団の動的研究」. Astronomy & Astrophysics . 539 : A65. arXiv : 1201.1466 . Bibcode :2012A&A...539A..65Z. doi :10.1051/0004-6361/201117977. S2CID  54078666.
  106. ^ Frenk, CS; White, SDM (1980). 「銀河系およびLMC球状星団の楕円率」.王立天文学会月報. 286 (3): L39 – L42 . arXiv : astro-ph/9702024 . Bibcode :1997MNRAS.286L..39G. doi : 10.1093/mnras/286.3.l39 . S2CID  353384.
  107. ^ 「外見は欺瞞的である」ESO今週の写真. potw1303a . 2013年2月12日閲覧。
  108. ^ Kenneth Janes (2000年11月). 「星団」(PDF) . 天文学と天体物理学百科事典. p. 2. 2006年9月23日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2014年3月26日閲覧。
  109. ^ Rosen, Anna (2012年7月18日). 「球状星団の動的状態の理解」. astrobites .
  110. ^ Chatterjee, Sourav; Umbreit, Stefan; Fregeau, John M.; Rasio, Frederic A. (2013年3月11日). 「球状星団の動的状態の理解：コア崩壊型と非コア崩壊型」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 429 (4): 2881– 2893. arXiv : 1207.3063 . Bibcode :2013MNRAS.429.2881C. doi : 10.1093/mnras/sts464 .
  111. ^ Van den Bergh, Sidney (2007年11月). 「球状星団と矮小球状銀河」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 385 (1): L20 – L22 . arXiv : 0711.4795 . Bibcode :2008MNRAS.385L..20V. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x . S2CID  15093329.
  112. ^ Buonanno, R.; Corsi, CE; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, FR; Fusi Pecci, F. (1994). 「球状星団M3の恒星集団. I. 10,000個の恒星の写真測光」.天文学と天体物理学. 290 : 69–103 .書誌コード:1994A&A...290...69B.
  113. ^ ピアッティ、アンドレス E.ウェッブ、ジェレミー・J。カールバーグ、レイモンド G. (2019)。 「天の川球状星団の特徴的な半径」。王立天文協会の月次通知。489 (3 ) : 4367–4377.arXiv : 1909.01718 。土井：10.1093/mnras/stz2499。
  114. ^ Da Costa, GS; Freeman, KC (1976年5月). 「球状星団M3の構造と質量関数」. Astrophysical Journal . 206 (1): 128– 137. Bibcode :1976ApJ...206..128D. doi :10.1086/154363.
  115. ^ Brosche, P.; Odenkirchen, M.; Geffert, M. (1999年3月). 「球状星団の瞬間潮汐半径と平均潮汐半径」. New Astronomy . 4 (2): 133– 139. Bibcode :1999NewA....4..133B. doi :10.1016/S1384-1076(99)00014-7.
  116. ^ Djorgovski, S.; King, IR (1986). 「球状星団の崩壊コアの予備調査」. Astrophysical Journal . 305 : L61 – L65 . Bibcode :1986ApJ...305L..61D. doi :10.1086/184685. S2CID  122668507. 2020年9月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  117. ^ Bianchini, P; Webb, JJ; Sills, A; Vesperini, E (2018年3月21日). 「コア崩壊型球状星団の運動学的指紋」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 475 (1): L96 – L100 . arXiv : 1801.07781 . Bibcode :2018MNRAS.475L..96B. doi : 10.1093/mnrasl/sly013 .
  118. ^ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1998).球状星団システム. Cambridge astrophysics series. 第30巻. Cambridge University Press. p. 29. ISBN 978-0-521-55057-4。
  119. ^ ビニー、ジェームズ、メリフィールド、マイケル (1998).銀河天文学. プリンストン天体物理学シリーズ. プリンストン大学出版局. p. 371. ISBN 978-0-691-02565-0。
  120. ^ Spitzer, Lyman (1984). 「球状星団のダイナミクス」. Science . 225 (4661): 465– 472. Bibcode :1984Sci...225..465S. doi :10.1126/science.225.4661.465. ISSN  0036-8075. JSTOR  1693970. PMID  17750830. S2CID  30929160.
