Aglomerado globular

Um aglomerado globular é um conglomerado esferoidal de estrelas. Aglomerados globulares são unidos pela gravidade, com uma maior concentração de estrelas em seus centros. Eles podem conter de dezenas de milhares a muitos milhões de estrelas membros. Seu nome é derivado do latim globulus (pequena esfera). Aglomerados globulares são ocasionalmente conhecidos simplesmente como "globulares".

Embora um aglomerado globular, Omega Centauri, tenha sido observado na antiguidade e por muito tempo considerado uma estrela, o reconhecimento dos aglomerados' a verdadeira natureza veio com o advento dos telescópios no século XVII. Nas primeiras observações telescópicas, os aglomerados globulares apareciam como bolhas difusas, levando o astrônomo francês Charles Messier a incluir muitos deles em seu catálogo de objetos astronômicos que ele pensava que poderiam ser confundidos com cometas. Usando telescópios maiores, os astrônomos do século 18 reconheceram que os aglomerados globulares são grupos de muitas estrelas individuais. No início do século 20, a distribuição de aglomerados globulares no céu foi uma das primeiras evidências de que o Sol está longe do centro da Via Láctea.

Aglomerados globulares são encontrados em quase todas as galáxias. Em galáxias espirais como a Via Láctea, eles são encontrados principalmente na parte esferoidal externa da galáxia - o halo galáctico. Eles são o maior e mais massivo tipo de aglomerado estelar, tendendo a ser mais velhos, mais densos e compostos de menor abundância de elementos pesados do que os aglomerados abertos, que geralmente são encontrados nos discos de galáxias espirais. A Via Láctea tem mais de 150 globulares conhecidos, e pode haver muitos mais.

A origem dos aglomerados globulares e seu papel na evolução galáctica não são claros. Alguns estão entre os objetos mais antigos em suas galáxias e até mesmo no universo, limitando as estimativas da idade do universo. Anteriormente, pensava-se que os aglomerados de estrelas consistiam em estrelas que se formaram ao mesmo tempo a partir de uma nebulosa de formação estelar, mas quase todos os aglomerados globulares contêm estrelas que se formaram em momentos diferentes ou que têm composições diferentes. Alguns aglomerados podem ter tido vários episódios de formação de estrelas, e alguns podem ser remanescentes de galáxias menores capturadas por galáxias maiores.

Histórico das observações

O primeiro aglomerado globular conhecido, agora chamado M22, foi descoberto em 1665 por Abraham Ihle, um astrônomo amador alemão. O aglomerado Omega Centauri, facilmente visível no céu do sul a olho nu, era conhecido por astrônomos antigos como Ptolomeu como uma estrela, mas foi reclassificado como uma nebulosa por Edmond Halley em 1677 e, finalmente, como um aglomerado globular no início do século XIX. por John Herschel. O astrônomo francês Abbé Lacaille listou NGC 104, NGC 4833, M55, M69 e NGC 6397 em seu 1751–1752 Catálogo. A baixa resolução dos primeiros telescópios impediu que estrelas individuais em um aglomerado fossem visualmente separadas até que Charles Messier observou M4 em 1764.

Quando William Herschel começou sua pesquisa abrangente do céu usando grandes telescópios em 1782, havia 34 aglomerados globulares conhecidos. Herschel descobriu outros 36 e foi o primeiro a resolver praticamente todos eles em estrelas. Ele cunhou o termo aglomerado globular em seu Catalog of a Second Thousand New Nebulae and Clusters of Stars (1789). Em 1914, Harlow Shapley iniciou uma série de estudos de aglomerados globulares, publicados em cerca de quarenta artigos científicos. Ele examinou os clusters' RR Lyrae (estrelas que ele assumiu serem variáveis Cepheid) e usou sua luminosidade e período de variabilidade para estimar as distâncias aos aglomerados. Mais tarde, descobriu-se que as variáveis RR Lyrae são mais fracas do que as variáveis Cefeidas, fazendo com que Shapley superestimasse as distâncias.

NGC 7006 é um cluster globular de classe I altamente concentrado.

A grande maioria dos aglomerados globulares da Via Láctea é encontrada no céu celestial ao redor do núcleo galáctico. Em 1918, Shapley usou essa distribuição fortemente assimétrica para determinar as dimensões gerais da galáxia. Assumindo uma distribuição aproximadamente esférica de aglomerados globulares ao redor do centro da galáxia, ele usou as posições dos aglomerados para estimar a posição do Sol em relação ao centro galáctico. Ele concluiu corretamente que o centro da Via Láctea está na constelação de Sagitário e não perto da Terra. Ele superestimou a distância, encontrando distâncias típicas de aglomerados globulares de 10 a 30 quiloparsecs (33.000 a 98.000 anos); a distância moderna até o Centro Galáctico é de aproximadamente 8,5 kiloparsecs (28.000 ly). As medições de Shapley indicaram que o Sol está relativamente longe do centro da galáxia, ao contrário do que foi inferido a partir da distribuição uniforme observada de estrelas comuns. Na realidade, a maioria das estrelas comuns fica dentro do disco da galáxia e, portanto, é obscurecida por gás e poeira no disco, enquanto os aglomerados globulares ficam fora do disco e podem ser vistos a distâncias muito maiores.

