NGC2808 – Csillagok generációi a gömbhalmazokban

NGC2808-LRGB-20170220-T32-180s-TTK

Az NGC2808 gömbhalmaz

2017-02-20, 2017-02-21 – Siding Spring Observatory

21 x 180 sec L, 8 x 180 sec R, 8 x 180 sec G, 8 x 180 sec B

iTelescope.net T32 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 17″ – 43 cm, f/6.8 – FLI Proline 16803 CCD kamera

A képre kattintva, az nagyobb felbontásban is elérhető.

A gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkem írásakor merült fel bennem először, hogy felvételt készítsek az NGC2808-ról. A déli Hajógerinc (Carina) csillagképben található, ezért nálunk sosem emelkedik a horizont fölé. A megfigyeléséhez vagy délre kell utazunk, vagy távcsőidőt kell bérelnünk ott. Én eme utóbbi megoldást választottam.

NGC2808-map1

Az NGC2808 a déli Hajógerinc (Carina) csillagképben.

Az NGC2808 a Tejútrendszer ősi csillaghalmazai között is igazi óriásnak számít. Ugyan van nála nagyobb, és masszívabb is akad, de 130 fényéves átmérője és tömege, ami 1.42 milliószorosa Napunkénak, így is messze kimagaslónak számít a gömbhalmazok mezőnyében. Csillagai extrém koncentrációt mutatnak a mag felé. A 12 fokozatú Shapley-Sawyer féle osztályozás szerint, mely a gömbhalmazok előbb említett tulajdonságon alapszik, az I. osztályba tartozik. Nem sok riválisa akad. Csak a hazánkból is megfigyelhető M75 (Nyilas csillagkép), és az NGC7006 (Delfin csillagkép) esetében tapasztalhatunk hasonlót. Ezek viszont fényességben és méretben is elmaradnak tőle. Megjegyzem, hogy talán éppen a csillagok koncentrációja, és a mag döbbenetes fényessége jelentette a legnagyobb nehézséget a kép kidolgozása során. Ennek részleteivel azonban nem untatnám az olvasót.

NGC2808-Tejutrendszer2

Az NGC2808 elhelyezkedése a Tejútrendszerben. Napunkat a kis sárga pöttyjelöli.

Talán már magában az NGC2808 impozáns paraméterei, illetve az ennek köszönhető látványa is izgalmassá tenné a 31300 fényévre (9.1 kpc) lévő, 6.2 magnitúdós gömbhalmazt. Én elsősorban mégsem ezért választottam ki. A gömbhalmazok megismerésében játszott kulcsfontosságú szerepe volt az, ami számomra különösen érdekessé tette.

Sokáig úgy gondolták a csillagászok, hogy a gömbhalmazok csillagjai egyszerre keletkeztek. Kémiai összetételük éppen ezért teljesen homogén. A gömbhalmazok korát, azok Hertzsprung-Russel diagramja (HRD) alapján határozták meg, élve az előbbi feltételezéssel. Az egyszerre született, azonos fémtartalmú csillagok megfigyelhető fejlődési állapota csak a kiindulási tömegtől függ.

A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum. Kezdetben csak a vas és a hidrogén arányát vizsgálták, és ez alapján vontak le következtetéseket. Később azonban más elemek hidrogénhez viszonyított arányát is elkezdték vizsgálni, amikor arra voltak kíváncsiak, hogy eltérő-e két csillag kémiai összetétele. Mint ezt később látni fogjuk, csak a vas relatív mennyisége nem mindig árulkodó.

A nagyobb tömegű fényesebb és forróbb csillagok hamarabb elhasználják hidrogén készleteiket, és elhagyják a fősorozatot. Az idő előrehaladtával már csak a kisebb tömegű, és kevésbé fényes csillagok maradnak a fősorozaton.

