Astronomía

Densidad de estrellas del cúmulo globular en función de la distancia desde el centro

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Contexto: Quiero simular cúmulos globulares de una manera simple, solo para mostrar las posiciones de las estrellas.

Suponiendo isotropía, ¿cuál sería un modelo razonable de la densidad de números estelares como función o r, la distancia desde el centro del cúmulo?

Supongo que dicho modelo también tendría algunos parámetros gratuitos.


Lo habitual es un modelo King.

De hecho, hay parámetros gratuitos. Estos son la densidad central, el "radio del núcleo" y un radio de truncamiento de las mareas.

Los antecedentes y la justificación de estos modelos se dan en el enlace. Proporcionan una representación bastante buena de la densidad superficial de los cúmulos globulares (o incluso de los cúmulos abiertos). Requieren un esquema numérico para "desproyectarse" desde el plano del cielo a 3D.

Si encuentra que el meollo de las integrales de Abel es demasiado complicado en la desproyección, siempre puede aproximarse con un modelo de Plummer. Esto es analítica y computacionalmente más fácil de manejar, pero carece de un poco de realismo físico. La densidad central y un radio característico son aquí parámetros libres.


Eche un vistazo al paquete MASSCLEAN, se puede utilizar para generar grupos artificiales / sintéticos de metalicidades arbitrarias, edades, masa, radio (basado en una distribución de perfil King) e incluso incluye contaminación de estrellas de campo.

Aquí hay un ejemplo de un clúster generado con el código (derecha) imitando un clúster conocido (NGC 3603, izquierda):

Consulte el artículo original para obtener una buena descripción de las capacidades del código.


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NGC 4993 alberga una fusión de estrellas de neutrones binarios, GW170817 / GRB 170817A, que emite ondas gravitacionales y ondas electromagnéticas. La distancia a esta galaxia no está bien establecida. Seleccionamos los candidatos de cúmulos globulares de las imágenes del Telescopio Espacial Hubble (HST) / ACS F606W de NGC 4993 en el archivo, utilizando los parámetros estructurales de las fuentes detectadas. La distribución de densidad numérica radial de estos candidatos muestra una concentración central significativa alrededor del centro de la galaxia a la distancia galactocéntrica r & lt 50 ″, lo que demuestra que son en su mayoría miembros de NGC 4993. Además, la función de luminosidad de estos candidatos se ajusta bien por un Función gaussiana. Por lo tanto, los candidatos seleccionados en r & lt 50 ″ se consideran en su mayoría cúmulos globulares en NGC 4993. Derivamos una magnitud Vega de rotación corregida por extinción en la función de luminosidad de los cúmulos globulares a 20 ″ & lt r & lt 50 ″, F606W (máx. ) 0 = 25,36 ± 0,08 (V 0 = 25,52 ± 0,11) mag. Adoptando la calibración de las magnitudes de rotación de los cúmulos globulares, MV (max) = -7.58 ± 0.11, derivamos una distancia a NGC 4993, d = 41.65 ± 3.00 Mpc (<(mM)> 0 = 33.10 +/- 0.16) . El error sistemático de este método puede ser tan grande como ± 0,3 mag. Este valor es consistente con las estimaciones de distancia anteriores basadas en la relación del plano fundamental y el método de ondas gravitacionales en la literatura. La distancia en este estudio se puede utilizar para restringir los valores de los parámetros, incluido el ángulo de inclinación del sistema binario en los modelos de análisis de ondas gravitacionales.


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Al elegir muestras limitadas en latitud galáctica que se puede suponer que están completas, considerando la información independiente de la distancia contenida en las posiciones de los cúmulos por separado, y teniendo en cuenta la información contenida en su aparente distribución tridimensional, nuevos métodos cuantitativos para analizar la Se desarrolla la estructura del sistema de cúmulos globulares galácticos. Se encuentra que el sistema de racimo está ligeramente aplanado y no hay evidencia de ninguna variación en el aplanamiento en función de la metalicidad. Una ley de Hubble describe su densidad en el rango de 0,2-5 radios solares. Se necesita una diferencia sistemática en la escala de distancias de aproximadamente 0,5 magnitudes para reconciliar el centroide de esta distribución con el de los cúmulos pobres en metales, siendo el cambio del mismo tipo y tamaño que el predicho por los modelos teóricos de pulsación de las estrellas RR Lyrae. Los efectos de una distancia estimada del Centro Galáctico de 6,8 más o - 0,8 kpc en un análisis dinámico anterior del sistema de cúmulos se consideran y se consideran pequeños.


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Usamos datos de imágenes de dos bandas de la Cámara avanzada para encuestas a bordo del Telescopio Espacial Hubble para un estudio detallado de NGC 1533, una galaxia SB0 en el grupo Dorado rodeada por un anillo de H I. NGC 1533 parece estar completando una transición desde tipo tardío a temprano: es rojo, pero no del todo muerto. Una estructura en espiral tenue se vuelve visible después de la resta de galaxias, y se pueden ver estrellas azules luminosas en áreas aisladas del disco. El polvo es visible en el mapa de color en la región alrededor de la barra y hay un degradado de color lineal en todo el disco. Determinamos una distancia precisa desde el método de fluctuación del brillo de la superficie (SBF), encontrando (m-M) = 31.44 +/- 0.12 mag, od = 19.4 +/- 1.1 Mpc. Luego estudiamos los colores, tamaños y función de luminosidad del cúmulo globular (GC) (GCLF). Las estimaciones de la distancia desde la mediana de los radios de media luz del GC y desde el pico del GCLF concuerdan bien con la distancia del SBF. La frecuencia específica de GC es S N = 1.3 +/- 0.2, típica de una galaxia de disco de tipo temprano. La distribución del color es bimodal, como se observa comúnmente en las galaxias brillantes. Existe una sugerencia de que los GC más rojos tienen tamaños más pequeños, pero la tendencia no es significativa. Los tamaños aumentan significativamente con el radio galactocéntrico, de una manera más similar al sistema GC de la Vía Láctea que a los de Virgo. Esta diferencia puede ser un efecto de los gradientes de densidad más pronunciados en grupos sueltos en comparación con los cúmulos de galaxias. Estudios adicionales de galaxias de tipo temprano en regiones de baja densidad pueden ayudar a determinar si esta es realmente una tendencia ambiental general.

Basado en observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble de NASA / ESA, obtenido del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial, que es operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc., bajo el contrato de la NASA NAS 5-26555. Estas observaciones están asociadas con el programa No. 10438.


