Kelompok globul

**Kelompok globul** () ialah rumpun kumpulan bintang berbentuk sfera (glob) yang mengorbit teras galaksi sebagai satelit. Kelompok globul sangat terikat dengan graviti, yang memberi mereka bentuk bulat dan kepadatan bintang yang relatifnya tinggi ke arah pusat mereka. Nama kelompok bintang ini berasal daripada perkataan Latin *globulus*—sfera kecil. Kelompok globul kadang-kadang lebih dikenali sebagai *globular*.

Kelompok globul ditemui di halo galaksi dan mengandungi lebih banyak bintang dan jauh lebih tua daripada kelompok terbuka yang kurang padat, yang terdapat dalam cakera galaksi. Kelompok globul cukup umum; terdapat kira-kira 150 hingga 158 buah kelompok globul yang dikenali di Bima Sakti, dengan mungkin 10 hingga 20 buah lagi masih belum ditemui. Galaksi yang lebih besar boleh mempunyai lebih banyak: Galaksi Andromeda, misalnya, mungkin mempunyai sebanyak 500 buah. Beberapa galaksi elips (terutamanya yang berada di pusat-pusat kelompok galaksi), seperti M87, mempunyai sebanyak 13,000 buah kluster globul.

Setiap galaksi dengan jisim yang mencukupi dalam Kumpulan Tempatan mempunyai rangkaian kelompok globul, dan hampir setiap galaksi besar yang ditinjau telah didapati memiliki sistem kelompok globul. Galaksi kerdil Sagittarius dan Canis dilihat sekaan-akan sedang dalam proses mendermakan rangkaian kelompok globul mereka (seperti Palomar 12) ke Bima Sakti. Ini menunjukkan berapa banyak kelompok globul galaksi ini mungkin telah diperoleh pada masa lalu.

Walaupun kelihatan bahawa kelompok globul mengandungi beberapa bintang pertama yang dihasilkan di dalam galaksi, asal-usul mereka dan peranannya dalam evolusi galaksi masih belum jelas. Jelas bahawa kelompok globul berbeza jauh dari galaksi elips kerdil dan dibentuk sebagai sebahagian daripada pembentukan bintang bagi galaksi induk berbanding sebagai galaksi yang berasingan.

## Sejarah pemerhatian

Kelompok globul yang pertama dikenali, sekarang dipanggil M22, ditemui pada tahun 1665 oleh Abraham Ihle, ahli astronomi amatur Jerman. Walau bagaimanapun, memandangkan apertur kecil teleskop ketika itu, bintang-bintang individu dalam kelompok globul tidak dileraikan sehingga Charles Messier mengamati M4 pada 1764. Lapan kelompok pertama yang ditemui ditunjukkan di dalam jadual. Selepas itu, Abbé Lacaille akan menyenaraikan NGC 104, NGC 4833, M55, M69, dan NGC 6397 dalam katalog 1751–52. *M* sebelum nombor merujuk kepada katalog Charles Messier, sementara NGC adalah dari Katalog Umum Baru (*New General Catalogue*) oleh John Dreyer

Apabila William Herschel memulakan tinjauan langit secara komprehensif dengan menggunakan teleskop besar pada tahun 1782, terdapat 34 buah kelompok globul yang diketahui. Herschel menemui 36 buah lagi dan merupakan yang pertama untuk meleraikan hampir semuanya menjadi bintang-bintang. Dia mencipta istilah "kelompok globul" dalam Katalog Seribu Kedua Nebula dan Kelompok Bintang (*Catalogue of a Second Thousand New Nebulae and Clusters of Stars)* yang diterbitkan pada 1789. Jumlah kelompok globul ditemui terus meningkat, mencapai 83 buah pada 1915, 93 buah pada tahun 1930 dan 97 buah pada tahun 1947. Sejumlah 152 buah kelompok globul kini telah ditemui di galaksi Bima Sakti, daripada jumlah keseluruhan 180 ± 20 buah. Kelompok-kelompok globul tambahan yang belum ditemui ini dipercayai tersembunyi di sebalik gas dan habuk Bima Sakti

Bermula pada tahun 1914, Harlow Shapley memulakan satu siri kajian tentang kelompok globul, yang diterbitkan dalam kira-kira 40 kertas saintifik. Dia meneliti bintang RR Lyrae berubah dalam kelompok (yang dianggapkannya Cepheid berubah) dan menggunakan hubungan jangka masa cahaya untuk perkiraan jarak. Kemudian, didapati bahawa RR Lyrae berubah lebih malap daripada Cepheid berubah, yang menyebabkan Shapley terlebih anggar jarak jauh dari kelompok. 

