Gromada kulista

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Gromada kulista omega Centauri, najjaśniejsza na ziemskim niebie
Gromada kulista M13
w gwiazdozbiorze Herkulesa
Młoda gromada kulista Palomar 12

Gromada kulista – zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowanie powiązanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją w kierunku centrum (niektórzy[kto?] wyróżniają morfologiczną podklasę gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 parseków. Odkrycie pierwszej gromady kulistej przypisuje się Johannowi Abrahamowi Ihlemu, który obserwując w 1665 roku Saturna w gwiazdozbiorze Strzelca, odnalazł znajdującą się obok gromadę M22[1].

Jedną z najbardziej znanych gromad kulistych jest M13 znajdująca się w Herkulesie, którą można zobaczyć gołym okiem. Najjaśniejsza gromada kulista to omega Centauri o jasności 3,7m. Znajduje się w odległości około 16 tysięcy lat świetlnych i można ją zobaczyć na niebie południowym w gwiazdozbiorze Centaura. Inne to np. M22 (w gwiazdozbiorze Strzelca), M3 (w Psach Gończych). Obecnie znanych jest około 160 gromad kulistych w naszej Galaktyce, z których jedna czwarta powstała w innych galaktykach[2]. Szacuje się, że Droga Mleczna zawiera nie więcej niż 200 gromad kulistych[3]. W gromadach kulistych obserwuje się gwiazdy olbrzymy i nadolbrzymy, jak również gwiazdy zmienne typu RR Lyrae, które pozwoliły m.in. na wyznaczenie odległości do gromad kulistych (2-120 kpc dla Galaktyki), ale to nie jest jedyna metoda wyznaczania odległości.

W przeciwieństwie do innych gwiazd krążących samodzielnie wokół jądra galaktyki gwiazdy w gromadach kulistych krążą wokół wspólnego środka ciężkości gromady. Niektóre z nich mają orbity kołowe, a inne krążą po wydłużonych orbitach, zahaczających o peryferia gromady. Ponieważ gwiazdy jednej gromady oddziałują ze sobą grawitacyjnie, prędkość orbitalna lżejszych gwiazd rośnie a one same migrują w stronę krawędzi gromady. Ten sam proces powoduje, że cięższe gwiazdy tracą prędkość orbitalną i gromadzą się na orbitach położonych bliżej jądra. Takie sortowanie gwiazd lżejszych i cięższych prowadzi do powstania gęstszego i wyraźnie zaznaczonego jądra gromady. Skutkiem tego zagęszczania w jednej piątej spośród wszystkich znanych gromad kulistych Drogi Mlecznej nastąpił proces zapaści jądra (ang. core collapse). Efektem tego zjawiska w takich gromadach jest gromadzenie się jeszcze większej ilości gwiazd w pobliżu jądra gromady przez co obserwujemy wyraźny wzrost jasności wraz ze zbliżaniem się do centrum gromady[4].

Gromady kuliste charakteryzuje jednorodne rozmieszczenie w Galaktyce (wykorzystując tą własność Harlow Shapley jako pierwszy oszacował odległość Słońca do centrum Galaktyki na 8 kpc), geometrycznie wchodzą w skład halo Galaktycznego. Są składową tak zwanej II populacji gwiazdowej (starej i ubogiej w ciężkie pierwiastki, czyli są mało metaliczne).

Na szczególną uwagę zasługuje wiek gromad kulistych. Obecnie najmłodsza znana gromada w Galaktyce ma około 6,4 miliarda lat (Palomar 12), a najstarsze - 12,5 miliarda lat. Razem ze zgrubieniem centralnym są najstarszymi składnikami Galaktyki.

Obserwuje się je także w innych galaktykach (np. w M87 doliczono się ich około tysiąca) i nie wyklucza się gromad, które mogą być niezwiązane z żadną z galaktyk. W 2014 odkryto pierwszą superszybką gromadę HVGC-1.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

Wikimedia Commons