O cluster globular Messier 80 na constelação Scorpius está localizado a cerca de 30.000 anos-luz do Sol e contém centenas de milhares de estrelas.

A contagem de aglomerados globulares conhecidos na Via Láctea continuou a aumentar, atingindo 83 em 1915, 93 em 1930, 97 em 1947 e 157 em 2010. Acredita-se que aglomerados globulares adicionais não descobertos estejam no bojo galáctico ou escondido pelo gás e poeira da Via Láctea. Por exemplo, a maioria dos Aglomerados Globulares de Palomar só foram descobertos na década de 1950, com alguns localizados relativamente próximos, mas obscurecidos pela poeira, enquanto outros residem nos confins do halo da Via Láctea. A Galáxia de Andrômeda, que é comparável em tamanho à Via Láctea, pode ter até quinhentos globulares. Cada galáxia de massa suficiente no Grupo Local tem um sistema associado de aglomerados globulares, assim como quase todas as grandes galáxias pesquisadas. Algumas galáxias elípticas gigantes (particularmente aquelas nos centros de aglomerados de galáxias), como a M87, têm até 13.000 aglomerados globulares.

Classificação

Shapley foi posteriormente auxiliado em seus estudos de aglomerados por Henrietta Swope e Helen Sawyer Hogg. Em 1927-1929, Shapley e Sawyer categorizaram os aglomerados pelo grau de concentração de estrelas em cada núcleo. Seu sistema, conhecido como Classe de Concentração Shapley-Sawyer, identifica os aglomerados mais concentrados como Classe I e varia até a Classe XII mais difusa. Em 2015, astrônomos da Pontifícia Universidade Católica do Chile propuseram um novo tipo de aglomerado globular com base em dados observacionais: aglomerados globulares escuros.

Formação

NGC 2808 contém três gerações distintas de estrelas.
Imagem da NASA

A formação de aglomerados globulares é pouco compreendida. Os aglomerados globulares têm sido tradicionalmente descritos como uma população estelar simples formada a partir de uma única nuvem molecular gigante e, portanto, com idade e metalicidade aproximadamente uniformes (proporção de elementos pesados em sua composição). Observações modernas mostram que quase todos os aglomerados globulares contêm múltiplas populações; os aglomerados globulares na Grande Nuvem de Magalhães (LMC) exibem uma população bimodal, por exemplo. Durante sua juventude, esses aglomerados LMC podem ter encontrado nuvens moleculares gigantes que desencadearam uma segunda rodada de formação estelar. Este período de formação estelar é relativamente breve, comparado com a idade de muitos aglomerados globulares. Foi proposto que esta multiplicidade em populações estelares poderia ter uma origem dinâmica. Na Galáxia das Antenas, por exemplo, o Telescópio Espacial Hubble observou aglomerados de aglomerados - regiões na galáxia que abrangem centenas de parsecs, nas quais muitos dos aglomerados acabarão colidindo e se fundindo. Sua gama geral de idades e (possivelmente) metalicidades podem levar a aglomerados com uma distribuição bimodal, ou mesmo múltipla, de populações.

Aglomerado estelar Globular Messier 54

Observações de aglomerados globulares mostram que suas estrelas vêm principalmente de regiões de formação estelar mais eficiente e de onde o meio interestelar está em maior densidade, em comparação com regiões normais de formação estelar. A formação de aglomerados globulares é predominante em regiões de explosão estelar e em galáxias em interação. Alguns aglomerados globulares provavelmente se formaram em galáxias anãs e foram removidos pelas forças das marés para se juntar à Via Láctea. Em galáxias elípticas e lenticulares existe uma correlação entre a massa dos buracos negros supermassivos (SMBHs) em seus centros e a extensão de seus sistemas de aglomerados globulares. A massa do SMBH em tal galáxia é frequentemente próxima da massa combinada dos aglomerados globulares da galáxia.

Nenhum aglomerado globular conhecido exibe formação estelar ativa, consistente com a hipótese de que os aglomerados globulares são tipicamente os objetos mais antigos em sua galáxia e estavam entre as primeiras coleções de estrelas a se formar. Regiões muito grandes de formação estelar conhecidas como superaglomerados estelares, como Westerlund 1 na Via Láctea, podem ser os precursores de aglomerados globulares.