M55HRD-label

Nincs „tipikus” gömbhalmaz, de az M55 Hertzsprung-Russel diagramja jól szemlélteti a szövegben foglaltakat. Main sequence – Fősorozat, Red giant branch – Vörös óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, AGB (Asymptotic Branch) – Aszimptotikus óriás ág, Blue stragglers – Kék vándorok, White dwarfs – Fehér törpék

Az ábra forrása: Australia Telescope National Facility (ATNF)

Megnézve egy gömbhalmaz Hertzsprung-Russel diagramját rögtön szembetűnő, hogy a valaha legfényesebb, a Nap tömegét több mint nyolcszorosan meghaladó csillagok mind hiányoznak a fősorozatról. Ezek réges-régen „kihunytak”, miután szupernóvaként lángoltak fel. De a közepes tömegűeket, vagyis a Nap tömegét nagyjából kétszeresen, de maximum nyolcszorosan meghaladó csillagokat sem találjuk már ott. Bennük is leálltak a fúziós energiatermelő folyamatok, ma a gömbhalmazok fehér törpe populációját gyarapítják, hogy aztán sok-sok évmilliárd év alatt nagyon lassan kihűljenek. 10 milliárd év után a gömbhalmazokban – márpedig a Tejútrendszer gömbhalmazai jellemzően ennél is idősebbek -, már csak a Nap tömegével összemérhető, illetve a Nap tömegénél kisebb tömegű csillagok belsejében folyik energiatermelés. Azonban, ezekből is a nagyobb tömegűek magjában már kifogytak a hidrogénkészletek, és így el is hagyták a fősorozatot. Miután a csillag fejlődése során a magban elfogy a hidrogén, ennek héliummá történő átalakítása a magot körülvevő külső héjba tevődik át, és a csillag felfúvódva a vörös óriás állapotba jut. A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. (Elméleti megfontolások szerint, ehhez legalább nagyjából 0.5 naptömeg szükséges.) Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló, vagy csak valamivel kisebb fémtartalmú, és tömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken (Red Clump). Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Innen, ezeknek a csillagoknak útja is a fehér törpe állapot felé vezet, ugyanis már a Napunk tömege is kevés ahhoz, hogy valaha is beinduljon a magjában a szén vagy az oxigén fúziója, nem is beszélve a nála kisebb tömegű csillagokról.

Evolutionary_track_1m.svg

Nagyjából 1 naptömegű csillag fejlődési útvonala a fősorozat után a Hertzsprung-Russel diagramon. A gömbhalmazok ma megfigyelhető, a fősorozatról korábban eltávozott csillagjai is nagyjából hasonló utat járnak be. Jelenleg, tömegüktől függően, a görbe valamelyik pontjának közelében tartózkodnak. A pontos útvonal azonban függ a csillag kémiai összetételétől is.

Ábra forrása: Wikipedia.org

Minél idősebb egy halmaz, annál lejjebb tolódik az a pont (Turn Off Point) a fősorozaton, ahol a csillagok „elkanyarodnak” a vörös óriás ág felé. Felrajzolva a HRD-t egy adott halmazra, az előbb említett pontnak a meghatározásával, továbbá felhasználva a csillagfejlődési elméleteket, izokron illesztésével megbecsülhető a halmaz kora. Az izokron a csillagfejlődésben használt kifejezés, mely a HRD-n az azonos korú csillagokat összekötő görbét jelöli. Évtizedeken keresztül alkalmazták a módszert a csillagászok, és végig egyetlen csillaggenerációt feltételezve, keresték azt „az egyetlen” görbét, mely a legjobban illeszkedik az adott halmaz Hertzsprung-Russel diagramjára. A gömbhalmazokat a csillagfejlődési elméletek tökéletesítésére, tesztelésére, kalibrálására használták, és természetesen használják még a mai napig is. De e halmazok révén a Tejútrendszer és más galaxisok kialakulásával, evolúciójával kapcsolatos elméletek is ellenőrizhetők. Fontos tehát, hogy a csillagászok alaposan ismerjék felépítésüket, tulajdonságaikat.

Mindig is volt azonban egy bizonyos probléma a gömbhalmazok Hertzsprung-Russel diagramjával kapcsolatban, ami nagyon zavarta a csillagászokat, és a múlt század hatvanas éveitől kezdve évtizedeken át nem lelték a megoldását.

Azt viszonylag hamar felismerték (ezt korábban már említettem is), hogy a csillagok „működése”, fejlődése nagyban függ a fémtartalomtól. Némileg más utat jár be a fémekben szegény csillag a HRD-n, mint a fémekben gazdagabb. A fémtartalom a csillag színhőmérsékletére is kihat. A fémekben szegények kékebbek, mint a fémekben gazdagabbak. Éppen ezért a fémekben gazdagabb gömbhalmazoknak általában vörösebbek a horizontális ágon tartózkodó csillagjai. Találtak tehát egy paramétert, amivel a horizontális ágak morfológiájának különbségét magyarázni lehetett. A halmazok horizontális ágán lévő csillagok színeloszlása azonban még így is furcsa devianciát mutatott bizonyos esetekben.

