. 1086 / 152434. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Buonanno, R., Corsi, C. E., Pulone, L. ( 1995 ). " ESO 280 - SC06 ". 《 Astronomical Journal 》. 2014년 4월 19일에 확인함. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ " ESO 280 - SC06 ". 《 Globular cluster ESO 280 - SC06, in Ara 》. 2014년 4월 19일에 확인함. ↑ Harris, W. E. ( 1976 ). " Spatial structure of the globular cluster system and the distance to the galactic center ". Astronomical Journal 81 : 1095 - 1116. Bibcode : 1976AJ..... 81. 1095H. doi : 10. 1086 / 111991. ↑ Lee, Y. W. ; Yoon, S. J. ( 2002 ). " On the Construction of the Heavens ". An Aligned Stream of Low - Metallicity Clusters in the Halo of the Milky Way 297 ( 5581 ) : 578 - 81. Bibcode : 2002
Astrophysical Journal, Part 1 384 : 50 - 61. Bibcode : 1992ApJ... 384... 50A. doi : 10. 1086 / 170850. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Barmby, P. ; Huchra, J. P. ( 2001 ). " M31 Globular Clusters in the Hubble Space Telescope Archive. I. Cluster Detection and Completeleness ". The Astronomical Journal 122 ( 5 ) : 2458 - 2468. Bibcode : 2001AJ.... 122. 2458B. arXiv : astro - ph / 0107401. doi : 10. 1086 / 323457. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) [ 깨진 링크 ( 과거 내용 찾기 ) ] ↑ McLaughlin, Dean E. ; Harris, William E. ; Hanes, David A. ( 1994 ). " The spatial structure of the M87 globular cluster system ". Astrophysical Journal 422 ( 2 ) : 486 - 507. Bibcode : 1994ApJ... 422.. 486M. doi : 10
- 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Savage, D. ; Neal, N. ; Villard, R. ; Johnson, R. ; Lebo, H. ( 2002년 9월 17일 ). " Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places ". 《 HubbleSite 》 ( Space Telescope Science Institute ). 2006년 5월 25일에 확인함. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Finley, Dave ( 2007년 5월 28일 ). " Star Cluster Holds Midweight Black Hole, VLA Indicates ". NRAO. 2007년 5월 29일에 확인함. ↑ Baumgardt, Holger ; Hut, Piet ; Makino, Junichiro ; McMillan, Steve ; Portegies Zwart, Simon ( 2003 ). " On the Central Structure of M15 ". Astrophysical Journal Letters 582 ( 1 ) : 21. Bibcode : 2003ApJ... 582L.. 21B. arXiv : astro - ph / 0210133. doi : 10. 1086 / 367537. CS1 관리 - 여러
##iv : astro - ph / 0210133. doi : 10. 1086 / 367537. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Baumgardt, Holger ; Hut, Piet ; Makino, Junichiro ; McMillan, Steve ; Portegies Zwart, Simon ( 2003 ). " A Dynamical Model for the Globular Cluster G1 ". Astrophysical Journal Letters 589 ( 1 ) : 25. Bibcode : 2003ApJ... 589L.. 25B. arXiv : astro - ph / 0301469. doi : 10. 1086 / 375802. 2006년 9월 13일에 확인함. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ " Cosmic fairy lights ". 《 ESA / Hubble Picture of the Week 》. 2014년 4월 29일에 확인함. ↑ Shapley, H. ( 1917 ). " Studies based on the colors and magnitudes in stellar clusters. I, II, III ". Astrophysical Journal 45 : 118 - 141. Bibcode : 1917ApJ...