Muitos dos aglomerados globulares da Via Láctea têm uma órbita retrógrada (o que significa que eles giram em torno da galáxia na direção inversa da rotação da galáxia), incluindo o mais massivo, Omega Centauri. Sua órbita retrógrada sugere que pode ser um remanescente de uma galáxia anã capturada pela Via Láctea.

Composição

As estrelas de Djorgovski 1 contêm hidrogênio e hélio, mas não muito mais. Em termos astronômicos eles são metal-pobre.

Aglomerados globulares são geralmente compostos de centenas de milhares de estrelas velhas com baixo teor de metais. As estrelas encontradas em um aglomerado globular são semelhantes às do bojo de uma galáxia espiral, mas confinadas a um esferóide no qual metade da luz é emitida em um raio de apenas algumas dezenas de parsecs. Eles estão livres de gás e poeira e presume-se que todo o gás e poeira foram há muito tempo transformados em estrelas ou soprados para fora do aglomerado pelas estrelas massivas de primeira geração.

Aglomerados globulares podem conter uma alta densidade de estrelas; em média cerca de 0,4 estrelas por parsec cúbico, aumentando para 100 ou 1000 estrelas/pc³ em o núcleo do cluster. Em comparação, a densidade estelar ao redor do Sol é de aproximadamente 0,1 estrelas/pc³. A distância típica entre as estrelas em um aglomerado globular é de cerca de um ano-luz, mas em seu núcleo a separação entre as estrelas é em média cerca de um terço de ano-luz - treze vezes mais perto do que o Sol está de seu vizinho mais próximo, Proxima Centauri.

Os aglomerados globulares são considerados locais desfavoráveis para sistemas planetários. As órbitas planetárias são dinamicamente instáveis dentro dos núcleos de aglomerados densos por causa das perturbações gravitacionais das estrelas que passam. Um planeta orbitando em uma unidade astronômica em torno de uma estrela que está dentro do núcleo de um aglomerado denso, como 47 Tucanae, sobreviveria apenas na ordem de cem milhões de anos. Existe um sistema planetário orbitando um pulsar (PSR B1620-26) que pertence ao aglomerado globular M4, mas esses planetas provavelmente se formaram após o evento que criou o pulsar.

Alguns aglomerados globulares, como Omega Centauri na Via Láctea e Mayall II na Galáxia de Andrômeda, são extraordinariamente massivos, medindo vários milhões de massas solares (M_☉) e tendo múltiplas populações estelares. Ambos são evidências de que aglomerados globulares supermassivos se formaram a partir de núcleos de galáxias anãs que foram consumidos por galáxias maiores. Cerca de um quarto da população de aglomerados globulares na Via Láctea pode ter sido acrescida desta forma, assim como mais de 60% dos aglomerados globulares no halo externo de Andrômeda.

Conteúdo de elemento pesado

Os aglomerados globulares normalmente consistem em estrelas da População II que, em comparação com as estrelas da População I, como o Sol, têm uma proporção maior de hidrogênio e hélio e uma proporção menor de elementos mais pesados. Os astrônomos se referem a esses elementos mais pesados como metais (diferente do conceito de material) e às proporções desses elementos como a metalicidade. Produzidos pela nucleossíntese estelar, os metais são reciclados no meio interestelar e entram em uma nova geração de estrelas. A proporção de metais pode, portanto, ser uma indicação da idade de uma estrela em modelos simples, com estrelas mais velhas tendo tipicamente uma metalicidade mais baixa.

O astrônomo holandês Pieter Oosterhoff observou duas populações especiais de aglomerados globulares, que ficaram conhecidas como grupos de Oosterhoff. O segundo grupo tem um período ligeiramente mais longo de estrelas variáveis RR Lyrae. Embora ambos os grupos tenham uma baixa proporção de elementos metálicos medidos por espectroscopia, as linhas espectrais de metal nas estrelas de Oosterhoff são do tipo I (Oo I) não são tão fracos quanto os do tipo II (Oo II) e, portanto, tipo Estrelas I são chamadas de ricas em metal (por exemplo, Terzan 7), enquanto estrelas do tipo II são pobre em metal (por exemplo, ESO 280-SC06). Essas duas populações distintas foram observadas em muitas galáxias, especialmente galáxias elípticas massivas. Ambos os grupos são quase tão antigos quanto o próprio universo e têm idades semelhantes. Cenários sugeridos para explicar essas subpopulações incluem violentas fusões de galáxias ricas em gás, acreção de galáxias anãs e múltiplas fases de formação estelar em uma única galáxia. Na Via Láctea, os aglomerados pobres em metais estão associados ao halo e os aglomerados ricos em metais ao bojo.

