夜空は球状星団の中からどのように見えるでしょうか？

22

天気が晴れたら、星を見ることができます。そして、私たちは通常それらの数千を見るでしょう、それらはすべて以上です $\textrm{pc}$ 私たちから離れ。

現在、球状クラスターがあります。これは、いくつかの領域に集中している個の星で構成されています。追放側からは、次のようになります。 $10^5$ $\textrm{pc}$

球状クラスター

さて、彼ら（そして空全体）は内側からどのように見えますか？太陽系がそのようなクラスターの中にあると想像してください。それは大きな変化でしょうか？昼と夜の間に大きな違いはありますか？そこで天文学を勉強するのは簡単ですか、それとも難しいでしょうか？

PS質問のクレジットはロス教会に送られます。

amateur-observing fundamental-astronomy globular-clusters

— アレクセイ・ボブリック
ソース

1

確かではありませんが、球状クラスター（GC）内には、おそらくその外側の部分を除いて、安定した居住可能なゾーンはないと思います。星の密度は非常に高いため、太陽系のようなオブジェクトは、星の遭遇によって破壊/消滅します。したがって、私たちが知っているように、そこに人生は決してないかもしれません。さらに、非原始元素（天文学スラングの「金属」）の割合

は、少なくとも天の川の古いGCでは非常に低いです。低

星は惑星をホストする可能性がはるかに低いです。したがって、誰もいないので、GCの夜空を観察してください。

Z

$Z$

Z

$Z$

— ウォルター

1

親愛なる@Walter、はい、これは正しいです。太陽系は約

年以上安定しておらず、そこでも形成されていません。しかし、私がまだ知りたいのは、もし人が太陽と地球を取り、それらをそのようなクラスターに入れることができたら、空はどのように見えるかということです。

10^{3}

$10^3$

— アレクセイボブリック

3

アシモフの物語「ナイトフォール」は、まさにこの状況を説明しています。

— dotancohen

1

@Walter Dr. Rosanne DiStefano は、HZが赤いd星に非常に近く、GCで支配的であるため、恒星の遭遇によって邪魔されることはめったにないと主張します。そして、星の金属性と既知の地球系外惑星（ガスの巨人とは対照的に）の間に観測された相関関係はありません。

— LocalFluff

14

球状星団は、複合星系のスペクトルの中で興味深い場所を占めています。あなたが指摘するように、それらは非常に集中した星の集団であり、より大きなmassive小銀河とは異なり、暗黒物質成分を欠いているようです。

連星の相互作用は、球状星団をシミュレートする上で非常に重要になりますが、興味深いことに（おそらく驚くことではありませんが）、球状星団で発見された惑星の発見の一例は、連星系の周りにあります（参照：PSR B1620-26 b ;惑星はパルサーと白色d星の軌道を回っています。これは、他の例がないと言っているわけではありませんが、これは私が遭遇するのが最も簡単でした。この状況がどれほど一般的であるか、さらに、それが住んでいる潜在的に非常に混oticとした環境がどの程度安定しているのかを知りたいと思います。これらの推測はあなたの質問には答えませんが、証拠として持ち出すのに十分面白いと思いましたあなたの質問が不合理な質問ではないことを支持します。

wikiページから：

球状星団には、高密度の星を含めることができます。クラスターのコアでは、1立方パーセックあたり平均で約0.4星、1立方パーセックあたり100または1000星に増加します。[26]球状星団の星間の典型的な距離は約1光年です[27]が、その核では、分離は太陽系のサイズに匹敵します（太陽系の近くの星よりも100〜1000倍近い）。[28]

これは、球状星団内の位置がかなり重要であることを私に示しているようです。コアでの星間の平均距離が、最も近い隣人が太陽に近い場合の約3千倍である場合（ある程度の見方をするための私の推定：プロキシマケンタウリへの数光年を100で割った値は約3000AU（Pl王星の約100倍）太陽から））、その後、安定した軌道が内側にシフトするか、または二体相互作用のために単に存在しない場合があります。

ただし、生命が存在する場合（あなたの質問の目的のために仮定する）、非常に異なる夜空が表示されます。この論文によれば、球状星団M92内の星の数密度プロファイルは、ウィルソンプロファイルにかなりよく従い、その形式は次のとおりです。

。Eは星の比エネルギーです。

f_{W} = A {e^{- a E} - e^{- a E_{0}} [1 - a (E - E_{0})]}

$f_{W} = A\{ e^{-aE} - e^{-aE_{0}} [1 - a(E-E_{0}) ] \}$

E \leq E_{0}

$E \le E_{0}$

E = v^{2} / 2 + Φ (r)

$E = v^{2}/2 + \Phi(r)$

ここで、はポアソン方程式から決定される平均場重力ポテンシャルです。モデルの各ファミリについて、上記の分布関数の定数A、、およびaは、2次元スケール（典型的な半径と典型的な質量または速度）と1つの無次元パラメーター、ポテンシャル井戸の中心深度（濃度パラメーター）（すべての情報は、私がリンクした論文から取られています）。 $\Phi(r)$ $E_{0}$

