| http://dbpedia.org/ontology/abstract
|
تجمع نجمي كروي أو عنقود نجمي مغلق (بالإنجليزية: Globular Cluster) نوع من التجمعات النجمية، تتميز بشكل كتل مستديرة متراصة من النجوم وتضم عدداً أكبر من النجوم مما تحتويه التجمعات المفتوحة وقد تصل إلى عشرة ملايين.
, Een bolvormige sterrenhoop (of bolhoop) is … Een bolvormige sterrenhoop (of bolhoop) is een bolvormige groep sterren die rond een sterrenstelsel draait (zoals een satelliet). Bolhopen hangen goed aaneen door zwaartekracht – vandaar hun typische bolvorm – en zijn zeer dicht (relatief gezien) in de buurt van hun kern. Hierdoor komen sterren soms heel dicht bij elkaar. Enkele zeer exotische stersoorten (blauwe achterblijvers, millisecondepulsars en lichte röntgendubbelsterren (LMXB's)) komen veel meer voor in bolvormige sterrenhopen. Bolvormige sterrenhopen bestaan meestal uit honderdduizenden oude sterren, vergelijkbaar met het centrum van een spiraalstelsel, maar beperkt tot een volume van slechts enkele kubieke parsecs.volume van slechts enkele kubieke parsecs.
, Globa stelamaso estas tre densa stelamaso, … Globa stelamaso estas tre densa stelamaso, entenante averaĝe centon da miloj da steloj, disdonitaj en sfero kies diametro estas inter 20 ĝis centoj da lumjaroj (inter 5 kaj 100 parsekoj). Ĝia denso estas multe pli granda ol tiu de malfermita stelamaso. La steloj en tia amaso estas plej maljunaj steloj el la galaksio kaj ĝenerale ruĝaj gigantoj. La globaj stelamasoj estas parto de la galaksia haloo, ili orbitas ĉirkaŭ la je distanco de 1 al 100 kiloparsekoj. Oni nombras 150 stelajn globamasojn en nia galaksio, sed verŝajne aliaj estas kaŝitaj al ni de la galaksia centro. Ankaŭ la aliaj galaksioj entenas globajn stelamasojn Studinte la globajn stelamasojn, Harlow Shapley determinis en 1918 la situon de Suno ene de Lakta vojo. Inter 1927 kaj 1929, Harlow Shapley kaj klasifikis la globajn stelamasojn laŭ ties densoj. Plej densaj amasoj estas de speco 1, la malpej densoj de speco 12. Tiu sistemo de Klasifiko de Shapley-Sawyer estas ankoraŭ nun uzata.
* NGC 1049, globa stelamaso de speco V
* NGC 6934, globa stelamaso de speco VIII
* , globa stelamaso de speco XIIeco VIII
* , globa stelamaso de speco XII
, Кулясте зоряне скупчення — зоряне скупченн … Кулясте зоряне скупчення — зоряне скупчення, що відрізняється від розсіяного скупчення більшою кількістю зір і чітко окресленою симетричною формою зі збільшенням концентрації зір до центру скупчення. Просторові концентрації зір у центральних областях кулястих скупчень ~ 103—104 пк−3 (в околицях Сонця просторова концентрація зір становить ~0,13 пк−3), кількість зір ~104—106. Діаметри кулястих скупчень становлять 20—60 пк, маси — 104—106 сонячних.новлять 20—60 пк, маси — 104—106 сонячних.
, 구상성단(球狀星團, globular cluster, 문화어: 둥근별떼) 은 … 구상성단(球狀星團, globular cluster, 문화어: 둥근별떼) 은 의 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( 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.서로 명확히 구분될 수 있는 천체가 아닐 수도 있다는 추측을 제기하고 있다.
, 球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像行星的恆星集團。球狀星團因為被重 … 球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像行星的恆星集團。球狀星團因為被重力緊緊束縛，使得恆星高度的向中心集中，因此外觀呈球形。球狀星團被發現多在星系的暈之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星團擁有更多的恆星，但球狀星團的數量相較疏散星團相對的稀少，在銀河系內迄今只發現150個至158個。在銀河系內也許還有10- 20個或更多個尚未被發現。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距（大約130,000光年）或更遠的距離。越大的星系擁有越多：以仙女座星系為例，可能有500個球狀星團。有些巨大的橢圓星系，特別是位於星系團中心的，像是M87，有多達13,000個球狀星團。 在本星系群擁有足夠質量的星系，都有關聯性的球狀星團，並且幾乎每個曾經探測過的大質量星系都被發現擁有球狀星團的系統。人馬座矮橢球星系和有 爭議的大犬座矮星系似乎正在將它們的球狀星團（像是帕羅馬12）捐贈給銀河系。這表明這個星系的許多球狀星團在之前是如何取得的。 雖然這些球狀團看起來包含一些最初在銀河系產生的恆星，但它們的起源和在銀河系演化中扮演的角色仍不清楚。球狀星團看起來和矮橢圓星系有著顯著的不同，它是母星系形成恆星時的一部分，而不是一個獨立的星系。然而，由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。
, Σφαιρωτό σμήνος ή σφαιρωτό αστρικό σμήνος … Σφαιρωτό σμήνος ή σφαιρωτό αστρικό σμήνος ονομάζεται στην αστρονομία μία σχετικώς πυκνή συγκέντρωση αστέρων με σφαιρικό ή σχεδόν σφαιρικό σχήμα, που περιφέρεται γύρω από το κέντρο ενός γαλαξία ως δορυφόρος του. Οι αστέρες που αποτελούν τα σφαιρωτά σμήνη είναι ισχυρώς δεσμευμένοι από τη βαρύτητα του κάθε σμήνους, πράγμα που δίνει στα σμήνη αυτά το σφαιρικό τους σχήμα και σχετικώς υψηλές αριθμητικές πυκνότητες αστέρων (δηλ. αστέρες ανά κυβικό έτος φωτός) στην κεντρική τους περιοχή. Τα σφαιρωτά σμήνη, που βρίσκονται στην άλω ενός γαλαξία, περιέχουν πολύ περισσότερους αστέρες ανά σμήνος από ό,τι τα ανοικτά ή γαλαξιακά σμήνη, τα οποία βρίσκονται στον δίσκο του ίδιου γαλαξία. Τα σφαιρωτά σμήνη είναι αρκετά συνηθισμένα: υπάρχουν περί τα 150 ως 158 γνωστά που ανήκουν στον Γαλαξία μας, ενώ άλλα 10 ως 20 πιστεύεται ότι δεν έχουν ανακαλυφθεί ακόμη. Οι μεγάλοι γαλαξίες μπορεί να έχουν περισσότερα: Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας π.χ. μπορεί να έχει 400 ή 500. Ορισμένοι γιγάντιοι ελλειπτικοί γαλαξίες, ιδίως όσοι βρίσκονται στα κέντρα σμηνών γαλαξιών όπως ο M87, μπορεί να διαθέτουν μέχρι και 13.000 σφαιρωτά σμήνη. Αυτά τα σφαιρωτά σμήνη περιφέρονται σε μεγάλη απόσταση από το κέντρο του γαλαξία τους, 131.000 έτη φωτός ή και περισσότερο. Στην Τοπική Ομάδα ο κάθε μεγάλος γαλαξίας της έχει σφαιρωτά σμήνη, ενώ σχεδόν κάθε μεγάλος γαλαξίας πέρα από αυτήν που έχει ερευνηθεί έχει επίσης βρεθεί να διαθέτει ένα σύστημα σφαιρωτών σμηνών. Από την άλλη, νάνοι γαλαξίες όπως ο και ο φαίνεται ότι βρίσκονται στη διαδικασία της «δωρεάς» των σφαιρωτών τους σμηνών (όπως το ) στον Γαλαξία μας, πράγμα που υποδεικνύει το πώς ο Γαλαξίας μας απέκτησε κατά το παρελθόν πολλά από τα σημερινά του σφαιρωτά σμήνη. Παρότι φαίνεται ότι τα σφαιρωτά σμήνη περιέχουν κάποιους από τους αρχαιότερους αστέρες στο Σύμπαν, η και ο ρόλος τους στη γαλαξιακή εξέλιξη δεν έχουν ακόμη ξεκαθαριστεί. Τα σφαιρωτά σμήνη είναι πολύ διαφορετικά από τους και δημιουργήθηκαν ως μέρος της δημιουργίας αστέρων του μητρικού τους γαλαξία, όχι ως ξεχωριστός μικρός γαλαξίας. Ωστόσο, πρόσφατες εικασίες κάποιων αστρονόμων θέλουν τα σφαιρωτά σμήνη και τους συγγενικούς τύπους αστρικών σχηματισμών.ς συγγενικούς τύπους αστρικών σχηματισμών.