Na Via Láctea, a grande maioria dos aglomerados pobres em metais está alinhada em um plano na parte externa do halo da galáxia. Essa observação apóia a visão de que os aglomerados do tipo II foram capturados de uma galáxia satélite, em vez de serem os membros mais antigos do sistema de aglomerados globulares da Via Láctea, como se pensava anteriormente. A diferença entre os dois tipos de aglomerados seria então explicada por um atraso de tempo entre o momento em que as duas galáxias formaram seus sistemas de aglomerados.

Componentes exóticos

Messier 53 contém um número excepcionalmente grande de um tipo de estrela chamado stragglers azul.

Interações próximas e quase colisões de estrelas ocorrem com relativa frequência em aglomerados globulares devido à sua alta densidade estelar. Esses encontros casuais dão origem a algumas classes exóticas de estrelas - como retardatárias azuis, pulsares de milissegundos e binárias de raios-X de baixa massa - que são muito mais comuns em aglomerados globulares. Ainda não está claro como os retardatários azuis se formam, mas a maioria dos modelos os atribui a interações entre estrelas, como fusões estelares, transferência de material de uma estrela para outra ou até mesmo um encontro entre dois sistemas binários. A estrela resultante tem uma temperatura mais alta do que outras estrelas do aglomerado com luminosidade comparável e, portanto, difere das estrelas da sequência principal formadas no início da existência do aglomerado. Alguns aglomerados têm duas sequências distintas de retardatários azuis, um mais azul que o outro.

O cluster Globular M15 pode ter um buraco negro de massa intermediária no seu núcleo, mas esta afirmação é contestada.

Os astrônomos procuram por buracos negros dentro de aglomerados globulares desde a década de 1970. A resolução necessária para esta tarefa é exata; é apenas com o Telescópio Espacial Hubble (HST) que as primeiras descobertas reivindicadas foram feitas, em 2002 e 2003. Com base nas observações do HST, outros pesquisadores sugeriram a existência de um 4.000 M_☉(massas solares) buraco negro de massa intermediária no aglomerado globular M15 e um buraco negro de 20.000 M_☉ no aglomerado Mayall II da Galáxia de Andrômeda. As emissões de rádio e raios-X de Mayall II parecem consistentes com um buraco negro de massa intermediária; no entanto, essas detecções reivindicadas são controversas. Espera-se que os objetos mais pesados em aglomerados globulares migrem para o centro do aglomerado devido à segregação de massa. Um grupo de pesquisa apontou que a proporção massa-luz deve aumentar acentuadamente em direção ao centro do aglomerado, mesmo sem um buraco negro, tanto no M15 quanto no Mayall II. Observações de 2018 não encontraram evidências de um buraco negro de massa intermediária em qualquer aglomerado globular, incluindo M15, mas não podem descartar definitivamente um com massa de 500–1000 M_☉.

A confirmação de buracos negros de massa intermediária em aglomerados globulares teria ramificações importantes para as teorias do desenvolvimento galáctico como possíveis fontes para os buracos negros supermassivos em seus centros. A massa desses supostos buracos negros de massa intermediária é proporcional à massa de seus aglomerados circundantes, seguindo um padrão previamente descoberto entre buracos negros supermassivos e suas galáxias vizinhas.

Diagramas de Hertzsprung-Russell

diagrama H-R para o cluster globular M3. Há uma característica "knee" na curva na magnitude 19, onde as estrelas começam a entrar no estágio gigante de seu caminho evolutivo, o desvio da sequência principal.

Os diagramas de Hertzsprung–Russell (diagramas H–R) de aglomerados globulares permitem aos astrônomos determinar muitas das propriedades de suas populações de estrelas. Um diagrama H-R é um gráfico de uma grande amostra de estrelas traçando sua magnitude absoluta (sua luminosidade ou brilho medido a partir de uma distância padrão), como uma função de seu índice de cor. O índice de cores, grosso modo, mede a cor da estrela; índices de cor positivos indicam uma estrela avermelhada com uma temperatura de superfície fria, enquanto valores negativos indicam uma estrela mais azul com uma superfície mais quente. As estrelas em um diagrama H-R geralmente se encontram ao longo de uma linha aproximadamente diagonal inclinada de estrelas quentes e luminosas no canto superior esquerdo para estrelas frias e fracas no canto inferior direito. Esta linha é conhecida como sequência principal e representa o estágio primário da evolução estelar. O diagrama também inclui estrelas em estágios evolutivos posteriores, como as frias mas luminosas gigantes vermelhas.