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Los recuentos de estrellas en U, V y R dentro de aproximadamente 23 minutos de arco de la peculiar galaxia elíptica cercana NGC 5128 muestran 800-900 objetos contados por encima del fondo en la región estudiada. El sistema de conglomerados inferido a partir de estos datos parece seguir una distribución de ley r 1/4 para r mayor o igual a 4 arcmin. Dentro de este radio es posible que los racimos sean deficientes en relación con el halo de luz. Utilizando datos de otros estudios, se ha construido una función de luminosidad de racimo en un rango de 5 magnitudes. Concuerda con la función de luminosidad del cúmulo globular del grupo local en todo el rango si la distancia a NGC 5128 es menor o igual a 4 Mpc. El análisis de los recuentos sugiere una población total del conglomerado N t = 1200-1900, frecuencia específica, S = 3,0-3,2 y una distancia de aproximadamente 3-4 Mpc. Se permiten distancias mayores solo si la función de luminosidad no es estándar en tal caso, entonces S es mucho menor que 3 o N es mucho mayor que 2000.


3. Resultados

3.1. Distribuciones espacial y radial de los cúmulos globulares

La Figura 4 (arriba) muestra la distribución espacial y el perfil de densidad numérica radial de los candidatos de cúmulos globulares con F606W & lt 26.4 mag en el campo ACS de NGC 4993. A modo de comparación, la Figura 4 (abajo) muestra las mismas cifras pero para las fuentes extendidas con F606W (2,5 píxeles) y lt 26,2 mag. Usamos aberturas anulares con un tamaño de contenedor de 10 '' para derivar el perfil de densidad numérica radial para r & lt 160 ''. Las densidades numéricas espaciales y radiales de los candidatos a cúmulos globulares muestran una concentración central significativa en r & lt 50 ''. Su densidad numérica radial disminuye a medida que aumenta la distancia galactocéntrica, y se vuelve casi plana en r & gt 60 ''. Esto muestra que los candidatos de cúmulos globulares seleccionados en r & lt 50 '' son en su mayoría miembros de NGC 4993. NGC 4993, con un tipo morfológico de galaxias lenticulares / elípticas, no muestra ninguna región de formación de estrellas, por lo que los candidatos seleccionados están dominados por cúmulos globulares genuinos en lugar de estrellas supergigantes jóvenes en NGC 4993. La mayoría de las fuentes en la región exterior en r & gt 60 '' son probablemente estrellas en primer plano o galaxias de fondo sin resolver. Por otro lado, las densidades numéricas espaciales y radiales de las fuentes extendidas muestran distribuciones casi uniformes, lo que indica que las fuentes extendidas son principalmente galaxias de fondo en la dirección de NGC 4993.

Figura 4. Distribuciones espaciales (izquierda) y perfiles de densidad numérica radial (derecha) de los candidatos a cúmulos globulares con F606W & lt 26.4 mag (círculos rojos) y los candidatos a galaxias de fondo con F606W (R & lt 2.5 pix) & lt 26.2 mag (círculos azules). Los círculos grandes y las líneas verticales marcan el límite de la galaxia y las regiones del fondo. La línea continua en (b) representa un ajuste con una ley Sérsic, en comparación con el caso de norte = 1 (línea discontinua).

Ajustamos el perfil de densidad numérica radial de los candidatos de cúmulos globulares para r & lt 160 '' con una ley Sérsic que incluye el nivel de fondo (Sérsic 1963 Graham & amp Driver 2005). Los datos para r & gt 60 '' representan principalmente el nivel de fondo. Los valores de los parámetros que obtuvimos son norte = 0.59 ± 0.21, ref = 2084 ± 2.20, y el nivel de fondo de Σ = 0.006 fuentes arcsec −1. Para probar el efecto de agrupamiento, realizamos ajustes para diferentes tamaños de recipiente de 5 '', 8 '' y 15 '', obteniendo norte = 0.60 ± 0.21, norte = 0,61 ± 0,21 y norte = 0,57 ± 0,19, respectivamente. Todos estos valores concuerdan con los errores, lo que muestra que el efecto de agrupamiento es insignificante. También trazamos un perfil exponencial con norte = 1 como referencia (línea discontinua). El valor del índice de Sérsic que observamos no es relevante para los principales resultados para la estimación de distancias. El radio efectivo del sistema de cúmulos globulares es mayor que el de la luz de la galaxia (Hjorth et al.2017 Im et al.2017).

3.2. Función de luminosidad de los cúmulos globulares

Derivamos la función de luminosidad de los candidatos de cúmulos globulares en NGC 4993, contando las fuentes en la región de galaxias en 20 '' & lt r & lt 50 ''. Excluimos la región central en r & lt 20 '' para evitar cualquier efecto de extinción debido a las líneas de polvo. Estimamos la contribución de las fuentes de primer plano o de fondo, contando las fuentes en la región de fondo en r & gt 60 ''.

En las Figuras 5 (a) y (b) trazamos las funciones de luminosidad de los candidatos de cúmulos globulares en la región de galaxias y la región de fondo, respectivamente, antes y después de la corrección de completitud. Mostramos la función de luminosidad sustraída del fondo para la región de la galaxia en la Figura 5 (c). La función de luminosidad de los candidatos de cúmulos globulares seleccionados en la región de galaxias en la Figura 5 (c) parece ser aproximadamente gaussiana, mostrando una rotación (pico) en F606W ≈ 25.6 mag. Tanto la distribución espacial con concentración central como la función de luminosidad con una forma gaussiana muestran que los candidatos a cúmulos globulares seleccionados en r & lt 50 '' son de hecho en su mayoría cúmulos globulares genuinos en NGC 4993.

Figura 5. (a), (b) Funciones de luminosidad de los candidatos a cúmulos globulares en la galaxia y las regiones de fondo. Los histogramas negro y rojo representan las funciones de luminosidad antes y después de la corrección de completitud, respectivamente. (c) GCLF para NGC 4993, corregido por contaminación de fondo. La línea discontinua muestra un ajuste gaussiano para el rango de F606W & lt 26.4 mag.

Ajustamos la función de luminosidad sustraída del fondo para la región de la galaxia, usando una función gaussiana. Usamos el rango de magnitud para el ajuste, F606W & lt 26.4 mag, donde la integridad es superior al 60%. Los valores derivados de la magnitud y el ancho de la rotación son F606W (máx.) = 25.65 ± 0.04 mag y σ = 0,69 ± 0,05, respectivamente.

Probamos el efecto de los tamaños de los contenedores, las magnitudes de corte y los radios galactocéntricos utilizando el método de remuestreo Jackknife. Los valores de los parámetros que probamos son tamaños de contenedor de 0.2 y 0.4 mag, magnitudes de corte de F606W = 26.4 y 26.8 mag, y radios galactocéntricos de 10 '' & lt r & lt 50 '' y 20 '' & lt r & lt 50 ''. En resumen, los valores de la magnitud de rotación cambian en ± 0.04 mag, si usamos diferentes tamaños de contenedor, magnitudes de corte y radios galactocéntricos. Esto se incluye en el cálculo del error.