, Gugus bola adalah kumpulan bintang yang be … Gugus bola adalah kumpulan bintang yang berbentuk bola mengorbit inti galaksi sebagai satelit. Gugus bola sangat erat terikat oleh gravitasi, yang membuatnya berbentuk bulat dan kepadatan bintang yang relatif tinggi terhadap pusat galaksi. Nama kategori gugus bintang ini berasal dari bahasa Latin globulus-bola kecil.sal dari bahasa Latin globulus-bola kecil.
, En klotformig stjärnhop eller klothop är e … En klotformig stjärnhop eller klothop är en form av stjärnhop där stjärnorna ligger mycket tätt och är starkt sammanbundna av gravitationen. Den starka gravitationen ger stjärnhopen dess klotrunda form. Gravitationen ger även en hög densitet av stjärnor i centrum. Alla stjärnor i en klotformig stjärnhop roterar som satelliter kring hopens masscentrum. Radien är vanligtvis av storleksordningen tiotals ljusår och hoparna innehåller från några tiotusen till över en miljon stjärnor. Det som skiljer de klotformiga stjärnhoparna från de öppna stjärnhoparna är just antalet stjärnor, men även positionerna i galaxen samt stjärnornas ålder. Vintergatan uppskattas innehålla ungefär 150 klotformiga stjärnhopar. De klotformiga stjärnhoparna är mycket gamla astronomiska objekt, ofta lika gamla eller äldre än galaxen de kretsar runt och de är därför viktiga för studier som rör Vintergatans födelse. för studier som rör Vintergatans födelse.
, Gromada kulista – zazwyczaj sferycznie sym … Gromada kulista – zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowanie powiązanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją w kierunku centrum (niektórzy naukowcy wyróżniają morfologiczną podklasę gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 parseków. Odkrycie pierwszej gromady kulistej przypisuje się Johannowi Abrahamowi Ihlemu, który obserwując w 1665 roku Saturna, w gwiazdozbiorze Strzelca odnalazł znajdującą się obok gromadę M22. Jedną z najbardziej znanych gromad kulistych jest M13 w Herkulesie, którą można zobaczyć gołym okiem. Najjaśniejsza jest omega Centauri o jasności 3,7m w odległości około 16 tysięcy lat świetlnych na niebie południowym w gwiazdozbiorze Centaura. Inne to np. M22 (w gwiazdozbiorze Strzelca), M3 (w Psach Gończych). W 2010 roku znanych było około 150 gromad kulistych w naszej Galaktyce, z których jedna czwarta powstała w innych galaktykach. Szacuje się, że Droga Mleczna zawiera nie więcej niż 200 gromad kulistych. W gromadach kulistych obserwuje się olbrzymy i nadolbrzymy, jak również gwiazdy zmienne typu RR Lyrae, które pozwoliły m.in. na wyznaczenie odległości do gromad kulistych (2–120 kpc dla Galaktyki), ale to nie jest jedyna metoda wyznaczania odległości. W przeciwieństwie do gwiazd poruszających się samodzielnie wokół jądra galaktyki, gwiazdy w gromadach kulistych krążą wokół wspólnego środka ciężkości gromady. Niektóre z nich mają orbity kołowe, inne – wydłużone, zahaczające o peryferia gromady. Ponieważ gwiazdy jednej gromady oddziałują ze sobą grawitacyjnie, prędkość orbitalna lżejszych gwiazd rośnie, a one same migrują w stronę krawędzi gromady. Ten sam proces powoduje, że cięższe gwiazdy tracą prędkość orbitalną i gromadzą się na orbitach położonych bliżej jądra. Takie sortowanie gwiazd lżejszych i cięższych prowadzi do powstania gęstszego i wyraźnie zaznaczonego jądra gromady. Skutkiem tego zagęszczania w jednej piątej spośród znanych gromad kulistych Drogi Mlecznej nastąpił proces zapaści jądra (ang. core collapse). W takich gromadach jeszcze większa liczba gwiazd gromadzi się w pobliżu jądra, przez co obserwuje się wyraźny wzrost jasności w centrum. Gromady kuliste charakteryzuje jednorodne rozmieszczenie w Galaktyce (wykorzystując tę własność Harlow Shapley jako pierwszy oszacował odległość Słońca do centrum Galaktyki na 8 kpc), geometrycznie wchodzą w skład halo Galaktycznego. Są składową tak zwanej II populacji gwiazdowej – starej i ubogiej w ciężkie pierwiastki, czyli o małej metaliczności). Obecnie najmłodsza znana gromada w Galaktyce ma około 6,4 miliarda lat (Palomar 12), a najstarsze – 12,5 miliarda lat. Razem ze zgrubieniem centralnym są najstarszymi składnikami Galaktyki. Obserwuje się je także w innych galaktykach (np. w M87 doliczono się ich około 13 tysięcy) i nie wyklucza się istnienia gromad niezwiązanych z żadną galaktyką. W 2014 odkryto pierwszą superszybką gromadę HVGC-1.kryto pierwszą superszybką gromadę HVGC-1.
, Ein Kugelsternhaufen (kurz auch Kugelhaufe … Ein Kugelsternhaufen (kurz auch Kugelhaufen) ist ein Sternhaufen aus einer großen Zahl gravitativ aneinander gebundener Sterne, deren Dichte eine kugelsymmetrische Verteilung zeigt, indem sie vom Zentrum, wo die Sterne sehr dicht zusammenstehen, zum Rand in alle Richtungen gleichermaßen abnimmt. Typische Kugelsternhaufen enthalten mehrere hunderttausend Sterne. Die hohe Sterndichte in Zentrumsnähe führt zu gegenseitigen Bahnveränderungen, was das sphärische Erscheinungsbild zur Folge hat. Kugelsternhaufen sind ihrerseits gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich weiträumig bewegen, meist auf langgestreckten Ellipsenbahnen. Sie bestehen vorwiegend aus alten, roten Sternen, die nur wenige schwere Elemente enthalten („Metallarmut“). Dies unterscheidet sie deutlich von offenen Sternhaufen, die zu den jüngsten Bildungen in Galaxien gehören. Kugelsternhaufen kommen häufig vor. Im Halo der Milchstraße sind rund 150 bekannt und man schätzt, dass weitere noch unentdeckt sind. Im Halo der Andromedagalaxie gibt es rund 500 Kugelsternhaufen. Die Halos riesiger elliptischer Galaxien wie M87 können sogar 10.000 enthalten. Diese Kugelsternhaufen umkreisen die Galaxie in einer Entfernung von 40 Kiloparsec (rund 131.000 Lichtjahre) oder mehr. In der Lokalen Gruppe haben alle größeren, massereichen Galaxien ein Halo-System von Kugelsternhaufen. Die Sagittarius-Zwerggalaxie und die Canis-Major-Zwerggalaxie scheinen gerade ihre Kugelsternhaufen (wie z. B. Palomar 12) der Milchstraße zu übergeben. Dies zeigt, wie Galaxien ihre Kugelsternhaufen erhalten haben können. Die Sterne solcher Haufen – sogenannte extreme Population-II-Sterne – sind alle ungefähr gleich alt und zeigen keine Spektrallinien von schwereren Elementen. Diese Spektren deuten auf ein hohes Sternalter hin, da sich die schweren Elemente erst im Laufe der Jahrmilliarden z. B. durch Supernovae bilden. Alte Sterne, die im frühen Universum entstanden sind, können daher in ihren Hüllen kaum solche Elemente enthalten. Junge Sterne, insbesondere Population-I-Sterne, sind hingegen „recycelt“: sie wurden aus Material (u. a. schwere Elemente) geformt, das z. T. bereits in älteren Sternen durch Kernfusion entstanden ist (siehe auch Abschnitt ). Obwohl die Sterne in Kugelsternhaufen zu den ersten gehörten, die sich in Galaxien bildeten, sind ihre Ursprünge und ihre Rolle in der galaktischen Evolution immer noch unklar. Inzwischen geht man davon aus, dass sich Kugelsternhaufen signifikant von elliptischen Zwerggalaxien unterscheiden und sich eher als Teil einer Galaxie gebildet haben denn als einzelne separate Galaxie. Im Halo einiger elliptischer Galaxien können auch sehr junge Kugelsternhaufen beobachtet werden. Von diesen Galaxien nimmt man an, dass sie aus der Verschmelzung von zwei oder mehr Ursprungsgalaxien entstanden sind. Solche Kollisionen lösen eine Welle der Sternentstehung aus (starburst), bei der nach neuesten Erkenntnissen auch wieder Kugelsternhaufen gebildet werden können, so dass mehrere Generationen von Kugelsternhaufen im Halo einer derartigen Galaxie zu finden sind.o einer derartigen Galaxie zu finden sind.