GC_masodik_parameter1-m

Az ábrán fémekben gazdagabb négy halmaz szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel. Figyeljük meg, hogy míg a felső kettő horizontális ága csak egy „vörös csonkból” áll, vagyis vöröses árnyalatú csillagok alkotják, addig az alsó kettő horizontális ága, a vörös csillagokat követő résen túl (balra), kékes csillagokban is bővelkedik. Hasonló a fémtartalom, pontosabban a vas hidrogénhez viszonyított aránya, de mégis eltérő a horizontális ág morfológiája. Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A csillagászok találtak olyan nagyjából hasonló fémtartalmú, hasonló vas/hidrogén arányú gömbhalmazokat, melyek horizontális ágai meglepően más képet mutattak. Egyeseké vörösebb, másoké inkább kékes árnyalatú volt, de akadtak a kettő között átmenetet képezők is. Mintha ezek nem akarták volna betartani az előbb felvázolt „szabályt”. A kutatók lázasan keresték, hogy a fémtartalom mellett a halmazok milyen más paramétere lehet hatással a horizontális brancs eloszlására. Innen származik a szakirodalomban használt elnevezés is: a második paraméter problémája.

Ennek egy példája látható a fenti ábrán is. A fémekben gazdagabb gömbhalmazok horizontális ágának vörös csillagait tökéletesen le lehetett írni a korabeli csillagfejlődési elméletekkel, melyek már a fémtartalommal is számoltak. A kékes csillagok előtt viszont némileg értetlenül álltak a csillagászok. Ezeknek nem kellett volna ott lenniük, csakis a fémszegény halmazokban tudták értelmezni a jelenlétüket.

A második paraméterre az idők folyamán több jelölt született. Ezek közül nagyon röviden megemlítenék néhányat. Volt, amelyik a fémtartalom mellett, a halmazok korkülönbségét nevezte meg második paraméterként. Sokáig talán ez volt a legnépszerűbb elképzelés. Mások lokális okokra hivatkoztak. Az egyik ilyen szerint a halmazokon belül a csillagok sűrűsége fontos tényező, ez ugyanis indirekt módon kihatással bír a csillagok késői fejlődési állapotában történő tömegvesztésre, amivel pedig megmagyarázható, hogy miért is különbözőek az azonos fémtartalmú halmazok horizontális ágai. Olyan elképzelés is akadt, mely az eltérő szén-nitrogén-oxigén (CNO) tartalmat tette felelőssé. A horizontális ág csillagainak magjában hélium fúzió zajlik, míg az azt körülvevő héjban pedig hidrogén fúzió. Eme utóbbira pedig nagy hatással van, hogy mekkora a szén-nitrogén-oxigén aránya a csillagban (CNO-ciklus). Mivel a szén-nitrogén-oxigén mennyisége a csillagban befolyásolja annak energiatermelését, így nagyban meghatározza, hogy az hol foglal helyet a Hertzsprung-Russel diagram horizontális ágán. Önmagában végül egyik elképzelés sem volt képes megoldani a problémát.

Az NGC2808 szintén a problémás esetek közé tartozott. Már a múlt század hetvenes éveiben ismert volt a tény, hogy horizontális ágát vörös és kék csillagok alkotják, melyeket tekintélyes rés választ el egymástól. A két csoport között teljesen hiányoztak a „köztes színű” csillagok.