Luego derivamos F606W (max)0 = 25,36 ± 0,08 mag después de la corrección por extinción de primer plano (AF606W = 0.305 ± 0.049 Schlafly & amp Finkbeiner 2011) y la diferencia de magnitud (F606W (entrada) –F606W (salida) = 0.01 ± 0.00). Transformamos las magnitudes de rotación de F606W de los cúmulos globulares NGC 4993 al V magnitudes en el sistema Johnson-Cousins ​​utilizando la información de Sirianni et al. (2005, su Tabla 22). Adoptando como color medio de los cúmulos globulares (Lee & amp Jang 2016a), obtenemos V(máx.)0 = 25,52 ± 0,11 mag.

3.3. Estimación de distancia GCLF para NGC 4993

La magnitud de rotación de los GCLF se ha utilizado como indicador de distancia para galaxias cercanas con varios tipos (ver Harris 2001 Richtler 2003 Di Criscienzo et al.2006 Rejkuba 2012 Lee & amp Jang 2016a y referencias allí). Adoptamos la calibración del volumen de negocios Vmagnitudes de banda basadas en la muestra de los 100 cúmulos globulares seleccionados en la Vía Láctea dada por Di Criscienzo et al. (2006): METROV (máx.) = −7,58 ± 0,11 mag. Esta muestra consta de los cúmulos globulares con enrojecimiento relativamente bajo (con) en la región exterior de la Vía Láctea (kpc). Incluye cúmulos globulares ricos en metales y pobres en metales, pero está dominado por cúmulos globulares pobres en metales. Debido a que no tenemos ninguna información sobre los colores de los cúmulos globulares candidatos en NGC 4993, aplicamos la calibración basada en la muestra combinada de cúmulos globulares ricos en metales y pobres en metales.

Aplicando esta calibración a la magnitud de rotación medida de los cúmulos globulares NGC 4993, obtenemos una distancia a NGC 4993: (metroMETRO)0 = 33,10 ± 0,11 (corrió) ± 0,11 (sys) = 33,10 ± 0,16 (D = 41,65 ± 3,00 Mpc).

3.4. Incertidumbres del método GCLF

Como error sistemático para nuestra estimación del módulo de distancia, citamos el error de calibración de la magnitud de rotación, ± 0.11 mag, dado por Di Criscienzo et al. (2006). Sin embargo, el error sistemático real debe ser mayor que este valor, considerando las incertidumbres intrínsecas del método GCLF.

Rejkuba (2012) presentó una revisión extensa sobre las incertidumbres del método GCLF, resumiendo que el error total del módulo de distancia estimado para una galaxia puede ascender a

0,3 mag. Las fuentes de errores incluidas en Rejkuba (2012) son (1) incertidumbre en los calibradores primarios, (2) la dispersión intrínseca de las magnitudes de rotación y su dependencia de la muestra del cúmulo globular, (3) la dependencia de las magnitudes de rotación del entorno y evolución dinámica, (4) la dependencia de las magnitudes de rotación del tipo Hubble o la luminosidad de la galaxia, (5) correcciones debidas a una metalicidad diferente de las galaxias objetivo y la muestra del cúmulo globular calibrador, y (6) la incertidumbre en la edad de la muestra del cúmulo globular. La estimación cuantitativa precisa de los errores para cada una de estas fuentes no es fácil, por lo que Rejkuba (2012) presentó solo un valor aproximado del error total.

Discutimos las fuentes relevantes para NGC 4993 entre las fuentes de error en Rejkuba (2012). NGC 4993 se encuentra en un grupo suelto y la Vía Láctea está en el grupo local. Esto implica que los efectos del entorno y la evolución dinámica sobre las magnitudes de rotación de NGC 4993 y la Vía Láctea son similares, lo que lleva a un pequeño error. NGC 4993 es tan luminoso como la Vía Láctea. Por lo tanto, los efectos de la luminosidad de las galaxias sobre las magnitudes de rotación y las correcciones debido a una metalicidad diferente de las galaxias objetivo y la muestra del cúmulo globular calibrador son similares para NGC 4993 y la Vía Láctea, lo que indica que el error debido a estos factores debe ser pequeño. Considerando esto, el error total para el caso de NGC 4993 debe ser menor que el valor,

0.3 mag, como se indica en Rejkuba (2012).

Además, discutimos dos incertidumbres más del método GCLF aplicado a NGC 4993 en este estudio. Primero, verificamos el efecto del enrojecimiento en la calibración del GCLF para la muestra de la Vía Láctea. La muestra del cúmulo globular de la Vía Láctea que adoptamos es una con menos extinción de los dos casos muestrales Di Criscienzo et al. (2006) se había preparado utilizando el catálogo de versiones de Harris 2003 (Harris 1996). Los cúmulos globulares con mayor extinción se localizan principalmente en dirección a la Vía Láctea. Así, la muestra seleccionada con menos extinción (también ubicada en la región exterior) en la Vía Láctea sería más similar al caso de los cúmulos globulares en otras galaxias que la muestra completa. Verificamos el efecto del enrojecimiento en las magnitudes del recambio utilizando el catálogo actualizado del Cúmulo Globular de la Vía Láctea (versión Harris 2010). Derivamos las magnitudes de rotación para las muestras en 2 & lt R & lt 35 kpc con variaciones mi(BV) límites (no hay GC con, por lo que el rango real es): METROV = −7.59 ± 0.08 (σ = 0,95 ± 0,10) para mi(BV) & lt 0.8 (norte = 103)), que es muy similar al valor dado por Di Criscienzo et al. (2006), METROV = −7.62 ± 0.08 (σ = 0,96 ± 0,10) para (norte = 85), y METROV = −7.68 ± 0.12 (σ = 1.01 ± 0.14) para (norte = 66). Estos valores concuerdan dentro de los errores, lo que implica que los errores debidos a la selección de enrojecimiento no son significativos.

En segundo lugar, verificamos el efecto de las subpoblaciones de cúmulos globulares. En general, las galaxias masivas albergan dos subpoblaciones de cúmulos globulares, pobres en metales y ricos en metales. En el caso de la Vía Láctea, la muestra pobre en metales ([Fe / H] & lt −1.0) es aproximadamente tres veces más grande que la muestra rica en metales ([Fe / H] & gt −1.0), por lo que toda la muestra es dominado por la muestra pobre en metales. Di Criscienzo y col. (2006) mostró que la magnitud de la rotación de la muestra pobre en metales, METROV = −7.72 ± 0.10, es 0.34 mag y 0.05 mag más brillante que el valor de la muestra rica en metales y la muestra combinada en la Vía Láctea. Por lo tanto, la calibración de la muestra pobre en metales conduce a un módulo de distancia que es solo 0.05 mag mayor que el valor basado en la calibración de la muestra completa. Por otro lado, la calibración de la muestra rica en metales conduce a un módulo de distancia que es 0,29 mag menor que el basado en la calibración de la muestra completa. De manera similar, la luminosidad de NGC 4993 y la Vía Láctea indica que el sistema de cúmulos globulares en NGC 4993 puede estar dominado por cúmulos globulares pobres en metales.

