한국   대만   중국   일본 
Cumulo globular - Wikipedia, la enciclopedia libre Ir al contenido

Cumulo globular

De Wikipedia, la enciclopedia libre
El cumulo globular Messier 80 en la constelacion de Escorpio esta situado a unos 30 000 anos luz del Sol y contiene cientos de miles de estrellas. [ 1 ] ​

Un cumulo globular es un conjunto esferico de estrellas que, por lo general, orbita un nucleo galactico como si de un satelite se tratara. Las estrellas que constituyen los cumulos globulares estan muy unidas entre si por la gravedad , lo que les da sus formas esfericas y densidades estelares relativamente altas cerca del centro. El nombre de esta categoria concreta de grupo de estrellas deriva del latin globulus , cuyo significado es el de "esfera pequena".

Los cumulos globulares se encuentran fundamentalmente en la zona del halo galactico de una galaxia y contienen considerablemente mas estrellas y son mucho mas antiguos, por regla general, que los cumulos abiertos , menos densos, que se encuentran dentro del mismo disco de una galaxia.

Los cumulos globulares son bastante comunes: existen alrededor de 150 [ 2 ] ​ a 158 [ 3 ] ​ cumulos globulares conocidos actualmente en la Via Lactea y, quizas, de 10 a 20 mas aun por descubrir por estar situados tras el centro oscurecido por las propias cientos de miles de estrellas de nuestro propio nucleo galactico y del polvo interestelar . [ 4 ] ​ Los cumulos globulares orbitan nuestra galaxia a distancias medias habituales de 40 kiloparsecs (130 000 anos luz ) o mas. [ 5 ] ​

Las galaxias mas grandes pueden tener aun mas cumulos globulares: asi, la galaxia de Andromeda , por ejemplo, podria llegar a tener hasta 500 [ 6 ] ​, aunque hoy se piensa que ambas galaxias son bastante similares en tamano y su numero de cumulos debe ser similar. Algunas galaxias gigantes como las galaxias elipticas (particularmente aquellas en los centros de ciertos cumulos galacticos ) como M87 [ 7 ] ​, tienen como minimo unos 13 000 cumulos globulares.

Cada galaxia de suficiente masa dentro de un grupo local tiene un conjunto asociado de cumulos globulares y se ha descubierto que casi todas las galaxias grandes estudiadas poseen un sistema de cumulos globulares. [ 8 ] ​ La galaxia eliptica enana de Sagitario y la discutida galaxia enana del Can Mayor, que forman parte de nuestro grupo local parecen estar en el proceso de donar sus propios cumulos globulares asociados (como Palomar 12 ) a la propia Via Lactea en un proceso de progresiva atraccion gravitatoria. [ 9 ] ​ Este hecho permite inferir cuantos de los cumulos globulares de nuestra galaxia podrian haber sido adquiridos en el pasado mediante este proceso.

Aunque parece que los cumulos globulares contienen algunas de las primeras estrellas mas antiguas que se generan en una galaxia, sus origenes evolutivos y su papel en la evolucion galactica aun no estan claros. Parece evidente que los cumulos globulares son significativamente diferentes de las galaxias enanas elipticas y se crearon como parte de la formacion estelar de la galaxia madre en lugar de como galaxias separadas. [ 10 ] ​

Sobre un posible origen de los cumulos globulares, en un articulo publicado el 5 de mayo de 2023 en la revista ' Astronomy and Astrophysics ', los autores del mismo argumentan que los cumulos globulares se formaron muy temprano en la historia del Universo, apenas unos cientos de millones de anos despues del Big Bang , surgiendo alrededor de gigantescas estrellas supermasivas (con miles de veces la masa del Sol ), pero de vidas muy cortas (apenas unos pocos millones de anos), que agruparon, gracias a la gravedad , miles o decenas de miles de otras estrellas en formacion progresiva, incluso cuando la estrella 'madre' supermasiva desaparecio por su tipo de evolucion estelar de corta duracion, lo mismo que muchos agujeros negros podrian ser el origen de gran parte de las galaxias que nacieron a su alrededor. [ 11 ] ​

Historia observacional [ editar ]

Primeros cumulos globulares descubiertos
Nombre del cumulo Descubierto por Ano
M22 Abraham Ihle 1665
ω Cen Edmond Halley 1677
M5 Gottfried Kirch 1702
M13 Edmund Halley 1714
M71 Philippe Loys de Cheseaux 1745
M4 Philippe Loys de Cheseaux 1746
M15 Jean-Dominique Maraldi 1746
M2 Jean-Dominique Maraldi 1746

El primer cumulo globular conocido, ahora conocido como M22 , fue descubierto en 1665 por Abraham Ihle , un astronomo aficionado aleman. [ 12 ] ​ Sin embargo, dada la pequena abertura de las lentes de los primeros telescopios , las estrellas individuales dentro de un cumulo globular no fueron resueltas hasta que Charles Messier observo M4 en 1764. [ 13 ] ​ Los primeros ocho cumulos globulares descubiertos se muestran en la tabla adjunta a la derecha. Posteriormente, Abbe Lacaille listaria a NGC 104 , NGC 4833 , M55 , M69 y NGC 6397 en su catalogo de 1751-52. La M antes de un numero se refiere al catalogo de Charles Messier , mientras que NGC pertenece al New General Catalogue de John Dreyer .

Cuando William Herschel comenzo su estudio integral del cielo utilizando grandes telescopios en 1782, habia un total de 34 cumulos globulares conocidos. Herschel descubrio otros 36 el mismo y fue el primero en resolver practicamente todos ellos en estrellas. El acuno el termino "cumulo globular" en su Catalogo de las dos mil Nuevas Nebulosas y Cumulos de Estrellas publicado en 1789. [ 14 ] ​

El numero de cumulos globulares descubiertos continuo aumentando, alcanzando 83 en 1915, 93 en 1930 y 97 en 1947. Se han descubierto un total de 152 cumulos globulares en la galaxia Via Lactea , de un total estimado de 180 ±20. [ 4 ] ​ Se cree que estos cumulos globulares adicionales no descubiertos estan ocultos detras de las estrellas, del gas y el polvo del gran bulbo que constituye el centro de la Via Lactea.

A partir de 1914, Harlow Shapley comenzo una serie de estudios de cumulos globulares, publicados en unos 40 articulos cientificos. Examino las estrellas variables RR Lyrae en los cumulos (que el supuso equivocadamente que eran estrellas cefeidas ) y uso su relacion periodo-luminosidad para estimar sus distancias. Mas tarde, se encontro que las variables RR Lyrae son mas debiles que las Cefeidas, lo que provoco que Shapley sobreestimara las distancias de dichos cumulos globulares. [ 15 ] ​

NGC 7006 es un cumulo globular de alta concentracion de Clase I.

De los cumulos globulares que pertenecen a la Via Lactea, la mayoria se encuentran orbitando en un halo alrededor del nucleo galactico, y la gran mayoria de ellos se encuentran centrados en torno al nucleo. En 1918, esta distribucion fuertemente asimetrica fue utilizada por Shapley para hacer una determinacion de las dimensiones generales de nuestra galaxia. Al asumir una distribucion aproximadamente esferica de los cumulos globulares alrededor del centro de la galaxia, utilizo las posiciones de los cumulos para estimar la posicion del Sol con relacion al centro galactico. [ 16 ] ​ Si bien su estimacion de distancia tenia un error significativo (aunque dentro del mismo orden de magnitud que el valor actualmente aceptado), demostro que las dimensiones de la galaxia Via Lactea eran mucho mayores de lo que se habia pensado anteriormente. Su error inicial fue debido a ignorar la existencia del polvo interestelar dentro de las galaxias, que absorbe y disminuye la cantidad de luz de los objetos distantes que llega a la Tierra, como es el caso de los cumulos globulares, lo que hace que parezcan mas lejanos de lo que realmente son porque su luz real emitida se diluye en la lejania.

Las mediciones de Shapley tambien indicaron que el Sol esta relativamente lejos del centro de la galaxia, tambien en contra de lo que se habia inferido previamente en la distribucion aparentemente uniforme de las estrellas ordinarias.

En realidad, la mayoria de las estrellas "ordinarias" se encuentran dentro del disco de la galaxia y las estrellas que se encuentran en la direccion del centro galactico y mas alla estan oscurecidas por el gas y el polvo, mientras que los cumulos globulares se encuentran fuera del disco y pueden verse a distancias mucho mayores.

Clasificacion de los cumulos globulares [ editar ]

Posteriormente, Shapley fue asistido en sus estudios de cumulos globulares por Henrietta Swope y Helen Battles Sawyer . Entre 1927 y 1929, Shapley y Sawyer categorizaron grupos de cumulos de acuerdo con el grado de concentracion que cada sistema tiene hacia su nucleo. Los cumulos mas concentrados se identificaron como de Clase I, con concentraciones cada vez menores que van hasta la Clase XII. Esto se conoce como la Distribucion de concentracion de Shapley-Sawyer (a veces se aparece con numeros [Clase 1-12] en lugar de utilizarse los numeros romanos). [ 17 ] ​

En 2015, se propuso un nuevo tipo de cumulo globular sobre la base de los nuevos datos observacionales: el cumulo globular oscuro . [ 18 ] ​ Este tipo de cumulo globular ha sido recientemente descubierto en la galaxia gigante Centaurus A y se considera inusual ya que puede albergar cantidades inesperadas de materia oscura o de agujeros negros masivos.