A construção de um diagrama H-R requer o conhecimento da distância até as estrelas observadas para converter a magnitude aparente em absoluta. Como todas as estrelas em um aglomerado globular têm aproximadamente a mesma distância da Terra, um diagrama cor-magnitude usando suas magnitudes observadas parece um diagrama H-R deslocado (devido à diferença aproximadamente constante entre suas magnitudes aparente e absoluta). Essa mudança é chamada de módulo de distância e pode ser usada para calcular a distância até o cluster. O módulo é determinado comparando características (como a sequência principal) do diagrama cor-magnitude do aglomerado com as características correspondentes em um diagrama H-R de outro conjunto de estrelas, um método conhecido como paralaxe espectroscópica ou ajuste da sequência principal..

Propriedades

Como os aglomerados globulares se formam a partir de uma única nuvem molecular gigante, as estrelas de um aglomerado têm aproximadamente a mesma idade e composição. A evolução de uma estrela é determinada principalmente por sua massa inicial, de modo que as posições das estrelas em um diagrama H-R ou cor-magnitude de um aglomerado refletem principalmente suas massas iniciais. O diagrama H-R de um aglomerado, portanto, parece bastante diferente dos diagramas H-R contendo estrelas de uma ampla variedade de idades. Quase todas as estrelas caem em uma curva bem definida nos diagramas H-R do aglomerado globular, e a forma dessa curva indica a idade do aglomerado. Um diagrama H-R mais detalhado geralmente revela múltiplas populações estelares, conforme indicado pela presença de curvas bem separadas, cada uma correspondendo a uma população distinta de estrelas com uma idade ou composição ligeiramente diferente. Observações com a Wide Field Camera 3, instalada em 2009 no Telescópio Espacial Hubble, permitiram distinguir essas curvas ligeiramente diferentes.

As estrelas mais massivas da sequência principal têm a maior luminosidade e serão as primeiras a evoluir para o estágio de estrela gigante. À medida que o aglomerado envelhece, estrelas de massas sucessivamente menores farão o mesmo. Portanto, a idade de um aglomerado de população única pode ser medida procurando aquelas estrelas que estão começando a entrar no estágio de estrela gigante, que formam um "joelho" no diagrama H-R chamado de desvio da sequência principal, curvando-se para o canto superior direito da linha da sequência principal. A magnitude absoluta nesta curva é uma função direta da idade do aglomerado; uma escala de idade pode ser plotada em um eixo paralelo à magnitude.

A morfologia e a luminosidade das estrelas do aglomerado globular nos diagramas H–R são influenciadas por vários parâmetros, muitos dos quais ainda são pesquisados ativamente. Observações recentes derrubaram o paradigma histórico de que todos os aglomerados globulares consistem em estrelas nascidas exatamente ao mesmo tempo, ou compartilhando exatamente a mesma abundância química. Alguns aglomerados apresentam populações múltiplas, diferindo ligeiramente em composição e idade; por exemplo, imagens de alta precisão do aglomerado NGC 2808 discerniram três sequências principais próximas, mas distintas. Além disso, as colocações das estrelas do aglomerado em um diagrama H-R (incluindo os brilhos dos indicadores de distância) podem ser influenciadas por vieses observacionais. Um desses efeitos, chamado de mistura, surge quando os núcleos dos aglomerados globulares são tão densos que as observações veem várias estrelas como um único alvo. O brilho medido para aquela estrela aparentemente única é, portanto, incorreto - muito brilhante, visto que várias estrelas contribuíram. A distância calculada, por sua vez, é incorreta, de modo que o efeito de mistura pode introduzir uma incerteza sistemática na escada de distância cósmica e pode influenciar a idade estimada do universo e a constante de Hubble.

Consequências

Os retardatários azuis aparecem no diagrama H-R como uma série que diverge da sequência principal na direção de estrelas mais brilhantes e azuis. As anãs brancas (os remanescentes finais de algumas estrelas parecidas com o Sol), que são muito mais fracas e um pouco mais quentes que as estrelas da sequência principal, ficam no canto inferior esquerdo de um diagrama H-R. Aglomerados globulares podem ser datados observando as temperaturas das anãs brancas mais frias, muitas vezes dando resultados de até 12,7 bilhões de anos. Em comparação, os aglomerados abertos raramente têm mais de meio bilhão de anos. As idades dos aglomerados globulares colocam um limite inferior na idade de todo o universo, apresentando uma restrição significativa na cosmologia. Os astrônomos historicamente se depararam com estimativas de idade de aglomerados mais antigos do que seus modelos cosmológicos permitiriam, mas melhores medições de parâmetros cosmológicos, por meio de levantamentos do céu profundo e satélites, parecem ter resolvido esse problema.

Estudar aglomerados globulares lança luz sobre como a composição do gás e poeira formacionais afeta a evolução estelar; as estrelas' as trilhas evolutivas variam dependendo da abundância de elementos pesados. Os dados obtidos desses estudos são então usados para estudar a evolução da Via Láctea como um todo.