En resumen, el error sistemático realista para la estimación de distancia en este estudio se estima en & lt0.3 mag.


Cúmulos globulares

Los cúmulos globulares son colecciones casi esféricas de cientos de miles de estrellas, unidas por atracción gravitacional mutua. Estos hermosos objetos están casi libres de gas y polvo, y contienen algunas de las estrellas más antiguas de una galaxia. Las primeras estrellas dentro de estos cúmulos se formaron al mismo tiempo a partir de la misma nebulosa interestelar, por lo que tienen la misma edad y composición química. Desde mediados de la década de 2000, los astrónomos que utilizan el telescopio espacial Hubble de la NASA y otros observatorios aprendieron que los cúmulos suelen albergar varias generaciones de estrellas, lo que demuestra que son más complejas de lo que se pensaba. Comprender esta complejidad es un aspecto importante de la investigación moderna de cúmulos globulares.

La Vía Láctea alberga alrededor de 150 cúmulos globulares conocidos, y es probable que existan algunos más ocultos detrás del grueso disco de nuestra galaxia. El número de cúmulos globulares en una galaxia dada parece depender de su masa: la galaxia de Andrómeda, nuestra gran vecina galáctica más cercana, tiene más de 400 cúmulos, mientras que la galaxia elíptica gigante M87 alberga a más de diez mil.

Los investigadores pueden determinar la edad de un cúmulo por su "metalicidad": las cantidades relativas de elementos como oxígeno, hierro y otros elementos más pesados ​​que el helio. Los cúmulos jóvenes tienen mayor metalicidad, mientras que los más viejos son "pobres en metales", porque se formaron antes de que las supernovas sembraran el cosmos con elementos más pesados. Los cúmulos globulares cercanos al centro de la Vía Láctea son más antiguos que los más alejados y tienen edades similares. Eso indica que los cúmulos más jóvenes pueden haberse formado durante una fusión con otras galaxias, y los cúmulos más antiguos pueden ser reliquias de cuando nació la Vía Láctea.

Las estrellas de los cúmulos globulares están empaquetadas de forma mucho más compacta que en cualquier otro lugar de una galaxia. Eso lleva a la creación de sistemas binarios, incluidos aquellos con objetos compactos: enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. Los cálculos teóricos muestran que las binarias exóticas, como las parejas de estrellas de enanas blancas y neutrones, ocurren aproximadamente 100 veces más a menudo que en el resto de la galaxia. Muchos de estos sistemas son fuentes potenciales para LIGO y futuros observatorios de ondas gravitacionales.

Las observaciones de rayos X de los cúmulos han revelado muchos de estos sistemas binarios, que incluyen binarios de rayos X de baja masa y baja radiación en reposo (qLMXB), que son estrellas ordinarias emparejadas con estrellas de neutrones que extraen materia de sus compañeros en un disco de acreción caliente. . Algunas estrellas de neutrones en binarios son púlsares de milisegundos (MSP), objetos que giran cientos de veces por segundo. Las MSP se “activan” al recolectar materia de sus estrellas compañeras, por lo que la densidad de los cúmulos globulares significa que estas estrellas de neutrones tienen más socios potenciales.


Comprensión del estado dinámico de los cúmulos globulares

Título: Comprensión del estado dinámico de los clústeres globulares: núcleo colapsado frente a no núcleo colapsado
Autores: Sourav Chatterjee, Stefan Umbreit, John M. Fregeau y Frederic A. Rasio
Primer autor e institución n. ° 8217: Departamento de Astronomía, Universidad de Florida, Gainesville, FL 32611

Los cúmulos globulares (GC) son cúmulos estelares esféricos y densos que orbitan una galaxia. Están estrechamente unidos por la gravedad pero no contienen una cantidad significativa de materia oscura & # 8211 esto conduce a altas densidades estelares en sus centros (es decir, núcleos). Las altas densidades estelares y las altas masas de los GC los convierten en un laboratorio emocionante para estudiar fuertes interacciones dinámicas de estrellas como colisiones estelares, creando binarias dinámicas (es decir, una estrella puede capturar otra estrella cuando vuela muy de cerca) y segregación de masa y # 8211 la tendencia de las estrellas masivas y binarias a hundirse hacia adentro, mientras que las estrellas de baja masa tienden a moverse hacia las partes externas de los cúmulos, los llamados halos.

La evolución dinámica de los GC está determinada por la generación de energía en el núcleo y el transporte de esta energía desde el núcleo al halo. La generación de energía se debe a la evolución estelar, las interacciones estelares con las binarias y la contracción gravitacional & # 8211 la tendencia del cúmulo a contraerse una vez que pierde el soporte de presión de las energías cinéticas de las estrellas dentro de él. Por ejemplo, los binarios duros, que son binarios estrechamente ligados con energías de enlace que exceden la energía cinética media por estrella en el cúmulo, pueden tener un efecto significativo en la evolución dinámica (contracción y expansión) del cúmulo. Las colisiones elásticas de binarias duras con otras estrellas pueden hacer que se vuelvan & # 8220 más duras & # 8221 (más fuertemente ligadas) y agreguen energía cinética a la estrella que interactúa. Estas colisiones bombean energía cinética hacia el grupo, lo que hace que el grupo se expanda o detenga la contracción, esto se denomina quema binaria. Las interacciones entre las binarias y la estrella actúan como una fuente de calor que aumenta la presión total del cúmulo contrarrestando el colapso gravitacional. Una forma sencilla de pensar en esto es que la combustión binaria en los GC es análoga a la fusión nuclear en las estrellas. Ambas fuentes de combustión actúan como una fuente de energía interna para apoyar al objeto contra el colapso gravitacional.

Existen dos clases distintas de GC: GC de colapso de núcleo y colapso de no núcleo. Estos dos tipos de clases se determinan observacionalmente por su perfil de densidad central. Es decir, cómo la densidad de luminosidad proyectada disminuye desde el centro del cúmulo hasta su borde central. El núcleo de un GC con colapso del núcleo sigue una ley de potencia, mientras que el de un GC con colapso sin núcleo es esencialmente plano. Además, estas dos clases muestran una distribución bimodal de la relación entre el tamaño de su núcleo y su tamaño de media luz (es decir, la distancia desde el centro donde se encierra la mitad de la luz total y es una medida del tamaño del grupo). Las relaciones de radio del núcleo / radio de media luz de los GC de colapso del núcleo alcanzan un pico en torno a valores más pequeños de la relación de tamaño de núcleo-halo en comparación con los GC de colapso sin núcleo.