II, III ". Astrophysical Journal 45 : 118 - 141. Bibcode : 1917ApJ.... 45.. 118S. doi : 10. 1086 / 142314. ↑ Martin, Schwarzschild ( 1958 ). Structure and Evolution of Stars. Princeton University Press. ISBN 0 - 486 - 61479 - 4. ↑ Sandage, A. R. ( 1957 ). " Observational Approach to Evolution. III. Semiempirical Evolution Tracks for M67 and M3 ". Astrophysical Journal 126 : 326. Bibcode : 1957ApJ... 126.. 326S. doi : 10. 1086 / 146405. ↑ Kalirai & Richer ( 2010 ). Star clusters as laboratories for stellar and dynamical evolution, Philosophical Transactions of the Royal Society A, 368, 1913 ↑ Majaess et al. ( 2012 ). The Impact of Contaminated RR Lyrae / Globular Cluster Photometry on the Distance Scale, ApJL, 752, 1 ↑ Lee et
4 ) : 1472 - 1481. Bibcode : 1992AJ.... 104. 1472S. doi : 10. 1086 / 116332. ↑ Benacquista, Matthew J. ( 2002년 2월 20일 ). " Relativistic Binaries in Globular Clusters : 5. 1 N - body ". Living Reviews in Relativity. 2006년 10월 25일에 확인함. ↑ Hut, Piet ; Makino, Jun. " Maya Open Lab ". 《 The Art of Computational Science 》. 2012년 3월 26일에 확인함. ↑ Heggie, D. C. ; Giersz, M. ; Spurzem, R. ; Takahashi, K. ( 1998 ). 〈 Dynamical Simulations : Methods and Comparisons 〉. Johannes Andersen. 《 Highlights of Astronomy Vol. 11A, as presented at the Joint Discussion 14 of the XXIIIrd General Assembly of the IAU, 1997 》. Kluwer Academic Publishers. 591쪽. Bibcode :
##iv : astro - ph / 9702024. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Kenneth Janes ( November 2000 ). " Star Clusters " ( PDF ). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. 2쪽. 2014년 3월 26일에 확인함. ↑ Buonanno, R. ; Corsi, C. E. ; Buzzoni, A. ; Cacciari, C. ; Ferraro, F. R. ; Fusi Pecci, F. ; Corsi ; Buzzoni ; Cacciari ; Ferraro ; Fusi Pecci ( 1994 ). " The Stellar Population of the Globular Cluster M 3. I. Photographic Photometry of 10 000 Stars ". Astronomy and Astrophysics 290 : 69 - 103. Bibcode : 1994A & A... 290... 69B. CS1 관리 - 여러 이름 ( 링크 ) ↑ Da Costa, G. S. ; Freeman, K. C. ( May 1976 ). " The structure and mass function of the globular
中 文 링크 편집 이 문서는 2019년 5월 11일 ( 토 ) 21 : 16에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허락 3. 0에 따라 사용할 수 있으며, 추가적인 조건이 적용될 수 있습니다. 자세한 내용은 이용 약관을 참고하십시오. 미국 및 다른 국가에 등록되어 있는 Wikimedia Foundation, Inc. 소유의 등록 상표입니다. 개인정보 정책 위키백과 소개 면책 조항 개발자 쿠키 정책 모바일 보기