, Saithe seanréaltaí eagraithe go sainiúil mar a bheadh i sféar dlúth. Cuimsíonn sí 10,000 suas go dtí na milliúin réalta a cruthaíodh ag an am céanna go luath i stair ár réaltra. Tá níos mó ná 100 díobh ar eolas i mBealach na Bó Finne.
, Un ammasso globulare (detto anche ammasso … Un ammasso globulare (detto anche ammasso chiuso o ammasso di alone) è un insieme sferoidale di stelle che orbita come un satellite intorno al centro di una galassia. Gli ammassi globulari sono sorretti al loro interno da una forte gravità, che dà loro il tipico aspetto sferico e mantiene al loro centro una densità di stelle relativamente molto elevata. Gli ammassi globulari sono in genere composti da centinaia di migliaia di stelle vecchie, le stesse che compongono il nucleo, noto come bulge, di una galassia spirale, ma confinate in pochi parsec cubici. Gli ammassi globulari sono piuttosto numerosi: se ne conoscono 158 attorno alla Via Lattea, con forse altri 10-20 da scoprire, essendo nascosti all'osservazione dalla Terra dalle polveri interstellari che oscurano la vista in direzione del centro galattico; pare che le galassie più grandi possano averne un numero nettamente superiore (la Galassia di Andromeda potrebbe averne fino a 500). Alcune galassie ellittiche giganti (come M87) ne contano fino a 10.000. Questi oggetti sono considerati parte dell'alone delle galassie, orbitando attorno ai centri di queste a distanze fino a 40 Kiloparsec (circa 130.000 anni luce) o più. Ogni galassia del Gruppo Locale con massa sufficientemente grande ha associato un suo gruppo di ammassi globulari, mentre ogni grande galassia possiede un sistema esteso di questi oggetti. La Galassia Nana Ellittica del Sagittario e quella del Cane Maggiore sono in via di collisione ed assorbimento con la Via Lattea, donando così alla nostra Galassia i loro ammassi globulari associati (come Palomar 12). Ciò dimostra come molti degli ammassi globulari osservati nella nostra e in altre galassie possano essere appartenuti ad altre galassie "cannibalizzate". L'alta densità stellare degli ammassi globulari fa sì che le interazioni tra stelle e le collisioni mancate siano relativamente frequenti. Il loro centro presenta caratteristiche ideali per la formazione di oggetti peculiari, come le stelle vagabonde blu (ritenute il risultato della fusione di due stelle) o pulsar veloci con periodi di millisecondi, tutti fenomeni presumibilmente risultanti dall'interazione tra più stelle.isultanti dall'interazione tra più stelle.
, En astronomie, un amas globulaire est un a … En astronomie, un amas globulaire est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille varie d'une vingtaine à quelques centaines d'années-lumière. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. Les étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges. On compte 150 amas globulaires dans notre galaxie, la Voie lactée. Mais il en existe sans doute d'autres, qui restent indétectables parce que masqués par le disque galactique. Les amas globulaires font partie du halo galactique. Ils orbitent autour du centre galactique à une distance variant de 40 à 100 kiloparsecs. C'est par leur étude que Harlow Shapley, en 1918, a pu déterminer la position du Soleil au sein de la Galaxie. Comme les amas globulaires contiennent les étoiles les plus âgées d'une galaxie, ils contribuent également de façon importante à l'étude de l'évolution des étoiles et des galaxies.e l'évolution des étoiles et des galaxies.
, Un cúmul globular és un grup esfèric d'est … Un cúmul globular és un grup esfèric d'estrelles (cúmul d'estrelles) que orbita entorn d'una galàxia com si fos un satèl·lit. L'òrbita que ocupen és generalment un volum esfèric o el·líptic, també en el cas de les galàxies espirals (les estrelles de les quals estan confinades en un disc).de les quals estan confinades en un disc).
, 球状星団（きゅうじょうせいだん、globular cluster）は恒星が互いの重力で球形に集まった天体。銀河の周りを軌道運動している。球状星団は重力的に非常に強く束縛されており、そのために形状は球対称となり、中心核に向かって非常に密度が高くなっている。
, Kulové hvězdokupy jsou kulovité koncentrac … Kulové hvězdokupy jsou kulovité koncentrace hvězd, jejichž průměr se pohybuje řádově v desítkách světelných let a které obsahují statisíce až miliony hvězd. Kulové hvězdokupy jsou velmi staré, nejméně 10 miliard let, a pravděpodobně vznikly v době, kdy se galaxie právě vytvářely. Jsou rozptýleny ve sférickém halu obklopujícím naši Galaxii. Oběžná doba kolem středu Galaxie se pohybuje v řádech stovek milionů let.e se pohybuje v řádech stovek milionů let.
, Kumulu globular bat (ingelesez: globular c … Kumulu globular bat (ingelesez: globular cluster), elkarren artean grabitate bidez lotutako 100.000 eta 1.000.000 izar zaharrek (II populaziokoak) osatutako izar elkarte bat da. Gutxi gora-behera esferikoki banatzen dira eta galaxia baten inguruan ilargi baten antzera orbitatzen dute. Izar zahar hauek dira kumulu globularrei euren urre kolore bereizgarria ematen diena, soilik kolorezko argazki bidez ikus daitekeena.k kolorezko argazki bidez ikus daitekeena.
, Un cúmulo globular es un conjunto esférico … Un cúmulo globular es un conjunto esférico de estrellas que, por lo general, orbita un núcleo galáctico como si de un satélite se tratara. Las estrellas que constituyen los cúmulos globulares están muy unidas entre sí por la gravedad, lo que les da sus formas esféricas y densidades estelares relativamente altas cerca del centro. El nombre de esta categoría concreta de deriva del latín globulus, cuyo significado es el de "esfera pequeña". Los cúmulos globulares se encuentran en la zona del halo galáctico de una galaxia y contienen considerablemente más estrellas y son mucho más antiguos por regla general que los cúmulos abiertos, menos densos, que se encuentran dentro del mismo disco de una galaxia. Los cúmulos globulares son bastante comunes; existen alrededor de 150a 158 cúmulos globulares conocidos actualmente en la Vía Láctea y, quizás, de 10 a 20 más aún por descubrir por estar situados tras el centro oscurecido por las propias cientos de miles de estrellas de nuestro propio núcleo galáctico y del polvo interestelar. Los cúmulos globulares orbitan nuestra galaxia a distancias medias habituales de 40 kiloparsecs (130 000 años luz) o más. Las galaxias más grandes pueden tener aún más cúmulos globulares: así, la galaxia de Andrómeda, por ejemplo, puede llegar a tener hasta 500. Algunas galaxias gigantes como las galaxias elípticas (particularmente aquellas en los centros de ciertos cúmulos galácticos) como M87, tienen como mínimo unos 13 000 cúmulos globulares. Cada galaxia de suficiente masa dentro de un grupo local tiene un conjunto asociado de cúmulos globulares y se ha descubierto que casi todas las galaxias grandes estudiadas poseen un sistema de cúmulos globulares. La galaxia elíptica enana de Sagitario y la discutida galaxia enana del Can Mayor parecen estar en el proceso de donar sus propios cúmulos globulares asociados (como ) a la Vía Láctea en un proceso de progresiva atracción gravitatoria. Este hecho demuestra cuántos de los cúmulos globulares de nuestra galaxia podrían haber sido adquiridos en el pasado mediante este proceso. Aunque parece que los cúmulos globulares contienen algunas de las primeras estrellas más antiguas que se generan en una galaxia, sus orígenes evolutivos y su papel en la evolución galáctica aún no están claros. Parece evidente que los cúmulos globulares son significativamente diferentes de las galaxias enanas elípticas y se crearon como parte de la formación estelar de la galaxia madre en lugar de como galaxias separadas.adre en lugar de como galaxias separadas.