Dentro de las CG ocurren muchos fenómenos interesantes y todavía quedan muchas preguntas sin respuesta. Una pregunta importante es ¿cuáles son los progenitores de los antiguos GC que vemos orbitando la Vía Láctea y otras galaxias? ¿Qué efectos evolutivos y dinámicos han experimentado estos grupos? ¿Por qué existen estas dos & # 8220distinct & # 8221 clases de cúmulos globulares y qué las propiedades determinan estos estados físicos? Estas son las preguntas que los autores pretenden responder.

Con este objetivo en mente, los autores realizan más de 200 simulaciones numéricas de Monte Carlo para seguir la evolución dinámica de los GC desde su formación hasta una edad de 12 Gyrs (la edad típica de los GC antiguos observados) que abarcan un conjunto diverso de condiciones iniciales como su número de estrellas, fracción de binarios primordiales (binarios formados durante la formación de GC en lugar de debido a la captura estelar), radio del cúmulo y masa del cúmulo. Estas condiciones iniciales están motivadas por observación de observaciones de cúmulos de super estrellas que se cree que son los precursores de los GC. Estos cúmulos de súper estrellas son regiones brillantes, compactas y masivas de formación estelar caracterizadas por tamaños de unos pocos parsecs, masas del orden de un millón de masas solares y densidades de superficie de masa elevadas. En estas simulaciones, los autores colocan el GC a una distancia de 8.5 kpc del centro de su galaxia anfitriona. Luego comparan las propiedades de sus GC simulados con las de los GC observados para ver si estas condiciones iniciales son realistas y también para comprender qué efectos dinámicos son responsables de producir los GC que observamos hoy.

(izquierda) Evolución de la masa del cúmulo de estrellas para todos los modelos simulados. Las líneas negra, roja, azul, verde y magenta denotan modelos con fracciones binarias primordiales de 0, 0.5, 0.1, 0.2, 0.3, respectivamente, para cada masa inicial considerada. (derecha) El histograma sólido representa las masas de GC observadas que están a una distancia de 7-10 kpc del centro de su galaxia anfitriona. El histograma punteado es para todos los GC galácticos observados.

La figura anterior muestra la evolución masiva de los GC simulados. El panel de la izquierda muestra la evolución de la masa en función del tiempo, mientras que el histograma de la derecha compara las masas finales de los grupos simulados con las masas medidas de los GC observados. Como puede verse en esta figura, durante el primer Gyr los cúmulos simulados pierden masa muy rápidamente. Esto se debe a la gran pérdida de masa a través de los vientos estelares y la formación de objetos compactos para las estrellas masivas en los cúmulos. Después de esta rápida remoción de masa, las masas de los cúmulos disminuyen a un ritmo más lento, casi constante, causado por una pérdida de masa estelar constante a través del límite exterior del GC. Esto se debe a que la masa se elimina por marea del GC debido a su interacción gravitacional con la galaxia anfitriona. Los autores encuentran que sus grupos de modelos tienen masas finales que son comparables a las masas observadas de GC.

Las siguientes dos figuras muestran la evolución de la densidad central y el radio del núcleo de los conglomerados simulados en el estudio. De acuerdo con la figura de evolución de la masa, los autores encuentran que la densidad central disminuye muy rápidamente durante el primer Gyr debido a la pérdida de masa de las estrellas de gran masa. Esta fuerte disminución es seguida por un aumento casi lineal durante la fase de contracción. El radio del núcleo aumenta rápidamente muy pronto, lo que también se debe a la pérdida de masa de las estrellas masivas que se encuentran principalmente en el centro de los cúmulos debido a la segregación de masa. Este mecanismo conduce a una pérdida neta de energía de enlace gravitacional, que a su vez hace que el núcleo del cúmulo se expanda. Luego, cuando la tasa de pérdida de masa disminuye significativamente, el núcleo se contrae a través de la relajación gravitacional de dos cuerpos debido a interacciones estelares (es decir, intercambio de energía cinética en energía de enlace gravitacional debido a interacciones estelares & # 8211 haga clic aquí para obtener una explicación más matemática).

Evolución de la densidad central de los cúmulos estelares simulados presentados en la figura 1, siguiendo el mismo formato que la figura anterior. El histograma de la derecha muestra la distribución de la densidad central para los GC observados ubicados a 7-10 kpc de su galaxia anfitriona (línea continua) y para todos los cúmulos globulares observados (línea discontinua).

Evolución del radio del núcleo del cúmulo de estrellas simulado para todos los modelos presentados en la figura 1, siguiendo el mismo formato que la figura anterior. El histograma de la derecha muestra la distribución de los radios centrales para los GC observados ubicados a 7-10 kpc de su galaxia anfitriona (línea continua) y para todos los cúmulos globulares observados (línea discontinua).


Densidad de estrellas del cúmulo globular en función de la distancia desde el centro - Astronomía

Investigamos el sistema de cúmulos globulares (GCS) de la galaxia elíptica NGC 4636, para lo cual ya existe un estudio fotográfico de Hanes (1977). NGC 4636 está situado en una región exterior de baja densidad del cúmulo de galaxias Virgo. Encontramos un GCS bastante rico de 3600 +/- 500 cúmulos globulares (GC). Esto corresponde a una frecuencia específica de S = 7.5 +/- 2.0, ligeramente superior al promedio de las galaxias elípticas en el cúmulo de Virgo (S =

6), pero menor que S = 9,9, que ha sido encontrado por Hanes. Dada la incertidumbre de los valores absolutos de S, no podemos concluir que haya una dispersión real de los valores de S entre las elípticas Virgo y Fornax. La rotación de la función de luminosidad del cúmulo globular (GCLF) de NGC 4636 está en V = 24.1 +/- 0.1 mag, equivalente a un módulo de distancia de (mM) = 31.2 +/- 0.3mag si adoptamos una magnitud de rotación absoluta uniforme para GCLF en Virgo de -7.1 +/- 0.3mag. Esta distancia concuerda bien con las distancias derivadas por otros métodos para NGC 4636. Como ya se vio en algunas otras galaxias con sistemas ricos, el perfil de densidad de los cúmulos globulares es claramente más plano que el perfil de luz de la propia galaxia. Las masas de los cúmulos globulares siguen una ley de potencia con exponente de -1,9 +/- 0,1, similar a lo observado en la Vía Láctea y M31.