##계가 교란되어 행성 일부는 모항성에서 떨어져 나와 떠돌이 행성이 될 것이다. 모항성에 가까운 행성도 궤도가 교란될 수 있으며, 그 결과 궤도 감쇠, 이심률 증가, 조석 효과 등의 현상이 발생할 것이다. [ 92 ] 같이 보기 [ 편집 ] 우주 거리 사다리 구상성단 목록 플럼머 모형 폴리트로프 초성단 주 [ 편집 ] ↑ 한국천문학회 편, 《 천문학용어집 》 207쪽 좌단 24째줄 ↑ Harris, William E. ( February 2003 ). " CATALOG OF PARAMETERS FOR MILKY WAY GLOBULAR CLUSTERS : THE DATABASE ". 2009년 12월 23일에 확인함. ↑ Frommert, Hartmut ( August 2007 ). " Milky Way Globular Clusters ". SEDS. 2008년 2월 26일에 확인함. ↑ Ashman, Keith M. ; Zepf, Stephen E. ( 1992 ). " The formation of globular clusters in merging and interacting galaxies ". Astrophysical Journal, Part 1 384 : 50 - 61. Bibcode : 1992ApJ... 38
##들 중에는 우리의 시선 방향에 위치한 별들도 있음을 명심하자. 그래서 이론천문학자들은 성단의 총 질량의 절반이 되는 반경인 반질량반경 ( r m { displaystyle r - { m } } ) 을 또 설정한다. 반질량반경이 전체 크기에 비해 상대적으로 작으면, 그 구상성단은 핵의 밀도가 높은 것이다. 이러한 사례로는 메시에 3이 있는데, 이 성단의 겉보기 크기는 18 각분이지만 반질량반경은 1. 12 각분에 불과하다. [ 61 ] 대부분의 구상성단의 유효반경은 10 파섹 이하이나, 그보다 큰 구상성단들도 존재한다. 예컨대 NGC 2419는 18 파섹이고, 팔로마 14는 25 파섹이다. [ 11 ] 마지막으로 조석반경은 로슈 한계라고도 한다. 이것은 모은하의 중력이 구상성단 자체의 중력보다 구상성단 내부의 항성들에게 미치는 영향이 더 커지기 시작하는 지점이다. 이 거리에 있는 항성은 은하에 의해 성단으로부터 떨어져 나갈 수 있다. 메시에 3의 조석반경은 약 40 각초, [ 62 ] 또는 지구로부터의 거리가 10. 4 킬로파섹이므로 조석반경
구상성단(球狀星團, globular cluster, 문화어: 둥근별떼) 은 구형의 항성의 모임(성단)으로, 은하중심의 주위를 마치 위성처럼 돈다. 구상성단은 중력에 의해 단단히 유지되고 있으며, 이에 따라 구형의 모양을 유지하고, 중심으로 들어갈수록 별의 개수밀도가 높아진다. 은하헤일로에서 발견되는 구상성단은 은하원반에서 발견되는 산개성단과 비교하여 별이 상당히 많고 또 훨씬 늙은 별들로 이루어져 있다. 구상성단은 제법 흔한 천체로서, 현재까지 약 150개 ~ 158개의 구상성단이 우리은하에서 발견되었다. 또한 10개 ~ 20개 정도가 아직 발견되지 않았을 가능성이 있다. 큰 은하일수록 구상성단도 많을 것으로, 안드로메다 은하는 500개 정도의 구상성단을 가지고 있을 것으로 생각된다. 은하단의 중심에 자리잡은 거대타원은하, 예컨대 메시에 87 같은 것은, 13,000 여개의 구상성단을 거느리고 있다. 이 구상성단들은 반지름 40 킬로파섹(약 131, 000 광년) 또는 그 이상에 달하는 궤도로 은하 주위를 공전한다.국부은하군의 질량이 충분한 은하는 모두 한 무리의 구상성단을 거느리고 있으며, 지금까지 전천조사를 통해 발견된 거의 모든 큰 은하들은 구상성단계를 가지고 있다. 궁수자리 왜소타원은하와 큰개자리 왜소은하는 우리은하에게 구상성단(팔로마 12 등)을 빼앗기고 있는 과정 중인 것으로 보인다.은하의 별들 중 가장 먼저 만들어진 별들이 구상성단 안에 포함되어 있는 것으로 보이나, 은하 진화에 있어 구상성단의 기원과 역할은 아직 불확실하다. 구상성단이 왜소타원은하와는 명확히 다른 존재이며, 구상성단의 형성은 모은하의 항성 형성의 일부라는 것은 확실해 보인다. 그러나 최근 천문학자들은 구상성단과 왜소구형은하가 서로 명확히 구분될 수 있는 천체가 아닐 수도 있다는 추측을 제기하고 있다.