Википедия

Шаровое звёздное скопление: различия между версиями

Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
м Удаление устаревших шаблонов Link FA, Link GA и Link FL
→‎Формирование: исправлены одна орфографическая и одна речевая ошибка
Строка 55:
Начиная с [[1914 год]]а серию исследований шаровых скоплений вёл американский астроном [[Шепли, Харлоу|Харлоу Шепли]]; их результаты были опубликованы в 40 научных работах. Он изучал в скоплениях [[Переменная типа RR Лиры|переменные типа RR Лиры]] (которые, как он предполагал, были [[Цефеиды|цефеидами]]) и использовал зависимость «период—светимость» [[Шкала расстояний в астрономии|для оценки расстояния]]. Позже было установлено, что светимость переменных типа RR Лиры меньше, чем у цефеид, и Шепли на самом деле переоценил расстояние до скоплений.{{sfn|Ashman|1998|p=2}}
 
Абсолютное большинство шаровых скоплений в Млечного Пути располагается в области неба, окружающей [[Балдж|галактическое ядро]]; причём значительное количество находится в непосредственной близости от ядра. В [[1918 год]]у Шепли воспользовался таким значительным асимметричным распределением скоплений для определения размеров нашей Галактики. Предположив, что распределение шаровых скоплений вокруг центра галактики примерно сферическое, он использовал их координаты для оценки положения [[Солнце|Солнца]] относительно [[Галактический центр|центра галактики]].<ref name="Shapley, 1918" /> Несмотря на то, что его оценка расстояния имела значительную погрешность, она показывала, что размеры Галактики были намного больше, чем считалось ранее. Погрешность была связана с наличием [[Межзвёздная пыль|пыли]] в Млечном Пути, которая частично [[Межзвёздная экстинкция|поглощала свет]] от шарового скопления, делая его тускнее и тем самым дальше. Тем не менее оценка размеров Галактики, полученная Шепли, была того же порядка, какой принят сейчас.
 
Измерения Шепли также показали, что Солнце находится достаточно далеко от центра Галактики, вопреки существовавшим на тот момент представлениям, основанному на наблюдениях распределения обычных звёзд. В действительности, звёзды находятся в [[Галактический диск|диске Галактики]] и поэтому нередко скрываются за [[Межзвёздный газ|газом]] и пылью, в то время как шаровые скопления находятся за пределами диска и их можно увидеть с гораздо большего расстояния.
Строка 67:
Наблюдения шаровых скоплений показывают, что они возникают в основном в регионах с эффективным звёздообразованием, то есть там, где [[межзвёздная среда]] имеет более высокую плотность по сравнению с обычными областями звёздообразования. Образование шаровых скоплений преобладает в регионах со [[Вспышка звездообразования|вспышками звёздообразования]] и во [[Взаимодействующие галактики|взаимодействующих галактиках]].<ref name="Elmegreen, 1997" /> Также исследования показывают существование [[Корреляция|корреляции]] между массой центральной [[Сверхмассивная чёрная дыра|сверхмассивной чёрной дыры]] и размерами шаровых скоплений в [[Эллиптическая галактика|эллиптических]] и [[Линзовидная галактика|линзовидных галактиках]]. Масса чёрной дыры в таких галактиках часто близка к суммарной массе шаровых скоплений галактики.<ref name="Burkert, 2010" />
 
К настоящему моменту не известнынеизвестны шаровые скопления с активным звездообразованием и это согласуется с точкой зрения, что они, как правило, наиболее старые объекты в галактике и состоят из очень старых звёзд. Предшественниками шаровых скоплений могут являться очень большие области звёздообразования, известные как гигантские звёздные скопления (например, {{Не переведено|:en:Westerlund 1|Вестерлунд-1|язык=англ.}} в Млечном Пути).<ref name="Negueruela, 2005" />
 
== Состав ==
Источник — https://ru.wikipedia.org/wiki/Шаровое_звёздное_скопление