Formacion [ editar ]

NGC 2808 contiene tres generaciones diferentes de estrellas. [ 19 ] ​ NASA image

La formacion de cumulos globulares sigue siendo un fenomeno poco conocido y sigue siendo incierto si las estrellas de un cumulo globular se forman en una sola generacion o si se crean a lo largo de varias generaciones durante un periodo de varios cientos de millones de anos. En muchos cumulos globulares, la mayoria de las estrellas se encuentran aproximadamente en la misma etapa de su evolucion estelar , lo que sugiere que se formaron aproximadamente al mismo tiempo. [ 20 ] ​ [ 21 ] ​ Sin embargo, el historial de formacion de estrellas varia de un cumulo a otro, con algunos grupos de estos que muestran distintas poblaciones de estrellas. Un ejemplo de ello son los cumulos globulares en la Gran Nube de Magallanes (LMC), una galaxia local de nuestro propio grupo, que muestran una poblacion bimodal. Durante su juventud, estos cumulos de LMC pueden haber encontrado en su trayectoria nubes masivas de gas y particulas que desencadenaron una segunda ronda de formacion de estrellas debido a la atraccion gravitatoria. [ 22 ] ​ Este periodo de formacion estelar es relativamente breve, en comparacion con la edad de muchos cumulos globulares. [ 23 ] ​ Tambien se ha propuesto que la razon de esta multiplicidad en las poblaciones estelares podria tener un origen dinamico. En las galaxias Antennae ( NGC 4038 y NGC 4039 ) por ejemplo, el Telescopio Espacial Hubble ha permitido observar cumulos globulares en ciertas regiones en la galaxia que abarcan cientos de parsecs, donde muchos de los cumulos colisionaran finalmente y se fusionaron entre si. Muchos de ellos presentan un rango significativo de diferentes edades, posiblemente debido a sus distintas metalicidades , y su fusion podria llevar a agrupaciones con una distribucion bimodal o incluso a una multiple distribucion de poblaciones estelares. [ 24 ] ​

El cumulo globular Messier 54 . [ 25 ] ​

Las observaciones de cumulos globulares muestran que estas formaciones estelares surgen principalmente en regiones de formacion estelar eficiente y donde el medio interestelar tiene una densidad mas alta que en las regiones normales de formacion de estrellas. La formacion de cumulos globulares es frecuente en las regiones denominadas starburst y en las galaxias que interactuan entre si. [ 26 ] ​ Las investigaciones indican una correlacion entre la masa de un agujero negro supermasivo en el centro de las galaxias (SMBH) y la extension de los sistemas de cumulos globulares de las galaxia elipticas y de las galaxias lenticulares . Curiosamente, la masa del centro de dichas galaxias suelen tener la misma suma de la masa combinada de los cumulos globulares de las mencionadas galaxias. [ 27 ] ​

No se conocen cumulos globulares que muestren la formacion nueva de estrellas activas que esten naciendo, lo cual es consistente con la opinion de que los cumulos globulares son, tipicamente, los objetos mas antiguos en la galaxias y que estuvieron entre los primeros conjuntos de estrellas en formarse en el origen total de la galaxia. Las regiones muy grandes de formacion de estrellas conocidas como supercumulo de estrellas , tal como Westerlund 1 en la Via Lactea , pueden ser precursoras de algunos cumulos globulares. [ 28 ] ​

Composicion [ editar ]

Las estrellas del cumulo Djorgovski 1 contienen hidrogeno y helio, pero no mucho mas. En terminos astronomicos, se los describe como "pobres en metales". [ 29 ] ​

Los cumulos globulares generalmente estan compuestos por cientos de miles de estrellas viejas, deficitarias en metales. El tipo de estrellas que se encuentran en un cumulo globular son similares a las del bulbo galactico de una galaxia espiral pero limitadas a un volumen de solo unos pocos millones cubicos de parsecs . Estan libres de gas y polvo y se presume que hace mucho tiempo que estos, debido a la presion y a la gravedad, se convirtieron en estrellas.

Los cumulos globulares pueden contener una alta densidad de estrellas; calculandose de promedio alrededor de 0,4 estrellas por parsec cubico, aumentando de 100 a 1000 estrellas por parsec cubico en el nucleo del grupo. [ 30 ] ​

La distancia tipica entre las estrellas en un cumulo globular es de aproximadamente 1 ano luz, [ 31 ] ​ pero en su nucleo, la separacion es comparable al tamano del Sistema Solar (de 100 a 1 000 veces mas cerca que las estrellas proximas al Sol, como el caso de Alfa Centauro , la estrella mas proxima conocida). [ 32 ] ​

Sin embargo, no se cree que dicha proximidad entre las estrellas sean ubicaciones favorables para la supervivencia de sistemas planetarios. Las orbitas planetarias son dinamicamente inestables dentro de los nucleos de los cumulos densos debido a las perturbaciones de las estrellas que pasan cerca de otras. Un planeta que orbitara a 1 unidad astronomica alrededor de una estrella que este dentro del nucleo de un grupo denso, como 47 Tucanae , solo sobreviviria del orden de 10 8 anos. [ 33 ] ​ Se conoce lo que se cree que puede ser un sistema planetario orbitando un pulsar ( PSR B1620-26 ) que pertenece al cumulo globular M4 , pero estos planetas probablemente se formaron despues del acontecimiento que creo el pulsar, con mucha posterioridad a la creacion del propio cumulo globular. [ 34 ] ​

Algunos cumulos globulares, como Omega Centauri en la Via Lactea y G1 en M31 , son extraordinariamente masivos, con varios millones de masas solares y multiples poblaciones estelares. Ambos pueden ser considerados como evidencia de que los cumulos globulares muy masivos son en realidad los nucleos de galaxias enanas que son consumidas por las galaxias mas grandes. [ 35 ] ​ Alrededor de un cuarto de la poblacion de cumulos globulares en la Via Lactea puede haber aumentado de tamano debido a galaxias enanas anfitrionas. [ 36 ] ​ De hecho, la distincion entre un gran cumulo globular y una galaxia eliptica pequena no es facil de fijar ni de definir, exceptuando que un cumulo globular, por masivo que sea, por regla general pertenece a una galaxia concreta y no suele permanecer aislado en el espacio interestelar. Se cree que todos los cumulos globulares no asociados a galaxias determinadas, que son muy poco numerosos, en algun momento pertenecieron o surgieron junto a una galaxia "madre".

Varios cumulos globulares (como M15 ) tienen nucleos extremadamente masivos que podrian albergar agujeros negros, [ 37 ] ​ aunque las simulaciones por ordenador sugieren que un agujero negro menos masivo o, a su vez, la concentracion central de estrellas de neutrones o de enanas blancas en grandes cantidades explican las observaciones igualmente bien.

Contenido metalico [ editar ]

Messier 53 contiene un numero inusual de un tipo de estrella llamada rezagadas azules . [ 38 ] ​

Los cumulos globulares normalmente consisten en un conjunto de estrellas de Poblacion II, que tienen una baja proporcion de elementos distintos del hidrogeno y del helio en comparacion con las estrellas de Poblacion I, como el Sol . Los astronomos se refieren a estos elementos mas pesados como "metales" (aunque en realidad estamos hablando de elementos como el carbono, litio, oxigeno, etc.) y a las proporciones de estos elementos como metalicidad . Estos elementos son producidos por nucleosintesis estelar y luego se reciclan al medio interestelar , donde entran en la creacion de la proxima generacion de estrellas. Por lo tanto, la proporcion de metales puede ser una indicacion de la edad de una estrella, dado que las estrellas mas viejas tienen normalmente una menor metalicidad. [ 39 ] ​

El astronomo neerlandes Pieter Oosterhoff hizo notar que parece haber dos poblaciones de cumulos globulares diferentes, que se conocen como " grupos de Oosterhoff ". El segundo grupo tiene un conjunto ligeramente mas grande de estrellas variables RR Lyrae que el primero. [ 40 ] ​ Ambos grupos tienen debiles lineas espectrales de elementos metalicos, pero las lineas en las estrellas del cumulo Oosterhoff tipo I (OoI) no son tan debiles como las del tipo II (OoII). [ 40 ] ​ Por lo tanto, se hace referencia al tipo I como cumulos globulares "ricos en metales" (por ejemplo, Terzan 7 [ 41 ] ​), mientras que los de tipo II son pobres en metales (como por ejemplo, ESO 280-SC06 [ 42 ] ​).

