গ্লোবিউলার ক্লাস্টার

From LTRC
গ্লোবিউলার ক্লাস্টার
thing তারামণ্ডলী
qid Q11276
commonscat Globular Clusters
discover আব্রাহাম ইলে, ১৬৬৫
mass ১হাজার - >১মিলিয়ন [1]
density ~২টি তারা/ঘন আলোকবর্ষ [1]
size ১০-৩০০ আলোকবর্ষ ব্যাস[1]
luminosity ~২৫,০০০ [1]

একটি গ্লোবিউলার ক্লাস্টার হলো মহাকর্ষ দ্বারা আবদ্ধ তারাদের একটি গোলকীয় সমষ্টি, যার কেন্দ্রে তারার ঘনত্ব অনেক বেশি থাকে। এতে কয়েক হাজার থেকে শুরু করে কয়েক মিলিয়ন পর্যন্ত সদস্য তারা থাকতে পারে,[2] যারা সবাই একটি স্থিতিশীল ও ঘন বিন্যাসে আবর্তন করে। এটি ওপেন ক্লাস্টার বা মুক্ত তারামণ্ডলীর বিপরীত, যেখানে তারাগুলো খুব শিথিলভাবে আবদ্ধ থাকে এবং সহজেই বিচ্ছিন্ন হয়ে যায়। গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো দেখতে বামন উপবৃত্তাকার ছায়াপথের মতো এবং যদিও দীর্ঘকাল ধরে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোকে দুটির মধ্যে অধিক উজ্জ্বল বলে মনে করা হতো, একবিংশ শতাব্দীর শুরুর দিকে কিছু ব্যতিক্রমী আবিষ্কারের ফলে এই দুটির মধ্যে পার্থক্য অস্পষ্ট হয়ে পড়েছে।[3] এদের নাম এসেছে ল্যাটিন শব্দ globulus (ছোট গোলক) থেকে। গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোকে মাঝে মাঝে সংক্ষেপে "গ্লোবিউলার" বলা হয়।

যদিও একটি গ্লোবিউলার ক্লাস্টার, ওমেগা সেন্টাউরি, প্রাচীনকালে পর্যবেক্ষণ করা হয়েছিল এবং দীর্ঘকাল ধরে এটিকে একটি তারা বলে মনে করা হতো, তবে ১৭শ শতাব্দীতে টেলিস্কোপের উদ্ভাবনের মাধ্যমেই এই ক্লাস্টারগুলোর প্রকৃত প্রকৃতি সম্পর্কে ধারণা পাওয়া যায়। প্রাথমিক টেলিস্কোপিক পর্যবেক্ষণে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোকে অস্পষ্ট পিণ্ড হিসেবে দেখা যেত, যার ফলে ফরাসি জ্যোতির্বিজ্ঞানী চার্লস মেসিয়ে সেগুলোকে তার জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক বস্তুর তালিকায় অন্তর্ভুক্ত করেছিলেন, কারণ তিনি মনে করেছিলেন এগুলো ধূমকেতু হতে পারে। ১৮শ শতাব্দীর জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা আরও শক্তিশালী টেলিস্কোপ ব্যবহার করে বুঝতে পারেন যে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো আসলে অনেকগুলো স্বতন্ত্র তারার সমষ্টি। বিংশ শতাব্দীর শুরুর দিকে আকাশে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোর বিন্যাসই ছিল প্রথম প্রমাণ যে সূর্য আকাশগঙ্গা ছায়াপথের কেন্দ্র থেকে অনেক দূরে অবস্থিত।

প্রায় সব ছায়াপথেই গ্লোবিউলার ক্লাস্টার পাওয়া যায়। আকাশগঙ্গার মতো সর্পিল ছায়াপথগুলোতে এগুলো মূলত ছায়াপথের বাইরের গোলকীয় অংশে, অর্থাৎ গ্যালাকটিক হ্যালো-তে পাওয়া যায়। এগুলো হলো বৃহত্তম এবং সবচেয়ে ভরযুক্ত তারামণ্ডলী, যা ওপেন ক্লাস্টারের তুলনায় সাধারণত প্রাচীনতর, ঘন এবং এদের মধ্যে ভারী মৌলের প্রাচুর্য কম থাকে; ওপেন ক্লাস্টারগুলো সাধারণত সর্পিল ছায়াপথের ডিস্কে পাওয়া যায়। আকাশগঙ্গায় ১৫০টিরও বেশি পরিচিত গ্লোবিউলার ক্লাস্টার রয়েছে এবং আরও থাকতে পারে।

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের উৎপত্তি এবং ছায়াপথের বিবর্তনে এদের ভূমিকা অস্পষ্ট। এদের মধ্যে কিছু ছায়াপথ এমনকি মহাবিশ্বের প্রাচীনতম বস্তুগুলোর অন্তর্ভুক্ত, যা মহাবিশ্বের বয়সের অনুমানকে সীমাবদ্ধ করে। আগে মনে করা হতো যে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো এমন সব তারা নিয়ে গঠিত যা একটি তারা গঠনকারী নীহারিকা থেকে একই সময়ে তৈরি হয়েছিল, কিন্তু প্রায় সব গ্লোবিউলার ক্লাস্টারে এমন তারা রয়েছে যা ভিন্ন ভিন্ন সময়ে গঠিত হয়েছে বা যাদের গঠন ভিন্ন। কিছু ক্লাস্টারে একাধিকবার তারা গঠনের ঘটনা ঘটে থাকতে পারে এবং কিছু ক্লাস্টার বড় ছায়াপথ দ্বারা শোষিত ছোট ছায়াপথের অবশিষ্টাংশ হতে পারে।

পর্যবেক্ষণের ইতিহাস

প্রথম পরিচিত গ্লোবিউলার ক্লাস্টার, যা এখন M22 নামে পরিচিত, ১৬৬৫ সালে জার্মান অপেশাদার জ্যোতির্বিজ্ঞানী আব্রাহাম ইলে আবিষ্কার করেন।[4][5][6] ওমেগা সেন্টাউরি ক্লাস্টারটি, যা দক্ষিণ আকাশে খালি চোখে সহজেই দেখা যায়, প্রাচীন জ্যোতির্বিজ্ঞানী টলেমি-র কাছে একটি তারা হিসেবে পরিচিত ছিল, কিন্তু ১৬৭৭ সালে এডমন্ড হ্যালি এটিকে নীহারিকা হিসেবে পুনঃশ্রেণীবদ্ধ করেন,[7] এবং অবশেষে ১৯শ শতাব্দীর শুরুর দিকে জন হার্শেল এটিকে গ্লোবিউলার ক্লাস্টার হিসেবে চিহ্নিত করেন।[8][9][10] ফরাসি জ্যোতির্বিজ্ঞানী অ্যাবে লাকাই তার ১৭৫১–১৭৫২ সালের ক্যাটালগে NGC 104, NGC 4833, M55, M69 এবং NGC 6397 অন্তর্ভুক্ত করেছিলেন।[lower-alpha 1] প্রাথমিক টেলিস্কোপের নিম্ন রেজোলিউশনের কারণে ১৭৬৪ সালে চার্লস মেসিয়ে M4 পর্যবেক্ষণ করার আগ পর্যন্ত ক্লাস্টারের স্বতন্ত্র তারাগুলোকে দৃশ্যত আলাদা করা সম্ভব হয়নি।[11]Cite error: Closing </ref> missing for <ref> tag[12]

প্রাথমিক গ্লোবিউলার ক্লাস্টার আবিষ্কার
ক্লাস্টারের নাম আবিষ্কারক বছর
M 22[5] আব্রাহাম ইলে ১৬৬৫
ω Cen[note 1][13] এডমন্ড হ্যালি ১৬৭৭
M 5[14]ama[15] গটফ্রিড কার্চ ১৭০২
M 13[14]ama এডমন্ড হ্যালি ১৭১৪
M 71[16] ফিলিপ লয়েস দ্য চেসো ১৭৪৫
M 4[16] ফিলিপ লয়েস দ্য চেসো ১৭৪৬
M 15[17] জঁ-ডমিনিক মারালদি ১৭৪৬
M 2[17] জঁ-ডমিনিক মারালদি ১৭৪৬

১৭৮২ সালে উইলিয়াম হার্শেল যখন বড় টেলিস্কোপ ব্যবহার করে আকাশের ব্যাপক জরিপ শুরু করেন, তখন ৩৪টি গ্লোবিউলার ক্লাস্টার পরিচিত ছিল। হার্শেল আরও ৩৬টি আবিষ্কার করেন এবং তিনিই প্রথম কার্যত সেগুলোর সবগুলোকে তারায় বিভক্ত করতে সক্ষম হন। তিনি তার ক্যাটালগ অফ আ সেকেন্ড থাউজেন্ড নিউ নেবুলে অ্যান্ড ক্লাস্টারস অফ স্টারস (১৭৮৯) গ্রন্থে গ্লোবিউলার ক্লাস্টার শব্দটি প্রবর্তন করেন।[18]Cite error: Closing </ref> missing for <ref> tag[19] ১৯১৪ সালে হারলো শ্যাপলি গ্লোবিউলার ক্লাস্টার নিয়ে গবেষণার একটি সিরিজ শুরু করেন, যা প্রায় চল্লিশটি বৈজ্ঞানিক গবেষণাপত্রে প্রকাশিত হয়। তিনি ক্লাস্টারগুলোর RR লাইরি ভেরিয়েবল (যাদের তিনি সেফাইড ভেরিয়েবল বলে ধরে নিয়েছিলেন) পরীক্ষা করেন এবং তাদের উজ্জ্বলতা ও পরিবর্তনশীলতার পর্যায়কাল ব্যবহার করে ক্লাস্টারগুলোর দূরত্ব নির্ণয় করেন। পরবর্তীতে দেখা যায় যে RR লাইরি ভেরিয়েবলগুলো সেফাইড ভেরিয়েবলের চেয়ে কম উজ্জ্বল, যার ফলে শ্যাপলি দূরত্বকে অতিরিক্ত অনুমান করেছিলেন।[20]

আকাশগঙ্গার গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোর একটি বিশাল অংশ গ্যালাকটিক কোরের চারপাশের হ্যালোতে পাওয়া যায়। ১৯১৮ সালে শ্যাপলি এই অত্যন্ত অপ্রতিসম বিন্যাস ব্যবহার করে ছায়াপথের সামগ্রিক মাত্রা নির্ধারণ করেন। ছায়াপথের কেন্দ্রের চারপাশে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোর মোটামুটি গোলকীয় বিন্যাস ধরে নিয়ে, তিনি ক্লাস্টারগুলোর অবস্থান ব্যবহার করে গ্যালাকটিক কেন্দ্রের সাপেক্ষে সূর্যের অবস্থান অনুমান করেন।[21] তিনি সঠিকভাবে সিদ্ধান্তে পৌঁছান যে আকাশগঙ্গার কেন্দ্র ধনু রাশিতে অবস্থিত, পৃথিবীর কাছাকাছি নয়। তিনি দূরত্বকে অতিরিক্ত অনুমান করেছিলেন, যেখানে সাধারণ গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের দূরত্ব 10-30 পেয়েছিলেন;[22] গ্যালাকটিক কেন্দ্রের আধুনিক দূরত্ব প্রায় 8.5 kpc।[note 2][23][24][25] শ্যাপলির পরিমাপ নির্দেশ করে যে সূর্য ছায়াপথের কেন্দ্র থেকে তুলনামূলকভাবে দূরে, যা সাধারণ তারার পর্যবেক্ষণকৃত সুষম বিন্যাস থেকে অনুমান করা ধারণার বিপরীত। বাস্তবে অধিকাংশ সাধারণ তারা ছায়াপথের ডিস্কের মধ্যে থাকে এবং তাই ডিস্কের গ্যাস ও ধূলিকণা দ্বারা অস্পষ্ট থাকে, যেখানে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো ডিস্কের বাইরে থাকে এবং অনেক বেশি দূরত্ব থেকে দেখা যায়।[20][26]

আকাশগঙ্গায় পরিচিত গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের সংখ্যা ক্রমাগত বৃদ্ধি পেয়েছে, যা ১৯১৫ সালে ৮৩টি, ১৯৩০ সালে ৯৩টি, ১৯৪৭ সালে ৯৭টি[19] এবং ২০১০ সালে ১৫৭টিতে পৌঁছেছে।[27][28] ইউরোপীয় সাউদার্ন অবজারভেটরি অনুসারে, ২০১০ সালের শেষ নাগাদ আকাশগঙ্গায় পরিচিত গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের সংখ্যা ১৫৮টিতে পৌঁছেছিল, এরপর ESO-এর ভিস্তা (VISTA) ইনফ্রারেড জরিপের মাধ্যমে দুটি নতুন গ্লোবিউলার ক্লাস্টার আবিষ্কৃত হয়, যা মোট পরিচিত গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের সংখ্যা ১৬০টিতে উন্নীত করে।[29] ২০১১ সালে ভিস্তা দ্বারা আবিষ্কৃত দুটি ক্লাস্টারের নাম হলো VVV CL001 এবং VVV CL002।[30][31]

