Збиено ѕвездено јато

thumb|right|300px|Messier 80 збиено ѕвездено јато во соѕвездието Скорпија на растојание од 30.000 сг. од Земјата стотици илијади ѕвезди.

Збиено ѕвездено јато — топчест збир од ѕвезди кои кружат околу галактичкото јадро како сателит. Збиените јата се мошне цврсто сврзани од гравитацијата, која и всушност им го дава нивниот топчест облик и релативно големите густини на ѕвезди во нивното средиште.

Збиените ѕвездени јата кои можат да се најдат во ореолот на галаксијата, содржат многу ѕвезди и се мошне постари од помалку густите расеаните ѕвездени јата, кои можат да се најдат на дискот. Збиените ѕвездени јата се доста чести, до денес се познати над 150 до 158 збиени јата во Млечниот Пат, и можно е да има уште 10 до 20 кои сè уште не се забележани. Поголемите галаксии можно е да имаат повеќе ѕвездени јата (на пример, Андромеда можно е да има и до 500 ѕвездени јата). Некои џиновски елиптични галаксии, особено оние од средиштето на галактичките јата, како што е M87, имаат и до 13.000 збиени ѕвездени јата. Овие јата кружат околу галаксијата на големи полупречници, 40 килопасеци (приближно 131.000 сг.) или повеќе.

Секоја галаксија која има доволно маса во Месната Група има придружна група од збиени ѕвездени јата, и скоро секоја галаксија која е истражувана забележано е дека поседува збиени ѕвездени јата. Џуџестата елиптична галаксија Стрелец и оспорената џуџеста галаксија Големо Куче се во процес на оддаање на сопствените збиени ѕвездени јата (како што е Паломар 12) на Млечниот Пат. Ова укажува на тоа дека можно е повеќето од збиените ѕвездени јата се прибавени на ваков начин во минатото.

Иако наликува дека збиените ѕвездени јата содржат некои од првите кои се создадени во галаксијата, нивното потекло и нивната улога во галактичкиот развој се сеште нејасни. И навистина збиените ѕвездени јата се поинакви од џуџестите елиптични галаксии и биле создадени како дел од самата галаксија отколку како посебна галаксија. Но, скорешните размислувања на астрономите наведуваат дека збиените ѕвездени јата и џуџестите топчести галаксии не се посебни и различни видови на објекти.

Историја на набљудување

+ Првични откритија на збиени јатаИме на јатотоЗабележано одГодинаM22Јохан Абрахам Иле1665ω CenЕдмонд Халеј1677M5Готфрид Кирх1702M13Едмонд Халеј1714M71Жан Филип де Шезо1745M4Жан Филип де Шезо1746M15Џовани Доменико Маралди1746M2Џовани Доменико Маралди1746

Првото збиено јато кое било забележано е M22 во 1665 година од страна на Јохан Брахам Иле, германск и аматерски астроном. Но, поради малите отвори на првите телескопи, одделните ѕвезди во јатото не можеле да се забележат сè додека Шарл Месје не го набљудувал M4. Првите осум збиени јата се прикажани во табелата. Последователно, Никола Луј де Лакај ќе ги вброи и 47 Тукан, NGC 4833, M55, M69 и NGC 6397 во неговиот каталог од 1751-52 година. Буквата М пред бројот се однесува на ознаката во каталогот на Шарл Месје, додека пак NGC е ознака за Новиот општ каталог од Јохан Лудвиг Емил Дрејер.

Вилијам Хершел започнал програма за извидување во 1782 година користејќи поголеми телескопи и можел одделно да ги забележат сите ѕвезди во 33-те тогаш познати збиени јата. Како дополнение тој пронашол уште 37 нови јата. Во каталогот за далечни објекти од 1789 година тој започнал да го користи името збиени јата за да ги опише овие објекти.

Бријот на новооткриени јата продолжил да се зголемува, достигнувајќи 93 ви 1930 година и 97 во 1947 година. Досега се откриени околу 152 збиени јата во Млечниот Пат, од претпоставените 180 ± 20. Овие дополнителни неоткриени јата се верува дека се затскриени зад гасот и прашината на Млечниот Пат.