Estas dos poblaciones se han observado en muchas galaxias, especialmente en galaxias elipticas gigantes. Ambos grupos son casi tan antiguos como el universo mismo y tienen edades similares, pero difieren en su abundancia de metales. Se han sugerido muchos escenarios para explicar estas subpoblaciones, incluidas las fusiones de galaxias ricas en gases, la acumulacion de galaxias enanas y multiples fases de formacion de estrellas en una sola galaxia. En la Via Lactea , los cumulos globulares pobres en metales estan asociados con el halo y los cumulos ricos en metales con el abultamiento del nucleo, si bien en ambos casos, las estrellas que los componen son de menor metalicidad que las que posee los brazos de la galaxia. [ 43 ] ​

En la Via Lactea se ha descubierto que la gran mayoria de los grupos de baja metalicidad estan alineados a lo largo de un plano en la parte exterior del halo de la galaxia. Este resultado habla a favor de la opinion de que los cumulos de tipo II en la galaxia fueron capturados de una galaxia satelite, en lugar de ser los miembros mas antiguos del sistema de cumulos globulares de la Via Lactea, como se habia pensado anteriormente. La diferencia entre los dos tipos de cumulos se explicaria por un retraso de tiempo entre el momento en que las dos galaxias formaron ambos sistemas. [ 44 ] ​

Componentes exoticos [ editar ]

El cumulo globular M15 puede tener un agujero negro de masa intermedia en su nucleo.

Los cumulos globulares tienen una densidad de estrellas muy alta y, por lo tanto, las interacciones cercanas y las colisiones casi estacionarias ocurren con relativa frecuencia. Debido a estos encuentros casuales, algunas clases exoticas de estrellas, como las rezagadas azules , los pulsares y las binarias de rayos X de baja masa, son mucho mas comunes en los cumulos globulares que en los discos galacticos de las galaxias espiral es o barradas.

Una azul rezagada se forma a partir de la fusion de dos estrellas, posiblemente como resultado de un encuentro con un sistema binario. [ 45 ] ​ La estrella resultante tiene una temperatura mas alta que las estrellas comparables en el grupo de la misma luminosidad, y por lo tanto difiere de las estrellas de la secuencia principal formadas al inicio del grupo, creando un conjunto de estrellas viejas, pero rejuvenecidas con posterioridad. [ 46 ] ​

Los astronomos han buscado la presencia de agujeros negros dentro de los cumulos globulares desde la decada de 1970. Los requisitos de resolucion para esta tarea, sin embargo, son exigentes, y solo con el telescopio espacial Hubble se han realizado los primeros descubrimientos confirmados. En programas independientes, se ha sugerido que existe un agujero negro de masa intermedia en funcion de las observaciones del Hubble en el cumulo globular M15 que posee unas 4 000 masas solares y un agujero negro de mayor tamano en el cumulo Mayall II en la Galaxia Andromeda con casi 20 000 masas solares. [ 47 ] ​ Las emisiones de rayos X y radio de Mayall II parecen ser consistentes con un agujero negro de masa intermedia. [ 48 ] ​

Estos son de particular interes porque son los primeros agujeros negros descubiertos que ocupan una posicion intermedia entre el agujero negro de masa convencional de una estrella y los agujeros negros supermasivos descubiertos en los nucleos de las galaxias. La masa de estos agujeros negros de masa intermedia es proporcional a la masa de los cumulos globulares, siguiendo un patron previamente descubierto entre los agujeros negros supermasivos y sus galaxias circundantes.

El anuncio de la presencia de agujeros negros de masa intermedia ha sido recibido con cierto escepticismo. Se espera que los objetos mas pesados en los cumulos globulares migren al centro del cumulo debido a la segregacion masiva . Como se senala en dos documentos de Holger Baumgardt y sus colaboradores, la relacion masa-luminosidad deberia aumentar bruscamente hacia el centro del cumulo, incluso sin un agujero negro, como sucede en M15 [ 49 ] ​ y como en Mayall II. [ 50 ] ​

Diagrama color-magnitud [ editar ]

Messier 5 es un cumulo globular que consiste en cientos de miles de estrellas unidas por su gravedad comun. [ 51 ] ​

Un diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) es un grafico de una gran muestra de estrellas que traza la magnitud absoluta frente a su indice de color y es esencial para conocer y comprender la evolucion estelar . Los indices de color, B-V, es la diferencia entre la magnitud de la estrella en luz azul, o B, y la magnitud en luz visual (verde-amarillo), o V. Grandes valores positivos indican una estrella roja con una superficie fria en temperatura , mientras que los valores negativos implican una estrella azul con una superficie mas caliente.

Cuando las estrellas cercanas al Sol se trazan en un diagrama H-R, muestra una distribucion de estrellas de varias masas, edades y composiciones. Muchas de las estrellas se encuentran relativamente cerca de una curva inclinada con una magnitud absoluta creciente a medida que las estrellas son mas calientes, conocidas como estrellas de la secuencia principal . Sin embargo, el diagrama tambien incluye estrellas que se encuentran en etapas posteriores de su evolucion y se han apartado de esta curva de la secuencia principal.

Como todas las estrellas de un cumulo globular estan aproximadamente a la misma distancia de nosotros, sus magnitudes absolutas difieren de su magnitud visual aproximadamente en la misma cantidad. Las estrellas de la secuencia principal en el cumulo globular caeran a lo largo de una linea que se cree que es comparable a estrellas similares en la vecindad del Sol. La exactitud de esta suposicion esta confirmada por resultados obtenidos al comparar las magnitudes de las variables cercanas de periodo corto, como las estrellas RR Lyrae y las variables Cefeidas , con aquellas otras que hay en el cumulo. [ 52 ] ​

Al hacer coincidir estas curvas en el diagrama H-R, tambien se puede determinar la magnitud absoluta de las estrellas de la secuencia principal en el grupo completo. Esto a su vez proporciona una estimacion de distancia al cumulo en funcion de la magnitud visual de las estrellas. La diferencia entre la magnitud relativa y absoluta, el conocido como modulo de distancia , proporciona esta estimacion de la distancia real desde la Tierra al cumulo globular. [ 53 ] ​

Cuando las estrellas de un determinado cumulo globular se trazan en un diagrama de H-R, en muchos casos casi todas las estrellas caen sobre una curva relativamente bien definida. Esto difiere del diagrama H-R de las estrellas cercanas al Sol, que agrupa un conjunto de estrellas de diferentes edades y origenes, como es logico pensar que se da en un brazo espiral, dado que no se formaron todas al mismo tiempo.

La forma de la curva para un cumulo globular es caracteristica de una agrupacion de estrellas que se formaron aproximadamente al mismo tiempo y a partir de los mismos materiales, difiriendo solo entre ellas en su masa inicial. Como la posicion de cada estrella en el diagrama H-R varia con la edad, la forma de la curva de un cumulo globular se puede usar para medir la edad general de la poblacion de estrellas de dicho cumulo. [ 54 ] ​

Sin embargo, el proceso historico antes mencionado de determinar la edad y la distancia a los cumulos globulares no es tan solido como se pensaba, ya que la morfologia y luminosidad de las estrellas de los cumulos globulares en los diagramas de color-magnitud estan influidos por numerosos parametros, muchos de los cuales todavia estan siendo activamente investigados. Ciertos grupos incluso muestran poblaciones que estan ausentes de otros cumulos globulares (por ejemplo, estrellas rezagadas azules) o presentan poblaciones multiples. El paradigma historico de que todos los cumulos globulares consisten en estrellas nacidas exactamente al mismo tiempo, o que comparten exactamente la misma abundancia quimica, tambien se ha sobrepasado (por ejemplo, en NGC 2808 ). [ 55 ] ​ Ademas, la morfologia de las estrellas del grupo en un diagrama de color-magnitud de color, que incluye el brillo de los indicadores de distancia, como las estrellas variables RR Lyrae , puede verse influida por sesgos de observacion. Uno de estos efectos se denomina fusion y surge porque los nucleos de los cumulos globulares son tan densos que en las observaciones de baja resolucion pueden aparecer multiples estrellas (no resueltas en estrellas individuales) como un solo objeto. Por lo tanto, el brillo medido para esa estrella aparentemente unica (por ejemplo, una variable RR Lyrae) es erroneamente demasiado brillante, dado que las estrellas no resueltas contribuyen a ese brillo particular determinado. [ 56 ] ​ [ 57 ] ​ En consecuencia, la distancia calculada es incorrecta, y lo que es mas importante, ciertos investigadores han argumentado que el efecto de mezcla puede introducir una incertidumbre sistematica en la escala de distancia cosmica , y puede sesgar la edad estimada del Universo y la constante de Hubble .

Diagrama de color-magnitud para el cumulo globular M3 . Tengase en cuenta el caracteristico "giro" en la curva de magnitud 19 del diagrama H-R donde las estrellas comienzan a entrar en la etapa de estrellas gigantes de su camino evolutivo. Lo mas interesante que se puede advertir estudiando este diagrama concreto es la ausencia de estrellas gigantes azules o blancas, la no existencia de enanas rojas y la ausencia de enanas blancas. Practicamente dos terceras partes de todo el conjunto de estrellas del cumulo se encuentran en la rama de las gigantes y supergigantes.

Las estrellas mas grandes de la secuencia principal tambien tendran la mayor magnitud absoluta, y estas seran las primeras en evolucionar hacia la etapa de estrellas gigantes. A medida que el grupo envejece, las estrellas de masas sucesivamente mas bajas tambien entraran en la etapa de estrellas gigantes. Por lo tanto, la edad de un solo grupo de poblacion puede medirse buscando las estrellas que acaban de empezar a entrar en la etapa de estrella gigante. Esto forma una "curva" en el diagrama de H-R, doblandose rapidamente hacia la esquina superior derecha desde la linea de secuencia principal. La magnitud absoluta en esta curva esta ligada directamente en funcion de la edad del cumulo globular, por lo que una escala de edad se puede trazar en un eje paralelo al de la magnitud.