A Hubble űrtávcső teljesen új fejezetet nyitott a csillagászatban, így a gömbhalmazok kutatásában is. A Hubble és kamrája (WPFC2 – Wide Field and Planetary Camera 2) olyan jellegű fotometriai vizsgálatokat tett lehetővé, amiről korábban a kutatók még csak nem is álmodhattak. A rendkívül zsúfolt gömbhalmazok fotometriája az akkori földi műszerekkel igencsak nehézkes volt. Pár példány esetében a Hubble-re volt ahhoz szükség, hogy egyáltalán azonosítani lehessen a horizontális ágon a csillagait. Nagy lendülettel vetették tehát bele magukat a csillagászok a munkába, mely az NGC2808 esetében is izgalmas új részleteket tárt fel. Kiderült, hogy a horizontális ág kék oldala kiterjedtebb, mint az korábban gondolták. Az kezdetben vízszintesen indult, majd hosszan lefelé hajlott a HRD-n. Első alkalommal sikerült nyomon követni a horizontális ág kék csillagait egészen 21 (V) magnitúdóig. Ráadásul, a Hubble ultraibolya szűrőjével (F218W, λeff = 2189Å) készült szín-fényesség diagramján a horizontális ág kék része csomósodásokat mutatott. Ebből kettő teljesen egyértelmű volt, míg egy harmadik jelenléte is gyanítható volt az extrém kék végén. Semmilyen mechanizmus nem volt ismert, mely megmagyarázhatta volna ezeknek a csomóknak a létét. Összefoglalva tehát, 1997-re világossá vált, hogy az NGC2808 horizontális ága három elkülöníthető, egy vörös és két kék csoportból áll. Azonban egy negyedik kék csoport létezése sem volt teljesen kizárt. Lassan gyűltek a jelei annak, hogy a gömbhalmazok talán mégsem egyetlen csillaggenerációból állnak. De az igazi áttörésre még várni kellett.

 NGC2808-HST-CMD-97Sosin-m

Balra az NGC2808 szín-fényesség diagramja (HRD) látható. A vízszintes tengelyen B és V szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve (ez tekinthető a csillagok színének) a színképosztály helyett. A függőleges tengelyen pedig V színszűrővel felvett fényességérték szerepel.

A jobb alsó ábrán külön kiemelésre került az NGC2808 horizontális ágának szín-fényesség diagramja (HRD). A vízszintes tengelyen FUV (ultraibolya) és B (kék) szűrővel mért fényesség értékek különbsége van feltüntetve. A függőleges tengelyen pedig B színszűrővel felvett fényességérték szerepel. A vörös része a horizontális ágnak itt nem látható, ugyanis azok a csillagok túlságosan halványak az FUV szűrős felvételeken. Jobb felső diagramon a horizontális ág kék csillagainak szín szerinti eloszlása látható. Figyeljük meg a csomósodásokat!

Ábra forrása: C. Sosin és mások.

A következő jelentős felfedezésre csak pár évet kellett várni. 2004-ben annak felismerése keltett nagy izgalmat, hogy az ω Centauri (NGC5139) gömbhalmaz fősorozatán, a Hubble űrtávcsőnek hála, sikerült elkülöníteni két különálló csillagcsoportot. Az ezt követő spektroszkópiai analízis is megerősítette azt a tényt, hogy ezek bizony különböző csillaggenerációk. A két csoport fémtartalma különböző volt. Egészen pontosan a második generációra csak olyan izokron illeszkedett, amiben a csillagok héliumban jelentősen gazdagabbak voltak a domináns öregebb populációhoz képest. Ehhez a bravúrhoz egyértelműen az űrtávcsőre volt szükség! Nemsokkal később már legalább három generáció jelenlétét sikerült igazolni a fősorozaton, mely a szubóriás ágon négy különböző brancsra bomlott kora és fémtartalma alapján. Ezek a felismerések megerősítették a gyanút, hogy az ω Centauri talán nem is gömbhalmaz, hanem egy törpe galaxis maradványa.

Kampány indult annak kiderítésére, hogy vajon a Tejútrendszer más gömbhalmazát is több csillaggeneráció alkotja-e. Éppen tíz évvel ezelőtt, 2007-ben jelent meg a tanulmány, aminek a szerzői (G. Piotto és mások) bejelentették, hogy elsőként az NGC2808 esetében siker koronázta próbálkozásukat. Már korábban, 2005-ben megszületett az a felismerés (D’Antona és mások), miszerint a halmaz fősorozata anomális kiterjedést mutat a kék szín irányába. Ebben a fősorozat csillagainak nagyjából 20%-ka volt érintett, így kimondottan ennek a jelenségnek a vizsgálata volt az egyik fő cél. A csillagászok biztosak szerettek volna lenni abban, hogy a vizsgálatuk tárgyát képező csillagok tényleg a halmazhoz tartoznak, és nem előtér vagy háttér csillagok csupán. Éppen ezért, a megfigyeléseiket 18 hónapra nyújtották el, és azt 3 különböző időpontban végezték el. Ez már elég volt ahhoz, hogy a csillagok sajátmozgását figyelembe vegyék. Az elmozdulásuk alapján így el lehetett dönteni, hogy a vizsgált csillag halmaztag-e, vagy sem. Megállapították, hogy az NGC2808 fősorozata egyértelműen 3 különböző csillagpopulációból áll. Ugyanakkor, ezek fémtartalma, pontosabban a vas és a hidrogén aránya nem tér el számottevően, ahogy ezt például az ω Centauri esetében megfigyelték. Jelentősen különbözik azonban az egyes csoportok hélium tartalma.