На почетокот во 1914 година, Харлоу Шепли започнал серија на проучувања на збиените јата, и објавил преку 40 трудови. Тој ги разгледал и променливите RR Лира во јатата (за кој претпоставил дека се кефеиди) и истите ги искористил за да ги пресмета растојанијата до јатата. Подоцна, се утврдило дека променливите од типот RR Лира се многу послаби од кефеидите, поради што Шепли направил превид во пресметките на растојанијата.

Од збиените јата во нашиот Млечен Пат, повеќето се наоѓаат во близина на галактичкото јадро, и поголемиот дел лежат во близина на страната на небесата сосредоточено во јадрото. Во 1918 г., оваа изразита асиметрична распределба била употребена од Шепли за да се определат димензиите на галаксијата. Претпоставујаки дека се работи за топчеста распределба на јатата околу галактичкото јадро, тој ги искористил местоположбите на јатата за да ја пресмета положбата на Сонцето во однос на галактичкото јадро. Иако неговата пресметка за растојанието содржела огромна грешка, сепак покажал дека димензиите бна галаксијата се многу поголеми од оние за кои претходно се знаело. Неговата грешка била поради правот во Млечниот Пат го намалувал количеството на светлина која пристигнувала од јатото до планетата Земја, па затоа истите како да биле на поголеми растојанија. Шеплиевата проценка, сепак била во истиот ред на величина како и денес прифатената вредност.

Шеплиевите мерења исто така покажале дека Сонцето било релативно далеку од центарот на галаксијата, нешто што претходно било непознато поради рамномерната распределба на ѕвездите. Во реалноста, обичните ѕвезди се распределени на галактичкиот диск и најчесто се прикриени од гасот и правта, додека пак збиените јата се на поголеми растојанија и надвор од галактичкиот диск.

Класификација на јатата

Шепли бил потпомогната во своите истржувања од страна на Хенриета Хил Своп и Хелен Сојер Хог. Во 1927-29 година, Шепли и Сојер започнале да ги категоризираат јатата според степенот на концентрација кој јатото го поседува во јадрото. Најзбиените биле означени како класа I, па сè до концентрациони класи XII. Оваа класификација станала позната под името Шепли–Сојерова концентрациона класа. (Понекогаш се запишува и како [Класа 1–12] наместо да се користат Римски броеви.)

Создавање

Во моментот, создавањето на збиените јата е слабо разбрана појава, и нејасно дали ѕвездите во збиените јата се создадени во една генерација или пак се настанати во повеќе генерации во текот на неколку стотици милиони години. Во многу од збиените јата повеќето од ѕвездите се во ист степен на ѕвезден развој, што наведува дека истите се создадени во еден временски период. Но, историјата на создавањето на ѕвездите се менува од јато до јато. Пример за ова се збиените јата во Големиот Магеланов Облак ки имаат двогенерациска населоност со ѕвезди. За време на својата младост, овие јата од Големиот Магеланов Облак можно е да поминале низ џиновските молекуларни облаци кои биле причина за создавање на втората генерација на ѕвезди. Овој период на создавање на ѕвездите е мошне краток, во споредба со староста на многу од збиените јата. Исто така предложено е дека причината за повеќето генерации е бурното потекло. На приер, во галаксијата Антена можно е дда с забележат јата на јата, цли подрачја со јата кои се простираат на илијадници цг. и исите се судираат и спојуваат. Многу од нив имаат различни старости, а со та и можна металичост, и нивното спојјување можно е да е причина за повеќе генерации на ѕвезди да се присутни во едно збиено јато.

Набљудуњата на збиените јата покажале дека овие ѕвездени облици настануваат во подрачја каде има обемнос создавање на ѕвезди, и каде меѓуѕвездената средина има поголема густина отколку во подрачјата со нормално ѕвездено создавање. Збиените ѕвездени јата преовладуваат во ѕвездородните области и во заемоделовачките галаксии. Истражувањата покажуваат поврзаност меѓу масата на средишната супермасивна црна дупка и бројноста на збиените ѕвездени јата од елиптичните и леќестите галаксии. Масите на супермасивните црни дупки во вакви галаксии се со маса иста на збирот на масите на збиените ѕвездени јата во галаксијата.

Ниедно збиено јато до сега пронајдено нема активно создавање на ѕвезди, што е во согласност со тврдењето дека збиените јата се најстарите објекти во галаксијата, и се првите збирови ѕвезди кои биле создадени. Многу големи области на ѕвездено создавање се познати како ѕвездени суперјата, како што е Вестерлунд 1 во Млечниот Пат, кои се пртходниците на збените ѕвездени јата.