Ademas, los cumulos globulares se pueden fechar al observar las temperaturas de las enanas blancas mas frias. Los resultados tipicos para los cumulos globulares son que pueden ser tan viejos como 12,7 mil millones de anos de antiguedad, casi la misma edad que el universo conocido. [ 58 ] ​ Esto contrasta con los cumulos abiertos que tienen solo unas decenas de millones de anos de antiguedad, dandose por sentado que se formaron mucho mas tarde de la constitucion inicial de la galaxia matriz.

Las edades de los cumulos globulares fijan un maximo en el limite de edad del universo entero. Este limite inferior ha sido una restriccion significativa en cosmologia . Historicamente, los astronomos se enfrentaron con calculos de edad de cumulos globulares que parecian mas antiguos de lo que permitirian los modelos cosmologicos. Sin embargo, una mejor medicion de los parametros cosmologicos a traves de estudios en el cielo profundo, como los del Telescopio Espacial Hubble, parecen haber resuelto este problema. [ 59 ] ​

Los estudios evolutivos de los cumulos globulares tambien se pueden usar para determinar los cambios debidos a la composicion inicial del gas y el polvo que formaron el cumulo. Es decir, las pistas evolutivas cambian con los cambios en la abundancia de elementos pesados. Los datos obtenidos de los estudios de los cumulos globulares se utilizan luego para estudiar la evolucion de la Via Lactea como un todo. [ 60 ] ​

En los cumulos globulares se observan algunas estrellas conocidas como rezagadas azules , aparentemente siguiendo la secuencia principal en direccion a las estrellas mas brillantes y azules. Los origenes de estas estrellas aun no estan claros, pero la mayoria de los modelos sugieren que estas estrellas son el resultado de la transferencia de masa entre multiples sistemas estelares que han colisionado o implosionado entre si. [ 45 ] ​

Morfologia [ editar ]

Elipticidad de los cumulos globulares
Galaxia Elipticidad [ 61 ] ​
Via Lactea 0.07±0.04
LMC 0.16±0.05
SMC 0.19±0.06
M31 0.09±0.04
NGC 411 esta catalogado como un cumulo globular abierto. [ 62 ] ​

A diferencia de los cumulos abiertos, la mayoria de los cumulos globulares permanecen gravitacionalmente unidos por periodos de tiempo comparables a los periodos de vida de la mayoria de sus estrellas. Sin embargo, una posible excepcion es cuando las fuertes interacciones de las mareas gravitacionales con otras grandes masas dan como resultado la dispersion de las estrellas constituyentes.

Despues de que se han formado, las estrellas dentro del cumulo globular comienzan a interactuar gravitacionalmente entre si. Como resultado, los vectores de velocidad de las estrellas se modifican constantemente y las estrellas pierden cualquier vestigio de su velocidad original. El intervalo caracteristico para que esto ocurra es el tiempo de relajacion . Esto esta relacionado con el periodo de tiempo caracteristico que una estrella necesita para cruzar el cumulo, asi como tambien la cantidad de masas estelares en el sistema. [ 63 ] ​ El valor del tiempo de relajacion varia segun el cumulo, pero el valor medio es del orden de 10 9 anos.

Aunque los cumulos globulares generalmente aparecen de forma esferica, las elipticidades pueden ocurrir debido a las interacciones de las mareas gravitacionales. Los cumulos dentro de la Via Lactea y de la Galaxia de Andromeda son tipicamente esferoides oblatos , mientras que los de la Gran Nube de Magallanes son mas elipticos. [ 64 ] ​

Radios [ editar ]

Los astronomos caracterizan la morfologia de cada cumulo globular por medio de su radio estandar. Estos son el radio del nucleo ("r" "c" ), el radio de semiluz ("r" "h" ), y el radio de marea gravitacional (o Jacobi) ("r" "t" ). La luminosidad general del cumulo disminuye constantemente con la distancia desde el nucleo, y el radio del nucleo es la distancia a la que la luminosidad aparente de la superficie se ha reducido a la mitad. [ 65 ] ​ Una cantidad comparable es el radio de semiluz, o la distancia desde el nucleo dentro del cual se recibe la mitad de la luminosidad total del cumulo. Esto es tipicamente mas grande que el radio del nucleo.

Tengase en cuenta que el radio de semiluz incluye estrellas en la parte exterior del cumulo que se encuentra a lo largo de la linea de vision, por lo que los astronomos tambien usaran el radio de la masa media ("r" "m" ): el radio del nucleo que contiene la mitad de la masa total del cumulo. Cuando el radio de la masa media de un cumulo es pequeno en relacion con el tamano total, tiene un nucleo denso. Un ejemplo de esto es Messier 3 (M3), que tiene una dimension global visible de aproximadamente 18 minutos de arco, pero un radio de masa media de solo 1,12 minutos de arco. [ 66 ] ​

Casi todos los cumulos globulares tienen un radio de media luz de menos de 10 parsecs , aunque existen cumulos bien conocidos con radios muy grandes (como por ejemplo, NGC 2419 (R h = 18 parsecs) y Palomar 14 (R h = 25 parsecs)). [ 67 ] ​

Finalmente, el radio de marea es la distancia desde el centro del cumulo globular en el cual la gravitacion externa propia de la galaxia tiene mas influencia sobre las estrellas en el cumulo que el cumulo mismo. Esta es la distancia a partir de la cual las estrellas individuales que pertenecen a un cumulo pueden ser atraidas por la galaxia y perderse fuera del cumulo. El radio de marea de M3 es de aproximadamente 40 minutos de arco, [ 68 ] ​ o aproximadamente 113 parsecs [ 69 ] ​ a una distancia de 10,4 kiloparsec (kpc).

Segregacion, luminosidad y colapso del nucleo [ editar ]

Al medir la curva de luminosidad de un cumulo globular dado en funcion de la distancia desde el nucleo, la mayoria de los cumulos de la Via Lactea aumentan constantemente en luminosidad a medida que esta distancia disminuye, hasta cierta distancia del nucleo, y luego la luminosidad se nivela. Por lo general, esta distancia es de aproximadamente 1 o 2 parsecs desde el nucleo. Sin embargo aproximadamente el 20% de los cumulos globulares han sido sometidos a un proceso denominado "colapso del nucleo". En este tipo de cumulos, la luminosidad continua aumentando constantemente hasta llegar a la region central. [ 70 ] ​ Un ejemplo de un nucleo globular colapsado es el del cumulo M15 .

47 Tucanae : el segundo cumulo globular mas luminoso de la Via Lactea, despues de Omega Centauri .

Se cree que el colapso del nucleo ocurre cuando las estrellas mas masivas en un cumulo globular encuentran a sus companeras menos masivas. Con el tiempo, los procesos dinamicos hacen que las estrellas individuales migren desde el centro del cluster al exterior. Esto da como resultado una perdida neta de energia cinetica de la region central, lo que lleva a las estrellas restantes agrupadas en la region central a ocupar un volumen mas compacto. Cuando se produce esta inestabilidad gravotermal , la region central del grupo se llena densamente con estrellas y el brillo superficial aumenta. [ 71 ] ​ (Tengase en cuenta que el colapso del nucleo no es el unico mecanismo que puede causar dicha distribucion de luminosidad: un enorme agujero negro en el nucleo tambien puede dar lugar a un aumento de luminosidad). [ 72 ] ​ Durante un largo periodo de tiempo, esto lleva a una concentracion de estrellas masivas cerca del nucleo, un fenomeno llamado segregacion masiva .

El efecto de calentamiento dinamico de los sistemas de estrellas binarias trabaja para evitar el colapso del nucleo inicial del cumulo. Cuando una estrella pasa cerca de un sistema binario, la orbita de este ultimo par tiende a contraerse, liberando energia. Solo despues de que el suministro primordial de las binarias se haya agotado debido a las interacciones, puede producirse un colapso del nucleo mas intenso. [ 73 ] ​ [ 74 ] ​ Por el contrario, el efecto de los maremotos gravitacionales cuando un cumulo globular pasa repetidamente a traves del plano de una galaxia espiral tiende a acelerar significativamente el colapso del nucleo. [ 75 ] ​

Las diferentes etapas del colapso del nucleo se pueden dividir en tres fases. Durante la adolescencia de un cumulo globular, el proceso de colapso del nucleo comienza con estrellas cercanas al nucleo. Sin embargo, las interacciones entre los sistemas de las estrellas binarias evitan un mayor colapso a medida que el cumulo se acerca a la mediana edad. Finalmente, las binarias centrales cesan sus rotaciones o son expulsadas, lo que da como lugar una concentracion mayor del nucleo.