আরও অনেক অনাবিষ্কৃত গ্লোবিউলার ক্লাস্টার গ্যালাকটিক বাল্জে[32] রয়েছে অথবা আকাশগঙ্গার গ্যাস ও ধূলিকণার আড়ালে লুকিয়ে আছে বলে ধারণা করা হয়।[33] উদাহরণস্বরূপ, অধিকাংশ পালোমার গ্লোবিউলার ক্লাস্টার ১৯৫০-এর দশকে আবিষ্কৃত হয়েছে, যার মধ্যে কিছু তুলনামূলকভাবে কাছে অবস্থিত কিন্তু ধূলিকণা দ্বারা অস্পষ্ট, আবার অন্যগুলো আকাশগঙ্গার হ্যালোর অনেক দূরবর্তী প্রান্তে অবস্থিত। অ্যান্ড্রোমিডা ছায়াপথ, যা আকাশগঙ্গার আকারের সমান, তাতে ৫০০টি পর্যন্ত গ্লোবিউলার ক্লাস্টার থাকতে পারে।[34] স্থানীয় গোষ্ঠীর পর্যাপ্ত ভরের প্রতিটি ছায়াপথের সাথে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের একটি সিস্টেম যুক্ত থাকে, যেমনটি জরিপ করা প্রায় প্রতিটি বড় ছায়াপথের ক্ষেত্রে দেখা যায়।[35] কিছু বিশাল উপবৃত্তাকার ছায়াপথ (বিশেষ করে যেগুলো ছায়াপথ গুচ্ছের কেন্দ্রে অবস্থিত), যেমন M87,-এ ১৩,০০০টি পর্যন্ত গ্লোবিউলার ক্লাস্টার রয়েছে।[36]

শ্রেণীবিন্যাস

মূল নিবন্ধ: Shapley–Sawyer Concentration Class

শ্যাপলি পরবর্তীতে তার ক্লাস্টার গবেষণায় হেনরিয়েটা সোয়াপ এবং হেলেন সয়ার হগ-এর সহায়তা পান। ১৯২৭–১৯২৯ সালে, শ্যাপলি এবং সয়ার প্রতিটি কেন্দ্রের দিকে তারার ঘনত্বের মাত্রার ভিত্তিতে ক্লাস্টারগুলোকে শ্রেণীবদ্ধ করেন। তাদের সিস্টেম, যা শ্যাপলি–সয়ার কনসেন্ট্রেশন ক্লাস নামে পরিচিত, সবচেয়ে ঘন ক্লাস্টারগুলোকে ক্লাস I এবং সবচেয়ে বিক্ষিপ্তগুলোকে ক্লাস XII হিসেবে চিহ্নিত করে।[lower-alpha 2][37] ২০১৫ সালে পন্টিফিক্যাল ক্যাথলিক ইউনিভার্সিটি অফ চিলি-এর জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পর্যবেক্ষণমূলক তথ্যের ভিত্তিতে একটি নতুন ধরনের গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের প্রস্তাব করেন: ডার্ক গ্লোবিউলার ক্লাস্টার।[38]

গঠন

[39]

গ্লোবিউলার ক্লাস্টার বা গোলকাকার তারামণ্ডলীর গঠন প্রক্রিয়া খুব একটা ভালোভাবে বোঝা যায়নি।[40] প্রথাগতভাবে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোকে একটি একক জায়ান্ট মলিকুলার ক্লাউড (বিশাল আণবিক মেঘ) থেকে গঠিত সাধারণ নক্ষত্রপুঞ্জ হিসেবে বর্ণনা করা হতো, যার ফলে এদের বয়স এবং ধাতবতা (গঠনে ভারী মৌলের অনুপাত) মোটামুটি অভিন্ন থাকে। আধুনিক পর্যবেক্ষণগুলো দেখায় যে, প্রায় সব গ্লোবিউলার ক্লাস্টারেই একাধিক নক্ষত্রপুঞ্জ বিদ্যমান;[41] উদাহরণস্বরূপ, লার্জ ম্যাগেলানিক ক্লাউড (LMC)-এর গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোতে দ্বিমুখী (bimodal) নক্ষত্রপুঞ্জ দেখা যায়। তাদের শৈশবে, এই LMC ক্লাস্টারগুলো সম্ভবত এমন বিশাল আণবিক মেঘের মুখোমুখি হয়েছিল যা দ্বিতীয় দফায় নক্ষত্র গঠনের প্রক্রিয়াকে ত্বরান্বিত করেছিল।[42] অনেক গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের বয়সের তুলনায় এই নক্ষত্র গঠনের সময়কাল তুলনামূলকভাবে সংক্ষিপ্ত।[43] ধারণা করা হয় যে, নক্ষত্রপুঞ্জের এই বহুত্ববাদের পেছনে গতিশীল কোনো কারণ থাকতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, অ্যান্টেনা গ্যালাক্সি-তে হাবল স্পেস টেলিস্কোপ ক্লাস্টারের ক্লাস্টার বা গুচ্ছ পর্যবেক্ষণ করেছে—গ্যালাক্সির এমন অঞ্চল যা শত শত পারসেক জুড়ে বিস্তৃত, যেখানে অনেক ক্লাস্টার শেষ পর্যন্ত একে অপরের সাথে সংঘর্ষে লিপ্ত হবে এবং মিশে যাবে। তাদের বয়স এবং (সম্ভবত) ধাতবতার সামগ্রিক পরিসীমা ক্লাস্টারগুলোতে নক্ষত্রপুঞ্জের দ্বিমুখী বা এমনকি বহুমুখী বিন্যাস তৈরি করতে পারে।[44] [45]

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোর পর্যবেক্ষণ থেকে দেখা যায় যে, এদের নক্ষত্রগুলো মূলত সাধারণ নক্ষত্র গঠনকারী অঞ্চলের তুলনায় অধিক কার্যকর নক্ষত্র গঠনকারী অঞ্চল থেকে আসে, যেখানে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের ঘনত্ব বেশি থাকে। গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের গঠন স্টারবার্স্ট অঞ্চল এবং পারস্পরিক ক্রিয়াশীল গ্যালাক্সিগুলোতে বেশি দেখা যায়।[46] কিছু গ্লোবিউলার ক্লাস্টার সম্ভবত বামন গ্যালাক্সিতে গঠিত হয়েছিল এবং জোয়ার-ভাটার বলের (tidal forces) কারণে সেখান থেকে বিচ্ছিন্ন হয়ে মিল্কিওয়েতে যুক্ত হয়েছে।[47] উপবৃত্তাকার এবং লেন্টিকুলার গ্যালাক্সিগুলোতে তাদের কেন্দ্রে থাকা সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল (SMBH)-এর ভরের সাথে তাদের গ্লোবিউলার ক্লাস্টার সিস্টেমের বিস্তৃতির একটি সম্পর্ক রয়েছে। এই ধরনের গ্যালাক্সিতে SMBH-এর ভর প্রায়শই গ্যালাক্সির গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোর সম্মিলিত ভরের কাছাকাছি হয়।[48]

জানা মতে, কোনো গ্লোবিউলার ক্লাস্টারেই সক্রিয় নক্ষত্র গঠন প্রক্রিয়া দেখা যায় না, যা এই অনুমানের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ যে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো সাধারণত তাদের গ্যালাক্সির প্রাচীনতম বস্তু এবং এগুলোই প্রথম গঠিত নক্ষত্রপুঞ্জগুলোর মধ্যে অন্যতম। সুপার স্টার ক্লাস্টার হিসেবে পরিচিত নক্ষত্র গঠনের খুব বড় অঞ্চলগুলো, যেমন মিল্কিওয়ের ওয়েস্টারলান্ড ১, গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের পূর্বসূরি হতে পারে।[49]

মিল্কিওয়ের অনেক গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের একটি রেট্রোগ্রেড অরবিট বা বিপরীতমুখী কক্ষপথ রয়েছে (অর্থাৎ, গ্যালাক্সি যে দিকে ঘুরছে তার উল্টো দিকে তারা গ্যালাক্সিকে প্রদক্ষিণ করে),[50] যার মধ্যে সবচেয়ে বিশাল ওমেগা সেন্টাউরিও অন্তর্ভুক্ত। এর বিপরীতমুখী কক্ষপথ ইঙ্গিত দেয় যে এটি সম্ভবত মিল্কিওয়ে কর্তৃক গৃহীত একটি বামন গ্যালাক্সির অবশিষ্টাংশ।[51][52]

গঠন

[53]

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো সাধারণত কয়েক লক্ষ স্বল্প-ধাতব, প্রাচীন নক্ষত্র দিয়ে গঠিত। একটি গ্লোবিউলার ক্লাস্টারে পাওয়া নক্ষত্রগুলো স্পাইরাল গ্যালাক্সির বাল্জে থাকা নক্ষত্রগুলোর মতোই, তবে এগুলো একটি স্ফেরয়েড বা গোলকাকার অঞ্চলে সীমাবদ্ধ, যেখানে আলোর অর্ধেক মাত্র কয়েক থেকে কয়েক দশ পারসেক ব্যাসার্ধের মধ্যে নির্গত হয়।[40] এগুলোতে কোনো গ্যাস বা ধূলিকণা নেই,[54] এবং ধারণা করা হয় যে, সমস্ত গ্যাস এবং ধূলিকণা অনেক আগেই নক্ষত্রে পরিণত হয়েছে অথবা প্রথম প্রজন্মের বিশাল নক্ষত্রগুলোর দ্বারা ক্লাস্টার থেকে বাইরে নিক্ষিপ্ত হয়েছে।[40]

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোতে নক্ষত্রের ঘনত্ব খুব বেশি হতে পারে; গড়ে প্রতি ঘন পারসেকে প্রায় ০.৪টি নক্ষত্র থাকে, যা ক্লাস্টারের কেন্দ্রে ১০০ বা ১০০০ নক্ষত্র/পিসি3 পর্যন্ত বৃদ্ধি পায়।[55] তুলনায়, সূর্যের চারপাশে নক্ষত্রের ঘনত্ব প্রায় ০.১ নক্ষত্র/পিসি3।[56] একটি গ্লোবিউলার ক্লাস্টারে নক্ষত্রগুলোর মধ্যে সাধারণ দূরত্ব প্রায় এক আলোকবর্ষ,[57] কিন্তু এর কেন্দ্রে নক্ষত্রগুলোর মধ্যে ব্যবধান গড়ে প্রায় এক-তৃতীয়াংশ আলোকবর্ষ—যা সূর্যের নিকটতম প্রতিবেশী প্রক্সিমা সেন্টাউরি থেকে সূর্যের দূরত্বের চেয়ে তেরো গুণ কম।[58]

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোকে গ্রহীয় সিস্টেমের জন্য প্রতিকূল স্থান বলে মনে করা হয়। ঘন ক্লাস্টারের কেন্দ্রে নক্ষত্রগুলোর মহাকর্ষীয় অস্থিরতার কারণে গ্রহের কক্ষপথগুলো গতিশীলভাবে অস্থিতিশীল হয়ে পড়ে। একটি ঘন ক্লাস্টারের (যেমন ৪৭ টুকানে) কেন্দ্রে থাকা নক্ষত্রকে কেন্দ্র করে এক অ্যাস্ট্রোনমিক্যাল ইউনিট দূরত্বে আবর্তনরত একটি গ্রহ মাত্র দশ কোটি বছর টিকে থাকতে পারে।[59] একটি পালসার (পিএসআর বি১৬২০−২৬)-কে কেন্দ্র করে একটি গ্রহীয় সিস্টেম রয়েছে যা এম৪ গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের অন্তর্ভুক্ত, তবে এই গ্রহগুলো সম্ভবত পালসার তৈরির ঘটনার পরেই গঠিত হয়েছিল।[60]

কিছু গ্লোবিউলার ক্লাস্টার, যেমন মিল্কিওয়ের ওমেগা সেন্টাউরি এবং অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির মায়াল ২, অসাধারণভাবে বিশাল, যাদের ভর কয়েক মিলিয়ন সৌর ভর () এবং যাদের একাধিক নক্ষত্রপুঞ্জ রয়েছে। উভয়ই প্রমাণ করে যে সুপারম্যাসিভ গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো এমন সব বামন গ্যালাক্সির কেন্দ্র থেকে গঠিত হয়েছে, যেগুলো বড় গ্যালাক্সিগুলোর দ্বারা গ্রাস করা হয়েছে।[61] মিল্কিওয়ের গ্লোবিউলার ক্লাস্টার জনসংখ্যার প্রায় এক-চতুর্থাংশ এভাবে যুক্ত হয়ে থাকতে পারে,[62] যেমনটা অ্যান্ড্রোমিডার বাইরের হ্যালোতে থাকা ৬০%-এর বেশি গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের ক্ষেত্রে ঘটেছে।[63]