Morfologia

Em contraste com os aglomerados abertos, a maioria dos aglomerados globulares permanecem unidos gravitacionalmente por períodos de tempo comparáveis ao tempo de vida da maioria de suas estrelas. Fortes interações de maré com outras grandes massas resultam na dispersão de algumas estrelas, deixando para trás "caudas de maré" de estrelas removidas do aglomerado.

Após a formação, as estrelas do aglomerado globular começam a interagir gravitacionalmente umas com as outras. As velocidades das estrelas mudam constantemente e as estrelas perdem qualquer histórico de sua velocidade original. O intervalo característico para que isso ocorra é o tempo de relaxação, relacionado ao tempo característico que uma estrela precisa para atravessar o aglomerado e ao número de massas estelares. O tempo de relaxamento varia de acordo com o cluster, mas um valor típico é da ordem de um bilhão de anos.

Embora os aglomerados globulares sejam geralmente de forma esférica, a elipticidade pode se formar por meio de interações de maré. Aglomerados dentro da Via Láctea e da Galáxia de Andrômeda são tipicamente esferoides achatados, enquanto aqueles na Grande Nuvem de Magalhães são mais elípticos.

Raios

NGC 411 é classificado como um cluster aberto.

Os astrônomos caracterizam a morfologia (forma) de um aglomerado globular por meio de raios padrão: o raio do núcleo (r_c), o raio de meia-luz (r_h) e o raio de maré ou Jacobi (r_t). O raio pode ser expresso como uma distância física ou como um ângulo subtendido no céu. Considerando um raio ao redor do núcleo, a luminosidade da superfície do aglomerado diminui constantemente com a distância, e o raio do núcleo é a distância na qual a luminosidade aparente da superfície caiu pela metade. Uma quantidade comparável é o raio de meia-luz, ou a distância do núcleo contendo metade da luminosidade total do aglomerado; o raio de meia-luz é tipicamente maior que o raio do núcleo.

A maioria dos aglomerados globulares tem um raio de meia-luz inferior a dez parsecs (pc), embora alguns aglomerados globulares tenham raios muito grandes, como NGC 2419 (r_h = 18 pc) e Palomar 14 (r_h = 25 unidades). O raio de meia-luz inclui estrelas na parte externa do aglomerado que estão ao longo da linha de visão, então os teóricos também usam o raio de meia-massa (r_m) – o raio do núcleo que contém metade da massa total do aglomerado. Um pequeno raio de meia massa, em relação ao tamanho total, indica um núcleo denso. Messier 3 (M3), por exemplo, tem uma dimensão visível geral de cerca de 18 minutos de arco, mas um raio de meia massa de apenas 1,12 minutos de arco.

O raio de maré, ou esfera de Hill, é a distância do centro do aglomerado globular na qual a gravitação externa da galáxia tem mais influência sobre as estrelas do aglomerado do que o próprio aglomerado. Esta é a distância na qual as estrelas individuais pertencentes a um aglomerado podem ser separadas pela galáxia. O raio de maré de M3, por exemplo, é de cerca de quarenta minutos de arco, ou cerca de 113 pc.

Segregação de massa, luminosidade e colapso do núcleo

Na maioria dos aglomerados da Via Láctea, o brilho da superfície de um aglomerado globular em função da diminuição da distância até o núcleo primeiro aumenta e depois se nivela a uma distância tipicamente de 1 a 2 parsecs do núcleo. Cerca de 20% dos aglomerados globulares passaram por um processo denominado "colapso do núcleo". Em tal aglomerado, a luminosidade aumenta constantemente até a região do núcleo.

47 Tucanae é o segundo aglomerado globular mais luminoso da Via Láctea, após Omega Centauri.

Modelos de aglomerados globulares preveem que o colapso do núcleo ocorre quando as estrelas mais massivas em um aglomerado globular encontram suas contrapartes menos massivas. Com o tempo, processos dinâmicos fazem com que estrelas individuais migrem do centro do aglomerado para fora, resultando em uma perda líquida de energia cinética da região do núcleo e levando as estrelas remanescentes da região a ocupar um volume mais compacto. Quando ocorre essa instabilidade gravotérmica, a região central do aglomerado torna-se densamente repleta de estrelas, e o brilho da superfície do aglomerado forma uma cúspide de lei de potência. Um enorme buraco negro no núcleo também pode resultar em uma cúspide de luminosidade. Durante muito tempo, isso leva a uma concentração de estrelas massivas perto do núcleo, um fenômeno chamado segregação de massa.