La interaccion de las estrellas en la region del nucleo colapsado provoca la formacion de sistemas binarios ajustados. A medida que otras estrellas interactuan con estas binarias, aumenta la energia en el nucleo, lo que hace que el cumulo se expanda nuevamente. Como el tiempo promedio para el colapso del nucleo es tipicamente menor que la edad de la galaxia, muchos de los cumulos globulares de una galaxia pueden haber pasado a traves de una etapa de colapso del nucleo, y luego volver a expandirse. [ 76 ] ​

El cumulo globular NGC 1854 esta situado en la Gran Nube de Magallanes . [ 77 ] ​

El Telescopio Espacial Hubble ha sido utilizado para proporcionar evidencia observacional convincente de este proceso estelar de clasificacion de masa en cumulos globulares. Las estrellas mas masivas reducen la velocidad y se aglomeran en el nucleo del cumulo, mientras que las estrellas mas ligeras ganan velocidad y tienden a pasar mas tiempo en la periferia del cumulo. El cumulo globular 47 Tucanae , que se compone de alrededor de 1 millon de estrellas, es uno de los cumulos globulares mas densos del hemisferio sur. Este grupo fue sometido a un estudio fotografico intensivo, que permitio a los astronomos seguir el movimiento de sus estrellas. Se obtuvieron velocidades precisas para casi 15 000 estrellas en este grupo. [ 78 ] ​

Un estudio de 2008 de John Fregeau de 13 cumulos globulares en la Via Lactea muestra que tres de ellos tienen una cantidad inusualmente grande de fuentes de rayos X, o binarias que emiten rayos X, lo que sugiere que los cumulos son de mediana edad. Anteriormente, estos cumulos globulares se habian clasificado en su vejez porque tenian concentraciones muy grandes de estrellas en sus nucleos, otra prueba de edad utilizada por los astronomos. La implicacion es que la mayoria de los cumulos globulares, incluidos los otros diez estudiados por Fregeau, no estan en su edad media como se pensaba, sino en su "adolescencia". [ 79 ] ​

Las luminosidades globales de los cumulos globulares dentro de la Via Lactea y la Galaxia de Andromeda se pueden representar por medio de una curva gaussiana . Esta gaussiana puede representarse mediante una magnitud promedio M v y una varianza σ 2 . Esta distribucion de las luminosidades de los cumulos globulares se llama Funcion de Luminosidad del Cumulo Globular (GCLF). (Para la Via Lactea, M v = -7,20 ±0,13 , σ = 1,1 ±0,1 magnitudes). [ 80 ] ​ La GCLF tambien se ha utilizado como luminosidad promedio para medir la distancia a otras galaxias, bajo la suposicion de que los cumulos globulares en galaxias remotas siguen los mismos principios que en la Via Lactea, lo cual no esta definitivamente demostrado.

Simulaciones del cuerpo N [ editar ]

La computacion de las interacciones entre las estrellas dentro de un cumulo globular requiere resolver lo que se denomina el problema de cuerpo N . Es decir, cada una de las estrellas del cumulo interactua continuamente con las otras N -1 estrellas, donde N es el numero total de estrellas en el cumulo. El "costo" computacional CPU mas simple para una simulacion dinamica aumenta en proporcion a N 2 (cada uno de los N objetos debe interactuar en pares con cada uno de los otros objetos N), por lo que los requisitos informaticos potenciales para simular con precision cada cumulo pueden ser enormes. [ 81 ] ​ Un metodo eficiente de simulacion matematica de la dinamica del cuerpo N de un cumulo globular se hace subdividiendo en pequenos volumenes y rangos de velocidades y usando probabilidades para describir las ubicaciones de las estrellas. Los movimientos se describen luego por medio de una formula llamada Ecuacion de Fokker-Planck . Esto se puede resolver mediante una forma simplificada de la ecuacion, o ejecutando la denominada simulacion de Monte Carlo y usando valores aleatorios. Sin embargo, la simulacion se vuelve mas dificil cuando se incluyen los efectos de los sistemas binarios de estrellas y la interaccion con las fuerzas de gravitacion externas (como sucede con la Via Lactea). [ 82 ] ​

Los resultados de las simulaciones han demostrado que las estrellas pueden seguir caminos inusuales a traves del cumulo, a menudo formando bucles y, a menudo, cayendo mas directamente hacia el nucleo que una estrella sola orbitando alrededor de una masa central. Ademas, debido a las interacciones con otras estrellas, que producen un aumento de la velocidad, algunas de las estrellas obtienen suficiente energia para escapar del cumulo. Durante largos periodos de tiempo, esto dara como resultado una disipacion del cumulo, en un proceso denominado evaporacion. [ 83 ] ​ La escala de tiempo tipica para la disipacion completa de un cumulo globular es de 10 10 anos. [ 63 ] ​ En 2010, fue posible calcular directamente, estrella por estrella, simulaciones del cuerpo N de un cumulo globular a lo largo de su vida. [ 84 ] ​

Las estrellas binarias forman una porcion significativa de la poblacion total de sistemas estelares, con hasta la mitad de todas las estrellas que existen en un conjunto galactico. Las simulaciones numericas de los cumulos globulares han demostrado que las binarias pueden obstaculizar e incluso revertir el proceso de colapso del nucleo en los cumulos globulares. Cuando una estrella en un grupo tiene un encuentro gravitacional con un sistema binario, un posible resultado es que el binario se une mas fuertemente y agrega energia cinetica a la estrella solitaria. Cuando las estrellas masivas en el grupo se aceleran con este proceso, se reduce la contraccion en el nucleo y se limita el colapso del mismo. [ 46 ] ​

El destino final de un cumulo globular debe ser acrecentar el numero de estrellas en su nucleo, causando su contraccion constante, [ 85 ] ​ o bien el desprendimiento gradual de estrellas de sus capas externas hasta su completa disolucion. [ 86 ] ​

Estados intermedios [ editar ]

Messier 10 se encuentra a unos 15 000 anos luz de la Tierra, en la constelacion de Ofiuco . [ 87 ] ​

La distincion entre tipos de cumulos no siempre esta clara, y se han encontrado objetos que borran las lineas entre las diferentes categorias. Por ejemplo, BH 176 en la parte sur de la Via Lactea tiene propiedades a medio camino entre un cumulo abierto y uno globular. [ 88 ] ​

En 2005, los astronomos descubrieron un tipo de cumulo estelar completamente nuevo en la galaxia de Andromeda, que es, en cierta manera, muy similar a los cumulos globulares. Los cumulos recien encontrados contienen cientos de miles de estrellas, una cantidad similar a la que se encuentra en los cumulos globulares. Dichos cumulos comparten otras caracteristicas con los cumulos globulares como son las poblaciones estelares y su metalicidad. Lo que los distingue de los cumulos globulares es que son mucho mas grandes, varios cientos de anos luz de diametro y cientos de veces menos densos. Las distancias entre las estrellas son, por lo tanto, mucho mayores dentro de los cumulos extendidos recientemente descubiertos. Parametricamente, estos grupos se encuentran en alguna posicion intermedia entre un cumulo globular y una galaxia eliptica enana. [ 89 ] ​

Aun no se sabe como se generan estos "conglomerados", pero su formacion podria estar relacionada con la de los cumulos globulares, porque M31 tiene tales agrupaciones, mientras que la Via Lactea no, o bien no se conocen. Tambien se desconoce si otras galaxias contienen este tipo de cumulos, pero seria muy poco probable que M31 sea la unica galaxia con este tipo de cumulos extendidos. [ 89 ] ​

Encuentros gravitacionales [ editar ]

Cuando un cumulo globular tiene un encuentro cercano con una masa grande, como la region central de una galaxia, se somete a una interaccion de marea gravitacional. La diferencia en la atraccion de la gravedad entre la parte del cumulo mas cercana a la masa y la atraccion en la parte mas alejada del cumulo da como resultado una fuerza de marea . Un "choque de marea" ocurre cada vez que la orbita de un cumulo lo lleva a traves del plano de una galaxia.

Como resultado de un choque de marea, las corrientes de estrellas pueden separarse del halo del cumulo, dejando solo la parte central de este. Estos efectos de interaccion de las mareas generan colas de estrellas que pueden extenderse hasta varios grados de arco de distancia del centro del cumulo globular. [ 90 ] ​ Estos chorros de cola suelen preceder y seguir al cumulo a lo largo de su orbita. Las colas pueden acumular porciones significativas de la masa original del cumulo y pueden formar agrupaciones de caracteristicas similares. [ 91 ] ​

El cumulo globular Palomar 5 , por ejemplo, esta cerca del apside de su orbita despues de atravesar la Via Lactea. Las corrientes de estrellas se extienden hacia la parte delantera y trasera del camino orbital de este cumulo, extendiendose a distancias de 13 000 anos luz. [ 92 ] ​ Las interacciones de las mareas gravitacionales han eliminado gran parte de la masa de Palomar 5 y se espera que otras interacciones, a medida que pasa a traves del nucleo galactico, la transformen en una larga corriente de estrellas orbitando el halo de la Via Lactea.

Las interacciones de las mareas agregan energia cinetica a un cumulo globular, aumentando drasticamente la tasa de disipacion y reduciendo el tamano del cumulo. No solo el choque mareal elimina las estrellas externas de un cumulo globular, sino que aumenta la dilucion acelerando el proceso de colapso del nucleo. El mismo mecanismo fisico puede estar funcionando en las galaxias elipticas enanas, como en el caso de la pequena Sagitario, que parece estar sufriendo una interrupcion de las mareas debido a su proximidad a la Via Lactea.