ভারী মৌলের উপাদান

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলো সাধারণত পপুলেশন ২ নক্ষত্র নিয়ে গঠিত, যেগুলোতে সূর্য-এর মতো পপুলেশন ১ নক্ষত্র-এর তুলনায় হাইড্রোজেন ও হিলিয়ামের অনুপাত বেশি এবং ভারী মৌলের অনুপাত কম থাকে। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এই ভারী মৌলগুলোকে 'ধাতু' (পদার্থের ধারণার চেয়ে ভিন্ন) এবং এদের অনুপাতকে ধাতবতা হিসেবে অভিহিত করেন। স্টেলার নিউক্লিওসিন্থেসিস বা নাক্ষত্রিক নিউক্লিওসিন্থেসিসের মাধ্যমে উৎপন্ন এই ধাতুগুলো পুনরায় আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম-এ ফিরে আসে এবং নতুন প্রজন্মের নক্ষত্রে প্রবেশ করে। তাই সাধারণ মডেলে ধাতুর অনুপাত নক্ষত্রের বয়সের নির্দেশক হতে পারে, যেখানে প্রাচীন নক্ষত্রগুলোর ধাতবতা সাধারণত কম থাকে।[64]

ডাচ জ্যোতির্বিজ্ঞানী পিটার ওস্টারহফ গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের দুটি বিশেষ জনসংখ্যা পর্যবেক্ষণ করেন, যা 'ওস্টারহফ গ্রুপ' নামে পরিচিতি পায়। দ্বিতীয় গ্রুপটির আরআর লাইরি ভেরিয়েবল নক্ষত্রের পর্যায়কাল কিছুটা দীর্ঘ।[65] যদিও উভয় গ্রুপের নক্ষত্রেই স্পেকট্রোস্কোপি দ্বারা পরিমাপকৃত ধাতব উপাদানের অনুপাত কম, তবুও ওস্টারহফ টাইপ ১ (Oo I) ক্লাস্টারের নক্ষত্রগুলোর ধাতব বর্ণালী রেখা টাইপ ২ (Oo II)-এর মতো অতটা দুর্বল নয়,[65] তাই টাইপ ১ নক্ষত্রগুলোকে 'ধাতু-সমৃদ্ধ' (যেমন টেরজান ৭[66]) এবং টাইপ ২ নক্ষত্রগুলোকে 'ধাতু-দরিদ্র' (যেমন ইএসও ২৮০-এসসি০৬[67]) বলা হয়। এই দুটি স্বতন্ত্র জনসংখ্যা অনেক গ্যালাক্সিতে, বিশেষ করে বিশাল উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সিগুলোতে দেখা গেছে। উভয় গ্রুপই মহাবিশ্বের মতোই প্রাচীন এবং এদের বয়স প্রায় সমান। এই উপ-জনসংখ্যাগুলো ব্যাখ্যা করার জন্য প্রস্তাবিত পরিস্থিতির মধ্যে রয়েছে গ্যালাক্সির হিংস্র গ্যাস-সমৃদ্ধ সংঘর্ষ, বামন গ্যালাক্সির সংযোজন এবং একটি একক গ্যালাক্সিতে নক্ষত্র গঠনের একাধিক পর্যায়। মিল্কিওয়েতে, ধাতু-দরিদ্র ক্লাস্টারগুলো হ্যালোর সাথে এবং ধাতু-সমৃদ্ধ ক্লাস্টারগুলো বাল্জের সাথে যুক্ত।[68]

মিল্কিওয়ের ধাতু-দরিদ্র ক্লাস্টারগুলোর একটি বড় অংশ গ্যালাক্সির হ্যালোর বাইরের অংশে একটি সমতলে সারিবদ্ধ থাকে। এই পর্যবেক্ষণটি এই দৃষ্টিভঙ্গিকে সমর্থন করে যে টাইপ ২ ক্লাস্টারগুলো একটি স্যাটেলাইট গ্যালাক্সি থেকে গৃহীত হয়েছিল, যা আগে মনে করা হতো যে এগুলো মিল্কিওয়ের গ্লোবিউলার ক্লাস্টার সিস্টেমের প্রাচীনতম সদস্য। দুটি ক্লাস্টার টাইপের মধ্যে পার্থক্য তখন দুটি গ্যালাক্সি তাদের ক্লাস্টার সিস্টেম গঠনের সময়ের ব্যবধান দ্বারা ব্যাখ্যা করা যায়।[69]

অস্বাভাবিক উপাদান

[70][71]

উচ্চ নক্ষত্র ঘনত্বের কারণে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোতে নক্ষত্রগুলোর মধ্যে ঘনিষ্ঠ মিথস্ক্রিয়া এবং প্রায়-সংঘর্ষ তুলনামূলকভাবে প্রায়শই ঘটে। এই আকস্মিক সাক্ষাৎগুলো কিছু অস্বাভাবিক শ্রেণীর নক্ষত্রের জন্ম দেয়—যেমন ব্লু স্ট্র্যাগলার, মিলি-সেকেন্ড পালসার এবং লো-মাস এক্স-রে বাইনারি—যা গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোতে অনেক বেশি সাধারণ।[72] ব্লু স্ট্র্যাগলার কীভাবে গঠিত হয় তা অস্পষ্ট, তবে বেশিরভাগ মডেলই এদের নক্ষত্রগুলোর মধ্যে মিথস্ক্রিয়াকে দায়ী করে, যেমন স্টেলার মার্জার বা নক্ষত্র একীভূত হওয়া, এক নক্ষত্র থেকে অন্য নক্ষত্রে পদার্থের স্থানান্তর, এমনকি দুটি বাইনারি সিস্টেমের মধ্যে সংঘর্ষ।[73][74] এর ফলে সৃষ্ট নক্ষত্রটির তাপমাত্রা একই উজ্জ্বলতার ক্লাস্টারের অন্যান্য নক্ষত্রের চেয়ে বেশি হয় এবং তাই এটি ক্লাস্টারের শুরুতে গঠিত মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্র থেকে আলাদা হয়।[75] কিছু ক্লাস্টারে ব্লু স্ট্র্যাগলারের দুটি স্বতন্ত্র ধারা থাকে, যার একটি অন্যটির চেয়ে বেশি নীল।[74] [76][77] [78][79]

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ১৯৭০-এর দশক থেকে গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের মধ্যে ব্ল্যাক হোল খুঁজছেন। এই কাজের জন্য প্রয়োজনীয় রেজোলিউশন অত্যন্ত সূক্ষ্ম; কেবল হাবল স্পেস টেলিস্কোপ (HST)-এর মাধ্যমেই ২০০২ এবং ২০০৩ সালে প্রথম আবিষ্কারের দাবি করা হয়েছিল। হাবল পর্যবেক্ষণের ভিত্তিতে, অন্যান্য গবেষকরা গ্লোবিউলার ক্লাস্টার এম১৫-তে ৪,০০০ সৌর ভরের একটি ইন্টারমিডিয়েট-মাস ব্ল্যাক হোল এবং অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির মায়াল ২ ক্লাস্টারে ২০,০০০ সৌর ভরের একটি ব্ল্যাক হোলের অস্তিত্বের পরামর্শ দিয়েছিলেন।[80] মায়াল ২ থেকে নির্গত এক্স-রে এবং রেডিও তরঙ্গ উভয়ই একটি ইন্টারমিডিয়েট-মাস ব্ল্যাক হোলের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ বলে মনে হয়;[81] তবে, এই দাবিগুলো বিতর্কিত।[82]

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারের সবচেয়ে ভারী বস্তুগুলো মাস সেগ্রিগেশন বা ভর পৃথকীকরণের কারণে ক্লাস্টারের কেন্দ্রের দিকে স্থানান্তরিত হবে বলে আশা করা হয়। একটি গবেষণা দল উল্লেখ করেছে যে, এম১৫[77] এবং মায়াল ২ উভয় ক্ষেত্রেই ব্ল্যাক হোল ছাড়াও ক্লাস্টারের কেন্দ্রের দিকে ভর-আলোর অনুপাত তীব্রভাবে বৃদ্ধি পাওয়া উচিত।[83] ২০১৮ সালের পর্যবেক্ষণগুলো এম১৫ সহ কোনো গ্লোবিউলার ক্লাস্টারেই ইন্টারমিডিয়েট-মাস ব্ল্যাক হোলের কোনো প্রমাণ পায়নি, তবে ৫০০-১০০০ সৌর ভরের ব্ল্যাক হোলের সম্ভাবনা পুরোপুরি উড়িয়ে দেওয়া যায় না।[84] পরিশেষে, ২০২৩ সালে নিকটতম গ্লোবিউলার ক্লাস্টার মেসিয়ে ৪-এর হাবল এবং গায়া মহাকাশযানের তথ্যের বিশ্লেষণে ক্লাস্টারের কেন্দ্রে প্রায় ৮০০ সৌর ভরের একটি অতিরিক্ত ভর পাওয়া গেছে, যা বিস্তৃত নয় বলে মনে হয়। এটিকে ইন্টারমিডিয়েট-মাস ব্ল্যাক হোলের জন্য গতিশীল প্রমাণ হিসেবে বিবেচনা করা যেতে পারে[78][79] (যদিও হোয়াইট ডোয়ার্ফ, নিউট্রন স্টার বা নাক্ষত্রিক ভরের ব্ল্যাক হোল-এর মতো কমপ্যাক্ট বস্তুর একটি অস্বাভাবিক ঘন ক্লাস্টারের সম্ভাবনা পুরোপুরি উড়িয়ে দেওয়া যায় না)।

গ্লোবিউলার ক্লাস্টারগুলোতে ইন্টারমিডিয়েট-মাস ব্ল্যাক হোলের নিশ্চিতকরণ গ্যালাক্সি উন্নয়নের তত্ত্বের জন্য গুরুত্বপূর্ণ প্রভাব ফেলবে, কারণ এগুলো তাদের কেন্দ্রে থাকা সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল-এর উৎস হতে পারে। এই কথিত ইন্টারমিডিয়েট-মাস ব্ল্যাক হোলগুলোর ভর তাদের আশেপাশের ক্লাস্টারের ভরের সমানুপাতিক, যা সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল এবং তাদের আশেপাশের গ্যালাক্সির মধ্যে আগে আবিষ্কৃত প্যাটার্ন অনুসরণ করে।[82][85]

হার্টজস্প্রং–রাসেল চিত্র

গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোর হার্টজস্প্রং–রাসেল চিত্র (H–R চিত্র) জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের তাদের নক্ষত্রপুঞ্জের অনেক বৈশিষ্ট্য নির্ধারণ করতে সাহায্য করে। একটি H–R চিত্র হলো নক্ষত্রদের একটি বৃহৎ নমুনার গ্রাফ, যেখানে তাদের পরম মান (তাদের উজ্জ্বলতা, বা একটি আদর্শ দূরত্ব থেকে পরিমাপ করা উজ্জ্বলতা) তাদের কালার ইনডেক্স-এর ফাংশন হিসেবে প্লট করা হয়। কালার ইনডেক্স মোটামুটিভাবে নক্ষত্রের রঙ পরিমাপ করে; ধনাত্মক কালার ইনডেক্স শীতল পৃষ্ঠের তাপমাত্রাসহ একটি লালচে নক্ষত্র নির্দেশ করে, যেখানে ঋণাত্মক মানগুলো উত্তপ্ত পৃষ্ঠের একটি নীল নক্ষত্র নির্দেশ করে। একটি H–R চিত্রের নক্ষত্রগুলো বেশিরভাগই উপরের বাম দিকে উত্তপ্ত, উজ্জ্বল নক্ষত্র থেকে নিচের ডানদিকে শীতল, ম্লান নক্ষত্র পর্যন্ত একটি মোটামুটি তির্যক রেখা বরাবর থাকে। এই রেখাটি মেইন সিকোয়েন্স বা প্রধান অনুক্রম হিসেবে পরিচিত এবং এটি নাক্ষত্রিক বিবর্তন-এর প্রাথমিক পর্যায়কে উপস্থাপন করে। চিত্রটিতে পরবর্তী বিবর্তনীয় পর্যায়ের নক্ষত্রগুলোও অন্তর্ভুক্ত থাকে, যেমন শীতল কিন্তু উজ্জ্বল লোহিত দানব।[86]