Состав

Збиените јата најчесто се составени од стотици или илијадници слабо металични стари ѕвезди. Типот на ѕвезди кои можат да се сретнат во се слични со оние во испакнатоста во спиралната галаксија но во област со зафатнина од неколку милиони кубни парсеци. Во истите нема гас и прав и се верува дека целиот гас и рав одамна се претворил во ѕвезди.

Збиените јата можат да содржат висока густина на ѕвезди, в просек околу 0,4 ѕвезди на кубен парсек, зголемувајќи се на 100 или 1000 на кубен парсек во центарот на јатото. Вообичаеното растојание меѓу ѕвездите во збиените јата е околу 1 сг.,University of Durham - Department of Physics - The Hertzsprung-Russell Diagram of a Globular Cluster но во јадрото, раздвојувањето е со споредлива големина на Сончевиот Систем (100 до 1000 поблиску отколку што се ѕвездите во близина на Сончевиот Систем).ESO - eso0107 - Ashes from the Elder Brethren

Но, се смета дека не се погодни за поддржување и опстанок на планетарни системи. Планетарните орбити се нестабилни во јадрата на густите јата поради гравитациските нарушувања од соседните ѕвезди. Планета која орбитира на 1 ае. околу ѕвезда која се наоѓа во јатото 47 Тукан ќе опстои само околу 108 години. Постои планетарен систем кој кружи околу пулсарот (PSR B1620−26) кој припаѓа на збиеното јато M4, но овие планети се создадени по создавањето на пулсарот.

Некои збиени јата, како Омега Кенатур во нашиот Млечен Пат и G1 во M31, се невообичаено масивни, со неколку милиони сончеви маси и многугенерациски ѕвезди. И двете можат да се сметаат за доказ дека супермасивните збиени јата се всушност јадрата на џуџести галаксии кои се проголтани од поголемите галаксии. Околу четвртина од ѕвездите во јатото во Млечниот Пат се забрзани по должина на џуџестата галаксија.

Неколку збиени јата (како M15) имаат масивни јадра кои всушност можно е да содржат црни дупки, иако симулациите дека попомала црна дупка или средишна концентрација на неутронски ѕвезди или масивни бели џуџиња можат да ја објаснат големата маса во центарот забележана од набљудувањата.

Металичност

Збиените јата вообичаено се состојат од II генерација на ѕвезди, кои имаат низок однос на елементи покрај водород и хелиум, во споредба со ѕвездите од I генерација на ѕвезди ѕвезди како што е Сонцето. Астрономите овие потешки елементи ги нарекуваат метали и односто на овие метали се нарекува металичност. Овие елементи се добиени преку ѕвезденото јадрено спојување и истите се преискористени во меѓуѕвездената средина, каде тие влегуваат во наредната генерација на ѕвезди. Оттука односто на метали може да биде показател за староста на ѕвездата, со што постарите ѕвезди имаа пониска металичност.

Холандскиот астроном Питер Остерхоф забележал дека има два вида на населености во збиените јата, кои денес се познати како Остерхофови групи. Втората група има слабо подолг период на променлива од RR Лира. Двете групи имаат слаби спектрални линии на метали. Но линиите на ѕвездите во Остерхофовиот тип I (OoI) јато не се толку слаби како кај оние од тип (OoII). Па затоа типот I се нарекуваат уште и јата богати со метали на пример како Терзан 7) додека пак типот II се ѕвезди во кои нема метали на пример јатотп ESO 280-SC06).

Овие две населености се набљудувани во многу галаксии, особено се присутни кај масивните елиптични галаксии. Двете групи се подеднакво стари колку и самиот универзум или пак имаат вредност блиска до онаа на универзумот, но се разликуваат според својата металичност. Многу сценарија се обидуваат да објаснат овие субнаселености, вклучувајќи ги тука и богатите со гасови спојувања на галаксии, забрзувањето на џуџестите галаксии, и многукратните фази на создавањето на ѕвездите во една галаксија. Во нашиот Млечен Пат, јатата со мала металичност се поврзуваат со ореолот, додека пак оние со голема металичност се поврзуваат со галактичката испакнатост.