Orbitas [ editar ]

Hay muchos cumulos globulares con un movimiento retrogrado alrededor de la Via Lactea. [ 93 ] ​ Un cumulo globular de enorme velocidad fue descubierto alrededor de Messier 87 en 2014, con una velocidad superior a la velocidad de escape de M87. [ 94 ] ​ Dicha velocidad de escape por encima de lo normal, alejando el cumulo de la galaxia a una velocidad superior a la prevista, solo puede ser explicado por el impulso causado por un choque de marea gravitacional, pero se desconoce el por que hay cumulos que siguen una orbita retrograda al movimiento normal de una galaxia, si bien, como es obvio, tiene que tener como origen la constitucion inicial del conjunto, en los inicios de la misma formacion del Universo conocido.

Planetas [ editar ]

Los astronomos estan buscando exoplanetas en las estrellas de los cumulos globulares. [ 95 ] ​

En 2000, se anunciaron los resultados de una busqueda de planetas gigantes en el cumulo globular 47 Tucanae . La falta de descubrimientos exitosos sugiere que la abundancia de elementos (distintos del hidrogeno o del helio) necesarios para constituir estos planetas podria necesitar al menos un 40% de la abundancia de los elementos primarios que dan lugar a estrellas como el Sol. Los planetas como la Tierra estan constituidos por elementos pesados como el silicio, el hierro y el magnesio. La muy baja abundancia de estos elementos en los cumulos globulares significa que las estrellas tienen una probabilidad mucho mas baja de alojar planetas con masa terrestre, en comparacion con las estrellas cercanas al Sol. Por lo tanto, es improbable que la region del halo de la Via Lactea, incluidos los miembros de los cumulos globulares, alberguen planetas habitables. [ 96 ] ​

A pesar de la menor probabilidad de formacion de planetas gigantes, tales tipos de objetos se han encontrado en el cumulo globular Messier 4 . Este planeta se detecto orbitando un pulsar en el sistema de la estrella binaria PSR B1620-26 . La excentricidad orbital y altamente inclinada del planeta sugiere que pudo haber sido formado alrededor de otra estrella en el grupo y luego fue "intercambiada" a su disposicion actual. [ 97 ] ​ La probabilidad de encuentros cercanos entre estrellas en un cumulo globular puede destruir los sistemas planetarios, algunos de los cuales se liberan para convertirse en planeta flotantes. Incluso los planetas en orbita cercanos pueden verse afectados, lo que puede conducir a una decaimiento orbital y a un aumento en la excentricidad orbital y a los efectos de las mareas gravitacionales. [ 98 ] ​

Referencias [ editar ]