Daripada kelompok-kelompok globul dalam Bima Sakti, majoriti ditemui dalam halo di sekitar teras galaksi, dan majoriti besar terletak di langit samawi yang berpusat pada teras. Pada tahun 1918, taburan yang sangat tidak simetri ini digunakan oleh Shapley untuk membuat penentuan dimensi keseluruhan galaksi. Dengan menganggap taburan sfera globul secara di sekeliling pusat galaksi, beliau menggunakan kedudukan kluster untuk menganggarkan kedudukan Matahari berbanding dengan pusat galaksi. Walaupun anggaran jaraknya adalah dalam ralat yang ketara (walaupun dalam darjah magnitud yang sama seperti nilai yang diterima sekarang), ia menunjukkan bahawa dimensi galaksi adalah jauh lebih besar daripada yang difikirkan sebelumnya. Ralatnya disebabkan oleh debu antara bintang dalam Bima Sakti, yang menyerap dan mengurangkan jumlah cahaya dari objek jauh, seperti kelompok globul, yang sampai ke Bumi, sehingga menjadikannya kelihatan lebih jauh berbanding kedudukan sebenar.

Pengukuran Shapley juga menunjukkan bahawa Matahari agak jauh dari pusat galaksi, juga bertentangan dengan apa yang sebelum ini telah disimpulkan daripada taburan bintang biasa yang hampir sekata. Pada kenyataannya, kebanyakan bintang biasa terletak di dalam cakera galaksi dan bintang-bintang yang terletak di arah pusat galaksi dan di luarnya dikaburkan oleh gas dan habuk, manakala kelompok globul berada di luar cakera dan dapat dilihat pada jarak jauh.

### Pengkelasan
Shapley kemudiannya dibantu dalam kajiannya terhadap kelompok oleh Henrietta Swope dan Helen Battles Sawyer (kemudian Hogg). Pada tahun 1927-29, Shapley dan Sawyer mengkategorikan kelompok mengikut tahap penumpuan setiap sistem ke arah terasnya. Kelompok-kelompok yang paling pertumpu dikenalpasti sebagai Kelas I, dengan kepekatan berkonsep berkurang yang berkisar antara Kelas XII. Ini dikenali sebagai Kelas Penumpuan Shapley–Sawyer (kadang-kadang diberikan dengan nombor [Kelas 1-12] dan bukannya angka Romawi.) Pada tahun 2015, jenis kelompok globul baru dicadangkan berdasarkan data pemerhatian, kelompok globul gelap.

## Pembentukan

Pembentukan kelompok globul tetap menjadi fenomena yang kurang difahami dan masih tidak menentu sama ada bintang-bintang dalam kelompok globul terbentuk dalam satu generasi tunggal atau diwujudkan dalam pelbagai generasi selama beberapa ratus juta tahun. Dalam banyak kelompok globul, kebanyakan bintang berada di tahap yang sama dalam evolusi najam, menunjukkan bahawa mereka terbentuk pada masa yang sama. Walau bagaimanapun, sejarah pembentukan bintang berbeza dari kelompok ke kelompok, dengan beberapa kelompok yang menunjukkan populasi bintang yang berbeza. Contohnya kelompok-kelompok globul dalam Awan Magellan Besar (LMC) yang memperlihatkan populasi bimod. Semasa usia masih muda, kelompok LMC ini mungkin menghadapi awan molekul gergasi yang mencetuskan pembentukan bintang pusingan kedua. Tempoh pembentukan bintang ini agak ringkas, berbanding dengan umur kebanyakan kelompok globul. Ia juga telah dicadangkan bahawa alasan untuk kepelbagaian ini dalam populasi bintang boleh mempunyai asal yang dinamik. Di dalam galaksi Antena, sebagai contoh, Teleskop Angkasa Hubble telah mengamati kelompok, wilayah di galaksi yang merangkumi beratus-ratus parsek, di mana banyak kelompok akhirnya akan bertembung dan bergabung. Ramai di antara mereka memperlihatkan julat yang signifikan dalam usia, juga mungkin kelogaman, dan penggabungan mereka dapat membawa kepada kumpulan dengan bimod atau lebih banyak pembahagian populasi.