একটি H–R চিত্র তৈরি করার জন্য পর্যবেক্ষণ করা নক্ষত্রগুলোর দূরত্ব জানা প্রয়োজন যাতে আপাত মানকে পরম মানে রূপান্তর করা যায়। যেহেতু একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টারের সমস্ত নক্ষত্র পৃথিবী থেকে প্রায় একই দূরত্বে থাকে, তাই তাদের পর্যবেক্ষণ করা মান ব্যবহার করে তৈরি একটি কালার-ম্যাগনিটিউড চিত্র একটি স্থানান্তরিত H–R চিত্রের মতো দেখায় (কারণ তাদের আপাত এবং পরম মানের মধ্যে পার্থক্য মোটামুটি ধ্রুবক)।[87] এই স্থানান্তরকে দূরত্ব মডুলাস বলা হয় এবং এটি ক্লাস্টারের দূরত্ব গণনা করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। মডুলাসটি ক্লাস্টারের কালার-ম্যাগনিটিউড চিত্রের বৈশিষ্ট্যগুলোকে (যেমন মেইন সিকোয়েন্স) অন্য নক্ষত্রপুঞ্জের H–R চিত্রের সংশ্লিষ্ট বৈশিষ্ট্যগুলোর সাথে তুলনা করে নির্ধারণ করা হয়, যে পদ্ধতিটি স্পেকট্রোস্কোপিক প্যারাল্যাক্স বা মেইন-সিকোয়েন্স ফিটিং নামে পরিচিত।[88]

বৈশিষ্ট্য

যেহেতু গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলো একটি একক বিশাল আণবিক মেঘ থেকে একসাথে গঠিত হয়, তাই একটি ক্লাস্টারের নক্ষত্রগুলোর বয়স এবং গঠন মোটামুটি একই থাকে। একটি নক্ষত্রের বিবর্তন মূলত তার প্রাথমিক ভর দ্বারা নির্ধারিত হয়, তাই একটি ক্লাস্টারের H–R বা কালার-ম্যাগনিটিউড চিত্রে নক্ষত্রগুলোর অবস্থান মূলত তাদের প্রাথমিক ভরকে প্রতিফলিত করে। তাই, একটি ক্লাস্টারের H–R চিত্র বিভিন্ন বয়সের নক্ষত্র ধারণকারী H–R চিত্র থেকে বেশ আলাদা দেখায়। গ্লোবুলার ক্লাস্টারের H–R চিত্রে প্রায় সব নক্ষত্রই একটি সুনির্দিষ্ট বক্ররেখায় পড়ে এবং সেই বক্ররেখার আকৃতি ক্লাস্টারের বয়স নির্দেশ করে।[87][89] একটি আরও বিস্তারিত H–R চিত্র প্রায়শই একাধিক নাক্ষত্রিক জনসংখ্যা প্রকাশ করে, যা ঘনিষ্ঠভাবে পৃথক বক্ররেখার উপস্থিতি দ্বারা নির্দেশিত হয়, যার প্রতিটি সামান্য ভিন্ন বয়স বা গঠনসহ নক্ষত্রদের একটি স্বতন্ত্র জনসংখ্যাকে নির্দেশ করে।[41] হাবল স্পেস টেলিস্কোপে ২০০৯ সালে ইনস্টল করা ওয়াইড ফিল্ড ক্যামেরা ৩ দিয়ে পর্যবেক্ষণ এই সামান্য ভিন্ন বক্ররেখাগুলোকে আলাদা করা সম্ভব করেছে।[90]

সবচেয়ে বেশি ভরের মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রগুলোর উজ্জ্বলতা সবচেয়ে বেশি এবং তারাই প্রথম দানব নক্ষত্র পর্যায়ে বিবর্তিত হবে। ক্লাস্টারের বয়স বাড়ার সাথে সাথে, ক্রমান্বয়ে কম ভরের নক্ষত্রগুলোও একই কাজ করবে। অতএব, একটি একক-জনসংখ্যা ক্লাস্টারের বয়স পরিমাপ করা যায় সেই নক্ষত্রগুলোকে খুঁজে বের করার মাধ্যমে যারা সবেমাত্র দানব নক্ষত্র পর্যায়ে প্রবেশ করতে শুরু করেছে, যা H–R চিত্রে একটি "হাঁটু" তৈরি করে, যাকে মেইন-সিকোয়েন্স টার্নঅফ বলা হয়, যা মেইন-সিকোয়েন্স রেখা থেকে উপরের ডানদিকে বেঁকে যায়। এই বাঁকের পরম মান সরাসরি ক্লাস্টারের বয়সের একটি ফাংশন; মানের সমান্তরাল একটি অক্ষে একটি বয়স স্কেল প্লট করা যেতে পারে।[87]

H–R চিত্রে গ্লোবুলার ক্লাস্টার নক্ষত্রগুলোর রূপবিদ্যা এবং উজ্জ্বলতা অসংখ্য প্যারামিটার দ্বারা প্রভাবিত হয়, যার মধ্যে অনেকগুলো নিয়ে এখনও সক্রিয়ভাবে গবেষণা চলছে। সাম্প্রতিক পর্যবেক্ষণগুলো এই ঐতিহাসিক দৃষ্টান্তকে উল্টে দিয়েছে যে সমস্ত গ্লোবুলার ক্লাস্টার ঠিক একই সময়ে জন্মগ্রহণকারী বা ঠিক একই রাসায়নিক প্রাচুর্য ভাগ করে নেওয়া নক্ষত্র নিয়ে গঠিত। কিছু ক্লাস্টারে একাধিক জনসংখ্যা রয়েছে, যা গঠন এবং বয়সে সামান্য ভিন্ন; উদাহরণস্বরূপ, ক্লাস্টার NGC 2808-এর উচ্চ-নির্ভুল চিত্রণ তিনটি কাছাকাছি কিন্তু স্বতন্ত্র মেইন সিকোয়েন্স শনাক্ত করেছে।[91] অধিকন্তু, H–R চিত্রে ক্লাস্টার নক্ষত্রগুলোর অবস্থান (দূরত্ব নির্দেশকগুলোর উজ্জ্বলতা সহ) পর্যবেক্ষণমূলক পক্ষপাত দ্বারা প্রভাবিত হতে পারে। ব্লেন্ডিং নামক একটি প্রভাব তখন দেখা দেয় যখন গ্লোবুলার ক্লাস্টারের কেন্দ্রগুলো এত ঘন হয় যে পর্যবেক্ষণগুলো একাধিক নক্ষত্রকে একটি একক লক্ষ্য হিসেবে দেখে। সেই আপাতদৃষ্টিতে একক নক্ষত্রের জন্য পরিমাপ করা উজ্জ্বলতা তাই ভুল—অনেক বেশি উজ্জ্বল, কারণ একাধিক নক্ষত্র এতে অবদান রেখেছে।[92] ফলস্বরূপ, গণনা করা দূরত্ব ভুল হয়, তাই ব্লেন্ডিং প্রভাব মহাজাগতিক দূরত্ব মই-এ একটি পদ্ধতিগত অনিশ্চয়তা তৈরি করতে পারে এবং মহাবিশ্বের আনুমানিক বয়স এবং হাবল ধ্রুবক-কে প্রভাবিত করতে পারে।[93]

পরিণতি

ব্লু স্ট্র্যাগলারগুলো H–R চিত্রে মেইন সিকোয়েন্স থেকে উজ্জ্বল, নীল নক্ষত্রগুলোর দিকে বিচ্যুত একটি ধারা হিসেবে উপস্থিত হয়।[74] শ্বেত বামন (কিছু সূর্য-সদৃশ নক্ষত্রের চূড়ান্ত অবশিষ্টাংশ), যা মেইন-সিকোয়েন্স নক্ষত্রগুলোর চেয়ে অনেক ম্লান এবং কিছুটা উত্তপ্ত, H–R চিত্রের নিচের বাম দিকে থাকে। গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোর বয়স সবচেয়ে শীতল শ্বেত বামনগুলোর তাপমাত্রা দেখে নির্ধারণ করা যেতে পারে, যা প্রায়শই ১২.৭ বিলিয়ন বছরের মতো পুরনো ফলাফল দেয়।[94] তুলনায়, ওপেন ক্লাস্টারগুলো খুব কমই প্রায় অর্ধ বিলিয়ন বছরের বেশি পুরনো হয়।[95] গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোর বয়স সমগ্র মহাবিশ্বের বয়সের একটি নিম্ন সীমা নির্ধারণ করে, যা ভৌত বিশ্বতত্ত্ব-এ একটি উল্লেখযোগ্য সীমাবদ্ধতা উপস্থাপন করে। জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ঐতিহাসিকভাবে ক্লাস্টারগুলোর বয়সের অনুমানের মুখোমুখি হয়েছিলেন যা তাদের মহাজাগতিক মডেলগুলোর অনুমতির চেয়ে বেশি পুরনো ছিল,[96] কিন্তু গভীর আকাশ জরিপ এবং স্যাটেলাইটের মাধ্যমে মহাজাগতিক প্যারামিটারগুলোর আরও ভালো পরিমাপ এই সমস্যাটির সমাধান করেছে বলে মনে হয়।[97][98]

গ্লোবুলার ক্লাস্টার অধ্যয়ন করা আলোকপাত করে যে কীভাবে গঠনকারী গ্যাস এবং ধূলিকণার গঠন নাক্ষত্রিক বিবর্তনকে প্রভাবিত করে; নক্ষত্রগুলোর বিবর্তনীয় পথ ভারী মৌলগুলোর প্রাচুর্যের উপর নির্ভর করে পরিবর্তিত হয়। এই অধ্যয়নগুলো থেকে প্রাপ্ত তথ্য তারপর সামগ্রিকভাবে মিল্কিওয়ে-এর বিবর্তন অধ্যয়নের জন্য ব্যবহৃত হয়।[99]

রূপবিদ্যা

গ্লোবুলার ক্লাস্টারের উপবৃত্তাকারতা
গ্যালাক্সি উপবৃত্তাকারতা[100]
মিল্কিওয়ে ০.০৭±০.০৪
LMC ০.১৬±০.০৫
SMC ০.১৯±০.০৬
M31 ০.০৯±০.০৪

ওপেন ক্লাস্টারগুলোর বিপরীতে, বেশিরভাগ গ্লোবুলার ক্লাস্টার তাদের বেশিরভাগ নক্ষত্রের আয়ুষ্কালের সাথে তুলনীয় সময়ের জন্য মহাকর্ষীয়ভাবে আবদ্ধ থাকে। অন্যান্য বিশাল ভরের সাথে শক্তিশালী জোয়ারের মিথস্ক্রিয়া কিছু নক্ষত্রকে ছড়িয়ে দেয়, যা ক্লাস্টার থেকে অপসারিত নক্ষত্রগুলোর "জোয়ারের লেজ" (tidal tails) রেখে যায়।[101][102]

গঠনের পর, গ্লোবুলার ক্লাস্টারের নক্ষত্রগুলো একে অপরের সাথে মহাকর্ষীয়ভাবে মিথস্ক্রিয়া করতে শুরু করে। নক্ষত্রগুলোর গতিবেগ ক্রমাগত পরিবর্তিত হয় এবং নক্ষত্রগুলো তাদের মূল গতিবেগের যেকোনো ইতিহাস হারিয়ে ফেলে। এটি ঘটার জন্য বৈশিষ্ট্যসূচক বিরতি হলো রিলাক্সেশন টাইম, যা একটি নক্ষত্রের ক্লাস্টার অতিক্রম করার জন্য প্রয়োজনীয় সময়ের বৈশিষ্ট্যসূচক দৈর্ঘ্য এবং নাক্ষত্রিক ভরের সংখ্যার সাথে সম্পর্কিত।[103] রিলাক্সেশন টাইম ক্লাস্টার অনুযায়ী পরিবর্তিত হয়, তবে একটি সাধারণ মান প্রায় এক বিলিয়ন বছরের ক্রমের।[104][105]

যদিও গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলো সাধারণত গোলাকার হয়, জোয়ারের মিথস্ক্রিয়ার মাধ্যমে উপবৃত্তাকারতা তৈরি হতে পারে। মিল্কিওয়ে এবং অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির ক্লাস্টারগুলো সাধারণত আকৃতিতে অবলেট স্ফেরয়েড হয়, যেখানে লার্জ ম্যাগেলানিক ক্লাউডের ক্লাস্টারগুলো আরও উপবৃত্তাকার।[106]

core radius

ব্যাসার্ধ

[107]