  1. ↑ The Hubble Heritage team (1 de julio de 1999). ≪Hubble Images a Swarm of Ancient Stars≫ . HubbleSite News Desk (Space Telescope Science Institute) . Consultado el 26 de mayo de 2006 .  
  2. ↑ Harris, William E. (February 2003). ≪CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS: THE DATABASE≫ . Consultado el 23 de diciembre de 2009 .  
  3. ↑ Frommert, Hartmut (August 2007). ≪Milky Way Globular Clusters≫ . SEDS . Consultado el 26 de febrero de 2008 .  
  4. ↑ a b Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1992). ≪The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies≫. Astrophysical Journal, Part 1 384 : 50-61. Bibcode : 1992ApJ...384...50A . doi : 10.1086/170850 .  
  5. ↑ Dauphole, B.; Geffert, M.; Colin, J.; Ducourant, C.; Odenkirchen, M.; Tucholke, H.-J.; Geffert; Colin; Ducourant; Odenkirchen; Tucholke (1996). ≪The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient≫. Astronomy and Astrophysics 313 : 119-128. Bibcode : 1996A&A...313..119D .  
  6. ↑ Barmby, P.; Huchra, J. P. (2001). ≪M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness≫. The Astronomical Journal 122 (5): 2458-2468. Bibcode : 2001AJ....122.2458B . arXiv : astro-ph/0107401 . doi : 10.1086/323457 .  
  7. ↑ McLaughlin, Dean E.; Harris, William E.; Hanes, David A. (1994). ≪The spatial structure of the M87 globular cluster system≫. Astrophysical Journal 422 (2): 486-507. Bibcode : 1994ApJ...422..486M . doi : 10.1086/173744 .  
  8. ↑ Harris, William E. (1991). ≪Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group≫. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 29 (1): 543-579. Bibcode : 1991ARA&A..29..543H . doi : 10.1146/annurev.aa.29.090191.002551 .  
  9. ↑ Dinescu, D. I.; Majewski, S. R.; Girard, T. M.; Cudworth, K. M. (2000). ≪The Absolute Proper Motion of Palomar 12: A Case for Tidal Capture from the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy≫. The Astronomical Journal 120 (4): 1892-1905. Bibcode : 2000AJ....120.1892D . arXiv : astro-ph/0006314 . doi : 10.1086/301552 .  
  10. ↑ Lotz, Jennifer M.; Miller, Bryan W.; Ferguson, Henry C. (September 2004). ≪The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos≫. The Astrophysical Journal 613 (1): 262-278. Bibcode : 2004ApJ...613..262L . arXiv : astro-ph/0406002 . doi : 10.1086/422871 .  
  11. ↑ Varios (5 de mayo de 2023). ≪N-enhancement in GN-z11: First evidence for supermassive stars nucleosynthesis in proto-globular clusters-like conditions at high redshift?≫ .  
  12. ↑ Sharp, N. A. ≪M22, NGC6656≫ . REU program/NOAO/AURA/NSF. Archivado desde el original el 17 de octubre de 2014 . Consultado el 16 de agosto de 2006 .  
  13. ↑ Boyd, Richard N. (2008). An introduction to nuclear astrophysics . University of Chicago Press. p. 376. ISBN   0-226-06971-0 .  
  14. ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. ≪Clobular Star Clusters≫ . The Messier Catalog . SEDS. Archivado desde el original el 19 de junio de 2015 . Consultado el 19 de junio de 2015 .  
  15. ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1998). Globular cluster systems . Cambridge astrophysics series 30 . Cambridge University Press. p. 2. ISBN   0-521-55057-2 .  
  16. ↑ Shapley, Harlow (1918). ≪Globular Clusters and the Structure of the Galactic System≫. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 30 (173): 42+. Bibcode : 1918PASP...30...42S . doi : 10.1086/122686 .  
  17. ↑ Hogg, Helen Battles Sawyer (1965). ≪Harlow Shapley and Globular Clusters≫. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 77 (458): 336-46. Bibcode : 1965PASP...77..336S . doi : 10.1086/128229 .  
  18. ↑ ≪The Very Large Telescope discovers new kind of globular star cluster≫ . Astronomy . 13 de mayo de 2015 . Consultado el 14 de mayo de 2015 .  
  19. ↑ Piotto, G. (May 2007). ≪A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808≫. The Astrophysical Journal 661 (1): L53-L56. Bibcode : 2007ApJ...661L..53P . arXiv : astro-ph/0703767 . doi : 10.1086/518503 .  
  20. ↑ Chaboyer, B. ≪Globular Cluster Age Dating≫. Astrophysical Ages and Times Scales, ASP Conference Series 245 : 162-172. Bibcode : 2001ASPC..245..162C .  
  21. ↑ Varios (5 de mayo de 2023). ≪N-enhancement in GN-z11: First evidence for supermassive stars nucleosynthesis in proto-globular clusters-like conditions at high redshift?≫ .  
  22. ↑ Piotto, Giampaolo (June 2009). ≪Observations of multiple populations in star clusters≫. The Ages of Stars, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium 258 : 233-244. Bibcode : 2009IAUS..258..233P . doi : 10.1017/S1743921309031883 .  
  23. ↑ Weaver, D.; Villard, R.; Christensen, L. L.; Piotto, G.; Bedin, L. (2 de mayo de 2007). ≪Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster≫ . Hubble News Desk . Consultado el 1 de mayo de 2007 .  
  24. ↑ Amaro-Seoane, P.; Konstantinidis, S.; Brem, P.; Catelan, M. (2013). ≪Mergers of multimetallic globular clusters: the role of dynamics≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 435 (1): 809-821. Bibcode : 2013MNRAS.435..809A . arXiv : 1108.5173 . doi : 10.1093/mnras/stt1351 .  
  25. ↑ ≪This Star Cluster Is Not What It Seems≫ . www.eso.org . European Southern Observatory . Consultado el 12 de septiembre de 2014 .  
  26. ↑ Elmegreen, B. G.; Efremov, Y. N. (1999). ≪A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas≫. Astrophysical Journal 480 (2): 235-245. Bibcode : 1997ApJ...480..235E . doi : 10.1086/303966 .  
  27. ↑ Burkert, Andreas; Tremaine, Scott (1 de abril de 2010). ≪A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies≫. The Astrophysical Journal 720 : 516-521. Bibcode : 2010ApJ...720..516B . arXiv : 1004.0137 . doi : 10.1088/0004-637X/720/1/516 . ≪A possible explanation is that both large black-hole masses and large globular cluster populations are associated with recent major mergers.≫   Parametro desconocido |class= ignorado ( ayuda )
  28. ↑ ≪Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way≫ . ESO. 22 de marzo de 2005. Archivado desde el original el 9 de abril de 2007 . Consultado el 20 de marzo de 2007 .  
  29. ↑ ≪ESA/Hubble Picture of the Week≫ . Engulfed by Stars Near the Milky Way’s Heart . Consultado el 28 de junio de 2011 .  
  30. ↑ Talpur, Jon (1997). ≪A Guide to Globular Clusters≫ . Keele University . Consultado el 25 de abril de 2007 .  
  31. ↑ University of Durham - Department of Physics - The Hertzsprung-Russell Diagram of a Globular Cluster
  32. ↑ ESO - eso0107 - Ashes from the Elder Brethren
  33. ↑ Sigurdsson, Steinn (1992). ≪Planets in globular clusters?≫. Astrophysical Journal 399 (1): L95-L97. Bibcode : 1992ApJ...399L..95S . doi : 10.1086/186615 .  
  34. ↑ Arzoumanian, Z.; Joshi, K.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E.; Joshi; Rasio; Thorsett (1999). ≪Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System≫. Proceedings of the 160th colloquium of the International Astronomical Union 105 : 525. Bibcode : 1996ASPC..105..525A . arXiv : astro-ph/9605141 .  
  35. ↑ Bekki, K.; Freeman, K. C. (December 2003). ≪Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 346 (2): L11-L15. Bibcode : 2003MNRAS.346L..11B . arXiv : astro-ph/0310348 . doi : 10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x .  
  36. ↑ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (25 de enero de 2010). ≪Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . Bibcode : 2010MNRAS.404.1203F . arXiv : 1001.4289 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x .   Parametro desconocido |class= ignorado ( ayuda )
  37. ↑ van der Marel, Roeland (3 de marzo de 2002). ≪Black Holes in Globular Clusters≫ . Space Telescope Science Institute. Archivado desde el original el 25 de mayo de 2012 . Consultado el 8 de junio de 2006 .  
  38. ↑ ≪Spot the Difference ? Hubble spies another globular cluster, but with a secret≫ . Picture of the Week . ESA/Hubble . Consultado el 5 de octubre de 2011 .  
  39. ↑ Green, Simon F.; Jones, Mark H.; Burnell, S. Jocelyn (2004). An introduction to the sun and stars . Cambridge University Press. p. 240. ISBN   0-521-54622-2 .  
  40. ↑ a b van Albada, T. S.; Baker, Norman (1973). ≪On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters≫. Astrophysical Journal 185 : 477-498. Bibcode : 1973ApJ...185..477V . doi : 10.1086/152434 .  
  41. ↑ Buonanno, R., Corsi, C.E., Pulone, L. (1995). ≪ESO 280-SC06≫ . Astronomical Journal 109 . Consultado el 19 de abril de 2014 .  
  42. ↑ ≪ESO 280-SC06≫ . Globular cluster ESO 280-S C06, in Ara . Consultado el 19 de abril de 2014 .  
  43. ↑ Harris, W. E. (1976). ≪Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center≫. Astronomical Journal 81 : 1095-1116. Bibcode : 1976AJ.....81.1095H . doi : 10.1086/111991 .  
  44. ↑ Lee, Y. W.; Yoon, S. J. (2002). ≪On the Construction of the Heavens≫. An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way 297 (5581): 578-81. Bibcode : 2002Sci...297..578Y . PMID   12142530 . arXiv : astro-ph/0207607 . doi : 10.1126/science.1073090 .  
  45. ↑ a b Leonard, Peter J. T. (1989). ≪Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem≫. The Astronomical Journal 98 : 217-226. Bibcode : 1989AJ.....98..217L . doi : 10.1086/115138 .  
  46. ↑ a b Rubin, V. C.; Ford, W. K. J. (1999). ≪A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters≫ . Mercury 28 : 26. Bibcode : 1999Mercu..28d..26M . Archivado desde el original el 21 de mayo de 2006 . Consultado el 2 de junio de 2006 .  
  47. ↑ Savage, D.; Neal, N.; Villard, R.; Johnson, R.; Lebo, H. (17 de septiembre de 2002). ≪Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places≫ . HubbleSite (Space Telescope Science Institute) . Consultado el 25 de mayo de 2006 .  
  48. ↑ Finley, Dave (28 de mayo de 2007). ≪Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates≫ . NRAO . Consultado el 29 de mayo de 2007 .  
  49. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). ≪On the Central Structure of M15≫. Astrophysical Journal Letters 582 (1): 21. Bibcode : 2003ApJ...582L..21B . arXiv : astro-ph/0210133 . doi : 10.1086/367537 .  
  50. ↑ Baumgardt, Holger; Hut, Piet; Makino, Junichiro; McMillan, Steve; Portegies Zwart, Simon (2003). ≪A Dynamical Model for the Globular Cluster G1≫ . Astrophysical Journal Letters 589 (1): 25. Bibcode : 2003ApJ...589L..25B . arXiv : astro-ph/0301469 . doi : 10.1086/375802 . Consultado el 13 de septiembre de 2006 .  
  51. ↑ ≪Cosmic fairy lights≫ . ESA/Hubble Picture of the Week . Consultado el 29 de abril de 2014 .  
  52. ↑ Shapley, H. (1917). ≪Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I,II,III≫. Astrophysical Journal 45 : 118-141. Bibcode : 1917ApJ....45..118S . doi : 10.1086/142314 .  
  53. ↑ Martin, Schwarzschild (1958). Structure and Evolution of Stars . Princeton University Press. ISBN   0-486-61479-4 .  
  54. ↑ Sandage, A.R. (1957). ≪Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3≫. Astrophysical Journal 126 : 326. Bibcode : 1957ApJ...126..326S . doi : 10.1086/146405 .  