Densidad de estrellas del cúmulo globular en función de la distancia desde el centro - Astronomía

Una guía de CLUSTERS GLOBULARES.

Los cúmulos globulares son sistemas simétricos de hasta un millón de estrellas formados hace entre 13 y 15 mil millones de años y, como tales, son los subsistemas estelares supervivientes más antiguos de las galaxias. En 1993, había alrededor de 125 de estos conocidos en nuestra propia galaxia, la mayoría de ellos en un halo esférico que rodeaba la forma de rueda formada por los brazos espirales.

A typical globular cluster is a nearly symmetrical system of stars, with the highest concentration of stars near its own center. In these central regions of the cluster, the stars are so closely packed that often it becomes difficult to distinguish individual points of light from each other.

This photograph, taken by the Digital Sky Survey , is of the M2 globular cluster, which is located in the halo of the M31 cluster, in the constellation of Aquarius. As can be seen clearly, the center of the cluster contains a higher density of stars than the outer layers of the cluster.

General information on Globular Clusters.

The average star density in a Globular Cluster is about 0.4 stars per cubic parsec. In the dense center of the cluster, the star density can increase from 100 to 1000 per cubic parsec. However, even in the center of clusters, there is still plently of space between the stars. "Solid centers" as shown in photographic images, are not due to the higher number of stars, but are because of finite resolution in the telescopes used to obtain the image, and distortion of light due to the Earth's atmosphere. The Hubble Space Telescope, which orbits above Earth's atomosphere, will therefore be able to take more accurate images of globular clusters, with less interference.

It is the largest stars in a cluster that are the first ones to use up the hydrogen in their core and evolve off the main sequence, to become Red Giants. As time goes on, the stars of successively lower mass leave the main cluster, making it seem to fade away like a dying flame. By now, the only stars still remaining in the main cluster have masses comparable to that of the Sun or less.

In some clusters, such as M67 , however, the giant stars are brighter than the brightest main stars, and must have become brighter during their evolution.

To show that a lot of data can be obtained from just one cluster, here is another image of the M2 cluster taken by IRAS (Infra Red Astronomy Satellite) . This image gives us information regarding the chemical makeup of a cluster, the red areas indicate carbon monoxide , and the smaller, yellow areas indicate hydrogen .

The average linear diameters of globular clusters range from 20 to 100 parsecs or more. In a relatively nearby globular cluster, more than 30,000 stars have been counted. In that particular cluster, there are almost certainly many more stars unobservable due to their weak light. The combined light from all these stars usually gives a typical cluster an absolute magnitude with a range of -5 to -10, or 10 4 to 10 6 times the luminosity of the sun.

One of the brightest known clusters in our Galaxy is w Centauri , and the brightest known cluster in the galaxy of Andromeda is the M2 cluster. Using Colour-Magnitude graphs.

A way of analysing globular clusters is to use Colour-Magnitude diagrams. A colour-magnitude diagram is a plot of the apparent magnitudes of the stars in a cluster against their colour indices. Globular clusters nearly all have very similar colour-magnitude diagrams. The one below is a standard colour-magnitude graph, plotting the stars' colour index by their luminoscity .

This graph shows the appearance of the colour-magnitude diagram for a typical globular cluster of known distance, for which the apparent magnitudes have been converted to absolute magnitudes. The region from a to b is the main sequence. The main sequence would probably extend farther down than a if the cluster were near enough for us to observe its fainter stars. Above point b , however, the main sequence appears to terminate with most globular clusters, this point occurs at about absolute magnitude (M v = +3.5). From b to c there is a sequence of stars that are yellow and red giants. The brightest and reddest of them at M v = -3 are brighter than typical red giants in the solar neighbourhood. A third sequence of stars extends from d to f this is the horizontal branch of the H-R diagram for a globular cluster. The stars on the horizontal branch have already been through the red giant phase of evolution.

If a cluster had been recently formed, say within the past three million years, then it would produce a colour-magnitude diagram similar to the hypothetical one below, developed by R. Kippenhahan in Munich. This graph plots the stars' luminoscity against their surface temperature in Kelvin. It was later discovered that there are indeed real star clusters that fit this description.

Here are a number of facts regarding Globular Clusters.

Number known in Galaxy 125
Location in Galaxy Halo and nuclear bulge
Diameter(pc) 20-100
Mass(solar masses) 10 4 -10 5
Number of stars 10 4 -10 5
Colour of brightest stars Red
Integrated luminosity of cluster(L s ) 10 4 -10 6
Density of stars(M s /pc 3 ) 0.5-1000
An example of one 47 Tucanae

Globular clusters revolve about the nucleus of a galaxy on orbits of high eccentricity and high inclination to the galactic plane. About a third of globular clusters are concentrated around the galactic center . A typical cluster has a period of revolution around the order of 10 8 years. A cluster spends most of its time far from the center of a galaxy, and so most of them can, and have been discovered in the spaces between galaxies.

This image of the M2 cluster, clearly shows the cluster (mainly red), moving around the Galaxy (mainly yellow) in a very large orbit around the nuclear bulge of the Galaxy. Again, the red represents carbon monoxide, and the yellow represents hydrogen. How they hold themselves together.

To ensure the stability of an isolated cluster, the average speed of its individual stars must not exceed the escape velocity from the cluster. If this occurred, the stars would escape into space, and the cluster would dissipate. If the stellar velocities are low enough to satisfy this condition, then the cluster is gravitationally bound , i.e. the force of gravity is strong enough to keep the member stars from escaping.

Due to clusters moving in various orbits in the Galaxy, they are bound together with gravitational forces that are stronger than the disrupting forces exerted on it by the Galaxy or other nearby stars, and this results in an added condition for the stability of a cluster. Another factor in the stability of clusters is size-the smaller and more compact the cluster, the greater its own gravitational binding force compared with the disrupting forces, and the more chance it has to survive to old age.

Because globular clusters are highly compact systems, they are consequently very stable, and so most globular clusters will probably maintain their identity almost indefinitely.

But even these clusters lose some stars, especially if they have a slow mass. This is due to there always being a few stars in a cluster that move faster than the cluster's average speed.

When a star escapes, it carries with it energy, removing this energy from the cluster as a whole. This eventually results in the cluster developing a tightly bound core surrounded by a rarefied halo of stars-much like the first image of the M2 cluster, and similar to the following image of the cluster NGC 5927 .

In the dense core of a cluster, the stars in it occasionally collide, and some of the debris eventually coalesces. Predictions indicate that this dynamical evolution could lead to the development of a large Black Hole at the cluster's center.At the same time, a few stars in the outer parts of the cluster would continue to escape. The escape rate and dynamical evolution for the rich globular clusters are so slow that the clusters can easily survive for many billions of years, remaining mostly unchanged. Analysis of certain Globular Clusters.