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা গ্লোবুলার ক্লাস্টারের রূপবিদ্যা (আকৃতি) আদর্শ ব্যাসার্ধের মাধ্যমে চিহ্নিত করেন: কোর ব্যাসার্ধ (rc), হাফ-লাইট ব্যাসার্ধ (rh), এবং জোয়ারের বা জ্যাকোবি ব্যাসার্ধ (rt)। ব্যাসার্ধকে একটি ভৌত দূরত্ব বা আকাশে একটি সাবটেন্ডেড কোণ হিসেবে প্রকাশ করা যেতে পারে। কোরের চারপাশে একটি ব্যাসার্ধ বিবেচনা করলে, ক্লাস্টারের পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে ক্রমাগত হ্রাস পায় এবং কোর ব্যাসার্ধ হলো সেই দূরত্ব যেখানে আপাত পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা অর্ধেক কমে গেছে।[108] একটি তুলনীয় পরিমাণ হলো হাফ-লাইট ব্যাসার্ধ, বা কোর থেকে সেই দূরত্ব যা ক্লাস্টারের মোট উজ্জ্বলতার অর্ধেক ধারণ করে; হাফ-লাইট ব্যাসার্ধ সাধারণত কোর ব্যাসার্ধের চেয়ে বড় হয়।[109][110]

বেশিরভাগ গ্লোবুলার ক্লাস্টারের হাফ-লাইট ব্যাসার্ধ দশ পারসেক (pc)-এর কম, যদিও কিছু গ্লোবুলার ক্লাস্টারের ব্যাসার্ধ খুব বড়, যেমন NGC 2419 (rh = ১৮ pc) এবং Palomar 14 (rh = ২৫ pc)।[111] হাফ-লাইট ব্যাসার্ধের মধ্যে ক্লাস্টারের বাইরের অংশের নক্ষত্রগুলো অন্তর্ভুক্ত থাকে যা ঘটনাক্রমে দৃষ্টিরেখায় পড়ে, তাই তাত্ত্বিকরা হাফ-মাস ব্যাসার্ধ (rm) ব্যবহার করেন—কোর থেকে সেই ব্যাসার্ধ যা ক্লাস্টারের মোট ভরের অর্ধেক ধারণ করে। সামগ্রিক আকারের তুলনায় একটি ছোট হাফ-মাস ব্যাসার্ধ একটি ঘন কোর নির্দেশ করে। মেসিয়ে ৩ (M3)-এর, উদাহরণস্বরূপ, প্রায় ১৮ আর্ক মিনিট-এর সামগ্রিক দৃশ্যমান মাত্রা রয়েছে, কিন্তু হাফ-মাস ব্যাসার্ধ মাত্র ১.১২ আর্ক মিনিট।[112]

জোয়ারের ব্যাসার্ধ, বা হিল স্ফিয়ার, হলো গ্লোবুলার ক্লাস্টারের কেন্দ্র থেকে সেই দূরত্ব যেখানে গ্যালাক্সির বাহ্যিক মহাকর্ষ ক্লাস্টারের নক্ষত্রগুলোর উপর ক্লাস্টারের নিজের চেয়ে বেশি প্রভাব ফেলে।[113] এটি সেই দূরত্ব যেখানে একটি ক্লাস্টারের অন্তর্গত পৃথক নক্ষত্রগুলো গ্যালাক্সি দ্বারা মুক্ত হতে পারে। M3-এর জোয়ারের ব্যাসার্ধ, উদাহরণস্বরূপ, প্রায় চল্লিশ আর্ক মিনিট,[114] বা প্রায় ১১৩ pc।[115]

ভর পৃথকীকরণ, উজ্জ্বলতা এবং কোর কলাপ্স

মিল্কিওয়ের বেশিরভাগ ক্লাস্টারে, কোরের দিকে দূরত্ব কমার সাথে সাথে একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টারের পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা প্রথমে বৃদ্ধি পায়, তারপর কোর থেকে সাধারণত ১–২ পারসেক দূরত্বে স্থিতিশীল হয়। প্রায় ২০% গ্লোবুলার ক্লাস্টার "কোর কলাপ্স" নামক একটি প্রক্রিয়ার মধ্য দিয়ে গেছে। এই ধরনের ক্লাস্টারের উজ্জ্বলতা কোর অঞ্চলের দিকে ক্রমাগত বৃদ্ধি পায়।[116][117]

গ্লোবুলার ক্লাস্টারের মডেলগুলো ভবিষ্যদ্বাণী করে যে কোর কলাপ্স তখন ঘটে যখন একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টারের বেশি ভরের নক্ষত্রগুলো তাদের কম ভরের নক্ষত্রগুলোর সাথে মিলিত হয়। সময়ের সাথে সাথে, গতিশীল প্রক্রিয়াগুলো পৃথক নক্ষত্রগুলোকে ক্লাস্টারের কেন্দ্র থেকে বাইরের দিকে স্থানান্তরিত করে, যার ফলে কোর অঞ্চল থেকে গতিশক্তি-র নিট ক্ষতি হয় এবং অঞ্চলের অবশিষ্ট নক্ষত্রগুলোকে আরও কমপ্যাক্ট আয়তন দখল করতে পরিচালিত করে। যখন এই গ্র্যাভোথার্মাল অস্থিরতা ঘটে, তখন ক্লাস্টারের কেন্দ্রীয় অঞ্চল নক্ষত্র দ্বারা ঘনভাবে পূর্ণ হয়ে যায় এবং ক্লাস্টারের পৃষ্ঠের উজ্জ্বলতা একটি পাওয়ার-ল কাস্প তৈরি করে।[118] কোরে একটি বিশাল ব্ল্যাক হোলও একটি উজ্জ্বলতা কাস্পের কারণ হতে পারে।[119] দীর্ঘ সময় ধরে, এটি কোরের কাছাকাছি বিশাল নক্ষত্রগুলোর ঘনত্বের দিকে পরিচালিত করে, একটি ঘটনা যাকে ভর পৃথকীকরণ বলা হয়।[120]

বাইনারি নক্ষত্র সিস্টেমের গতিশীল উত্তাপের প্রভাব ক্লাস্টারের প্রাথমিক কোর কলাপ্স প্রতিরোধ করতে কাজ করে। যখন একটি নক্ষত্র একটি বাইনারি সিস্টেমের কাছাকাছি যায়, তখন পরের জোড়ার কক্ষপথ সংকুচিত হয়, শক্তি নির্গত করে। এই শক্তির আদিম সরবরাহ শেষ হওয়ার পরেই একটি গভীর কোর কলাপ্স এগিয়ে যেতে পারে।[121][122] বিপরীতে, একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টার বারবার একটি সর্পিল গ্যালাক্সির সমতলের মধ্য দিয়ে যাওয়ার সময় জোয়ারের শক-এর প্রভাব কোর কলাপ্সকে উল্লেখযোগ্যভাবে ত্বরান্বিত করে।[123]

কোর কলাপ্সকে তিনটি পর্যায়ে ভাগ করা যেতে পারে। ক্লাস্টারের কৈশোরকালে, কোর কলাপ্স কোরের নিকটতম নক্ষত্রগুলোর সাথে শুরু হয়। ক্লাস্টারটি মধ্যবয়সে পৌঁছানোর সাথে সাথে বাইনারি নক্ষত্র সিস্টেমগুলোর মধ্যে মিথস্ক্রিয়া আরও কলাপ্স প্রতিরোধ করে। কেন্দ্রীয় বাইনারিগুলো হয় বিচ্ছিন্ন বা বহিষ্কৃত হয়, যার ফলে কোরে আরও ঘন ঘনত্ব তৈরি হয়।[124] কলাপ্সড কোর অঞ্চলে নক্ষত্রগুলোর মিথস্ক্রিয়া শক্ত বাইনারি সিস্টেম তৈরি করে। যেহেতু অন্যান্য নক্ষত্র এই শক্ত বাইনারিগুলোর সাথে মিথস্ক্রিয়া করে, তারা কোরে শক্তি বৃদ্ধি করে, যার ফলে ক্লাস্টারটি পুনরায় প্রসারিত হয়। যেহেতু কোর কলাপ্সের গড় সময় সাধারণত গ্যালাক্সির বয়সের চেয়ে কম, তাই একটি গ্যালাক্সির অনেক গ্লোবুলার ক্লাস্টার একটি কোর কলাপ্স পর্যায়ের মধ্য দিয়ে গিয়ে থাকতে পারে, তারপর পুনরায় প্রসারিত হতে পারে।[125] [126]

HST গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোতে এই নাক্ষত্রিক ভর-সাজানোর প্রক্রিয়ার বিশ্বাসযোগ্য পর্যবেক্ষণমূলক প্রমাণ প্রদান করেছে। ভারী নক্ষত্রগুলো ধীর হয়ে যায় এবং ক্লাস্টারের কোরে ভিড় করে, যেখানে হালকা নক্ষত্রগুলো গতি বৃদ্ধি করে এবং ক্লাস্টারের পরিধিতে বেশি সময় কাটায়। প্রায় দশ লক্ষ নক্ষত্র নিয়ে গঠিত ক্লাস্টার 47 Tucanae, দক্ষিণ গোলার্ধের অন্যতম ঘন গ্লোবুলার ক্লাস্টার। এই ক্লাস্টারটি একটি নিবিড় ফটোগ্রাফিক জরিপের শিকার হয়েছিল যা এই ক্লাস্টারের প্রায় পনেরো হাজার নক্ষত্রের জন্য সুনির্দিষ্ট গতিবেগ অর্জন করেছিল।[127]

আকাশগঙ্গা এবং অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির অন্তর্গত গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোর সামগ্রিক উজ্জ্বলতার একটি মোটামুটি গাউসিয়ান বিন্যাস রয়েছে, যার গড় মান Mv এবং ভেদাঙ্ক σ2। গ্লোবুলার ক্লাস্টারের উজ্জ্বলতার এই বিন্যাসকে গ্লোবুলার ক্লাস্টার লুমিনোসিটি ফাংশন (GCLF) বলা হয়। আকাশগঙ্গার জন্য, Mv = −7.29 ± 0.13, σ = 1.1 ± 0.1। দূরবর্তী গ্যালাক্সির গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলো আকাশগঙ্গার ক্লাস্টারগুলোর মতোই আচরণ করে—এই অনুমানের ভিত্তিতে GCLF-কে অন্যান্য গ্যালাক্সির দূরত্ব পরিমাপের জন্য একটি "প্রমিত মোমবাতি" হিসেবে ব্যবহার করা হয়েছে।[128]

এন-বডি সিমুলেশন

মূল নিবন্ধ: N-body simulation

একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টারের ভেতরের নক্ষত্রগুলোর মধ্যে মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়া গণনা করার জন্য এন-বডি সমস্যা সমাধান করা প্রয়োজন। একটি গতিশীল সিমুলেশনের জন্য সাধারণ গাণিতিক ব্যয় N 2 (যেখানে N হলো বস্তুর সংখ্যা) অনুপাতে বৃদ্ধি পায়, তাই হাজার হাজার নক্ষত্রের একটি ক্লাস্টার সঠিকভাবে সিমুলেট করার জন্য প্রয়োজনীয় কম্পিউটিং ক্ষমতা বিশাল হতে পারে।[129][130] গ্লোবুলার ক্লাস্টারের এন-বডি গতিবিদ্যা সিমুলেট করার একটি আরও কার্যকর পদ্ধতি হলো সেগুলোকে ছোট ছোট আয়তন এবং বেগের পরিসরে বিভক্ত করা এবং নক্ষত্রগুলোর অবস্থান বর্ণনা করার জন্য 'সম্ভাব্যতা' (probabilities) ব্যবহার করা। তাদের গতিবিধি ফকার-প্ল্যাঙ্ক সমীকরণ-এর মাধ্যমে বর্ণনা করা হয়, যেখানে প্রায়শই ব্যাসার্ধের ফাংশন হিসেবে ভর ঘনত্ব বর্ণনা করার জন্য প্লামার মডেল-এর মতো মডেল ব্যবহার করা হয়। বাইনারি নক্ষত্রের প্রভাব এবং বাহ্যিক মহাকর্ষীয় বলের (যেমন আকাশগঙ্গা গ্যালাক্সি থেকে আসা) মিথস্ক্রিয়া অন্তর্ভুক্ত করতে হলে সিমুলেশনটি আরও জটিল হয়ে ওঠে।[131] ২০১০ সালে একটি স্বল্প-ঘনত্বের গ্লোবুলার ক্লাস্টারের জীবনকাল বিবর্তন সরাসরি নক্ষত্র-প্রতি-নক্ষত্র গণনার মাধ্যমে সম্পন্ন করা সম্ভব হয়েছিল।[132]