O efeito de aquecimento dinâmico dos sistemas estelares binários funciona para evitar um colapso inicial do núcleo do aglomerado. Quando uma estrela passa perto de um sistema binário, a órbita do último par tende a se contrair, liberando energia. Somente após o esgotamento desse suprimento primordial de energia é que um colapso central mais profundo pode ocorrer. Em contraste, o efeito dos choques de maré quando um aglomerado globular passa repetidamente pelo plano de uma galáxia espiral tende a acelerar significativamente o colapso do núcleo.

O colapso do núcleo pode ser dividido em três fases. Durante a adolescência de um aglomerado, o colapso do núcleo começa com as estrelas mais próximas do núcleo. As interações entre sistemas estelares binários evitam colapsos adicionais à medida que o aglomerado se aproxima da meia-idade. Os binários centrais são interrompidos ou ejetados, resultando em uma concentração mais rígida no núcleo. A interação de estrelas na região do núcleo colapsado causa a formação de sistemas binários compactos. À medida que outras estrelas interagem com esses binários compactos, elas aumentam a energia no núcleo, fazendo com que o aglomerado se expanda novamente. Como o tempo médio para um colapso do núcleo é tipicamente menor que a idade da galáxia, muitos dos aglomerados globulares de uma galáxia podem ter passado por um estágio de colapso do núcleo e depois reexpandido.

O cluster Globular NGC 1854 está localizado na Grande Nuvem Magalhães.

O HST forneceu evidências observacionais convincentes desse processo de classificação de massa estelar em aglomerados globulares. Estrelas mais pesadas desaceleram e se aglomeram no núcleo do aglomerado, enquanto estrelas mais leves ganham velocidade e tendem a passar mais tempo na periferia do aglomerado. O aglomerado 47 Tucanae, composto por cerca de um milhão de estrelas, é um dos aglomerados globulares mais densos do hemisfério sul. Este aglomerado foi submetido a um intenso levantamento fotográfico que obteve velocidades precisas para quase quinze mil estrelas neste aglomerado.

As luminosidades gerais dos aglomerados globulares dentro da Via Láctea e da Galáxia de Andrômeda têm uma distribuição aproximadamente gaussiana, com uma magnitude média M_v e uma variação σ². Esta distribuição das luminosidades dos aglomerados globulares é chamada de Função de Luminosidade do Aglomerado Globular (GCLF). Para a Via Láctea, M_v = −7,29 ± 0,13, σ = 1,1 ± 0,1. O GCLF tem sido usado como uma "vela padrão" para medir a distância a outras galáxias, assumindo que os aglomerados globulares em galáxias remotas se comportam de forma semelhante aos da Via Láctea.

Simulações de N corpos

Calcular as interações gravitacionais entre as estrelas dentro de um aglomerado globular requer a solução do problema de N-corpos. O custo computacional ingênuo para uma simulação dinâmica aumenta proporcionalmente a N ² (onde N é o número de objetos), então os requisitos de computação para simular com precisão um cluster de milhares de as estrelas podem ser enormes. Um método mais eficiente de simular a dinâmica de N corpos de um aglomerado globular é feito pela subdivisão em pequenos volumes e faixas de velocidade e usando probabilidades para descrever as localizações das estrelas. Seus movimentos são descritos por meio da equação de Fokker-Planck, geralmente usando um modelo que descreve a densidade de massa em função do raio, como um modelo de Plummer. A simulação torna-se mais difícil quando os efeitos de binários e a interação com forças gravitacionais externas (como a da Via Láctea) também devem ser incluídos. Em 2010, a evolução do tempo de vida de um aglomerado globular de baixa densidade pôde ser calculada diretamente, estrela por estrela.

Simulações completas de N corpos mostraram que as estrelas podem seguir caminhos incomuns através do aglomerado, muitas vezes formando loops e caindo mais diretamente em direção ao núcleo do que uma única estrela orbitando uma massa central. Além disso, algumas estrelas ganham energia suficiente para escapar do aglomerado devido a interações gravitacionais que resultam em um aumento suficiente na velocidade. Durante longos períodos de tempo, esse processo leva à dissipação do cluster, um processo denominado evaporação. A escala de tempo típica para a evaporação de um aglomerado globular é de 10¹⁰ anos. O destino final de um aglomerado globular deve ser o acúmulo de estrelas em seu núcleo, causando sua contração constante, ou o desprendimento gradual de estrelas de suas camadas externas.

As estrelas binárias formam uma porção significativa dos sistemas estelares, com até metade de todas as estrelas de campo e de aglomerados abertos ocorrendo em sistemas binários. A fração binária atual em aglomerados globulares é difícil de medir, e qualquer informação sobre sua fração binária inicial é perdida pela evolução dinâmica subsequente. Simulações numéricas de aglomerados globulares demonstraram que os binários podem impedir e até mesmo reverter o processo de colapso do núcleo em aglomerados globulares. Quando uma estrela em um aglomerado tem um encontro gravitacional com um sistema binário, um possível resultado é que o binário se torna mais fortemente ligado e a energia cinética é adicionada à estrela solitária. Quando as estrelas massivas no aglomerado são aceleradas por esse processo, ele reduz a contração no núcleo e limita o colapso do núcleo.