彼らは通常、複数世代（：ソースから作られているという点で、球状星団は、「シンプルな恒星集団」ではないことをケースのようです1、2）。ただし、球状星団は一般に集団II星で構成されており、他の星団と比較すると古い星系です。星の数密度に加えて、星型の星の分布は、確かに夜空がどのように見えるかの重要な要因になるので、これをすべて取り上げます。青い超巨人から千光年を生きていたら、それが日々の生活に大きな違いをもたらすと想像できます。同じ距離で、超巨星はオーダーです $10^{5}$ $10^{5}$ $L \propto f$ $D_{L}$ $10^{5}$ 、フラックスの倍のは、見かけの大きさが約-38になります（テストケースとしてRigelを使用しました。私たちの太陽）。これを球状星団の中心にある星間の平均距離に移動すると、次のような大きさになるでしょう：

$M = -6.43$ $m=-38$ $d=1$ AUの。
$m=-26.43$ $M=-6.43$ $d = .00326 ly$

言い換えると、球状星団内の星の間の平均距離にある青い超巨人は、私たちにとって太陽が私たちにとって明るいのと同じように見えるでしょう！これは絶対にクレイジーです。太陽に対する位置によっては、2日間、または惑星が1回転するのにかかる時間の半分よりも長い1日間になる可能性があります。これは確かに光学的（およびより短い波長）での観測を妨げるとイメージします。

— アストロマックス
ソース

m

$m$

M

$M$

E_{0}

$E_{0}$

あなたはまだ知らないgrav.potentialを取得する必要があるので、それはするのが「難しい」と思います。少なくとも、それはワンライナーではありません。より単純なアプローチは、ガウスクラスター（速度と位置）を取るか、等温モデルを取ることです。いずれの場合では、関連する磁束が位置sunlikeスターから来るであろうことがわかります

R_{c o r e} / N_{*, c o r e}^{1 / 3}

$R_{core}/N_{*,core}^{1/3}$

1

補足として、別の興味深い質問は、クラスターがコア崩壊したかどうかによって何かが変わるかどうかです。また、そうです、クラスター内から見ると、ポストMSを去る星は時々違いを生むでしょう。

— アレクセイボブリック

7

実際、一部の人々は最近真剣にそれを見て、球状星団内から見た夜空を視覚化するためにコンピューターシミュレーションを実施しました。

この記事は最近、天文学ジャーナルに掲載されました。

これは、球状クラスター内の典型的な画像のほんの一例です。

ここに画像の説明を入力してください

詳細については、http：//io9.com/what-the-night-sky-would-look-like-from-inside-a-globul-1589324556を参照してください。

そして、ウィリアム・ハリスとジェレミー・ウェッブによる記事を含むジャーナルの問題はここで見つけることができます：http：//www.astronomy.com/magazine/press-releases/2014/05/july-2014

— アレクセイ・ボブリック
ソース

6

球状星団の典型的な位置（中心と端の中間かもしれません）には、星の密度のために空にさらに多くの明るい星があります。これらは空に不均一に分布し、球状星団の中心からより多くの光が届きます。

$\approx -3$ 、木星の明る。

私たちのエイリアンの目が識別波長に優れている場合、空はより赤く見えます。球状星団には、活発な星形成の場所ではないため、多くの古い星（より赤）と非常に少ない大質量星（より少ない青）があります。

— ザック・リー
ソース

4

球状星団のデータがM13のデータと同等であると仮定しましょう。

300,000個の星と半径1 lyが与えられた場合、均一な密度を仮定します。

別の仮定は、すべての星が太陽のようであると考えることです。

数密度は、として計算できます。

ρ = \frac{300000 * 3}{4 π (1 l y)^{3}} \approx 9 \times 10^{- 44} m^{- 3}

$\rho = \frac{300000*3}{4\pi(1\ ly)^3} \approx 9 \times10^{-44}\ m^{-3}$

ここで、平均自由行程式を使用して

λ = \frac{1}{\sqrt{2} π D^{2} ρ}

$\lambda = \frac{1}{\sqrt{2}\pi D^2 \rho}$

D = 14 \times 10^{8} m

$D = 14 \times 10^{8}\ m$

λ \approx 10^{24} m \equiv 10^{8} l y

$\lambda \approx 10^{24}\ m \equiv 10^{8}\ ly$ 。

今、あなたはあなたに最も近い星がここにある場合、空がどのように見えるかを見るために天才である必要はありません。まるで私たち自身の空に似ていますが、あらゆる方向にたくさんの星があります。受け取ったフラックスには特別なハイキングはありません。

数密度は中心でずっと高くなっています。しかし、中心の密度が平均値よりも高いオーダーであると仮定しても、興味のないビューが存在します！ザックが指摘したように、古い星が豊富にあるため、多くの長波長の光があります。

光学ビューはあまり魅力的ではないが、球状星団の中心にいることにはある種のスリルがあります。衝突を避けたり、球状星団に頻繁に見られる衝突や新星からの放射や星風を生き延びたりすることは、非常に長い間そこにとどまることは非常に困難です。

— チーク
ソース

λ

$\lambda$

p c / N^{1 / 3} \approx 10^{- 2} p c

$pc/N^{1/3}\approx 10^{-2} pc$

いいえ、球状星団の任意の2つの星間の平均距離の次数の大まかな推定値として使用します。

— チーク

10^{8}

$10^8$

はい、この特定の推定値は、私が一様であると仮定した数密度に大きく依存しています。私は...記事の多くを通じて検索し、私のノートPCに長時間の計算を持っていますが、あなたはどのようにそれが「見て」そうだろうという考えが必要

— Cheeku

1

@AlexeyBobrickさて、なるほど。私は自分の答えから学ぶべきものを得ました。良い！

— チーク