সম্পন্ন এন-বডি সিমুলেশনগুলো দেখিয়েছে যে নক্ষত্রগুলো ক্লাস্টারের মধ্য দিয়ে অস্বাভাবিক পথ অনুসরণ করতে পারে, প্রায়শই লুপ তৈরি করে এবং একটি কেন্দ্রীয় ভরের চারপাশে আবর্তনরত একক নক্ষত্রের তুলনায় সরাসরি কেন্দ্রের দিকে বেশি পতিত হয়। উপরন্তু, কিছু নক্ষত্র মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়ার ফলে পর্যাপ্ত গতিশক্তি অর্জন করে ক্লাস্টার থেকে বেরিয়ে যায়। দীর্ঘ সময় ধরে এই প্রক্রিয়াটি ক্লাস্টারের বিলুপ্তির দিকে নিয়ে যায়, যে প্রক্রিয়াটিকে বাষ্পীভবন (evaporation) বলা হয়।[133] একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টারের বাষ্পীভবনের সাধারণ সময়কাল হলো ১০১০ বছর।[103] একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টারের চূড়ান্ত পরিণতি হয় এর কেন্দ্রে নক্ষত্রগুলোর সংযোজন, যা এর ক্রমাগত সংকোচন ঘটায়,[134] অথবা এর বাইরের স্তর থেকে নক্ষত্রগুলোর ধীরে ধীরে ঝরে পড়া।[135]

বাইনারি নক্ষত্র নাক্ষত্রিক সিস্টেমের একটি উল্লেখযোগ্য অংশ গঠন করে, যেখানে সমস্ত ফিল্ড স্টার এবং ওপেন ক্লাস্টার নক্ষত্রের অর্ধেক পর্যন্ত বাইনারি সিস্টেমে থাকে।[136][137] গ্লোবুলার ক্লাস্টারে বর্তমান বাইনারি ভগ্নাংশ পরিমাপ করা কঠিন এবং পরবর্তী গতিশীল বিবর্তনের কারণে তাদের প্রাথমিক বাইনারি ভগ্নাংশ সম্পর্কে যেকোনো তথ্য হারিয়ে যায়।[138] গ্লোবুলার ক্লাস্টারের সংখ্যাসূচক সিমুলেশনগুলো প্রমাণ করেছে যে বাইনারিগুলো গ্লোবুলার ক্লাস্টারের কোর বা কেন্দ্র ধসে পড়ার প্রক্রিয়াকে বাধা দিতে পারে, এমনকি উল্টে দিতে পারে। যখন একটি ক্লাস্টারের কোনো নক্ষত্র একটি বাইনারি সিস্টেমের সাথে মহাকর্ষীয় মিথস্ক্রিয়ায় লিপ্ত হয়, তখন একটি সম্ভাব্য ফলাফল হলো বাইনারিটি আরও শক্তভাবে আবদ্ধ হয়ে পড়ে এবং একক নক্ষত্রটিতে গতিশক্তি যুক্ত হয়। যখন এই প্রক্রিয়ার মাধ্যমে ক্লাস্টারের বিশাল নক্ষত্রগুলোর গতি বৃদ্ধি পায়, তখন এটি কেন্দ্রের সংকোচন কমিয়ে দেয় এবং কোর ধসে পড়াকে সীমিত করে।[75][139]

মধ্যবর্তী রূপ

[140]

ক্লাস্টার শ্রেণিবিন্যাস সবসময় নিশ্চিত নয়; এমন বস্তু পাওয়া গেছে যা একাধিক বিভাগে শ্রেণীবদ্ধ করা যেতে পারে। উদাহরণস্বরূপ, আকাশগঙ্গার দক্ষিণ অংশে অবস্থিত BH 176-এর ওপেন এবং গ্লোবুলার উভয় ক্লাস্টারের বৈশিষ্ট্য রয়েছে।[141]

২০০৫ সালে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা অ্যান্ড্রোমিডা গ্যালাক্সির হ্যালোতে গ্লোবুলার ক্লাস্টারের মতো একটি নতুন, "প্রসারিত" (extended) ধরনের স্টার ক্লাস্টার আবিষ্কার করেন। নতুন পাওয়া তিনটি ক্লাস্টারের নক্ষত্র সংখ্যা গ্লোবুলার ক্লাস্টারের মতোই এবং নাক্ষত্রিক জনসংখ্যা ও ধাতবতার মতো অন্যান্য বৈশিষ্ট্যও একই, তবে এগুলো তাদের বৃহত্তর আকার—কয়েকশ আলোকবর্ষ জুড়ে বিস্তৃত—এবং কয়েকশ গুণ কম ঘনত্বের কারণে আলাদা। তাদের নক্ষত্রগুলো একে অপরের থেকে বৃহত্তর দূরত্বে অবস্থিত; প্যারামেট্রিকভাবে, এই ক্লাস্টারগুলো একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টার এবং একটি বামন উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি-র মাঝামাঝি অবস্থানে রয়েছে।[142] এই প্রসারিত ক্লাস্টারগুলোর গঠন সম্ভবত অ্যাক্রিশন বা সংযোজনের সাথে সম্পর্কিত।[143] আকাশগঙ্গায় কেন এমন ক্লাস্টার নেই তা অস্পষ্ট; অ্যান্ড্রোমিডাই একমাত্র গ্যালাক্সি নয় যেখানে এগুলো থাকতে পারে, তবে অন্যান্য গ্যালাক্সিতে এদের উপস্থিতি এখনও অজানা।[142]

জোয়ারের মিথস্ক্রিয়া

যখন একটি গ্লোবুলার ক্লাস্টার কোনো বিশাল ভরের কাছাকাছি আসে, যেমন একটি গ্যালাক্সির কেন্দ্রীয় অঞ্চল, তখন এটি জোয়ারের মিথস্ক্রিয়া-র মধ্য দিয়ে যায়। ক্লাস্টারের নিকটবর্তী এবং দূরবর্তী অংশের মধ্যে মহাকর্ষীয় শক্তির পার্থক্যের ফলে একটি অপ্রতিসম জোয়ারের বল তৈরি হয়। যখনই কোনো ক্লাস্টারের কক্ষপথ গ্যালাক্সির সমতলের মধ্য দিয়ে যায়, তখনই একটি "টাইডাল শক" বা জোয়ারের আঘাত ঘটে।[123][144]

জোয়ারের আঘাত ক্লাস্টারের হ্যালো থেকে নক্ষত্রগুলোকে টেনে বের করে নিতে পারে, যার ফলে কেবল ক্লাস্টারের কেন্দ্রীয় অংশটি অবশিষ্ট থাকে; নক্ষত্রের এই ধারাগুলো ক্লাস্টার থেকে কয়েক ডিগ্রি পর্যন্ত বিস্তৃত হতে পারে।[145] এই লেজগুলো সাধারণত ক্লাস্টারের কক্ষপথ বরাবর ক্লাস্টারের আগে এবং পরে থাকে এবং ক্লাস্টারের মূল ভরের উল্লেখযোগ্য অংশ জমা করে গুচ্ছের মতো বৈশিষ্ট্য তৈরি করতে পারে।[146] উদাহরণস্বরূপ, গ্লোবুলার ক্লাস্টার Palomar 5, আকাশগঙ্গা অতিক্রম করার পর তার কক্ষপথের অ্যাপোগ্যালাকটিক পয়েন্ট-এর কাছাকাছি রয়েছে। নক্ষত্রের ধারাগুলো এই ক্লাস্টারের কক্ষপথের সামনের এবং পেছনের দিকে ১৩,০০০ আলোকবর্ষ পর্যন্ত বিস্তৃত। জোয়ারের মিথস্ক্রিয়া প্যালোমার ৫-এর ভরের অনেকটা অংশ সরিয়ে ফেলেছে; গ্যালাকটিক কেন্দ্রের সাথে আরও মিথস্ক্রিয়া এটিকে আকাশগঙ্গার হ্যালোতে আবর্তনরত নক্ষত্রের একটি দীর্ঘ ধারায় রূপান্তরিত করবে বলে আশা করা হচ্ছে।[147]

আকাশগঙ্গা বর্তমানে স্যাজিটেরিয়াস স্ট্রিম-এর মাধ্যমে স্যাজিটেরিয়াস বামন উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি থেকে নক্ষত্র এবং গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোকে জোয়ারের মাধ্যমে সরিয়ে নিচ্ছে। আকাশগঙ্গার বাইরের হ্যালোর ২০% গ্লোবুলার ক্লাস্টার সম্ভবত সেই গ্যালাক্সি থেকেই এসেছে।[148] উদাহরণস্বরূপ, Palomar 12 সম্ভবত স্যাজিটেরিয়াস বামন উপবৃত্তাকার গ্যালাক্সি থেকে উদ্ভূত হয়েছিল কিন্তু এখন আকাশগঙ্গার সাথে যুক্ত।[149][150] এই ধরনের জোয়ারের মিথস্ক্রিয়া গ্লোবুলার ক্লাস্টারে গতিশক্তি যোগ করে, বাষ্পীভবনের হার নাটকীয়ভাবে বাড়িয়ে দেয় এবং ক্লাস্টারের আকার সংকুচিত করে।[103] বর্ধিত বাষ্পীভবন কোর ধসে পড়ার প্রক্রিয়াকে ত্বরান্বিত করে।[103][151]

গ্রহ

জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা গ্লোবুলার স্টার ক্লাস্টারের নক্ষত্রগুলোর এক্সোপ্ল্যানেট বা বহির্গ্রহ খুঁজছেন।[152] ২০০০ সালে গ্লোবুলার ক্লাস্টার 47 Tucanae-তে দানব গ্রহ-এর অনুসন্ধান ব্যর্থ হয়, যা ইঙ্গিত দেয় যে এই গ্রহগুলো তৈরির জন্য প্রয়োজনীয় ভারী উপাদানের প্রাচুর্য—যা গ্লোবুলার ক্লাস্টারে কম—সূর্যের প্রাচুর্যের অন্তত ৪০% হওয়া প্রয়োজন। যেহেতু স্থলজ গ্রহগুলো সিলিকন, লোহা এবং ম্যাগনেসিয়ামের মতো ভারী উপাদান থেকে তৈরি হয়, তাই সৌর প্রতিবেশের নক্ষত্রগুলোর তুলনায় ক্লাস্টারের সদস্য নক্ষত্রগুলোতে পৃথিবী-ভরের গ্রহ থাকার সম্ভাবনা অনেক কম। সুতরাং, গ্লোবুলার ক্লাস্টারগুলোতে বাসযোগ্য স্থলজ গ্রহ থাকার সম্ভাবনা কম।[153]

একটি দানব গ্রহ, PSR B1620−26 b, গ্লোবুলার ক্লাস্টার Messier 4-তে পাওয়া গেছে, যা বাইনারি স্টার সিস্টেম PSR B1620-26-এর একটি পালসারের চারপাশে আবর্তন করছে। গ্রহটির উৎকেন্দ্রিক এবং অত্যধিক আনত কক্ষপথ ইঙ্গিত দেয় যে এটি সম্ভবত ক্লাস্টারের অন্য কোনো নক্ষত্রের চারপাশে গঠিত হয়েছিল, তারপর বর্তমান অবস্থানে "বিনিময়" হয়েছে।[154] গ্লোবুলার ক্লাস্টারে নক্ষত্রগুলোর মধ্যে ঘনিষ্ঠ মিথস্ক্রিয়ার সম্ভাবনা গ্রহীয় সিস্টেমকে ব্যাহত করতে পারে; কিছু গ্রহ মুক্ত হয়ে রোগ প্ল্যানেট বা ভবঘুরে গ্রহে পরিণত হয়, যা গ্যালাক্সিকে আবর্তন করে। নক্ষত্রের খুব কাছে আবর্তনরত গ্রহগুলো ব্যাহত হতে পারে, যা সম্ভাব্যভাবে কক্ষপথের ক্ষয় এবং কক্ষপথের উৎকেন্দ্রিকতা ও জোয়ারের প্রভাব বৃদ্ধির দিকে নিয়ে যায়।[155] ২০২৪ সালে, একটি গ্যাস দানব বা বাদামী বামন পালসার "M62H"-কে খুব কাছ থেকে আবর্তন করতে দেখা গেছে, যেখানে নামটির অর্থ হলো গ্রহীয় সিস্টেমটি গ্লোবুলার ক্লাস্টার Messier 62-এর অন্তর্গত।[156]

আরও দেখুন

পাদটীকা

  1. ↑ ওমেগা সেন্টাউরি প্রাচীনকালে পরিচিত ছিল, কিন্তু হ্যালি নীহারিকা হিসেবে এর প্রকৃতি আবিষ্কার করেন।
  2. ↑ Harlow Shapley's error was aggravated by interstellar dust in the Milky Way, which absorbs and diminishes the amount of light from distant objects (such as globular clusters), thus making them appear to be farther away.