  121. ^ Vanbeveren, D. (2001).連星系が恒星集団研究に与える影響. 天体物理学・宇宙科学図書館. 第264巻. Springer. p. 397. ISBN 978-0-7923-7104-5。
  122. ^ Spitzer, L. Jr. (1986年6月2日～4日). P. Hut; S. McMillan (編).球状星団の動的進化.恒星ダイナミクスにおけるスーパーコンピュータの活用, 英国高等研究所で開催されたワークショップの議事録. 物理学講義ノート. 第267巻. プリンストン, 米国: Springer-Verlag, ベルリン, ハイデルベルク, ニューヨーク. p. 3.書誌コード:1986LNP...267....3S. doi :10.1007/BFb0116388. ISBN 978-3-540-17196-6。
  123. ^ ab グネディン、オレグ Y.;イ・ヒョンモク。オストライカー、ジェレマイア P. (1999 年 9 月)。 「球状星団の進化に対する潮汐衝撃の影響」。天体物理学ジャーナル。522 (2): 935–949。arXiv : astro-ph/9806245。ビブコード:1999ApJ...522..935G。土井：10.1086/307659。S2CID  11143134。
  124. ^ Pooley, David (2010年4月). 「潮汐衝撃による球状星団の進化への影響」. Proceedings of the National Academy of Sciences . 107 (16): 7164– 7167. Bibcode :2010PNAS..107.7164P. doi : 10.1073/pnas.0913903107 . PMC 2867700. PMID  20404204. S2CID  15402180. 
  125. ^ Bahcall, John N.; Piran, Tsvi; Weinberg, Steven (2004). Dark Matter in the Universe (第2版). World Scientific. p. 51. ISBN 978-981-238-841-4。
  126. ^ 「大マゼラン雲の星々」.欧州宇宙機関/ハッブル. 2016年6月20日. potw1625a . 2021年4月7日閲覧。
  127. ^ 「球状星団47における恒星の分類」（プレスリリース）。ハッブル・ニュースデスク。2006年10月4日。2006-33 。 2021年4月9日閲覧。
  128. ^ Secker, Jeff (1992). 「球状星団の光度分布の形状に関する統計的調査」.天文学ジャーナル. 104 (4): 1472– 1481. Bibcode :1992AJ....104.1472S. doi :10.1086/116332.
  129. ^ Heggie, DC; Giersz, M.; Spurzem, R.; Takahashi, K. (1998). Johannes Andersen (編). Dynamical Simulations: Methods and Comparisons . Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997 . Kluwer Academic Publishers. p. 591. arXiv : astro-ph/9711191 . Bibcode :1998HiA....11..591H.
  130. ^ Di Cintio, Pierfrancesco; Pasquato, Mario; Simon-Petit, Alicia; Yoon, Suk-Jin (2022). 「高密度恒星系の進化のための新たな多粒子衝突法の導入」. Astronomy & Astrophysics . 659 : A19. arXiv : 2103.02424 . doi :10.1051/0004-6361/202140710. S2CID  240032727.
  131. ^ Benacquista, Matthew J. (2006). 「球状星団における相対論的連星」. Living Reviews in Relativity . 9 (1) 2. Bibcode :2006LRR.....9....2B. doi : 10.12942/lrr-2006-2 . PMC 5255526. PMID 28163652.  2006年3月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年5月28日閲覧。 
  132. ^ ハサニ・ゾヌージ、アクラム;他。 （2011年3月）。 「球状星団の直接 N 体シミュレーション – I. パロマー 14」。王立天文協会の月次通知。411 (3): 1989 ～ 2001 年。arXiv : 1010.2210。ビブコード:2011MNRAS.411.1989Z。土井：10.1111/j.1365-2966.2010.17831.x。S2CID  54777932。
  133. ^ J. Goodman、P. Hut編 (1985).星団のダイナミクス（国際天文学連合シンポジウム） . Springer. ISBN 978-90-277-1963-8。
  134. ^ 周, 元; 鍾, 謝光 (1990年6月). 「大質量ブラックホールを含む球状星団の中心核の進化」.天体物理学と宇宙科学. 168 (2): 233– 241. Bibcode :1990Ap&SS.168..233Y. doi :10.1007/BF00636869. S2CID  122289977.