NGC2808-iso

Az NGC2808 gömbhalmaz fősorozata, amelyben 3 csillagpopuláció is elkülöníthető Piotto és kutatótársainak 2007-es tanulmánya szerint. Az ábrán látható, hogy a fősorozat több izokronnal írható csak le. Ezek az izokronok a csillagok kémiai összetételben (hélium tartalmában) térnek el egymástól. Ábra forrása: G. Piotto és mások

Pár évvel korábban más kutatók (E. Carretta és mások) spektroszkópiai vizsgálatoknak vetették alá az NGC2808 vörös óriás ágát. A nátrium/vas és oxigén/vas arányát vizsgálták és szignifikáns oxigén-nátrium antikorrelációt találtak. A vörös óriás csillagok túlnyomó többségének oxigéntartalma a galaktikus halóra jellemző értéket mutatott. Azonban, kimutatható volt még két másik csoport is: egy oxigénben szegény, és egy oxigénben kimondottan szegény. E mellett marginális eltérést is megállapítottak a vas és a hidrogén arányában az egyes csoportok között. Az oxigénben nagyon szegényekben némileg több volt a vas aránya a hidrogénhez képest, mint a normál mennyiségű oxigént tartalmazókban. Ezt az eltérő héliumtartalomra vezették vissza, ugyanis a héliumtöbblet, erősebbé teszi a fémek vonalait.

Végső konklúzióként az született 2007-ben (G. Piotto és mások), hogy a horizontális ág megfigyelt morfológiája, a fősorozat felépítése, a vörös óriás ág kémiai összetételében tapasztalható különbségek csakis egy módon értelmezhetők: az NGC2808 legalább három, különböző korú csillagok generációjából áll. Az első generációt követő újabbak, már az korábbiak által beszennyezett gázból formálódtak.

Az NGC2808 vizsgálata nem ért véget 10 évvel ezelőtt. A folytatáshoz nagyban hozzájárult a Hubble űrtávcső negyedik szervizmissziója 2009 májusában. Újra használhatóvá vált a WFC/ACS műszer (Wide Field Channel of the Advanced Camera for Surveys), továbbá ekkor helyezték üzembe az új UVIS/WFC3 (Ultraviolet and Visual Channel of the Wide Field Camera 3) eszközt. Az utóbbinak köszönhetően a kutatók nagyobb hangsúlyt fektetettek az NGC2808 csillaggenerációinak ultraibolya tartománybéli megfigyelésére (Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic GCs). Az elektromágneses spektrum ultraibolya régiója kiváló lehetőségeket nyújt az eltérő kémiai összetételű csillagpopulációk tanulmányozására. Azoknak a molekuláknak a sávjai (OH, NH, CH, CN), amelyekből következtetni lehet a csillagok szén (C), nitrogén (N) és oxigén (O) tartalmára az ultraibolya tartományba esnek. A több hullámhosszon elvégzett fotometriai vizsgálatokra, eltérő kémiai összetételt feltételező szintetikus spektrumokra, és nagy felbontású spektroszkópiára épülő eredményeket taglaló cikk 2015-ben jelent meg (A. P. Milone és mások).

NGC2808-HST-CMD-15Milone-1

Az NGC2808 gömbhalmaz szín-fényesség diagramja (HRD). A belső ábrákon a vízszintes és függőleges tengelyeken, a nagy ábrától eltérő, az egyes vizsgálatok szempontjából „legpraktikusabb” hullámhosszokból konstruált szín-fényesség diagrammok láthatók. Balra alul: vörös óriás ág. Jobbra alul: fősorozat. Jobbra felül: szubóriás ág. Már szemmel is látható a többszörös szekvencia jelenléte. Az alapos analízis 5 csillaggeneráció jelenlétét mutatta ki.