তথ্যসূত্র

  1. ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 Globular cluster - Colour-magnitude diagrams | Britannica. www.britannica.com.
  2. ↑ Globular cluster. ESA/Hubble.
  3. ↑ Van Den Bergh, Sidney. (March 2008). "Globular clusters and dwarf spheroidal galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 385 (1) L20–L22. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x.
  4. ↑ Kirch, Gottfried (1682) Annus II. Ephemeridum Motuum Coelestium Ad Annum Aerae Christianae M. DC. LXXXII. … [Second year. Ephemerides of the celestial motions for the year of the Christian era 1682.] Leipzig, (Germany): Heirs of Friedrich Lanckisch. (in Latin) 54 pages. The pages of this book are not numbered. However, in the Appendix, section III. Stella nebulosa prope pedem borealem Ganymedis observata, Lipsia, die 1. Sept. 1681. (III. Nebula near the northern foot of Ganymede observed, Leipzig, 1. September 1681.), first paragraph, Kirch enumerated recently discovered nebulae: " […] & tertia in Sagittaris, quam Dn. Joh. Abrah. Ihle Anno 1665. deprehendit; […] " ([…] and the third [nebula] in Sagittarius, which Mr. Johann Abraham Ihle discovered in the year 1665; […]) Downloadable at: Digitale Sammlungen der Universitäts- und Landesbibliothek Sachsen-Anhalt (Digital collections of the university- and state library of Sachsen-Anhalt)
  5. ↑ 5.0 5.1 Lynn, W.T.. (April 1886). The discovery of the star-cluster 22 Messier in Sagittarius. The Observatory. 9 163–164.
  6. ↑ Sharp, N.A.. M22, NGC 6656. NOIRLab.
  7. ↑ (1679). Catalogus Stellarum Australium …. Thomas James. This book's pages are not numbered. However in the "Centaurus" section, one entry is labeled "in dorso equino nebula" (nebula in the horse's back); the position of this nebula is consistent with Omega Centauri.
  8. ↑ (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope; being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825. 105. Smith, Elder and Co.. See entry: 🜨 [symbol for globular cluster]; ω Centauri
  9. ↑ O'Meara, Stephen James. (2012). Deep-Sky Companions: Southern gems. 243–245. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-01501-2.
  10. ↑ Omega Centauri. eso.org.
  11. ↑ Messier, Charles. (1771). Catalogue des Nébuleuses & des amas d'Étoiles, que l'on découvre parmi les Étoiles fixes sur l'horizon de Paris; observées à l'Observatoire de la Marine, avec differens instruments. Histoire de l'Académie Royale des Sciences ... Avec les Mémoires de Mathématique & de Physique, pour la même Année, ... [History of the Royal Academy of Sciences ... with the Mathematical and Physical Memoirs, for the same year, ...]. 435–461.
  12. ↑ Boyd, Richard N.. (2008). An Introduction to Nuclear Astrophysics. 376. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-06971-5.
  13. ↑ Halley, Edmond. (1716). "An account of several nebualæ or lucid spots like clouds, lately discovered among the fixt stars by help of the telescope". Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 29 (347) 390–392. doi:10.1098/rstl.1714.0046.
  14. ↑ 14.0 14.1 Moore, Patrick. (2003). Atlas of the Universe. Firefly Books. ISBN 978-0-681-61459-8.
  15. ↑ Gottfried Kirch (1639–1710). Students for the Exploration and Development of Space (SEDS).
  16. ↑ 16.0 16.1 Cudnik, Brian. (2012). Faint Objects and How to Observe Them. 8. Springer Science & Business Media. ISBN 978-1-4419-6756-5.
  17. ↑ 17.0 17.1 Chen, James L.. (2015). A Guide to Hubble Space Telescope Objects: Their selection, location, and significance. 110. Springer. ISBN 978-3-319-18872-0.
  18. ↑ Herschel, William. (1789). Catalogue of a second thousand of new nebulæ and clusters of stars, with a few introductory remarks on the construction of the heavens. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 79 212–255.
  19. ↑ 19.0 19.1 Globular Star Clusters. The Messier Catalog.
  20. ↑ 20.0 20.1 (1998). Globular Cluster Systems. 30 2. Cambridge, UK University Press. ISBN 978-0-521-55057-4.
  21. ↑ Shapley, Harlow. (1918). "Globular clusters and the structure of the galactic system". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 30 (173) 42–54. doi:10.1086/122686.
  22. ↑ Trimble, V.L.. (December 1995). The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, issues, and aftermath. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 107 1133. doi:10.1086/133671.
  23. ↑ (2020). "The Cosmic Perspective". Pearson. ISBN 978-0-134-87436-4.
  24. ↑ (1998). "Introductory Astronomy & Astrophysics". 277. Brooks/Cole, Cengage Learning. ISBN 978-0-03-006228-5.
  25. ↑ (2010). "Foundations of Astrophysics". 436. ISBN 978-0-321-59558-4.
  26. ↑ Hubble images a swarm of ancient stars. European Space Agency (ESA).
  27. ↑ Frommert, Hartmut. (August 2007). Milky Way Globular Clusters. Students for the Exploration and Development of Space.
  28. ↑ Carroll, Bradley W.. (2017). An introduction to modern astrophysics. 894. Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-42216-1.
  29. ↑ information@eso.org. VISTA Finds New Globular Star Clusters - and sees right through the heart of the Milky Way. www.eso.org.
  30. ↑ (2011-03-01). Discovery of VVV CL001 - A low-mass globular cluster next to UKS 1 in the direction of the Galactic bulge. Astronomy & Astrophysics. 527 A81. doi:10.1051/0004-6361/201015795.
  31. ↑ (2011-11-01). Three Galactic globular cluster candidates. Astronomy & Astrophysics. 535 A33. doi:10.1051/0004-6361/201117488.
  32. ↑ (2019). "Three candidate globular clusters discovered in the Galactic bulge". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 484 L90–L94. doi:10.1093/mnrasl/slz010.
  33. ↑ (1992). "The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies, Part 1". Astrophysical Journal. 384 50–61. doi:10.1086/170850.
  34. ↑ (2001). "M31 globular clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster detection and completeness". The Astronomical Journal. 122 (5) 2458–2468. doi:10.1086/323457.
  35. ↑ Harris, William E.. (1991). "Globular cluster systems in galaxies beyond the Local Group". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 29 (1) 543–579. doi:10.1146/annurev.aa.29.090191.002551.
  36. ↑ (1994). "The spatial structure of the M87 globular cluster system". Astrophysical Journal. 422 (2) 486–507. doi:10.1086/173744.
  37. ↑ Hogg, Helen Battles Sawyer. (1965). "Harlow Shapley and globular clusters". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 77 (458) 336–346. doi:10.1086/128229.
  38. ↑ (May 13, 2015). The Very Large Telescope discovers new kind of globular star cluster. Astronomy.
  39. ↑ (May 2007). "A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808". The Astrophysical Journal. 661 (1) L53–L56. doi:10.1086/518503.
  40. ↑ 40.0 40.1 40.2 (2019). "What is a globular cluster? An observational perspective". The Astronomy and Astrophysics Review. 27 (1) 8. doi:10.1007/s00159-019-0119-3.
  41. ↑ 41.0 41.1 (September 14, 2018). "Multiple Stellar Populations in Globular Clusters". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 56 (1) 83–136. doi:10.1146/annurev-astro-081817-051839.
  42. ↑ 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. doi:10.1017/S1743921309031883.
  43. ↑ (May 2, 2007). Hubble Finds Multiple Stellar 'Baby Booms' in a Globular Cluster. Hubble News Desk.
  44. ↑ (2013). "Mergers of multimetallic globular clusters: the role of dynamics". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 435 (1) 809–821. doi:10.1093/mnras/stt1351.
  45. ↑ (September 10, 2014). This Star Cluster Is Not What It Seems. European Southern Observatory.
  46. ↑ (1999). "A Universal Formation Mechanism for Open and Globular Clusters in Turbulent Gas". Astrophysical Journal. 480 (2) 235–245. doi:10.1086/303966.
  47. ↑ Lotz, Jennifer M.. (September 2004). "The Colors of Dwarf Elliptical Galaxy Globular Cluster Systems, Nuclei, and Stellar Halos". The Astrophysical Journal. 613 (1) 262–278. doi:10.1086/422871.
  48. ↑ (April 1, 2010). "A correlation between central supermassive black holes and the globular cluster systems of early-type galaxies". The Astrophysical Journal. 720 (1) 516–521. doi:10.1088/0004-637X/720/1/516.
  49. ↑ (March 22, 2005). Young and Exotic Stellar Zoo: ESO's Telescopes Uncover Super Star Cluster in the Milky Way. European Southern Observatory.
  50. ↑ Kravtsov, V. V.. (2001). "Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies of the Outer Galactic Halo: on the Putative Scenario of their Formation". Astronomical and Astrophysical Transactions. 20 (1) 89–92. doi:10.1080/10556790108208191.
  51. ↑ (2003). "Formation of ω Centauri from an ancient nucleated dwarf galaxy in the young Galactic disc: Formation of ω Centauri". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 346 (2) L11–L15. doi:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x.
  52. ↑ (2020). "The Most Metal-poor Stars in Omega Centauri (NGC 5139)". The Astronomical Journal. 159 (6) 254. doi:10.3847/1538-3881/ab8819.
  53. ↑ Engulfed by Stars Near the Milky Way's Heart. European Space Agency (ESA).
  54. ↑ (October 1, 2014). "Constraining globular cluster formation through studies of young massive clusters – III. A lack of gas and dust in massive stellar clusters in the LMC and SMC". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (4) 3594–3600. doi:10.1093/mnras/stu1407.
  55. ↑ Talpur, Jon. (1997). A Guide to Globular Clusters. Keele University.
  56. ↑ Number Densities of Stars of Different Types in the Solar Vicinity. University of Rochester.
  57. ↑ Smail, Ian. The Hertzsprung-Russell Diagram of a Globular Cluster. University of Durham.
  58. ↑ (September 9, 2009). Colorful Stars Galore Inside Globular Star Cluster Omega Centauri. NASA.
  59. ↑ Sigurdsson, Steinn. (1992). "Planets in globular clusters?". Astrophysical Journal. 399 (1) L95–L97. doi:10.1086/186615.
  60. ↑ (1999). "Orbital Parameters of the PSR B1620-26 Triple System". Proceedings of the 160th Colloquium of the International Astronomical Union. 105 525.
  61. ↑ (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. doi:10.1046/j.1365-2966.2003.07275.x.
  62. ↑ (January 25, 2010). "Accreted versus in situ Milky Way globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 404 (3) 1203. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x.
  63. ↑ (February 2018). "Globular cluster formation and evolution in the context of cosmological galaxy assembly: open questions". Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 474 (2210). doi:10.1098/rspa.2017.0616.
  64. ↑ (2004). "An Introduction to the Sun and Stars". 240. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54622-5.
  65. ↑ 65.0 65.1 (1973). "On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters". Astrophysical Journal. 185 477–498. doi:10.1086/152434.
  66. ↑ (1995). "ESO 280-SC06". Astronomical Journal. 109 663. doi:10.1086/117309.
  67. ↑ Frommert, Hartmut. Globular cluster ESO 280-S C06, in Ara. Students for the Exploration and Development of Space.
  68. ↑ Harris, W.E.. (1976). "Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center". Astronomical Journal. 81 1095–1116. doi:10.1086/111991.
  69. ↑ (2002). "An Aligned Stream of Low-Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way". Science. 297 (5581) 578–581. doi:10.1126/science.1073090.
  70. ↑ Spot the Difference – Hubble spies another globular cluster, but with a secret. Picture of the Week.
  71. ↑ APOD: 2021 February 7 – Blue Straggler Stars in Globular Cluster M53. Astronomy Picture of the Day.
  72. ↑ Camilo, Fernando. (January 12, 2005). "Pulsars in Globular Clusters". Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 328 (328) 147.
  73. ↑ Leonard, Peter J. T.. (1989). "Stellar collisions in globular clusters and the blue straggler problem". The Astronomical Journal. 98 217–226. doi:10.1086/115138.
  74. ↑ 74.0 74.1 74.2 (June 8, 2018). "The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. XV. The Dynamical Clock: Reading Cluster Dynamical Evolution from the Segregation Level of Blue Straggler Stars". The Astrophysical Journal. 860 (1) 36. doi:10.3847/1538-4357/aac01c.
  75. ↑ 75.0 75.1 (1999). A Thousand Blazing Suns: The Inner Life of Globular Clusters. Mercury. 28 (4) 26.
  76. ↑ (September 17, 2002). Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places. Space Telescope Science Institute.
  77. ↑ 77.0 77.1 (2003). "On the Central Structure of M15". Astrophysical Journal Letters. 582 (1) 21. doi:10.1086/367537.
  78. ↑ 78.0 78.1 Vitral, E.. (2023). "An elusive dark central mass in the globular cluster M4". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 522 (4) 5740–5757. doi:10.1093/mnras/stad1068.
  79. ↑ 79.0 79.1 (23 May 2023). NASA's Hubble Hunts for Intermediate-Sized Black Hole Close to Home. NASA.
  80. ↑ (September 17, 2002). Hubble discovers black holes in unexpected places. Space Telescope Science Institute.
  81. ↑ Finley, Dave. (May 28, 2007). Star cluster holds midweight black hole, VLA indicates. NRAO.
  82. ↑ 82.0 82.1 (August 18, 2020). "Intermediate-Mass Black Holes". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 58 (1) 257–312. doi:10.1146/annurev-astro-032620-021835.
  83. ↑ (2003). "A dynamical model for the globular cluster G1". Astrophysical Journal Letters. 589 (1) 25. doi:10.1086/375802.
  84. ↑ (July 18, 2018). "The MAVERIC Survey: Still No Evidence for Accreting Intermediate-mass Black Holes in Globular Clusters". The Astrophysical Journal. 862 (1) 16. doi:10.3847/1538-4357/aac9b9.
  85. ↑ (2019). "No evidence for intermediate-mass black holes in the globular clusters ω Cen and NGC 6624". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 488 (4) 5340. doi:10.1093/mnras/stz2060.
  86. ↑ (1991). "The Hertzsprung-Russell Diagram: Explaining a difficult concept". The Science Teacher. 58 (8) 52–57.
  87. ↑ 87.0 87.1 87.2 (2017). "An Introduction to Modern Astrophysics". 475–476. ISBN 978-1-108-42216-1.
  88. ↑ Schwarzschild, Martin. (1958). Structure and Evolution of Stars. Princeton University Press. ISBN 978-0-486-61479-3.
  89. ↑ Sandage, A. R.. (1957). "Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3". Astrophysical Journal. 126 326. doi:10.1086/146405.
  90. ↑ (February 5, 2015). "The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. I. Overview of the Project and Detection of Multiple Stellar Populations". The Astronomical Journal. 149 (3) 91. doi:10.1088/0004-6256/149/3/91.
  91. ↑ (2010). "Star clusters as laboratories for stellar and dynamical evolution". Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Series A. 368 (1913) 755–82. doi:10.1098/rsta.2009.0257.
  92. ↑ (2012). "The Impact of Contaminated RR Lyrae/Globular Cluster Photometry on the Distance Scale". The Astrophysical Journal. 752 (1) L10. doi:10.1088/2041-8205/752/1/L10.
  93. ↑ (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". The Astrophysical Journal Supplement Series. 210 (1) 6. doi:10.1088/0067-0049/210/1/6.
  94. ↑ (2002). "The White Dwarf Cooling Sequence of the Globular Cluster Messier 4". Astrophysical Journal Letters. 574 (2) L155. doi:10.1086/342528.
  95. ↑ (August 2010). "The Ages of Stars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 48 (1) 581–629. doi:10.1146/annurev-astro-081309-130806.
  96. ↑ (1995). "Absolute ages of globular clusters and the age of the universe". The Astrophysical Journal. 444 L9. doi:10.1086/187847.
  97. ↑ (2020). "Inferring the age of the universe with globular clusters". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2020 (12) 002. doi:10.1088/1475-7516/2020/12/002.
  98. ↑ Majaess, D.. (February 23, 2013). Nearby Ancient Star is Almost as Old as the Universe. Universe Today.
  99. ↑ (March 2, 2001). Ashes from the Elder Brethren. ইউরোপীয় সাউদার্ন অবজারভেটরি.
  100. ↑ (1996). "The Ellipticities of Globular Clusters in the Andromeda Galaxy". Astronomy and Astrophysics Supplement. 116 (3) 447–461. doi:10.1051/aas:1996127.
  101. ↑ (June 20, 2018). Dating the Evaporation of Globular Clusters. Astrobites.
  102. ↑ (May 23, 2018). "Dating the Tidal Disruption of Globular Clusters with GAIA Data on Their Stellar Streams". The Astrophysical Journal. 859 (1) L13. doi:10.3847/2041-8213/aac48c.
  103. ↑ 103.0 103.1 103.2 103.3 Benacquista, Matthew J.. (2006). "Globular cluster structure". Living Reviews in Relativity. 9 (1) 2. doi:10.12942/lrr-2006-2.
  104. ↑ (August 1, 2018). "A catalogue of masses, structural parameters, and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 478 (2) 1520–1557. doi:10.1093/mnras/sty1057.
  105. ↑ (January 6, 2012). A dynamical study of Galactic globular clusters under different relaxation conditions. Astronomy & Astrophysics. 539 A65. doi:10.1051/0004-6361/201117977.
  106. ↑ (1980). "The ellipticities of Galactic and LMC globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 286 (3) L39–L42. doi:10.1093/mnras/286.3.l39.
  107. ↑ Appearances can be deceptive. ESO Picture of the Week.
  108. ↑ Kenneth Janes. (November 2000). Star Clusters. 2. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics.
  109. ↑ (July 18, 2012). Understanding the Dynamical State of Globular Clusters. astrobites.
  110. ↑ (March 11, 2013). "Understanding the dynamical state of globular clusters: core-collapsed versus non-core-collapsed". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (4) 2881–2893. doi:10.1093/mnras/sts464.
  111. ↑ Van den Bergh, Sidney. (November 2007). "Globular Clusters and Dwarf Spheroidal Galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 385 (1) L20–L22. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00424.x.
  112. ↑ (1994). "The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars". Astronomy and Astrophysics. 290 69–103.
  113. ↑ (2019). "Characteristic radii of the Milky Way globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 489 (3) 4367–4377. doi:10.1093/mnras/stz2499.
  114. ↑ (May 1976). "The structure and mass function of the globular cluster M3". Astrophysical Journal. 206 (1) 128–137. doi:10.1086/154363.
  115. ↑ (March 1999). "Instantaneous and average tidal radii of globular clusters". New Astronomy. 4 (2) 133–139. doi:10.1016/S1384-1076(99)00014-7.
  116. ↑ (1986). A preliminary survey of collapsed cores in globular clusters. Astrophysical Journal. 305 L61–L65. doi:10.1086/184685.
  117. ↑ (March 21, 2018). "Kinematic fingerprint of core-collapsed globular clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 475 (1) L96–L100. doi:10.1093/mnrasl/sly013.
  118. ↑ (1998). "Globular Cluster Systems". 30 29. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-55057-4.
  119. ↑ (1998). "Galactic astronomy". 371. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-02565-0.
  120. ↑ (1984). "Dynamics of Globular Clusters". Science. 225 (4661) 465–472. doi:10.1126/science.225.4661.465.
  121. ↑ Vanbeveren, D.. (2001). "The Influence of Binaries on Stellar Population Studies". 264 397. Springer. ISBN 978-0-7923-7104-5.
  122. ↑ Spitzer, L. Jr.. (June 2–4, 1986). "Dynamical Evolution of Globular Clusters". The Use of Supercomputers in Stellar Dynamics, Proceedings of a Workshop Held at the Institute for Advanced Study. 267 3. ISBN 978-3-540-17196-6. doi:10.1007/BFb0116388.
  123. ↑ 123.0 123.1 (September 1999). "Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters". The Astrophysical Journal. 522 (2) 935–949. doi:10.1086/307659.
  124. ↑ (April 2010). "Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters". Proceedings of the National Academy of Sciences. 107 (16) 7164–7167. doi:10.1073/pnas.0913903107.
  125. ↑ (2004). "Dark Matter in the Universe". 51. World Scientific. ISBN 978-981-238-841-4.
  126. ↑ (June 20, 2016). The stars of the Large Magellanic Cloud. European Space Agency/Hubble.
  127. ↑ (October 4, 2006). Stellar Sorting in Globular Cluster 47. Hubble News Desk.
  128. ↑ Secker, Jeff. (1992). "A Statistical Investigation into the Shape of the Globular cluster Luminosity Distribution". Astronomical Journal. 104 (4) 1472–1481. doi:10.1086/116332.
  129. ↑ Heggie, D. C.. (1998). "Dynamical Simulations: Methods and Comparisons". Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997. 591.
  130. ↑ (2022). "Introducing a new multi-particle collision method for the evolution of dense stellar systems". Astronomy & Astrophysics. 659 A19. doi:10.1051/0004-6361/202140710.
  131. ↑ Benacquista, Matthew J.. (2006). Relativistic Binaries in Globular Clusters. Living Reviews in Relativity. 9 (1). doi:10.12942/lrr-2006-2.
  132. ↑ 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. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17831.x.
  133. ↑ (1985). "Dynamics of Star Clusters (International Astronomical Union Symposia)". Springer. ISBN 978-90-277-1963-8.
  134. ↑ (June 1990). "The core evolution of a globular cluster containing massive black holes". Astrophysics and Space Science. 168 (2) 233–241. doi:10.1007/BF00636869.
  135. ↑ Pooley, Dave. Globular Cluster Dynamics: the importance of close binaries in a real N-body system. self-published.
  136. ↑ (2015). "Stellar Loci Ii. A Model-Free Estimate of the Binary Fraction for Field FGK Stars". The Astrophysical Journal. 799 (2) 135. doi:10.1088/0004-637X/799/2/135.
  137. ↑ (2021). "Binary-driven stellar rotation evolution at the main-sequence turn-off in star clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 502 (3) 4350–4358. doi:10.1093/mnras/stab347.
  138. ↑ (August 18, 2013). "Stellar Multiplicity". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 51 (1) 269–310. doi:10.1146/annurev-astro-081710-102602.
  139. ↑ (2019). "A stellar census in globular clusters with MUSE: Binaries in NGC 3201". Astronomy & Astrophysics. 632 A3. doi:10.1051/0004-6361/201936203.
  140. ↑ Globular Cluster M10. ESA/Hubble Picture of the Week.
  141. ↑ (1995). "BH 176 and AM-2: globular or open clusters?". Astronomy and Astrophysics. 300 726.
  142. ↑ 142.0 142.1 (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. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x.
  143. ↑ (August 11, 2014). "The outer halo globular cluster system of M31 – I. The final PAndAS catalogue". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (3) 2165–2187. doi:10.1093/mnras/stu771.
  144. ↑ (September 1972). "On the Evolution of Globular Clusters". Astrophysical Journal. 176 L51. doi:10.1086/181018.
  145. ↑ (December 2003). "A Search for Kinematic Evidence of Tidal Tails in Globular Clusters". American Astronomical Society Meeting 203, #112.26.
  146. ↑ (May 2004). Formation and Evolution of Clumpy Tidal Tails in Globular Clusters. American Astronomical Society, DDA meeting #35, #03.03.
  147. ↑ Staude, Jakob. (June 3, 2002). Sky Survey Unveils Star Cluster Shredded By The Milky Way. Image of the Week.
  148. ↑ (January 24, 2017). "The southern leading and trailing wraps of the Sagittarius tidal stream around the globular cluster Whiting 1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 467 (1) L91–L94. doi:10.1093/mnrasl/slx006.
  149. ↑ (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. doi:10.1086/301552.
  150. ↑ (April 2007). "The exotic chemical composition of the Sagittarius dwarf spheroidal galaxy". Astronomy & Astrophysics. 465 (3) 815–824. doi:10.1051/0004-6361:20066385.
  151. ↑ (January 1997). "Destruction of the Galactic Globular Cluster System". The Astrophysical Journal. 474 (1) 223–255. doi:10.1086/303441.
  152. ↑ Ricard, Elise. (15 January 2016). Planet locations, a supernova, and a black hole. California Academy of Sciences.
  153. ↑ (July 2001). "The galactic habitable zone: Galactic chemical evolution". Icarus. 152 (1) 185–200. doi:10.1006/icar.2001.6617.
  154. ↑ (2008). "Extreme Solar Systems". 398 119. Astronomical Society of the Pacific.
  155. ↑ (May 2009). "Dynamics of planetary systems in star clusters". The Astrophysical Journal. 697 (1) 458–482. doi:10.1088/0004-637X/697/1/458.
  156. ↑ (2024-03-01). Discoveries and timing of pulsars in M62. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 530 (2) 1436–1456. doi:10.1093/mnras/stae816.

আরও পড়ুন

বই

পর্যালোচনা নিবন্ধ

  • (1987). "Dynamical evolution of globular clusters". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 25 565. doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.003025.
  • (2019). "What is a globular cluster? An observational perspective". The Astronomy and Astrophysics Review. 27 (1) 8. doi:10.1007/s00159-019-0119-3.
  • (1997). "Internal dynamics of globular clusters". The Astronomy and Astrophysics Review. 8 (1–2) 1–143. doi:10.1007/s001590050008.

বহিঃসংযোগ

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Globular cluster” নিবন্ধের অনুবাদ।

মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Globular_cluster

এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।
Cite error: <ref> tags exist for a group named "lower-alpha", but no corresponding <references group="lower-alpha"/> tag was found

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=গ্লোবিউলার_ক্লাস্টার&oldid=691"