These following images will be used to analyse the chemical content of various globular clusters. The three types of image used will be ordinary photo images, infra-red images (IRAS) taken, unless otherwise stated, at a frequency of 100 microns, and finally, nH images, which all show the cluster in relation to the Galaxy.

The clusters presented here are to be investigated by a team of people, including Professor A. Evans, S. Eyres, and M.E.L. Hopwood from Keele University. They will be saerching for molecular gas in these metal-rich globular clusters, with the first three to be searched in November 1997, and the rest in March 1998. Until then, here is some information on those particular clusters. 47 Tucanae

This partial photo image of 47 Tucanae, shows that it looks like a typical globuar cluster, with a central, dense concentration of stars, and the less dense, darker surrounding layers, held in place by the cluster's gravity.

This IRAS image of 47 Tucanae shows a little hydrogen to the middle-left of the image, and even smaller trace amounts of carbon monoxide next to the top left corner.

This nH image of 47 Tucanae shows it to contain a lot of carbon monoxide, in contrast to the yellow streak of hydrogen below it, representing part of the Galaxy.

By combining the results of all three images, it can be seen that 47 Tucanae is a large cluster that contains carbon monoxide, but not in overwhelming amounts, and only has a trace of hydrogen present. NGC 1261

This photo image of NGC 1261 shows at least three distinct different layers of stars the dense center, the less dense middle-outer layer, and the outer layer, where the stars have lots more space between them, and where the gravitaional pull on them from the center is weakest.

This IRAS image of NGC 1261 shows there to be large amounts of hydrogren in the surrounding space, and slightly less in the actual center of the cluster itself.

This nH image of NCG 1261 shows there to be large amounts of carbon monoxide, especially in the outer layers. Compared with the previous example (47 Tucanae), this cluster is relatively closer to the Galaxy.

Using the results from all three images, it can be seen that NGC 1261 is one of the smaller clusters that contains reasonably large amounts of both hydrogren and carbon monoxide. M2

Again, this photo image of the M2 cluster shows a highly packed center, with the density of stars gradually decreasing, as the distance from the center increases. The M2 cluster is the brightest known cluster in the galaxy of Andromeda.

This IRAS image of the M2 cluster shows that there is a substansial portion of carbon monoxide in the cluster, with trace amounts of hydrogen on its outskirts, with the rest ordinary space.

This nH image of the M2 cluster shows it to contain quite a lot of carbon monoxide, with fewer amounts in the cluster's center.

By using the various images, it can be seen that the M2 cluster is quite large, and contains a large amount of carbon monoxide, with only trace amounts of hydrogen. w Centauri

This photo image shows the brightest globular cluster in our own Galaxy, w Centauri. As with most of globular clusters, it follows the standard pattern, with a dense center and less dense outer layers. However, this cluster overall, will probably contain more stars than the usual average number of stars found in a cluster. This is because the cluster is one of the brightest there is.

This IRAS image of w Centauri, taken at a frequency of 60 micons, shows there to be hydrogen in the cluster, and greater amounts of it in the surrounding space.

However, this IRAS image of w Centauri shows there to be large amounts of carbon monoxide, with no trace of hydrogen showing up on the image.

This nH image of w Centauri shows the large amounts of carbon monoxide present in the cluster, and shows the cluster to be quite large in size.

Using all the images together, it can be seen that w Centauri is a large cluster, containing large amounts of both hydrogen and carbon monoxide. NGC 4833

This photo image of NGC 4833 shows it to be a relatively quite small cluster, with its center appearing only slightly more dense than the surrounding layers of stars. Its small size will be due to the cluster's center not having enough gravity to hold on to many of its stars, and so, they would have left the cluster.

This IRAS image of NGC 4833 shows that there appears to be roughly equal amounts of hydrogen (at the top of the image), and carbon monoxide (at the bottom of the image).

This nH image of NGC 4833, shows it to contain carbon monoxide in certain areas. In the image, there appears to be more carbon monoxide towards the top of the picture, considerably less in the center of the cluster, and gradually less towards the bottom of the cluster.

Overall, using all the data in the images, it can be seen that NGC 4833 is a very small cluster containing roughly equal amounts of both carbon monoxide and hydrogen. NGC 5634

This photo image of NGC 5634 shows it to appear much like a typical cluster, with again a dense center surrounded by layers of gradually decreasing star density. It appears to be quite small, but this does not appear to have affected the cluster in a serious way, instead, all it is now, is a miniture version of an average-sized cluster.

This IRAS image of NGC 5634 shows only that there are small amounts of both carbon monoxide and hydrogen in the cluster, the rest being unremarkable space.

This nH image of NGC 5634 shows there to be scattered amounts of hydrogen present in the cluster, with more hydrogen on the outside of the cluster, and less hydrogen on the inside of the cluster.

Using all three images, it can be seen that NGC 5634 is a small cluster containing little hydrogen or carbon monoxide. NGC 5927

This photo image of NGC 5927 looks very similar to the photo image of NGC 4833, showing a small cluster with a center star density not that much higher from the rest of the cluster. The difference with this one compared with NGC 4833, is that this cluster's center is slightly more dense, and so, compared with NGC 4833, looks slightly more orderly.

Like the IRAS image of NGC 4833, this IRAS image of NGC 5927 shows there to be roughly equal amounts of both hydrogen, with a biase towards the amount of hydrogen.

This nH image of NGC 5927 shows it to contain a lot of carbon monoxide, both in the center and outer layers of the cluster.

Using all the images together, it can be seen that NGC 5927 is a very small cluster containing large amounts of both hydrgen and carbon monoxide. NGC 2808

This photo image of NGC 2808 shows, like the other clusters, a dense center. However, the surrounding stars are not arranged in an orderly fashion, as in the previous globular clusters. Instead, stars just seem to be de-localised, and only just held in place by the cluster's gravity.

This IRAS image of NGC 2808 shows there to be a greater amount of carbon monoxide present, than hydrogen.

Like the IRAS image, this nH image of NGC 2808 shows the cluster to contain a lot of carbon monoxide.

By using all the images together, it can be seen that NGC 2808 is a generally de-localised cluster containing large amounts of carbon monoxide, and fewer amounts of hydrogen. By combining the general results from all of the images comapred together, the following conclusions can be reached.

  • 1. The larger globular clusters contain large amounts of carbon monoxide, and small amounts of hydrogen.
  • 2. The smaller globular clusters contain roughly equal amounts of carbon monoxide and hydrogen.

For more information on Globular Clusters, try these sites:

"Exploration Of The Universe" by George O. Abell, David Morrison & Sidney C. Wolff


Messier 2

Messier 2 (M2) is a globular cluster located at an approximate distance of 37,500 light years from Earth, well beyond the galactic centre. The cluster lies in the direction of Aquarius constellation. It is one of the largest known clusters of its kind in the night sky, spanning about 175 light years in diameter. It has the designation NGC 7089 in the New General Catalogue.