, A globular cluster is a spheroidal conglom … A globular cluster is a spheroidal conglomeration of stars. Globular clusters are bound together by gravity, with a higher concentration of stars towards their centers. They can contain anywhere from tens of thousands to many millions of member stars. Their name is derived from Latin globulus (small sphere). Globular clusters are occasionally known simply as "globulars". Although one globular cluster, Omega Centauri, was observed in antiquity and long thought to be a star, recognition of the clusters' true nature came with the advent of telescopes in the 17th century. In early telescopic observations globular clusters appeared as fuzzy blobs, leading French astronomer Charles Messier to include many of them in his catalog of astronomical objects that he thought could be mistaken for comets. Using larger telescopes, 18th-century astronomers recognized that globular clusters are groups of many individual stars. Early in the 20th century the distribution of globular clusters in the sky was some of the first evidence that the Sun is far from the center of the Milky Way. Globular clusters are found in nearly all galaxies. In spiral galaxies like the Milky Way they are mostly found in the outer spheroidal part of the galaxy – the galactic halo. They are the largest and most massive type of star cluster, tending to be older, denser, and composed of lower abundances of heavy elements than open clusters, which are generally found in the disks of spiral galaxies. The Milky Way has more than 150 known globulars, and there may be many more. The origin of globular clusters and their role in galactic evolution are unclear. Some are among the oldest objects in their galaxies and even the universe, constraining estimates of the universe's age. Star clusters were formerly thought to consist of stars that all formed at the same time from one star-forming nebula, but nearly all globular clusters contain stars that formed at different times, or that have differing compositions. Some clusters may have had multiple episodes of star formation, and some may be remnants of smaller galaxies captured by larger galaxies.ller galaxies captured by larger galaxies.
, Шарово́е звёздное скопле́ние — звёздное ск … Шарово́е звёздное скопле́ние — звёздное скопление, содержащее большое число звёзд, тесно связанное гравитацией и обращающееся вокруг галактического центра в качестве спутника. В отличие от рассеянных звёздных скоплений, которые располагаются в галактическом диске, шаровые находятся в гало; они значительно старше, содержат гораздо больше звёзд, обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют 100—1000 звёзд на кубический парсек, средние расстояния между соседними звёздами составляют 3—4,6 трлн км (0,3—0,5 светового года); для сравнения — в окрестностях Солнца пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк−3, то есть звёздная плотность у нас в 700—7000 раз меньше. Количество звёзд в шаровых скоплениях составляет ≈104—106. Диаметры шаровых скоплений составляют 20—60 пк, массы — 104—106 солнечных. Шаровые скопления — довольно распространённые объекты: на начало 2011 года в Млечном Пути их открыто 157, ещё около 10—20 являются кандидатами в шаровые. В более крупных галактиках их может быть больше: так, например, в Туманности Андромеды их количество может достигать 500. В некоторых гигантских эллиптических галактиках, особенно тех, которые находятся в центре галактических скоплений, — таких как M 87, может быть до 13 тыс. шаровых скоплений. Такие скопления обращаются возле галактики по большим орбитам, радиусом порядка 40 кпк (примерно 131 тыс. св. лет) или больше. Каждая галактика достаточной массы в окрестностях Млечного Пути связана с группой шаровых скоплений. Выяснилось также, что они есть в почти каждой изученной крупной галактике. Карликовая галактика в Стрельце и карликовая галактика в Большом Псе, по всей видимости, находятся в стадии «передачи» своих шаровых скоплений (например - Паломар 12) Млечному Пути. Множество шаровых скоплений в прошлом могли быть приобретены нашей Галактикой именно таким образом. Шаровые скопления содержат некоторые из самых ранних звёзд, появившихся в галактике, однако происхождение и роль этих объектов в галактической эволюции до сих пор не ясна. Почти точно установлено, что шаровые скопления существенно отличаются от карликовых эллиптических галактик, то есть они являются одним из продуктов звездообразования «родной» галактики, а не образовались из других присоединившихся галактик. Однако недавно учёными было выдвинуто предположение, что шаровые скопления и карликовые сфероидальные галактики могут оказаться не совсем чётко разграниченными и различными объектами.ко разграниченными и различными объектами.
, Aglomerado globular é a denominação dada a … Aglomerado globular é a denominação dada a um tipo de aglomerado estelar cujo formato aparente é esférico e cujo interior é muito denso e rico em estrelas antigas, podendo, inclusive, ter até um milhão de estrelas, mantidas juntas pela ação da gravidade. Os aglomerados globulares são conhecidos por conterem uma nebulosa planetária e geralmente localizam-se longe do plano galáctico e, às vezes, muito além disso, no distante espaço intergaláctico. O tamanho médio aproximado de um aglomerado globular é de 100 anos-luz. A grande maioria desses aglomerados se formaram há mais ou menos 13 bilhões de anos e possuem portanto algumas das estrelas mais velhas já catalogadas. Lá existe uma grande quantidade de anãs vermelhas, que possuem poucos elementos pesados, pois foram formadas antes de tais elementos serem gerados nas explosões das supernovas. Alguns poucos aglomerados globulares brilhantes, como Omega Centauri e M13, aparecem como formas estranhas a olho nu. Se vivêssemos em um planeta situado num aglomerado globular não existiria noite, tamanho é o brilho e o número de estrelas próximas uma das outras que existem nesse tipo de aglomerado.tras que existem nesse tipo de aglomerado.
|
| http://dbpedia.org/ontology/thumbnail
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg?width=300 +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageExternalLink
|
http://spider.seds.org/spider/MWGC/mwgc.html +
, https://archive.org/details/fireflyatlasofun0000moor_t2l5/page/n5/mode/2up +
, https://scyon.univie.ac.at/ +
, https://archive.org/details/gravitationalmil0000hegg +
, https://people.smp.uq.edu.au/HolgerBaumgardt/globular/ +
, https://www.google.co.uk/books/edition/Galactic_Dynamics/qxWt20TH--cC%3Fhl=en&gbpv=0 +
, https://archive.org/details/dynamicalevoluti0000spit/page/n5/mode/2up +
, http://messier.seds.org/glob.html +
, https://web.archive.org/web/20061002033908/http:/www.physics.mcmaster.ca/Globular.html +
, http://www.manybody.org/modest/ +
, https://web.archive.org/web/20110128035351/http:/gclusters.altervista.org/ +
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageID
|
12866
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageLength
|
101398
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageRevisionID
|
1124848408
|
| http://dbpedia.org/ontology/wikiPageWikiLink
|
http://dbpedia.org/resource/Interacting_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_catalog +
, http://dbpedia.org/resource/Metallicity +
, http://dbpedia.org/resource/Gottfried_Kirch +
, http://dbpedia.org/resource/Cepheid_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Andromeda_Galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Orbital_decay +
, http://dbpedia.org/resource/Supermassive_black_hole +
, http://dbpedia.org/resource/Period-luminosity_relation +
, http://dbpedia.org/resource/Color_index +
, http://dbpedia.org/resource/Plummer_model +
, http://dbpedia.org/resource/Radio +
, http://dbpedia.org/resource/Sagittarius_Stream +
, http://dbpedia.org/resource/N-body_problem +