  135. ^ Pooley, Dave. 「球状星団のダイナミクス：実在するN体システムにおける近接連星の重要性」自費出版。2010年6月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年4月7日閲覧。
  136. ^ 元、海伯;劉暁偉。翔、茂生。黄、楊。チェン、ビンキュウ。ウー、ユエ。ホウ・ヨンヒ。張永（2015）。 「星の軌跡 Ii. フィールド FGK 星のバイナリ分数のモデルフリー推定」。天体物理学ジャーナル。799 (2): 135.arXiv : 1412.1233。Bibcode :2015ApJ...799..135Y。土井：10.1088/0004-637X/799/2/135。S2CID  118504277。
  137. ^ Sun, Weijia; De Grijs, Richard; Deng, Licai; Albrow, Michael D. (2021). 「星団における主系列ターンオフ時の連星系駆動恒星回転進化」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 502 (3): 4350– 4358. arXiv : 2102.02352 . Bibcode :2021MNRAS.502.4350S. doi : 10.1093/mnras/stab347 .
  138. ^ Duchêne, Gaspard; Kraus, Adam (2013年8月18日). 「恒星の多重度」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 51 (1): 269– 310. arXiv : 1303.3028 . Bibcode :2013ARA&A..51..269D. doi :10.1146/annurev-astro-081710-102602. S2CID  119275313.
  139. ^ Giesers, Benjamin; Kamann, Sebastian; Dreizler, Stefan; Husser, Tim-Oliver; Askar, Abbas; Göttgens, Fabian; Brinchmann, Jarle; Latour, Marilyn; Weilbacher, Peter M.; Wendt, Martin; Roth, Martin M. (2019). 「MUSEによる球状星団の恒星調査：NGC 3201の連星系」. Astronomy & Astrophysics . 632 : A3. arXiv : 1909.04050 . Bibcode :2019A&A...632A...3G. doi :10.1051/0004-6361/201936203. S2CID  202542401.
  140. ^ 「球状星団M10」ESA/ハッブル・ピクチャー・オブ・ザ・ウィーク. 2012年6月18日閲覧。
  141. ^ Ortolani, S.; Bica, E.; Barbuy, B. (1995). 「BH 176とAM-2：球状星団か散開星団か？」天文学と天体物理学. 300 : 726.書誌コード:1995A&A...300..726O.
  142. ^ ab Huxor, AP; Tanvir, NR; Irwin, MJ; R. Ibata (2005). 「M31のハローにおける新たな拡張型高輝度星団群」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 360 (3): 993– 1006. arXiv : astro-ph/0412223 . Bibcode :2005MNRAS.360.1007H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x . S2CID  6215035.
  143. ^ AP通信、ハクソール;マッキー、AD;ファーガソン、AMN; MJ、アーウィン。ノースカロライナ州マーティン。タンヴィル、NR州;ヴェリャノスキー、J.マコナチー、A.フィッシュロック、CK;井端龍也。ルイス、GF (2014 年 8 月 11 日)。 「M31 の外ハロー球状星団 – I. 最終的な PAndAS カタログ」。王立天文協会の月次通知。442 (3 ) : 2165–2187。arXiv : 1404.5807 。土井：10.1093/mnras/stu771。
  144. ^ オストリカー, ジェレミア・P.; スピッツァー, ライマン・ジュニア; シュヴァリエ, ロジャー・A. (1972年9月). 「球状星団の進化について」.アストロフィジカル・ジャーナル. 176 : L51.書誌コード:1972ApJ...176L..51O. doi :10.1086/181018.
  145. ^ Lauchner, A.; Wilhelm, R.; Beers, TC; Allende Prieto, C. (2003年12月).球状星団における潮汐尾の運動学的証拠の探究.アメリカ天文学会大会 203, #112.26 .書誌コード:2003AAS...20311226L.
  146. ^ ディ・マッテオ、P.;ミオッキ、P.カプッツォ・ドルチェッタ、R. (2004 年 5 月)。球状星団における塊状の潮尾の形成と進化。アメリカ天文学会、DDA 会議 #35、#03.03。Bibcode :2004DDA....35.0303D。
  147. ^ Staude, Jakob (2002年6月3日). 「Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way」. Image of the Week (プレスリリース). Sloan Digital Sky Survey. 2006年6月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2021年4月9日閲覧。
  148. ^ Carballo-Bello, JA; Corral-Santana, JM; Martínez-Delgado, D.; Sollima, A.; Muñoz, RR; Côté, P.; Duffau, S.; Catelan, M.; Grebel, EK (2017年1月24日). 「Whiting 1球状星団を囲むいて座潮汐流の南方向の先行および後続ラップ」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 467 (1): L91 – L94 . arXiv : 1612.08745 . Bibcode :2017MNRAS.467L..91C. doi : 10.1093/mnrasl/slx006 .