  55. ↑ Kalirai & Richer (2010). Star clusters as laboratories for stellar and dynamical evolution , Philosophical Transactions of the Royal Society A, 368, 1913
  56. ↑ Majaess et al. (2012). The Impact of Contaminated RR Lyrae/Globular Cluster Photometry on the Distance Scale , ApJL, 752, 1
  57. ↑ Lee et al. (2014). Toward a Better Understanding of the Distance Scale from RR Lyrae Variable Stars: A Case Study for the Inner Halo Globular Cluster NGC 6723 , ApJS, 210, 1
  58. ↑ Hansen, B. M. S.; Brewer, J.; Fahlman, G. G.; Gibson, B. K.; Ibata, R.; Limongi, M.; Rich, R. M.; Richer, H. B.; Shara, M. M.; Stetson, P. B. (2002). ≪The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4≫. Astrophysical Journal Letters 574 (2): L155. Bibcode : 2002ApJ...574L.155H . arXiv : astro-ph/0205087 . doi : 10.1086/342528 .  
  59. ↑ Majaess, D. (23 de febrero de 2013). ≪Nearby Ancient Star is Almost as Old as the Universe≫ . Universe Today . Consultado el 29 de noviembre de 2014 .  
  60. ↑ ≪Ashes from the Elder Brethren ? UVES Observes Stellar Abundance Anomalies in Globular Clusters≫ . 1 de marzo de 2001. Archivado desde el original el 15 de junio de 2006 . Consultado el 26 de mayo de 2006 .  
  61. ↑ Staneva, A.; Spassova, N.; Golev, V. (1996). ≪The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy≫. Astronomy and Astrophysics Supplement 116 (3): 447-461. Bibcode : 1996A&AS..116..447S . doi : 10.1051/aas:1996127 .  
  62. ↑ ≪Appearances can be deceptive≫ . ESO Picture of the Week . Consultado el 12 de febrero de 2013 .  
  63. ↑ a b Benacquista, Matthew J. (2006). ≪Globular cluster structure≫ . Living Reviews in Relativity 9 . Bibcode : 2006LRR.....9....2B . doi : 10.12942/lrr-2006-2 . Archivado desde el original el 13 de octubre de 2006 . Consultado el 14 de agosto de 2006 .  
  64. ↑ Frenk, C. S.; White, S. D. M. (1980). ≪The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (3): L39-L42. Bibcode : 1997MNRAS.286L..39G . arXiv : astro-ph/9702024 . doi : 10.1093/mnras/286.3.l39 .  
  65. ↑ Kenneth Janes (November 2000). ≪Star Clusters≫ . Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. p. 2 . Consultado el 26 de marzo de 2014 .  
  66. ↑ Buonanno, R.; Corsi, C. E.; Buzzoni, A.; Cacciari, C.; Ferraro, F. R.; Fusi Pecci, F.; Corsi; Buzzoni; Cacciari; Ferraro; Fusi Pecci (1994). ≪The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars≫. Astronomy and Astrophysics 290 : 69-103. Bibcode : 1994A&A...290...69B .  
  67. ↑ van den Bergh, Sidney (November 2007). ≪Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , in press 385 (1): L20. Bibcode : 2008MNRAS.385L..20V . arXiv : 0711.4795 . doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x .  
  68. ↑ Da Costa, G. S.; Freeman, K. C. (May 1976). ≪The structure and mass function of the globular cluster M3≫ . Astrophysical Journal 206 (1): 128-137. Bibcode : 1976ApJ...206..128D . doi : 10.1086/154363 . Consultado el 6 de diciembre de 2014 .  
  69. ↑ Brosche, P.; Odenkirchen, M.; Geffert, M. (March 1999). ≪Instantaneous and average tidal radii of globular clusters≫ . New Astronomy 4 (2): 133-139. Bibcode : 1999NewA....4..133B . doi : 10.1016/S1384-1076(99)00014-7 . Consultado el 7 de diciembre de 2014 .  
  70. ↑ Djorgovski, S.; King, I. R. (1986). ≪A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters≫. Astrophysical Journal 305 : L61-L65. Bibcode : 1986ApJ...305L..61D . doi : 10.1086/184685 .  
  71. ↑ Ashman, Keith M.; Zepf, Stephen E. (1998). Globular cluster systems . Cambridge astrophysics series 30 . Cambridge University Press. p. 29. ISBN   0-521-55057-2 .  
  72. ↑ Binney, James; Merrifield, Michael (1998). Galactic astronomy . Princeton series in astrophysics. Princeton University Press. p.  371 . ISBN   0-691-02565-7 .  
  73. ↑ Vanbeveren, D. (2001). The influence of binaries on stellar population studies . Astrophysics and space science library 264 . Springer. p. 397. ISBN   0-7923-7104-6 .  
  74. ↑ Spitzer, L., Jr. (June 2?4, 1986). ≪Dynamical Evolution of Globular Clusters≫. En P. Hut and S. McMillan, ed. The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics, Proceedings of a Workshop Held at the Institute for Advanced Study 267 (Princeton, USA: Springer-Verlag, Berlin Heidelberg New York): 3. Bibcode : 1986LNP...267....3S . doi : 10.1007/BFb0116388 .  
  75. ↑ Gnedin, Oleg Y.; Lee, Hyung Mok; Ostriker, Jeremiah P. (September 1999). ≪Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters≫. The Astrophysical Journal 522 (2): 935-949. Bibcode : 1999ApJ...522..935G . arXiv : astro-ph/9806245 . doi : 10.1086/307659 .  
  76. ↑ Bahcall, John N.; Piran, Tsvi; Weinberg, Steven (2004). Dark matter in the universe (2nd edicion). World Scientific. p.  51 . ISBN   981-238-841-9 .  
  77. ↑ ≪The stars of the Large Magellanic Cloud≫ . Consultado el 21 de junio de 2016 .  
  78. ↑ ≪Stellar Sorting in Globular Cluster 47≫ . Hubble News Desk. 4 de octubre de 2006 . Consultado el 24 de octubre de 2006 .  
  79. ↑ Baldwin, Emily (29 de abril de 2008). ≪Old globular clusters surprisingly young≫ . Astronomy Now Online. Archivado desde el original el 2 de mayo de 2008 . Consultado el 2 de mayo de 2008 .  
  80. ↑ Secker, Jeff (1992). ≪A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution≫. Astronomical Journal 104 (4): 1472-1481. Bibcode : 1992AJ....104.1472S . doi : 10.1086/116332 .  
  81. ↑ Heggie, D. C.; Giersz, M.; Spurzem, R.; Takahashi, K. (1998). ≪Dynamical Simulations: Methods and Comparisons≫. En Johannes Andersen, ed. Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997 (Kluwer Academic Publishers): 591. Bibcode : 1998HiA....11..591H . arXiv : astro-ph/9711191 .  
  82. ↑ Benacquista, Matthew J. (2006). ≪Relativistic Binaries in Globular Clusters≫ . Living Reviews in Relativity 9 . Bibcode : 2006LRR.....9....2B . PMC   5255526 . PMID   28163652 . doi : 10.12942/lrr-2006-2 . Archivado desde el original el 3 de marzo de 2006 . Consultado el 16 de abril de 2018 .  
  83. ↑ J. Goodman; P. Hut, eds. (1985). Dynamics of Star Clusters (International Astronomical Union Symposia) . Springer. ISBN   90-277-1963-2 .  
  84. ↑ Hasani Zonoozi, Akram (March 2011). ≪Direct N -body simulations of globular clusters ? I. Palomar 14≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 411 (3): 1989-2001. Bibcode : 2011MNRAS.411.1989Z . arXiv : 1010.2210 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17831.x .  
  85. ↑ Zhou, Yuan; Zhong, Xie Guang (June 1990). ≪The core evolution of a globular cluster containing massive black holes≫. Astrophysics and Space Science 168 (2): 233-241. Bibcode : 1990Ap&SS.168..233Y . doi : 10.1007/BF00636869 .  
  86. ↑ Pooley, Dave. ≪Globular Cluster Dynamics: the importance of close binaries in a real N-body system≫ . UW-Madison. Archivado desde el original el 19 de junio de 2010 . Consultado el 11 de diciembre de 2008 .  
  87. ↑ ≪Globular Cluster M10≫ . ESA/Hubble Picture of the Week . Consultado el 18 de junio de 2012 .  
  88. ↑ Ortolani, S.; Bica, E.; Barbuy, B.; Bica; Barbuy (1995). ≪BH 176 and AM-2: globular or open clusters?≫. Astronomy and Astrophysics 300 : 726. Bibcode : 1995A&A...300..726O .  
  89. ↑ a b Huxor, A. P.; Tanvir, N. R.; Irwin, M. J.; R. Ibata (2005). ≪A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31≫. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 360 (3): 993-1006. Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . arXiv : astro-ph/0412223 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x .  
  90. ↑ Lauchner, A.; Wilhelm, R.; Beers, T. C.; Allende Prieto, C. (December 2003). ≪A Search for Kinematic Evidence of Tidal Tails in Globular Clusters≫. American Astronomical Society Meeting 203, #112.26 . Bibcode : 2003AAS...20311226L .  
  91. ↑ Di Matteo, P.; Miocchi, P.; Capuzzo Dolcetta, R. (May 2004). ≪Formation and Evolution of Clumpy Tidal Tails in Globular Clusters≫. American Astronomical Society, DDA meeting #35, #03.03 . Bibcode : 2004DDA....35.0303D .  
  92. ↑ Staude, Jakob (3 de junio de 2002). ≪Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way≫ . Image of the Week . Sloan Digital Sky Survey. Archivado desde el original el 29 de junio de 2006 . Consultado el 2 de junio de 2006 .  
  93. ↑ Kravtsov, V. V. (2001). ≪Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies of the Outer Galactic Halo: on the Putative Scenario of their Formation≫ (PDF) . Astronomical and Astrophysical Transactions 20 (1): 89-92. Bibcode : 2001A&AT...20...89K . doi : 10.1080/10556790108208191 . Archivado desde el original el 19 de febrero de 2009 . Consultado el 2 de marzo de 2010 .  
  94. ↑ Nelson Caldwell (CfA), Jay Strader (Michigan St), Aaron J. Romanowsky (San Jose St/Santa Cruz), Jean P. Brodie (Santa Cruz), Ben Moore (Zurich), Jurg Diemand (Zurich), Davide Martizzi (Berkeley) (25 de febrero de 2014). A Globular Cluster Toward M87 with a Radial Velocity < -1000 km/s: The First Hypervelocity Cluster . Bibcode : 2014ApJ...787L..11C . arXiv : 1402.6319 . doi : 10.1088/2041-8205/787/1/L11 .  
  95. ↑ ≪Space Friday: Planet Locations, a SUPERnova, and a Black Hole≫ (en ingles) . California Academy of Sciences. 15 de enero de 2016 . Consultado el 15 de mayo de 2016 .  
  96. ↑ Gonzalez, Guillermo; Brownlee, Donald; Ward, Peter (July 2001). ≪The Galactic Habitable Zone: Galactic Chemical Evolution≫. Icarus 152 (1): 185-200. Bibcode : 2001Icar..152..185G . arXiv : astro-ph/0103165 . doi : 10.1006/icar.2001.6617 .  
  97. ↑ Sigurdsson, S.; Stairs, I. H.; Moody, K.; Arzoumanian, K. M. Z.; Thorsett, S. E. (2008). ≪Planets Around Pulsars in Globular Clusters≫. En Fischer, D.; Rasio, F. A.; Thorsett, S. E. et al. , eds. Extreme Solar Systems, ASP Conference Series, proceedings of the conference held 25?29 June 2007, at Santorini Island, Greece 398 : 119. Bibcode : 2008ASPC..398..119S .  
  98. ↑ Spurzem, R. et al. (May 2009). ≪Dynamics of Planetary Systems in Star Clusters≫. The Astrophysical Journal 697 (1): 458-482. Bibcode : 2009ApJ...697..458S . arXiv : astro-ph/0612757 . doi : 10.1088/0004-637X/697/1/458 .  

Fuentes generales [ editar ]

  • NASA Astrophysics Data System posee una coleccion muy completa de articulos de la mayor parte de las revistas de astrofisica y de muchas conferencias.
  • SCYON es una revista de novedades recientes dedicada a los cumulos globulares.
  • MODEST es una colaboracion de cientificos de todo el mundo que trabajan en el estudio de cumulos globulares de estrellas.

Libros [ editar ]

Articulos de revistas [ editar ]

  • Elson, Rebecca; Hut, Piet; Inagaki, Shogo (1987). Dynamical evolution of globular clusters. Annual review of astronomy and astrophysics 25 565. Bibcode:  1987ARA&A..25..565E
  • Meylan, G.; Heggie, D. C. (1997). Internal dynamics of globular clusters. The Astronomy and Astrophysics Review 8 1. Bibcode:  1997A&ARv...8....1M


Enlaces externos [ editar ]

Obtenido de ≪ https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Cumulo_globular&oldid=157311589 ≫