, http://dbpedia.org/resource/Spiral_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Spectroscopic_parallax +
, http://dbpedia.org/resource/Wide_Field_Camera_3 +
, http://dbpedia.org/resource/1000000000_%28number%29 +
, http://dbpedia.org/resource/File:NGC_7006_%28HST%29.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:STSci-2002-18.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:M3_color_magnitude_diagram.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:Messier_53_HST.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:Globular_Cluster_M10.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:Globular_cluster_47_Tucanae.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Starburst_%28astronomy%29 +
, http://dbpedia.org/resource/File:Appearances_can_be_deceptive.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Astronomical_spectroscopy +
, http://dbpedia.org/resource/File:Djorgovski_1.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:NGC_2808_HST.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:The_globular_star_cluster_Messier_54.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/File:The_stars_of_the_Large_Magellanic_Cloud.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Jean-Dominique_Maraldi +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_disk +
, http://dbpedia.org/resource/Tidal_shock +
, http://dbpedia.org/resource/Half-light_radius +
, http://dbpedia.org/resource/File:A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg +
, http://dbpedia.org/resource/Leonard-Merritt_mass_estimator +
, http://dbpedia.org/resource/Evolutionary_track +
, http://dbpedia.org/resource/Habitable_planet +
, http://dbpedia.org/resource/Extragalactic_Distance_Scale +
, http://dbpedia.org/resource/Henrietta_Swope +
, http://dbpedia.org/resource/Main-sequence_turnoff +
, http://dbpedia.org/resource/Antennae_Galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Gaussian_curve +
, http://dbpedia.org/resource/Low-metal +
, http://dbpedia.org/resource/Philippe_Loys_de_Ch%C3%A9seaux +
, http://dbpedia.org/resource/Field_star +
, http://dbpedia.org/resource/NGC_2808 +
, http://dbpedia.org/resource/PSR_B1620-26 +
, http://dbpedia.org/resource/Low-mass_X-ray_binaries +
, http://dbpedia.org/resource/NGC_2419 +
, http://dbpedia.org/resource/Sagittarius_constellation +
, http://dbpedia.org/resource/Population_II_stars +
, http://dbpedia.org/resource/Population_I_stars +
, http://dbpedia.org/resource/Palomar_5 +
, http://dbpedia.org/resource/Palomar_Globular_Clusters +
, http://dbpedia.org/resource/ESO_280-SC06 +
, http://dbpedia.org/resource/Palomar_14 +
, http://dbpedia.org/resource/Arc_minute +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_merger +
, http://dbpedia.org/resource/Super_star_cluster +
, http://dbpedia.org/resource/Retrograde_orbit +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Star_clusters +
, http://dbpedia.org/resource/Apsis +
, http://dbpedia.org/resource/Palomar_12 +
, http://dbpedia.org/resource/Solar_mass +
, http://dbpedia.org/resource/Charles_Messier +
, http://dbpedia.org/resource/Rogue_planet +
, http://dbpedia.org/resource/Pontifical_Catholic_University_of_Chile +
, http://dbpedia.org/resource/Inclination +
, http://dbpedia.org/resource/Astronomical_unit +
, http://dbpedia.org/resource/Orbital_eccentricity +
, http://dbpedia.org/resource/Ptolemy +
, http://dbpedia.org/resource/Star_cluster +
, http://dbpedia.org/resource/Universe +
, http://dbpedia.org/resource/Binary_stars +
, http://dbpedia.org/resource/Hubble_Space_Telescope +
, http://dbpedia.org/resource/Sun +
, http://dbpedia.org/resource/Interstellar_dust +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_bulge +
, http://dbpedia.org/resource/Parsec +
, http://dbpedia.org/resource/Gravity +
, http://dbpedia.org/resource/Intermediate-mass_black_hole +
, http://dbpedia.org/resource/Wikt:globular +
, http://dbpedia.org/resource/Kraken_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_halo +
, http://dbpedia.org/resource/Shapley%E2%80%93Sawyer_Concentration_Class +
, http://dbpedia.org/resource/Dwarf_spheroidal_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Globular_clusters +
, http://dbpedia.org/resource/Terzan_7 +
, http://dbpedia.org/resource/Westerlund_1 +
, http://dbpedia.org/resource/Interstellar_medium +
, http://dbpedia.org/resource/Galaxy_formation_and_evolution +
, http://dbpedia.org/resource/Helen_Sawyer_Hogg +
, http://dbpedia.org/resource/Galaxy_cluster +
, http://dbpedia.org/resource/Antares +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_71 +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_69 +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_3 +
, http://dbpedia.org/resource/Telescope +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_22 +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_55 +
, http://dbpedia.org/resource/Pieter_Oosterhoff +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_2 +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_13 +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_15 +
, http://dbpedia.org/resource/Standard_candle +
, http://dbpedia.org/resource/Students_for_the_Exploration_and_Development_of_Space +
, http://dbpedia.org/resource/Polytrope +
, http://dbpedia.org/resource/Dark_globular_cluster +
, http://dbpedia.org/resource/Proxima_Centauri +
, http://dbpedia.org/resource/Absolute_magnitude +
, http://dbpedia.org/resource/Relaxation_time +
, http://dbpedia.org/resource/Main-sequence +
, http://dbpedia.org/resource/NGC_6397 +
, http://dbpedia.org/resource/Binary_star +
, http://dbpedia.org/resource/STS-125 +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_evolution +
, http://dbpedia.org/resource/Kinetic_energy +
, http://dbpedia.org/resource/Giant_molecular_cloud +
, http://dbpedia.org/resource/Angular_resolution +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_4 +
, http://dbpedia.org/resource/Power-law +
, http://dbpedia.org/resource/Surface_brightness +
, http://dbpedia.org/resource/47_Tucanae +
, http://dbpedia.org/resource/Black_hole +
, http://dbpedia.org/resource/NGC_4833 +
, http://dbpedia.org/resource/Harlow_Shapley +
, http://dbpedia.org/resource/Effective_radius +
, http://dbpedia.org/resource/Galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Nicolas_Louis_de_Lacaille +
, http://dbpedia.org/resource/Lenticular_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/William_Herschel +
, http://dbpedia.org/resource/Terrestrial_planet +
, http://dbpedia.org/resource/Fokker%E2%80%93Planck_equation +
, http://dbpedia.org/resource/Cosmic_distance_ladder +
, http://dbpedia.org/resource/RR_Lyrae_variable +
, http://dbpedia.org/resource/Distance_modulus +
, http://dbpedia.org/resource/Hubble_constant +
, http://dbpedia.org/resource/Blue_straggler +
, http://dbpedia.org/resource/Dwarf_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Latin +
, http://dbpedia.org/resource/Sagittarius_Dwarf_Spheroidal_Galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Physical_cosmology +
, http://dbpedia.org/resource/Hertzsprung%E2%80%93Russell_diagram +
, http://dbpedia.org/resource/Elliptical_galaxy +
, http://dbpedia.org/resource/Large_Magellanic_Cloud +
, http://dbpedia.org/resource/Open_cluster +
, http://dbpedia.org/resource/Stellar_nucleosynthesis +
, http://dbpedia.org/resource/Local_Group +
, http://dbpedia.org/resource/Catalogue_of_Nebulae_and_Clusters_of_Stars +
, http://dbpedia.org/resource/Age_of_the_universe +
, http://dbpedia.org/resource/Milky_Way +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_5 +
, http://dbpedia.org/resource/X-ray +
, http://dbpedia.org/resource/Omega_Centauri +
, http://dbpedia.org/resource/Small_Magellanic_Cloud +
, http://dbpedia.org/resource/Star_formation +
, http://dbpedia.org/resource/Star +
, http://dbpedia.org/resource/Galactic_Center +