Messier 2 has an apparent magnitude of 6.3 and is located five degrees north of the bright star Beta Aquarii, which is also known by the traditional name Sadalsuud. With an apparent magnitude of 2.87, Sadalsuud is the brightest star in Aquarius. M2 is on the same declination as Alpha Aquarii, the constellation’s second brightest star. Alpha Aquarii, also known as Sadalmelik, lies 10 degrees northeast of cluster. Sadalsuud, Sadalmelik and Messier 2 form a large right-angled triangle.

Messier 2 is among the older globular clusters associated with the Milky Way. The cluster’s estimated age is 13 billion years, roughly the same as the age of the globular clusters Messier 3 and Messier 5, located in the constellations Canes Venatici and Serpens respectively. The Universe is estimated to be 13.8 billion years old, which means that the cluster likely formed when the Universe was only 6 percent of its current age, less than a billion years old. M2 is moving toward us at about 5.3 kilometres per second.

The cluster orbits in the halo of the Milky Way and contains some of our galaxy’s oldest known stars. As the stars are much older than the Sun, they have few elements heavier than hydrogen and helium, which makes the existence of Earth-like planets highly unlikely in the cluster.

M2’s tidal influence is significantly larger than its diameter and reaches about 233 light-years. This is the point beyond which member stars could escape the cluster because of the tidal gravitational forces from the Milky Way.

Messier 2 is dense and compact, containing approximately 150,000 stars within a diameter of 150 light years. The dense central region of M2 is only 0.34 arc minutes across, corresponding to a diameter of 3.7 light years.

The cluster has one of the densest cores and belongs to the density class II on a scale of I to XII, with XII reserved for clusters that are the most diffuse at the core.

This image of the Globular cluster Messier 2 (M2) was taken by Galaxy Evolution Explorer on August 20, 2003. This image is a small section of a single All Sky Imaging Survey exposure of only 129 seconds in the constellation Aquarius. This picture is a combination of Galaxy Evolution Explorer images taken with the far ultraviolet (colored blue) and near ultraviolet detectors (colored red). Globular clusters are gravitationally bound systems of hundreds of thousands of stars that orbit in the halos of galaxies. The globular clusters in out Milky Way galaxy contain some of the oldest stars known. M2 lies 33,000 light years from our Sun with stars distributed in a spherical system with a radius of approximately 100 light years. Image: NASA/JPL/California Institute of Technology

The brightest stars in M2 are of magnitude 13.1 and mostly yellow and red giants. The cluster’s overall spectral class is F4.

Messier 2 has an elliptical shape. It is home to 21 known variable stars . These are mostly RR Lyrae variables, pulsating variable stars belonging to the spectral class A (or F), typically half as massive as the Sun, and commonly found in globular clusters. RR Lyrae variables are often used as standard candles to measure galactic distances.

Three Cepheid variables have also been identified in the cluster. Cepheids are luminous variable stars that also serve as indicators of galactic distance scales. These stars vary between a larger, brighter state and a smaller, denser one. Cepheids were named after Delta Cephei in Cepheus constellation, the first variable star of this type to be identified.

One of the variable stars found in M2 is an RV Tauri variable, a luminous pulsating variable that exhibits changes in luminosity and spectral type over a 69.09 day period. The star is located at the eastern edge of M2.

M2 globular cluster (NGC 7089). Image: Ole Nielsen

Messier 2 was discovered by the Italian-born French astronomer Jean-Dominique Maraldi on September 11, 1746. Maraldi discovered the object while observing a comet with the French astronomer Jacques Cassini, the son of the famous Italian astronomer Giovanni Cassini.

Maraldi wrote, “On September 11 I have observed another one [nebulous star, besides M15] for which the right ascension is 320d 7′ 19″ [21h 20m 29s], & the declination 1d 55′ 38″ south, very near to the parallel where the Comet should be. This one is round, well terminated and brighter in the center, about 4′ or 5′ in extent and not a single star around it to a pretty large distance none can be seen in the whole field of the telescope. This appears very singular to me, for most of the stars one calls nebulous are surrounded by many stars, making one think that the whiteness found there is an effect of the light of a mass of stars too small to be seen in the largest telescopes. I took, at first, this nebula for the comet.”

Atlas Image mosaic obtained as part of the Two Micron All Sky Survey (2MASS), a joint project of the University of Massachusetts and the Infrared Processing and Analysis Center/California Institute of Technology, funded by the National Aeronautics and Space Administration and the National Science Foundation.

Charles Messier spotted the cluster on September 11, 1760 – exactly 14 years after Maraldi’s discovery – and thought it was a nebula without any stars associated with it.

Messier’s entry read, “Nebula without star in the head of Aquarius, its center is brilliant, & the light surrounding it is round it resembles the beautiful nebula which is situated between the head & the bow of Sagittarius [M22], it is seen very well with a telescope of 2 feet [FL], placed below the parallel [same Dec] of Alpha Aquarii. ”

Messier 2 was the first globular cluster to be included in Messier’s catalogue.

The German-British astronomer William Herschel was the first to resolve individual stars in M2, in 1783.

With an apparent magnitude of 6.3, Messier 2 is just at the edge of naked eye visibility, but requires extremely good viewing conditions, with clear skies and no light pollution. The best time of year to observe the cluster is between the months of July and October.

The globular cluster can be observed in binoculars and small telescopes, but individual stars can only be seen in larger instruments, starting with 6-inch telescopes. A peculiar dark lane can be seen crossing the northeast edge of the cluster in larger telescopes.

Larger instruments are required to resolve the stars because the cluster is very far away and the stars in it are old, so only the rare stars similar to the Sun and the occasional blue straggler are visible. Blue stragglers are main sequence stars found in clusters, that appear bluer and more luminous than stars at the main sequence turn-off point for the cluster. American astronomer Allan Sandage discovered these stars in 1953 while studying the stellar population of the globular cluster Messier 3.

FACTS

Object: Cluster
Type: Globular
Class: II
Designations: Messier 2, M2, NGC 7089, GC 4678, Bode 70
Constellation: Aquarius
Right ascension: 21h 33m 27.02s
Declination: -00°49󈧛.7”
Distance: 37,500 light years
Age: 13 billion years
Number of stars: 150,000
Apparent magnitude: +6.3
Apparent dimensions: 16 x 16 arc minutes
Radius: 87.3 light years

LOCATION

Messier 2 location in Aquarius constellation. Image: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)


Ver el vídeo: Detectan un cúmulo de estrellas invadido por colosales agujeros negros (Agosto 2022).