  149. ^ Dinescu, DI; Majewski, SR; Girard, TM; Cudworth, KM (2000). 「パロマー12の絶対固有運動：いて座矮小球状銀河からの潮汐捕捉の事例」.天文学ジャーナル. 120 (4): 1892– 1905. arXiv : astro-ph/0006314 . Bibcode :2000AJ....120.1892D. doi :10.1086/301552. S2CID  118898193.
  150. ^ Sbordone, L.; Bonifacio, P.; Buonanno, R.; Marconi, G.; Monaco, L.; Zaggia, S. (2007年4月). 「いて座矮小球状銀河の異質な化学組成」.天文学と天体物理学. 465 (3): 815– 824. arXiv : astro-ph/0612125 . Bibcode :2007A&A...465..815S. doi : 10.1051/0004-6361:20066385 .
  151. ^ グネディン、オレグ Y.;オストライカー、ジェレマイア P. (1997 年 1 月)。 「銀河球状星団系の破壊」。天体物理学ジャーナル。474 (1): 223–255。arXiv: astro - ph/ 9603042 。ビブコード:1997ApJ...474..223G。土井：10.1086/303441。
  152. ^ Ricard, Elise (2016年1月15日). 「惑星の位置、超新星、そしてブラックホール」. スペースフライデー.カリフォルニア科学アカデミー. 2016年5月15日閲覧。
  153. ^ ゴンザレス, ギジェルモ;ブラウンリー, ドナルド; ワード, ピーター (2001年7月). 「銀河系ハビタブルゾーン：銀河系の化学進化」.イカロス. 152 (1): 185– 200. arXiv : astro-ph/0103165 . Bibcode :2001Icar..152..185G. doi :10.1006/icar.2001.6617. S2CID  18179704.
  154. ^ Sigurdsson, S.; Stairs, IH ; Moody, K.; Arzoumanian, KMZ; Thorsett, SE (2008). 「球状星団内のパルサーを周回する惑星」. Fischer, D.; Rasio, FA; Thorsett, SE ; Wolszczan, A. (編).極限太陽系. ASPカンファレンスシリーズ. 第398巻.太平洋天文学会. p. 119.書誌コード:2008ASPC..398..119S.
  155. ^ Spurzem, R.他 (2009年5月). 「星団内の惑星系のダイナミクス」. The Astrophysical Journal . 697 (1): 458– 482. arXiv : astro-ph/0612757 . Bibcode :2009ApJ...697..458S. doi :10.1088/0004-637X/69​​7/1/458. S2CID  119083161.
  156. ^ Vleeschower、L.;コロンジュ、A.スタッパーズ、BW。フレイレ、PCC。リドルフィ、A.アバーテ、F. SM、ランサム。ポッセンティ、A.パドマナブ、PV;バラクリシュナン、V.クレイマー、M.クリシュナン、V. ヴェンカトラマン。張、Ｌ．ベイルズ、M.バール、ED (2024 年 3 月 1 日)。 「M62におけるパルサーの発見とタイミング」。王立天文協会の月次通知。530 (2): 1436 – 1456。arXiv : 2403.12137。ビブコード:2024MNRAS.530.1436V。土井：10.1093/mnras/stae816。ISSN  0035-8711。

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  • エルソン, レベッカ; ハット, ピエト; 稲垣, 昭悟 (1987). 「球状星団の動的進化」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 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？観測的視点から」天文学・天体物理学評論. 27 (1): 8. arXiv : 1911.02835 . Bibcode :2019A&ARv..27....8G. doi :10.1007/s00159-019-0119-3. S2CID  207847491.
  • Meylan, G.; Heggie, DC (1997). 「球状星団の内部ダイナミクス」.天文学と天体物理学レビュー. 8 ( 1–2 ): 1– 143. arXiv : astro-ph/9610076 . Bibcode :1997A&ARv...8....1M. doi :10.1007/s001590050008. S2CID  119059312.
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・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。