, http://dbpedia.org/resource/John_Herschel +
, http://dbpedia.org/resource/White_dwarf +
, http://dbpedia.org/resource/Millisecond_pulsar +
, http://dbpedia.org/resource/Giant_planet +
, http://dbpedia.org/resource/Tidal_force +
, http://dbpedia.org/resource/Comet +
, http://dbpedia.org/resource/Luminosity +
, http://dbpedia.org/resource/Johann_Abraham_Ihle +
, http://dbpedia.org/resource/Pulsar +
, http://dbpedia.org/resource/Red_giant +
, http://dbpedia.org/resource/Abraham_Ihle +
, http://dbpedia.org/resource/List_of_globular_clusters +
, http://dbpedia.org/resource/Edmond_Halley +
, http://dbpedia.org/resource/Mayall_II +
, http://dbpedia.org/resource/Mass_segregation +
, http://dbpedia.org/resource/Messier_87 +
, http://dbpedia.org/resource/Oblate_spheroid +
, http://dbpedia.org/resource/Giant_star +
, http://dbpedia.org/resource/Spheroid +
, http://dbpedia.org/resource/Hill_sphere +
|
| http://dbpedia.org/property/page
|
235
, 237
|
| http://dbpedia.org/property/style
|
ama
|
| http://dbpedia.org/property/wikiPageUsesTemplate
|
http://dbpedia.org/resource/Template:Rp +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Convert +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Short_description +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cmn +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Reflist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Stellar_system +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Portal_bar +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Clear +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Sup +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Notelist +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Use_mdy_dates +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_book +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Efn +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Snd +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Authority_control +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Featured_article +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Anchor +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Solar_mass +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Cite_journal +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Main +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Commons_category +
, http://dbpedia.org/resource/Template:Nbs +
|
| http://purl.org/dc/terms/subject
|
http://dbpedia.org/resource/Category:Star_clusters +
, http://dbpedia.org/resource/Category:Globular_clusters +
|
| http://purl.org/linguistics/gold/hypernym
|
http://dbpedia.org/resource/Collection +
|
| http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Globular_cluster?oldid=1124848408&ns=0 +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/depiction
|
http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Djorgovski_1.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Appearances_can_be_deceptive.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/NGC_7006_%28HST%29.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/NGC_2808_HST.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/M3_color_magnitude_diagram.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Globular_Cluster_M10.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Globular_cluster_47_Tucanae.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/Messier_53_HST.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/The_stars_of_the_Large_Magellanic_Cloud.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/The_globular_star_cluster_Messier_54.jpg +
, http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/STSci-2002-18.jpg +
|
| http://xmlns.com/foaf/0.1/isPrimaryTopicOf
|
http://en.wikipedia.org/wiki/Globular_cluster +
|
| owl:sameAs |
http://vi.dbpedia.org/resource/C%E1%BB%A5m_sao_c%E1%BA%A7u +
, http://simple.dbpedia.org/resource/Globular_cluster +
, http://sl.dbpedia.org/resource/Kroglasta_zvezdna_kopica +
, http://ko.dbpedia.org/resource/%EA%B5%AC%EC%83%81%EC%84%B1%EB%8B%A8 +
, http://lb.dbpedia.org/resource/Kugelst%C3%A4rekoup +
, http://rdf.freebase.com/ns/m.03ch9 +
, http://bs.dbpedia.org/resource/Kuglasto_zvjezdano_jato +
, http://es.dbpedia.org/resource/C%C3%BAmulo_globular +
, http://www.wikidata.org/entity/Q11276 +
, http://pt.dbpedia.org/resource/Aglomerado_globular +
, http://ms.dbpedia.org/resource/Kelompok_globul +
, http://zh.dbpedia.org/resource/%E7%90%83%E7%8B%80%E6%98%9F%E5%9C%98 +
, http://id.dbpedia.org/resource/Gugus_bola +
, http://cs.dbpedia.org/resource/Kulov%C3%A1_hv%C4%9Bzdokupa +
, http://et.dbpedia.org/resource/Kerasparv +
, http://war.dbpedia.org/resource/Pundok_malidong +
, http://el.dbpedia.org/resource/%CE%A3%CF%86%CE%B1%CE%B9%CF%81%CF%89%CF%84%CF%8C_%CF%83%CE%BC%CE%AE%CE%BD%CE%BF%CF%82 +
, https://global.dbpedia.org/id/BaGm +
, http://hy.dbpedia.org/resource/%D4%B3%D5%B6%D5%A4%D5%A1%D5%B1%D6%87_%D5%A1%D5%BD%D5%BF%D5%B2%D5%A1%D5%AF%D5%B8%D6%82%D5%B5%D5%BF%D5%A5%D6%80 +
, http://hr.dbpedia.org/resource/Kuglasti_skup +
, http://la.dbpedia.org/resource/Cumulus_stellarum_globosus +
, http://th.dbpedia.org/resource/%E0%B8%81%E0%B8%A3%E0%B8%B0%E0%B8%88%E0%B8%B8%E0%B8%81%E0%B8%94%E0%B8%B2%E0%B8%A7%E0%B8%97%E0%B8%A3%E0%B8%87%E0%B8%81%E0%B8%A5%E0%B8%A1 +
, http://da.dbpedia.org/resource/Kuglehob +
, http://lv.dbpedia.org/resource/Lodveida_zvaig%C5%BE%C5%86u_kopa +
, http://kk.dbpedia.org/resource/%D0%A8%D0%B0%D1%80_%D1%82%D3%99%D1%80%D1%96%D0%B7%D0%B4%D1%96_%D2%AF%D0%B9%D1%96%D1%80%D0%B6%D2%B1%D0%BB%D0%B4%D1%8B%D0%B7 +
, http://ast.dbpedia.org/resource/C%C3%BAmulu_globular +
, http://tr.dbpedia.org/resource/K%C3%BCresel_y%C4%B1ld%C4%B1z_k%C3%BCmesi +
, http://he.dbpedia.org/resource/%D7%A6%D7%91%D7%99%D7%A8_%D7%9B%D7%93%D7%95%D7%A8%D7%99 +
, http://ga.dbpedia.org/resource/Braisle_chruinneogach +
, http://ta.dbpedia.org/resource/%E0%AE%95%E0%AF%8B%E0%AE%B3%E0%AE%95%E0%AE%95%E0%AF%8D_%E0%AE%95%E0%AF%8A%E0%AE%A4%E0%AF%8D%E0%AE%A4%E0%AF%81_%E0%AE%B5%E0%AE%BF%E0%AE%A3%E0%AF%8D%E0%AE%AE%E0%AF%80%E0%AE%A9%E0%AF%8D_%E0%AE%95%E0%AF%82%E0%AE%9F%E0%AF%8D%E0%AE%9F%E0%AE%AE%E0%AF%8D +
, http://sh.dbpedia.org/resource/Kuglasti_skup +
, http://nn.dbpedia.org/resource/Kulehop +
, http://nl.dbpedia.org/resource/Bolvormige_sterrenhoop +
, http://hi.dbpedia.org/resource/%E0%A4%97%E0%A5%8B%E0%A4%B2_%E0%A4%A4%E0%A4%BE%E0%A4%B0%E0%A4%BE%E0%A4%97%E0%A5%81%E0%A4%9A%E0%A5%8D%E0%A4%9B +
, http://bn.dbpedia.org/resource/%E0%A6%AC%E0%A6%B0%E0%A7%8D%E0%A6%A4%E0%A7%81%E0%A6%B2%E0%A6%BE%E0%A6%95%E0%A6%BE%E0%A6%B0_%E0%A6%B8%E0%A7%8D%E0%A6%A4%E0%A6%AC%E0%A6%95 +
, http://uk.dbpedia.org/resource/%D0%9A%D1%83%D0%BB%D1%8F%D1%81%D1%82%D0%B5_%D1%81%D0%BA%D1%83%D0%BF%D1%87%D0%B5%D0%BD%D0%BD%D1%8F +
, http://sv.dbpedia.org/resource/Klotformig_stj%C3%A4rnhop +
, http://oc.dbpedia.org/resource/Am%C3%A0s_globular +
, http://sr.dbpedia.org/resource/%D0%97%D0%B1%D0%B8%D1%98%D0%B5%D0%BD%D0%BE_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0%D0%BD%D0%BE_%D1%98%D0%B0%D1%82%D0%BE +
, http://yago-knowledge.org/resource/Globular_cluster +
, http://scn.dbpedia.org/resource/Ammassu_globulari +
, http://mr.dbpedia.org/resource/%E0%A4%97%E0%A5%8B%E0%A4%B2%E0%A4%BE%E0%A4%95%E0%A4%BE%E0%A4%B0_%E0%A4%A4%E0%A4%BE%E0%A4%B0%E0%A4%95%E0%A4%BE%E0%A4%97%E0%A5%81%E0%A4%9A%E0%A5%8D%E0%A4%9B +
, http://eu.dbpedia.org/resource/Kumulu_globular +
, http://d-nb.info/gnd/4298254-6 +
, http://bg.dbpedia.org/resource/%D0%9A%D1%8A%D0%BB%D0%B1%D0%BE%D0%B2%D0%B8%D0%B4%D0%B5%D0%BD_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B5%D0%BD_%D0%BA%D1%83%D0%BF +
, http://tt.dbpedia.org/resource/%D0%99%D0%BE%D0%BB%D0%B4%D1%8B%D0%B7%D0%BB%D0%B0%D1%80_%D0%B9%D0%BE%D0%BC%D1%80%D1%8B_%D1%82%D1%83%D0%BF%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D1%8B%D1%88%D1%8B +
, http://fa.dbpedia.org/resource/%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%A7%DB%8C_%DA%A9%D8%B1%D9%88%DB%8C +