## Komposisi

Kelompok globul umumnya terdiri dari ratusan ribu buah bintang tua yang berlogam rendah. Jenis bintang yang terdapat di dalam kelompok globul adalah sama dengan yang terdapat dalam bonjol galaksi pilin tetapi terhad kepada isi padu beberapa juta parsek padu. Mereka bebas gas dan habuk dan dianggap bahawa semua gas dan habuk telah lama menjadi bintang.

Kelompok globul boleh mengandungi kepadatan bintang yang tinggi; secara purata kira-kira 0.4 buah bintang bagi setiap parsek padu, meningkat kepada 100 atau 1000 buah bintang bagi parsek padu dalam teras kelompok. Jarak biasa antara bintang-bintang dalam kelompok globul adalah kira-kira 1 tahun cahaya, tetapi pada terasnya, pemisahan itu sebanding dengan saiz Sistem Suria (100 hingga 1000 kali lebih dekat daripada bintang-bintang berhampiran Sistem Suria).

Kelompok globul tidak dianggap sebagai lokasi yang sesuai untuk kelangsungan hidup sistem planet. Orbit planet secara dinamik tidak stabil dalam teras kelompok padatnya kerana gangguan bintang bergerak. Sebuah planet yang mengorbit pada 1 unit astronomi di sekeliling bintang yang berada dalam teras kelompok padat seperti 47 Tucanae hanya akan bertahan pada tertib 108 tahun. Terdapat sistem planet yang mengorbit sebuah pulsar (PSR B1620−26) yang dimiliki oleh kelompok globul M4, tetapi planet-planet ini mungkin terbentuk selepas peristiwa yang menciptakan pulsar tersebut.

Beberapa kelompok globul, seperti Omega Centauri di Bima Sakti dan G1 di M31, sangat besar, dengan beberapa juta jisim suria () dan mempunyai populasi berbilang. Kedua-duanya boleh dianggap sebagai bukti bahawa kelompok globul supermasif sebenarnya adalah teras galaksi kerdil yang dimakan oleh galaksi yang lebih besar. Kira-kira satu perempat daripada populasi kelompok globul di Bima Sakti mungkin telah ditokok dengan galaksi kerdil induk mereka.

Beberapa kelompok globul (seperti M15) mempunyai teras yang sangat besar yang boleh memendam lubang hitam, walaupun simulasi menunjukkan bahawa lubang hitam yang kurang besar atau konsentrasi pusat bintang neutron atau kerdil putih yang besar mampu menjelaskan dengan baik apa yang diperhatikan.

### Kandungan logam

Kelompok globul biasanya terdiri daripada bintang-bintang Populasi II, yang mempunyai kadar yang rendah unsur-unsur selain hidrogen dan helium jika dibandingkan dengan bintang Populasi I seperti Matahari. Ahli astronomi merujuk kepada unsur-unsur yang lebih berat ini sebagai logam dan perkadaran unsur-unsur ini sebagai kelogaman (*metallicity*). Unsur-unsur ini dihasilkan oleh nukleosintesis najam dan kemudian dikitar semula ke medium antara najam, di mana mereka memasuki generasi bintang berikutnya. Oleh itu, perkadaran logam boleh menjadi petunjuk umur bintang, dengan bintang-bintang yang lebih tua biasanya mempunyai kelogaman yang lebih rendah.

Ahli astronomi Belanda Pieter Oosterhoff menyedari bahawa terdapat dua populasi kelompok globul, yang dikenali sebagai *kumpulan Oosterhoff*. Kumpulan kedua mempunyai tempoh yang agak panjang dari bintang-bintang berubah RR Lyrae. Kedua-dua kumpulan mempunyai unsur-unsur logam yang lemah. Tetapi garis-garis pada bintang-bintang kelompok Oosterhoff jenis I (OoI) tidak begitu lemah seperti yang dalam jenis II (OoII). Oleh itu, jenis I dirujuk sebagai "kaya logam" (sebagai contoh, Terzan 7), manakala jenis II adalah "miskin ogam" (contohnya, ESO 280-SC06).