Formas intermediárias

Messier 10 está a cerca de 15.000 anos-luz da Terra, na constelação de Ophiuchus.

A classificação do cluster nem sempre é definitiva; foram encontrados objetos que podem ser classificados em mais de uma categoria. Por exemplo, BH 176 na parte sul da Via Láctea tem propriedades tanto de um aglomerado aberto quanto de um aglomerado globular.

Em 2005, os astrônomos descobriram um novo, "estendido" tipo de aglomerado estelar no halo da Galáxia de Andrômeda, semelhante ao aglomerado globular. Os três aglomerados recém-descobertos têm uma contagem de estrelas semelhante aos aglomerados globulares e compartilham outras características, como populações estelares e metalicidade, mas se distinguem por seu tamanho maior - várias centenas de anos-luz de diâmetro - e densidade algumas centenas de vezes menor. Suas estrelas estão separadas por distâncias maiores; parametricamente, esses aglomerados estão em algum lugar entre um aglomerado globular e uma galáxia anã esferoidal. A formação desses aglomerados estendidos provavelmente está relacionada à acreção. Não está claro por que a Via Láctea carece de tais aglomerados; É improvável que Andrômeda seja a única galáxia com eles, mas sua presença em outras galáxias permanece desconhecida.

Encontros de maré

Quando um aglomerado globular se aproxima de uma grande massa, como a região central de uma galáxia, ele sofre uma interação de maré. A diferença na força gravitacional entre as partes mais próximas e mais distantes do aglomerado resulta em uma força de maré assimétrica. Um "choque de maré" ocorre sempre que a órbita de um aglomerado o leva através do plano de uma galáxia.

Os choques de maré podem afastar as estrelas do halo do aglomerado, deixando apenas a parte central do aglomerado; essas trilhas de estrelas podem se estender a vários graus de distância do aglomerado. Essas caudas normalmente precedem e seguem o aglomerado ao longo de sua órbita e podem acumular porções significativas da massa original do aglomerado, formando feições semelhantes a aglomerados. O aglomerado globular Palomar 5, por exemplo, está próximo do ponto apogalático de sua órbita após passar pela Via Láctea. Fluxos de estrelas se estendem em direção à frente e atrás do caminho orbital deste aglomerado, estendendo-se a distâncias de 13.000 anos-luz. As interações das marés retiraram grande parte da massa 5 de Palomar; espera-se que outras interações com o núcleo galáctico o transformem em um longo fluxo de estrelas orbitando a Via Láctea em seu halo.

A Via Láctea está em processo de remoção de estrelas e aglomerados globulares da Galáxia Anã Esferoidal de Sagitário através da Corrente de Sagitário. Até 20% dos aglomerados globulares no halo externo da Via Láctea podem ter se originado nessa galáxia. Palomar 12, por exemplo, provavelmente se originou no Anão Esferoidal de Sagitário, mas agora está associado à Via Láctea. Interações de maré como essas adicionam energia cinética a um aglomerado globular, aumentando drasticamente a taxa de evaporação e diminuindo o tamanho do aglomerado. O aumento da evaporação acelera o processo de colapso do núcleo.

Planetas

Os astrônomos estão procurando por exoplanetas de estrelas em aglomerados estelares globulares. Uma busca em 2000 por planetas gigantes no aglomerado globular 47 Tucanae resultou negativa, sugerindo que a abundância de elementos mais pesados – baixos em aglomerados globulares – necessários para construir esses planetas podem precisar ser pelo menos 40% da abundância do Sol. Como os planetas terrestres são construídos a partir de elementos mais pesados, como silício, ferro e magnésio, as estrelas membros têm uma probabilidade muito menor de hospedar planetas com massa terrestre do que estrelas na vizinhança solar. Portanto, é improvável que os aglomerados globulares hospedem planetas terrestres habitáveis.

Um planeta gigante foi encontrado no aglomerado globular Messier 4, orbitando um pulsar no sistema estelar binário PSR B1620-26. A órbita excêntrica e altamente inclinada do planeta sugere que ele pode ter se formado em torno de outra estrela no aglomerado, depois "trocado" em seu arranjo atual. A probabilidade de encontros próximos entre estrelas em um aglomerado globular pode perturbar os sistemas planetários; alguns planetas se libertam para se tornar planetas desonestos, orbitando a galáxia. Os planetas que orbitam perto de sua estrela podem ser interrompidos, levando potencialmente à decadência orbital e a um aumento na excentricidade orbital e nos efeitos das marés.