, http://no.dbpedia.org/resource/Kulehop +
, http://mk.dbpedia.org/resource/%D0%97%D0%B1%D0%B8%D0%B5%D0%BD%D0%BE_%D1%95%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B5%D0%BD%D0%BE_%D1%98%D0%B0%D1%82%D0%BE +
, http://pl.dbpedia.org/resource/Gromada_kulista +
, http://de.dbpedia.org/resource/Kugelsternhaufen +
, http://az.dbpedia.org/resource/K%C3%BCr%C9%99vi_ulduz_topalar%C4%B1 +
, http://ro.dbpedia.org/resource/Roi_globular +
, http://fr.dbpedia.org/resource/Amas_globulaire +
, http://it.dbpedia.org/resource/Ammasso_globulare +
, http://hu.dbpedia.org/resource/G%C3%B6mbhalmaz +
, http://ml.dbpedia.org/resource/%E0%B4%97%E0%B5%8B%E0%B4%B3%E0%B5%80%E0%B4%AF_%E0%B4%A4%E0%B4%BE%E0%B4%B0%E0%B4%B5%E0%B5%8D%E0%B4%AF%E0%B5%82%E0%B4%B9%E0%B4%82 +
, http://lt.dbpedia.org/resource/Kamuolinis_spie%C4%8Dius +
, http://fi.dbpedia.org/resource/Pallomainen_t%C3%A4htijoukko +
, http://dbpedia.org/resource/Globular_cluster +
, http://sk.dbpedia.org/resource/Gu%C4%BEov%C3%A1_hviezdokopa +
, http://eo.dbpedia.org/resource/Globa_stelamaso +
, http://ja.dbpedia.org/resource/%E7%90%83%E7%8A%B6%E6%98%9F%E5%9B%A3 +
, http://ru.dbpedia.org/resource/%D0%A8%D0%B0%D1%80%D0%BE%D0%B2%D0%BE%D0%B5_%D0%B7%D0%B2%D1%91%D0%B7%D0%B4%D0%BD%D0%BE%D0%B5_%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%BF%D0%BB%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5 +
, http://ca.dbpedia.org/resource/C%C3%BAmul_globular +
, http://ar.dbpedia.org/resource/%D8%B9%D9%86%D9%82%D9%88%D8%AF_%D9%85%D8%BA%D9%84%D9%82 +
, http://be.dbpedia.org/resource/%D0%A8%D0%B0%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%BE%D0%B5_%D0%B7%D0%BE%D1%80%D0%BD%D0%B0%D0%B5_%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%BF%D1%96%D1%88%D1%87%D0%B0 +
|
| rdf:type |
http://dbpedia.org/class/yago/Abstraction100002137 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatStarClusters +
, http://dbpedia.org/class/yago/Group100031264 +
, http://dbpedia.org/class/yago/WikicatGlobularClusters +
, http://dbpedia.org/ontology/Book +
, http://dbpedia.org/class/yago/Bunch107959943 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Collection107951464 +
, http://dbpedia.org/class/yago/Agglomeration107959269 +
|
| rdfs:comment |
Un cúmul globular és un grup esfèric d'est … Un cúmul globular és un grup esfèric d'estrelles (cúmul d'estrelles) que orbita entorn d'una galàxia com si fos un satèl·lit. L'òrbita que ocupen és generalment un volum esfèric o el·líptic, també en el cas de les galàxies espirals (les estrelles de les quals estan confinades en un disc).de les quals estan confinades en un disc).
, En klotformig stjärnhop eller klothop är e … En klotformig stjärnhop eller klothop är en form av stjärnhop där stjärnorna ligger mycket tätt och är starkt sammanbundna av gravitationen. Den starka gravitationen ger stjärnhopen dess klotrunda form. Gravitationen ger även en hög densitet av stjärnor i centrum. Alla stjärnor i en klotformig stjärnhop roterar som satelliter kring hopens masscentrum. Radien är vanligtvis av storleksordningen tiotals ljusår och hoparna innehåller från några tiotusen till över en miljon stjärnor. Det som skiljer de klotformiga stjärnhoparna från de öppna stjärnhoparna är just antalet stjärnor, men även positionerna i galaxen samt stjärnornas ålder.tionerna i galaxen samt stjärnornas ålder.
, Kulové hvězdokupy jsou kulovité koncentrac … Kulové hvězdokupy jsou kulovité koncentrace hvězd, jejichž průměr se pohybuje řádově v desítkách světelných let a které obsahují statisíce až miliony hvězd. Kulové hvězdokupy jsou velmi staré, nejméně 10 miliard let, a pravděpodobně vznikly v době, kdy se galaxie právě vytvářely. Jsou rozptýleny ve sférickém halu obklopujícím naši Galaxii. Oběžná doba kolem středu Galaxie se pohybuje v řádech stovek milionů let.e se pohybuje v řádech stovek milionů let.
, Een bolvormige sterrenhoop (of bolhoop) is … Een bolvormige sterrenhoop (of bolhoop) is een bolvormige groep sterren die rond een sterrenstelsel draait (zoals een satelliet). Bolhopen hangen goed aaneen door zwaartekracht – vandaar hun typische bolvorm – en zijn zeer dicht (relatief gezien) in de buurt van hun kern. Hierdoor komen sterren soms heel dicht bij elkaar. Enkele zeer exotische stersoorten (blauwe achterblijvers, millisecondepulsars en lichte röntgendubbelsterren (LMXB's)) komen veel meer voor in bolvormige sterrenhopen. Bolvormige sterrenhopen bestaan meestal uit honderdduizenden oude sterren, vergelijkbaar met het centrum van een spiraalstelsel, maar beperkt tot een volume van slechts enkele kubieke parsecs.volume van slechts enkele kubieke parsecs.
, تجمع نجمي كروي أو عنقود نجمي مغلق (بالإنجليزية: Globular Cluster) نوع من التجمعات النجمية، تتميز بشكل كتل مستديرة متراصة من النجوم وتضم عدداً أكبر من النجوم مما تحتويه التجمعات المفتوحة وقد تصل إلى عشرة ملايين.
, Kumulu globular bat (ingelesez: globular c … Kumulu globular bat (ingelesez: globular cluster), elkarren artean grabitate bidez lotutako 100.000 eta 1.000.000 izar zaharrek (II populaziokoak) osatutako izar elkarte bat da. Gutxi gora-behera esferikoki banatzen dira eta galaxia baten inguruan ilargi baten antzera orbitatzen dute. Izar zahar hauek dira kumulu globularrei euren urre kolore bereizgarria ematen diena, soilik kolorezko argazki bidez ikus daitekeena.k kolorezko argazki bidez ikus daitekeena.
, Шарово́е звёздное скопле́ние — звёздное ск … Шарово́е звёздное скопле́ние — звёздное скопление, содержащее большое число звёзд, тесно связанное гравитацией и обращающееся вокруг галактического центра в качестве спутника. В отличие от рассеянных звёздных скоплений, которые располагаются в галактическом диске, шаровые находятся в гало; они значительно старше, содержат гораздо больше звёзд, обладают симметричной сферической формой и характеризуются увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют 100—1000 звёзд на кубический парсек, средние расстояния между соседними звёздами составляют 3—4,6 трлн км (0,3—0,5 светового года); для сравнения — в окрестностях Солнца пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк−3, то есть звёздная плотность ет ≈0,13 пк−3, то есть звёздная плотность
, Gromada kulista – zazwyczaj sferycznie sym … Gromada kulista – zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowanie powiązanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją w kierunku centrum (niektórzy naukowcy wyróżniają morfologiczną podklasę gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 parseków. Odkrycie pierwszej gromady kulistej przypisuje się Johannowi Abrahamowi Ihlemu, który obserwując w 1665 roku Saturna, w gwiazdozbiorze Strzelca odnalazł znajdującą się obok gromadę M22. odnalazł znajdującą się obok gromadę M22.
, Un cúmulo globular es un conjunto esférico … Un cúmulo globular es un conjunto esférico de estrellas que, por lo general, orbita un núcleo galáctico como si de un satélite se tratara. Las estrellas que constituyen los cúmulos globulares están muy unidas entre sí por la gravedad, lo que les da sus formas esféricas y densidades estelares relativamente altas cerca del centro. El nombre de esta categoría concreta de deriva del latín globulus, cuyo significado es el de "esfera pequeña".uyo significado es el de "esfera pequeña".
, Globa stelamaso estas tre densa stelamaso, … Globa stelamaso estas tre densa stelamaso, entenante averaĝe centon da miloj da steloj, disdonitaj en sfero kies diametro estas inter 20 ĝis centoj da lumjaroj (inter 5 kaj 100 parsekoj). Ĝia denso estas multe pli granda ol tiu de malfermita stelamaso. La steloj en tia amaso estas plej maljunaj steloj el la galaksio kaj ĝenerale ruĝaj gigantoj. La globaj stelamasoj estas parto de la galaksia haloo, ili orbitas ĉirkaŭ la je distanco de 1 al 100 kiloparsekoj. Oni nombras 150 stelajn globamasojn en nia galaksio, sed verŝajne aliaj estas kaŝitaj al ni de la galaksia centro.