Ábra források: A. P. Milone és mások

Kiderült, hogy az NGC2808 felépítése még komplexebb, mint azt korábban gondolták. A vörös óriás ágon 5 populációt sikerült elkülöníteni. Bár a fősorozaton már nem volt ennyire egyértelmű a helyzet, de végül ott is 5 külön populációt találtak. A 2007-es tanulmányban (G. Piotto és mások) kimutatott két kékebb csoport mellett, a fősorozat többséget alkotó vörös csoportot is három részre tudták bontani. Újra megerősítést nyert az is, hogy a horizontális ág kék része 3 populációból áll. Továbbá, konfirmálták más csillagászok 2014-ben publikált (Marino és mások) felismerését, hogy a horizontális ág vörös részét valójában két eltérő kémiai összetételű csillagcsoport lakja (nátriumban gazdag, és nátriumban szegény). De még az aszimptotikus óriás ágon is egyértelműen elkülöníthető volt három populáció.

Összességében tehát elmondható, hogy az NGC2808-ban ma 5 csillaggenerációról van tudomásunk, melyek kémiai összetétele eltérő, vagyis változik populációról, populációra. Azt, hogy az eltérések kimondottan diszkrétek, nem lehet figyelmen kívül hagyni. Az egyes generációk születése is diszkrét kellett, hogy legyen. Az adott generáció csillagai szinte tökéletesen egyszerre keletkeztek. A legelső az ősi gázfelhőből, így annak kémiai összetételét örökölte. Az azt követők pedig már a megelőzők által beszennyezett gázból. Az is tény, hogy a körülbelül 12.5 milliárd éves gömbhalmazban alig néhány 100 millió éve alatt le is játszódtak az epizodikus születési hullámok. Az NGC2808 példája is azt mutatja, hogy a masszív gömbhalmazokban mégis csak maradhat elég gáz az első heves csillagkeletkezés után ahhoz, hogy abból további nemzedékek születhessenek. És nem csak az NGC2808 az egyetlen példa erre.

Sőt, ma már ismerünk olyan gömbhalmazokat is, ahol több generáció él együtt, noha az nem is tartozik az igazán masszívak közé. Ilyen például az M4 és az NGC3201 is. Hogy miképpen lehetséges ez? Hogyan születnek egymást követően az egyes nemzedékek? Ez elég komplex probléma, és még ma is vita tárgyát képezi. Erről egy lehetséges „forgatókönyv” vázlatosan olvasható a gömbhalmazokról írt összefoglaló cikkemben.

Felhasznált irodalom:

Young-Wook Lee, Pierre Demarque, Robert Zinn: The horizontal-branch stars in globular clusters. 2: The second parameter phenomenon

C. Sosin, G. Piotto, S.G. Djorgovski, I.R. King, R.M. Rich, B. Dorman, S. Phinney, J. Liebert, A. Renzini: Globular Clusters Color-Magnitude Diagrams with HST

Craig Sosin, Ben Dorman, S. George Djorgovski, Giampaolo Piotto, R. Michael Rich, Ivan R. King, James Liebert, E. Sterl Phinney, Alvio Renzini: Peculiar Multimodality on the Horizontal Branch of the Globular Cluster NGC 2808

Alistair R. Walker: CCD Photometry of Galactic Globular Clusters V. NGC 2808

E. Carretta, A. Bragaglia, R.G. Gratton, F. Leone, A. Recio-Blanco, S. Lucatello: Na-O Anticorrelation And HB I. The Na-O anticorrelation in NGC 2808

G. Piotto, L. R. Bedin, J. Anderson, I. R. King, S. Cassisi, A. P. Milone, S. Villanova, A. Pietrinferni, A. Renzini: A Triple Main Sequence in the Globular Cluster NGC 2808

Jason Boyles, Duncan R. Lorimer, Phil J. Turk, Robert Mnatsakanov, Ryan S. Lynch, Scott M. Ransom, Paulo C. Freire, Khris Belczynski: Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters

A. P. Milone, A. F. Marino, G. Piotto, A. Renzini, L. R. Bedin, J. Anderson, S. Cassisi, F. D’Antona, A. Bellini, H. Jerjen, A. Pietrinferni, P. Ventura: The Hubble Space Telescope UV Legacy Survey of Galactic Globular Clusters. III. A quintuple stellar population in NGC2808

Az oldal címkéi: , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , , ,