Astronomia ogólna. Gromady i asocjacje gwiazdowe
Według współczesnych danych co najmniej 70% gwiazd w Galaktyce należy do układów podwójnych i wielokrotnych, a gwiazdy pojedyncze (takie jak nasze Słońce) stanowią raczej wyjątek od reguły. Ale często gwiazdy łączą się w liczniejsze „kolektywy” - gromady gwiazd. Gromada gwiazd to grupa gwiazd znajdujących się w przestrzeni blisko siebie, połączonych wspólnym pochodzeniem i wzajemną grawitacją. Wszystkie gwiazdy wchodzące w skład gromady znajdują się w tej samej odległości od nas (aż do wielkości gromady) i mają w przybliżeniu ten sam wiek i skład chemiczny, ale jednocześnie znajdują się na różnych etapach ewolucji (określonej początkową masą każdej gwiazdy), co czyni je wygodnym obiektem do testowania teorii pochodzenia i ewolucji gwiazd. Istnieją dwa rodzaje gromad gwiazd: kuliste i otwarte. Początkowo podział ten przyjęto wg wygląd, ale w miarę dalszych badań stało się jasne, że gromady kuliste i otwarte różnią się dosłownie we wszystkim - wiekiem, składem gwiazd, naturą ruchu itp.
Gromady kuliste gwiazd zawierają od dziesiątek tysięcy do milionów gwiazd. Gromady tego typu charakteryzują się regularnym, kulistym lub nieco spłaszczonym kształtem (co najwyraźniej jest oznaką osiowego obrotu skupienia). Znane są jednak także gromady ubogie w gwiazdy, których wyglądem nie można odróżnić od otwartych (na przykład NGC 5053) i które są klasyfikowane jako kuliste według charakterystyczne cechy diagramy widmo-jasność. Dwie najjaśniejsze gromady kuliste oznaczono jako Omega Centauri (NGC 5139) i 47 Tucanae (NGC 104) jako gwiazdy zwykłe, ponieważ ze względu na ich znaczną jasność pozorną (odpowiednio +3, m 6 i +4, m 1) są wyraźnie widoczne gołym okiem, ale tylko w kraje południowe. A na środkowych szerokościach geograficznych półkuli północnej tylko dwa są dostępne gołym okiem, choć z trudem (nawet przy ciemnym, nienaświetlonym niebie), w konstelacjach Strzelca (M22) i Herkulesa (M13).
Omega Centauri jest jedną z najjaśniejszych pod względem wielkości bezwzględnej, ponieważ wynosi -10. m 2, podczas gdy jedna z najsłabszych (NGC 6366) ma tylko -5. M. Średnice liniowe gromad kulistych na ogół wahają się od 15 do 200 szt., natomiast koncentracja gwiazd w ich centralnych obszarach sięga tysięcy i dziesiątek tysięcy na 1 szt. 3 (w sąsiedztwie Słońca - tylko 0,13 gwiazd na 1 szt. 3). Pozorne wymiary kątowe zależą zarówno od średnicy liniowej, jak i odległości od gromady, a zatem różnią się silniej. Największą jest znowu Omega Centauri (54 cale – ponad półtora raza większa od pozornej średnicy Księżyca!), a z tych widocznych na średnich szerokościach geograficznych półkuli północnej – M4 w Skorpionie (34 cale), a poza tym jest jednym z najbliższych, aż do 2 kpc) i wspomnianym już M22 w Strzelcu (32"). Najmniejsze mają widoczny rozmiar kątowy wynosi około 1".
Obecnie w Galaktyce znanych jest około 150 gromad kulistych, jednak oczywiste jest, że to tylko niewielka część tych, które faktycznie istnieją (ich łączną liczbę szacuje się na około 400-600). Ich rozmieszczenie na sferze niebieskiej jest nierównomierne - są silnie skoncentrowane w kierunku centrum galaktyki, tworząc wokół niego rozległe halo. Około połowa z nich położona jest nie dalej niż 30 stopni od widocznego środka Galaktyki (w Strzelcu), czyli na obszarze, którego powierzchnia stanowi zaledwie 6% całej powierzchni sfery niebieskiej. Rozkład ten jest konsekwencją osobliwości rotacji gromad kulistych wokół centrum Galaktyki, charakterystycznej dla obiektów podukładu sferycznego - po bardzo wydłużonych orbitach. Raz na okres (10 8 -10 9 lat) gromada kulista przechodzi przez gęste centralne obszary Galaktyki i jej dysk, co przyczynia się do „wymiatania” gazu międzygwiazdowego z gromady (obserwacje potwierdzają, że jest tam bardzo mało gazu w tych klastrach). Niektóre gromady kuliste są tak daleko od centrum Galaktyki (NGC 2419 – 100 kpc), że można je sklasyfikować jako międzygalaktyczne.
Diagram widmo-jasność gromad kulistych ma charakterystyczny kształt ze względu na brak masywnych gwiazd na gałęzi ciągu głównego. Wskazuje to na znaczny wiek gromad kulistych (10-12 miliardów lat, czyli powstały jednocześnie z powstawaniem samej Galaktyki) - w tym czasie zapasy wodoru wyczerpują się w gwiazdach o masie zbliżonej do Słońca, a opuszczają ciąg główny (a im większa początkowa masa gwiazdy, tym szybciej), tworząc gałąź podolbrzymów i gigantów. Dlatego w gromadach kulistych najbardziej jasne gwiazdy są czerwonymi olbrzymami. Ponadto obserwuje się w nich gwiazdy zmienne (szczególnie często typu RR Lyrae), a także końcowe produkty ewolucji gwiazd masywnych (zachodzące w bliskich układach podwójnych z normalna gwiazda białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury), objawiające się jako źródła promieniowania rentgenowskiego różne rodzaje. Ale ogólnie gwiazdy podwójne są rzadkie w gromadach kulistych. Należy zauważyć, że w innych galaktykach (na przykład w Obłokach Magellana) znaleziono gromady kuliste o typowym wyglądzie, ale o składzie gwiazdowym o małym wieku, dlatego takie obiekty są uważane za młode gromady kuliste. Inną cechą gromad kulistych jest zmniejszona zawartość ciężkich (cięższych od helu) pierwiastków w atmosferach tworzących je gwiazd. W porównaniu do ich zawartości w Słońcu, gwiazdy gromad kulistych są zubożone w te pierwiastki 5-10 razy, a w niektórych gromadach - nawet 200 razy. Cecha ta jest charakterystyczna dla obiektów sferycznego składnika Galaktyki i jest również związana z dużym wiekiem gromad - ich gwiazdy powstały z pierwotnego gazu, podczas gdy Słońce powstało znacznie później i zawiera ciężkie pierwiastki utworzone przez wcześniej wyewoluowane gwiazdy.
Gromady otwarte gwiazd zawierają stosunkowo niewiele gwiazd - od kilkudziesięciu do kilku tysięcy i z reguły nie ma tu mowy o żadnym regularnym kształcie. Najbardziej znaną gromadą otwartą są Plejady widoczne w gwiazdozbiorze Byka. W tej samej konstelacji znajduje się inna gromada – Hiady – grupa słabych gwiazd wokół jasnego Aldebarana.
Znanych jest około 1200 gromad otwartych gwiazd, ale uważa się, że w Galaktyce jest ich znacznie więcej (około 20 tysięcy). Są one również rozmieszczone nierównomiernie na sferze niebieskiej, jednak w przeciwieństwie do gromad kulistych są silnie skoncentrowane w kierunku płaszczyzny Galaktyki, dlatego prawie wszystkie gromady tego typu są widoczne w pobliżu Drogi Mlecznej i są na ogół nie dalej niż 2 kpc od słońce. Fakt ten wyjaśnia, dlaczego obserwuje się tak małą część całkowitej liczby gromad - wiele z nich jest zbyt odległych i ginie na tle dużej gęstości gwiazdowej Drogi Mlecznej lub jest zasłoniętych przez absorbujące światło obłoki gazu i pyłu , również skoncentrowany w płaszczyźnie galaktycznej. Podobnie jak inne obiekty na dysku galaktycznym, gromady otwarte krążą wokół centrum galaktyki po orbitach prawie kołowych. Średnice gromad otwartych wahają się od 1,5 szt. do 15-20 szt., a koncentracja gwiazd waha się od 1 do 80 na 1 szt. 3. Z reguły klastry składają się ze stosunkowo gęstego rdzenia i rzadszej korony. Wśród gromad otwartych znane są gromady podwójne (takie jak Chi i Al Perseusz) oraz wielokrotności, tj. grupy charakteryzujące się bliskością przestrzenną oraz podobnymi ruchami własnymi i prędkościami promieniowymi.
Główną różnicą między gromadami otwartymi a gromadami kulistymi jest duża różnorodność diagramów widmo-jasność w tej pierwszej, spowodowana różnicami w ich wieku. Najmłodsze gromady mają około 1 miliona lat, najstarsze 5-10 miliardów lat, dlatego skład gwiazdowy gromad otwartych jest zróżnicowany - zawierają one niebieskie i czerwone nadolbrzymy, olbrzymy, zmienne różne rodzaje- rozbłyski, cefeidy itp. Skład chemiczny gwiazdy wchodzące w skład gromad otwartych są dość jednorodne, a przeciętna zawartość ciężkich pierwiastków jest zbliżona do zawartości Słońca, co jest typowe dla obiektów w dysku galaktycznym.
Inną cechą gromad otwartych jest to, że często są widoczne razem z mgławicą gazowo-pyłową – pozostałością obłoku, z którego kiedyś uformowały się gwiazdy tej gromady. Gwiazdy mogą nagrzewać lub oświetlać „swoją” mgławicę, czyniąc ją widoczną. Dobrze znane Plejady (patrz zdjęcie) również są zanurzone w niebieskiej, zimnej mgławicy. W galaktyce gromady otwarte mogą istnieć tylko tam, gdzie jest dużo obłoków gazu. W galaktykach spiralnych takich jak nasza takich miejsc występuje obficie w płaskiej części galaktyki, a młode gromady są dobrymi wskaźnikami struktury spiralnej, ponieważ w czasie, jaki upłynął od ich powstania, nie mają czasu na poruszanie się od ramion spiralnych, w których występuje ta formacja.
Specjalnym typem klastra otwartego jest poruszające się skupiska, dla którego można dokładnie zmierzyć ruchy własne wchodzących w jego skład gwiazd. Przykładami takich gromad są Hiady, Plejady, Żłób i kilka innych. Kontynuacja kierunków tych ruchów (do tyłu lub do przodu) przecina się w punkcie zwanym radiantem - jest to zbieżność linii równoległych wynikająca z perspektywy. Badanie takich gromad ma fundamentalne znaczenie ze względu na fakt, że wiedza o ruchach własnych gwiazd, ich prędkościach radialnych i odległościach kątowych do radiantu pozwala obliczyć całkowitą prędkość przestrzenną tych gwiazd, a co za tym idzie, dokładną odległość do je (dokładniej niż metodą paralaksy trygonometrycznej). A znajomość odległości umożliwia przynajmniej jednemu klasterowi „kalibrację” diagramu widmo-jasność, tj. powiązać to z absolutnymi wielkościami gwiazdowymi. Takie odniesienie jest bardzo ważne przy wyznaczaniu odległości do innych gromad z diagramów „widmo-światło widzialne” uzyskanych bezpośrednio z obserwacji, ponieważ połączenie głównej sekwencji takiego diagramu z „skalibrowanym” natychmiast daje różnicę między wielkościami widzialnymi i bezwzględnymi , w zależności tylko od odległości. Najwygodniej jest używać Hiad jako gromady „odniesienia”, gdyż jest ona najbliższa (40 szt.) i bez przesady można powiedzieć, że do niedawna (przed startem misji HIPPARCOS) cała skala odległości międzygwiezdnych utrzymywano na Hiadach.
Stowarzyszenia gwiazd- rozrzedzone grupy gwiazd, których wiek nie przekracza kilkudziesięciu milionów lat (najmłodsza z nich ma nie więcej niż milion lat). Zazwyczaj zespół gwiazd ma wielkość 50-100 szt. i zawiera od kilku do kilkuset gwiazd, tym samym różniąc się od młodych gromad gwiazd duży rozmiar i mniejsza gęstość gwiazd. Przyciąganie pomiędzy gwiazdami w asocjacjach jest zwykle zbyt słabe, aby utrzymać je razem, dlatego asocjacje nie trwają długo (jak na standardy kosmiczne) - w ciągu zaledwie 10-20 milionów lat rozszerzają się tak bardzo, że ich gwiazdy nie wyróżniają się już na tle inne gwiazdy. Istnienie w Galaktyce gromad gwiazd i związków o bardzo różnym wieku niezbicie wskazuje, że gwiazdy powstają nie pojedynczo, ale w grupach, a sam proces powstawania gwiazd trwa do chwili obecnej. Przykładem związku gwiazdowego jest grupa młodych niebieskich gwiazd w konstelacji Oriona, której rdzeniem jest „trapez Oriona”.
Nie tylko gwiazdy zawarte w gromadach, ale także same gromady nie są wieczne. Odległości pomiędzy gwiazdami w gromadach otwartych są stosunkowo duże, co oznacza, że działają na nie siły oddziaływanie grawitacyjne. Przez miliony lat, w wyniku pływowego działania galaktyk, gromady stopniowo się rozpadają - zawarte w nich gwiazdy oddalają się od siebie coraz bardziej i stopniowo tracą wiązania grawitacyjne. Czasami na podstawie ogólnego ruchu i odległości do grupy gwiazd można odgadnąć, która z nich znajdowała się wcześniej w gromadzie otwartej. Takie grupy nazywane są strumienie gwiazd. Niewiele osób wie, że 5 gwiazd Wielkiej Niedźwiedzicy należy do jednej z tych grup (patrz zdjęcie po lewej), położonych szczególnie blisko Słońca (około 28 szt.), I dlatego zajmie niebo Duża powierzchnia. Strumień ten składa się z około 100 gwiazd, wśród których jest Gemma (alfa Korony Północnej), a nawet Syriusz!
W temacie gromad gwiazd warto byłoby na koniec wspomnieć asteryzmy- charakterystyczne konfiguracje (często - poprawna forma lub przypominający zarys jakiegoś obiektu), utworzone przez przypadkowe gwiazdy, które nie są ze sobą w żaden sposób powiązane. Za asteryzmy uważa się również duże formacje, takie jak figury konstelacji (na przykład główne gwiazdy figury Oriona nazywane są asteryzmem „Motyla”), a nawet kilka konstelacji jednocześnie (na przykład Vega, Deneb i Altair tworzą studnię- znany „trójkąt wiosenno-letni”) i bardzo mały, widoczny przez lornetkę lub teleskop (np. asteryzm „Wieszak” w Lisichce). Asteryzmy nie są przedmiotem zainteresowania naukowego, ale z estetycznego punktu widzenia mogą być dość spektakularne.
Badać gromady gwiazd Wszechświat: opis, klasyfikacja, typy rozproszone i kuliste ze zdjęciami i filmami, lista gromad, wiek, katalog Messiera, zniszczenie.
– grupa gwiazd o wspólnym pochodzeniu i połączeniu grawitacyjnym przez pewien czas. Ten użyteczne narzędzie dla astronomów, ponieważ pomagają w badaniu i modelowaniu ewolucji gwiazd. Istnieją dwa główne typy gromad gwiazd: gromady otwarte (otwarte) i gromady kuliste. Dowiedz się więcej o gromadach gwiazd w galaktyce z ciekawego filmu.
Astronom Aleksiej Rastorguew o roli grawitacji we Wszechświecie, gromadach otwartych i kulistych oraz badaniu historii galaktyk:
Nazywa się tak, ponieważ poszczególne gwiazdy można łatwo rozróżnić. Na przykład Plejady i Hiady są tak blisko, że gołym okiem można bez problemu dostrzec poszczególne gwiazdy. Czasami nazywane są gromadami galaktyk, ponieważ znajdują się w zapylonych ramionach spiralnych. Gwiazdy w gromadzie otwartej mają wspólne pochodzenie (powstały z tego samego początkowego obłoku molekularnego). Zazwyczaj gromada zawiera kilkaset gwiazd (może osiągnąć kilka tysięcy).
Gwiazdy są związane grawitacją, ale jest ona dość słaba. Gromada obraca się wokół galaktyki i w końcowej fazie ulega rozproszeniu w wyniku kontaktu grawitacyjnego z silniejszymi obiektami. Uważa się, że Słońce pojawiło się w gromadzie otwartej, która obecnie już nie istnieje. Są to zatem zawsze obiekty młode. Mgławica jest nadal widoczna w Plejadach, co wskazuje na niedawne formowanie się.
Gromady otwarte są wypełnione gwiazdami z populacji I – młodymi i już wysoki poziom metaliczność. Szerokość waha się od 2 do 20 parseków.
Gromady kuliste galaktyki zawierają od kilku tysięcy do miliona gwiazd znajdujących się w sferycznym układzie grawitacyjnym. Znajdują się w halo i reprezentują najstarsze gwiazdy - populację II (rozwiniętą, ale o niskiej metaliczności). Gromady są tak stare, że każda gwiazda (powyżej klasy G lub F) przekroczyła już ciąg główny. W gromadzie kulistej jest niewiele pyłu i gazu, ponieważ nie tworzą się w niej nowe gwiazdy. Gęstość w obszarach wewnętrznych jest znacznie wyższa niż w obszarach w pobliżu Słońca.
W gromadach kulistych gwiazdy również mają wspólne pochodzenie. Ale ten typ utrzymuje obiekty mocno grawitacyjnie (gwiazdy się nie rozpraszają). W Drodze Mlecznej znajduje się około 200 gromad kulistych. Wśród nich możemy wymienić 47 Tucanas, M4 i Omega Centauri. Chociaż istnieją sugestie dotyczące tej ostatniej, że może to być karłowata galaktyka sferoidalna.
Gromady kuliste
Astronom Władimir Surdin o rodzajach gromad gwiazd, jądrze galaktycznym i życiu na planetach gromad kulistych:
Gromady gwiazd są niezwykle cenne dla astronomów, ponieważ można je wykorzystać do określenia wieku gwiazdy i śledzenia jej ewolucji.
Gwiazdy w gromadach otwartych mają jedno pochodzenie, więc ich poziomy metaliczności są zbieżne, co oznacza, że wszyscy członkowie przejdą przez te same etapy ewolucyjne. Ponadto znajdują się w tej samej odległości, co pozwala również na wyświetlenie wartości bezwzględnej. Jeśli zobaczysz wyróżniające się jasne gwiazdy, są one znacznie jaśniejsze niż ich słabsi sąsiedzi.
Dzięki tym informacjom naukowcy tworzą cyfrowe diagramy klastrów. Wyświetlają pozorną wartość V na osi pionowej względem indeksu cyfrowego B – V w poziomie. Korzystając z paralaksy spektrograficznej, diagram można skalibrować w celu uzyskania wartości bezwzględnej.
Jeśli zbudujemy dla nich diagramy, otrzymamy dolny wykres. Ponieważ znajdują się one w różnych odległościach, kalibruje się je do wartości bezwzględnych.
Na prawej osi pionowej widoczna jest nowa skala. „Lata” to wiek klastra. Para w Perseuszu jest na tyle młoda, że większość gwiazd znajduje się na etapie ciągu głównego. Plejady są nieco starsze i nie mają gwiazd powyżej indeksu barwy 0 (klasa widmowa A0). Bardziej masywne obiekty już przeszły na gigantyczne gałęzie. M67 nie ma gwiazdy gorętszej niż wskaźnik koloru 0,4. Najwyższa wartość ma na diagramie punkt zwrotny, w którym klaster wyłącza ciąg główny. Im niższy ciąg główny, tym starszy jest klaster.
Globule są zwykle znacznie starsze od otwartych, więc pokolorowana wielkość gwiazdowa na diagramie pokazuje gwiazdy bardziej rozwinięte. Pozbawione są także obiektów o dużej masie. Punkt ten zilustrowano poniżej na przykładzie M55.
Widoczna jest tutaj grupa gorących gwiazd ciągu głównego powyżej punktu wyłączenia. Nazywa się ich niebieskimi maruderami. Naukowcy uważają, że ze względu na duże zagęszczenie gwiazd w gromadach kulistych niektóre z nich potrafią się łączyć. Połączona masa sprawia, że gwiazda jest gorętsza i jaśniejsza niż główna masa gwiazdy. Gromady gwiazd nie są ponadczasowe projekty i są zniszczone. Dowiedz się o tym procesie z filmu. Skorzystaj także z internetowej mapy gwiazd, aby samodzielnie znaleźć gromady. Jeżeli nie możesz kupić teleskopu to odwiedź naszą stronę z wirtualnym modelem galaktyki droga Mleczna lub spójrz na zdjęcie z listy skupień.
Zapadnięcie się gromad gwiazd
Astronom Aleksiej Rastorguew o dynamice gwiazd, czasie życia gromad gwiazd i potencjale grawitacyjnym naszej Galaktyki
Astronomowie nazywają gromady gwiazd grupami dynamicznie połączonych grup zawierających duża liczba gwiazd i różnią się rodzajem i składem gwiazdowym. Ze względu na ich wygląd istnieją dwie grupy gromad gwiazd: gromady otwarte, które obejmują dziesiątki i setki gwiazd, oraz gromady kuliste, które mogą zawierać dziesiątki i setki tysięcy.
Gromady otwarte gwiazd
zdjęcie: Gromada kulista gwiazd m55
Gromady kuliste gwiazd
Kolorowy diagram wielkości gwiazd w gromadach kulistych zwykle wyraźnie pokazuje charakterystyczną gałąź poziomą lub gałąź olbrzymią powiązaną z ciągiem głównym, a także samą sekwencję główną, która zaczyna się w obszarze o niższej jasności niż w zwykłym Hertzsprungu -Schemat Russella. Czasami w gromadach kulistych można zobaczyć znaczną ilość gwiazdy zmienne, najczęściej typu RR Lyrae, pozwalające na określenie odległości do tych obiektów.
W 1947 roku radziecki astrofizyk Wiktor Ambartsumyan i jego współpracownicy odkryli specjalne grupy gwiazd, które nazwano asocjacjami gwiazdowymi. Są to grupy gwiazd określonego typu, których gęstość gwiazdowa jest znacznie większa od średniej gęstości gwiazd tego typu w Galaktyce. Naukowcy zidentyfikowali dwa typy. Pierwsza - O-asocjacje - obejmuje gwiazdy wczesnych typów widmowych od O do B2, których wielkość wynosi dziesiątki i setki parseków, tj. wielokrotnie większe niż gromady otwarte gwiazd. Asocjacje drugiego typu obejmują gwiazdy typu τ Tauri i dlatego nazywane są asocjacjami τ.
Ryż. Diagram kolorów - pozorna wielkość gromady kulistej M3
Poznajemy coraz więcej duża liczba obiekty do obserwacji w serii artykułów o nas często natrafiamy na obiekty kosmiczne tzw. Ze względu na wygląd klastry dzielą się na 2 typy: rozsiany(lub otwarty) i piłka. Dowiedzmy się o nich trochę więcej.
Gromada tego typu zawiera od 20 do kilku tysięcy gwiazd. Łatwo je zaobserwować i znaleźć gwiaździste niebo gołym okiem, ale prostym amatorskim teleskopem widać poszczególne obszary. Gwiazdy są ze sobą połączone przyciąganie grawitacyjne i są przeważnie młodzi i seksowni.
Gromady takie znajdują się w pobliżu pasma Drogi Mlecznej. Znanych jest około 1000 gromad otwartych, jednak astronomowie sugerują, że ich liczba może przekraczać kilkadziesiąt tysięcy. Wyglądają jak grupa gwiazd położonych blisko siebie. Najjaśniejszą gromadą obserwowaną z Ziemi jest Plejady(Lub M 45), o wielkości równej 1,6 m.
Powyższe zdjęcie pokazuje kosmiczny pył pomiędzy gwiazdami - tak naprawdę odbija on niebieskie światło bardzo gorących i młodych gwiazd.
Jeszcze jeden dobry przykład klastry otwarte to klaster Dzika kaczka(Lub M 11) w konstelacji .
Najmłodsze gromady otwarte gwiazd otoczone mgławicami gazowymi i pyłowymi nazywane są stowarzyszenia gwiazd. Takie skojarzenia są bardzo trudne do odróżnienia na tle innych gwiazd, ale stosując metody spektralne można je podzielić na grupy: Stowarzyszenie O- zawiera gorące gwiazdy O i B; Stowarzyszenie T- składa się z młodych wschodzących gwiazd klas F, G, K, M.
Gromady kuliste obejmują od 10 tysięcy do miliona gwiazd. Przez lornetkę lub amatorski teleskop widać jedynie kształt i niektóre ogólne kontury. Do bardziej szczegółowych badań potrzebne będzie potężne narzędzie.
Gromady takie znajdują się w pobliżu naszej galaktyki Drogi Mlecznej. Obracają się po wydłużonych orbitach eliptycznych wokół centrum galaktyki.
Wszystkie gromady kuliste mają wygląd kuli, bardzo jasnej w środku i słabnącej w kierunku krawędzi, gdzie maleje koncentracja gwiazd. Ze względu na ich dużą jasność i silną jasność, można zaobserwować prawie wszystkie gromady tego typu. Ich łączna liczba wynosi nieco ponad 100.
Gromada kulista gwiazd M 12
Grupa M 12 znajduje się w konstelacji i w pierwszym miesiącu lata można na niego polować. Innym jasnym przedstawicielem gromady kulistej, która również znajduje się w tej konstelacji, jest M 14:
Jasna gromada kulista M 14
Gromady kuliste są interesujące do polowania nawet przez lornetkę. Pomimo tego, że nie będzie możliwe rozważenie szczegółów, samo wyszukiwanie jest bardzo ekscytujące. Kiedyś pisałem notatki na blogu. Przeczytaj to.
Ogólnie rzecz biorąc, to wszystko, co musisz wiedzieć typy gromad gwiazd aby móc je rozróżnić na rozgwieżdżonym niebie i zrozumieć, gdzie się znajdują.