*
*
*itaj al ni de la galaksia centro.
*
*
*
, En astronomie, un amas globulaire est un a … En astronomie, un amas globulaire est un amas stellaire très dense, contenant typiquement une centaine de milliers d'étoiles distribuées dans une sphère dont la taille varie d'une vingtaine à quelques centaines d'années-lumière. Leur densité est ainsi nettement plus élevée que celle des amas ouverts. Les étoiles de ces amas sont généralement des géantes rouges. On compte 150 amas globulaires dans notre galaxie, la Voie lactée. Mais il en existe sans doute d'autres, qui restent indétectables parce que masqués par le disque galactique.arce que masqués par le disque galactique.
, Σφαιρωτό σμήνος ή σφαιρωτό αστρικό σμήνος … Σφαιρωτό σμήνος ή σφαιρωτό αστρικό σμήνος ονομάζεται στην αστρονομία μία σχετικώς πυκνή συγκέντρωση αστέρων με σφαιρικό ή σχεδόν σφαιρικό σχήμα, που περιφέρεται γύρω από το κέντρο ενός γαλαξία ως δορυφόρος του. Οι αστέρες που αποτελούν τα σφαιρωτά σμήνη είναι ισχυρώς δεσμευμένοι από τη βαρύτητα του κάθε σμήνους, πράγμα που δίνει στα σμήνη αυτά το σφαιρικό τους σχήμα και σχετικώς υψηλές αριθμητικές πυκνότητες αστέρων (δηλ. αστέρες ανά κυβικό έτος φωτός) στην κεντρική τους περιοχή. Τα σφαιρωτά σμήνη, που βρίσκονται στην άλω ενός γαλαξία, περιέχουν πολύ περισσότερους αστέρες ανά σμήνος από ό,τι τα ανοικτά ή γαλαξιακά σμήνη, τα οποία βρίσκονται στον δίσκο του ίδιου γαλαξία. Τα σφαιρωτά σμήνη είναι αρκετά συνηθισμένα: υπάρχουν περί τα 150 ως 158 γνωστά που ανήκουν στον Γαλαξία μας, ενώ άλλα 10 που ανήκουν στον Γαλαξία μας, ενώ άλλα 10
, Saithe seanréaltaí eagraithe go sainiúil mar a bheadh i sféar dlúth. Cuimsíonn sí 10,000 suas go dtí na milliúin réalta a cruthaíodh ag an am céanna go luath i stair ár réaltra. Tá níos mó ná 100 díobh ar eolas i mBealach na Bó Finne.
, Gugus bola adalah kumpulan bintang yang be … Gugus bola adalah kumpulan bintang yang berbentuk bola mengorbit inti galaksi sebagai satelit. Gugus bola sangat erat terikat oleh gravitasi, yang membuatnya berbentuk bulat dan kepadatan bintang yang relatif tinggi terhadap pusat galaksi. Nama kategori gugus bintang ini berasal dari bahasa Latin globulus-bola kecil.sal dari bahasa Latin globulus-bola kecil.
, A globular cluster is a spheroidal conglom … A globular cluster is a spheroidal conglomeration of stars. Globular clusters are bound together by gravity, with a higher concentration of stars towards their centers. They can contain anywhere from tens of thousands to many millions of member stars. Their name is derived from Latin globulus (small sphere). Globular clusters are occasionally known simply as "globulars". occasionally known simply as "globulars".
, Un ammasso globulare (detto anche ammasso … Un ammasso globulare (detto anche ammasso chiuso o ammasso di alone) è un insieme sferoidale di stelle che orbita come un satellite intorno al centro di una galassia. Gli ammassi globulari sono sorretti al loro interno da una forte gravità, che dà loro il tipico aspetto sferico e mantiene al loro centro una densità di stelle relativamente molto elevata.ità di stelle relativamente molto elevata.
, Aglomerado globular é a denominação dada a … Aglomerado globular é a denominação dada a um tipo de aglomerado estelar cujo formato aparente é esférico e cujo interior é muito denso e rico em estrelas antigas, podendo, inclusive, ter até um milhão de estrelas, mantidas juntas pela ação da gravidade. Os aglomerados globulares são conhecidos por conterem uma nebulosa planetária e geralmente localizam-se longe do plano galáctico e, às vezes, muito além disso, no distante espaço intergaláctico. disso, no distante espaço intergaláctico.
, Ein Kugelsternhaufen (kurz auch Kugelhaufe … Ein Kugelsternhaufen (kurz auch Kugelhaufen) ist ein Sternhaufen aus einer großen Zahl gravitativ aneinander gebundener Sterne, deren Dichte eine kugelsymmetrische Verteilung zeigt, indem sie vom Zentrum, wo die Sterne sehr dicht zusammenstehen, zum Rand in alle Richtungen gleichermaßen abnimmt. Typische Kugelsternhaufen enthalten mehrere hunderttausend Sterne. Die hohe Sterndichte in Zentrumsnähe führt zu gegenseitigen Bahnveränderungen, was das sphärische Erscheinungsbild zur Folge hat.sphärische Erscheinungsbild zur Folge hat.
, 球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像行星的恆星集團。球狀星團因為被重 … 球狀星團是外觀呈球形，在軌道上繞著星系核心運行，很像行星的恆星集團。球狀星團因為被重力緊緊束縛，使得恆星高度的向中心集中，因此外觀呈球形。球狀星團被發現多在星系的暈之中，遠比在星系盤中被發現的疏散星團擁有更多的恆星，但球狀星團的數量相較疏散星團相對的稀少，在銀河系內迄今只發現150個至158個。在銀河系內也許還有10- 20個或更多個尚未被發現。這些球狀星團環繞星系公轉的半徑可以達到40,000秒差距（大約130,000光年）或更遠的距離。越大的星系擁有越多：以仙女座星系為例，可能有500個球狀星團。有些巨大的橢圓星系，特別是位於星系團中心的，像是M87，有多達13,000個球狀星團。 在本星系群擁有足夠質量的星系，都有關聯性的球狀星團，並且幾乎每個曾經探測過的大質量星系都被發現擁有球狀星團的系統。人馬座矮橢球星系和有 爭議的大犬座矮星系似乎正在將它們的球狀星團（像是帕羅馬12）捐贈給銀河系。這表明這個星系的許多球狀星團在之前是如何取得的。 雖然這些球狀團看起來包含一些最初在銀河系產生的恆星，但它們的起源和在銀河系演化中扮演的角色仍不清楚。球狀星團看起來和矮橢圓星系有著顯著的不同，它是母星系形成恆星時的一部分，而不是一個獨立的星系。然而，由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。由天文學家最近的推測顯示，球狀星團和矮橢球可能不能很明確的區分為兩種不同類型的天體。
, Кулясте зоряне скупчення — зоряне скупченн … Кулясте зоряне скупчення — зоряне скупчення, що відрізняється від розсіяного скупчення більшою кількістю зір і чітко окресленою симетричною формою зі збільшенням концентрації зір до центру скупчення. Просторові концентрації зір у центральних областях кулястих скупчень ~ 103—104 пк−3 (в околицях Сонця просторова концентрація зір становить ~0,13 пк−3), кількість зір ~104—106. Діаметри кулястих скупчень становлять 20—60 пк, маси — 104—106 сонячних.новлять 20—60 пк, маси — 104—106 сонячних.
, 구상성단(球狀星團, globular cluster, 문화어: 둥근별떼) 은 … 구상성단(球狀星團, globular cluster, 문화어: 둥근별떼) 은 의 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. 131,000 광년) 또는 그 이상에 달하는 궤도로 은하 주위를 공전한다.
, 球状星団（きゅうじょうせいだん、globular cluster）は恒星が互いの重力で球形に集まった天体。銀河の周りを軌道運動している。球状星団は重力的に非常に強く束縛されており、そのために形状は球対称となり、中心核に向かって非常に密度が高くなっている。
|
| rdfs:label |
عنقود مغلق
, Ammasso globulare
, 球状星団
, Kulová hvězdokupa
, Kugelsternhaufen
, Globa stelamaso
, Gugus bola
, Kumulu globular
, Cúmul globular
, Klotformig stjärnhop
, 球狀星團
, Σφαιρωτό σμήνος
, Шаровое звёздное скопление
, Aglomerado globular
, Globular cluster
, Cúmulo globular
, Gromada kulista
, Amas globulaire
, 구상성단
, Bolvormige sterrenhoop
, Braisle chruinneogach
, Кулясте скупчення
|