Kedua-dua populasi ini telah diperhatikan dalam banyak galaksi, terutamanya galaksi elips besar. Kedua-dua kumpulan itu hampir setua alam semesta dan mempunyai umur yang serupa, tetapi berbeza dengan kelimpahan logam mereka. Banyak senario telah dicadangkan untuk menerangkan subpopulasi ini, termasuk penggabungan galaksi yang kaya gas yang mengganas, pertambahan galaksi kerdil, dan pelbagai fasa pembentukan bintang dalam galaksi tunggal. Dalam Bima Sakti, kelompok-kelompok yang miskin logam dikaitkan dengan halo dan kelompok-kelompok yang kaya logam dikaitkan dengan bonjolan.

Dalam Bima Sakti, telah diketahui bahawa majoriti kelompok dengan kelogaman yang rendah diselaraskan di sepanjang satah di bahagian luar halo galaksi. Hasil ini selari dengan pandangan bahawa kelompok jenis II dalam galaksi telah ditangkap dari galaksi satelit, dan bukan menjadi ahli tertua dalam sistem kelompok galaksi Bima Sakti seperti yang pernah difikirkan sebelumnya. Perbezaan antara dua jenis kelompok akan dijelaskan oleh tunda masa antara kedua-dua galaksi membentuk sistem kelompok mereka.

### Komponen eksotik
Kelompok globul mempunyai ketumpatan bintang yang sangat tinggi, oleh itu interaksi bintang yang rapat dan hampir berlanggar berlaku agak kerap. Disebabkan oleh pertembungan-pertembungan ini, beberapa bintang kelas eksotik, seperti pelente biru, pulsar millisaat dan binari sinar-X jisim rendah, jauh lebih biasa dalam kelompok globul. Pelente biru dibentuk dari penggabungan dua bintang, mungkin sebagai hasil daripada pertemuan dengan sistem binari. Bintang yang dihasilkan mempunyai suhu yang lebih tinggi daripada bintang-bintang setanding dalam kelompok dengan kekilauan yang sama, dan dengan itu berbeza dari bintang jujukan utama yang terbentuk pada permulaan kelompok.

Ahli astronomi mencari lubang hitam dalam kelompok globul sejak tahun 1970-an. Keperluan resolusi untuk tugas ini, bagaimanapun, amat cerewet, dan hanya dengan Teleskop Angkasa Hubble membolehkan penemuan pertama yang disahkan. Dalam program bebas, lubang hitam berjalur   telah dicadangkan wujud berdasarkan pemerhatian HST dalam kelompok globul M15 dan lubang hitam  dalam kelompok Mayall II dalam Galaksi Andromeda. Kedua-dua sinar x dan radio dari Mayall II kelihatan konsisten dengan lubang hitam jisim pertengahan.

## Lihat juga

## Rujukan

### Sumber am

* NASA Astrophysics Data System has a collection of past articles, from all major astrophysics journals and many conference proceedings.
* SCYON is a newsletter dedicated to star clusters.
* MODEST is a loose collaboration of scientists working on star clusters.

### Buku

* 
* 
* 

### Semakan artikel

* Elson, Rebecca; Hut, Piet; Inagaki, Shogo (1987). Dynamical evolution of globular clusters. *Annual review of astronomy and astrophysics* **25** 565. 
* Meylan, G.; Heggie, D. C. (1997). Internal dynamics of globular clusters. *The Astronomy and Astrophysics Review* **8** 1. 

## Pautan luar

* Globular Clusters, SEDS Messier pages
* Milky Way Globular Clusters
* Catalogue of Milky Way Globular Cluster Parameters by William E. Harris, McMaster University, Ontario, Canada
* A galactic globular cluster database by Marco Castellani, Rome Astronomical Observatory, Italy
* Key stars have different birthdays article describes how stars in globular clusters are born in several bursts, rather than all at once
* Globular Clusters Blog News, papers and preprints on Galactic Globular Clusters