Üdvözöljük vissza a Messier hétfőn! Ma folytatjuk tisztelegésünk kedves barátunk, Tammy Plotner felé, a Messier 68 néven ismert gömb klaszter áttekintésével.
A 18. században, miközben az éjszakai égbolton üstökösöket keresett, Charles Messier francia csillagász rámutatott rögzített, diffúz tárgyak jelenlétére, amelyet eredetileg tévesen irányított a üstökösök számára. Idővel elkészíti a tárgyak mintegy 100 listáját, remélve, hogy megakadályozza, hogy más csillagászok ugyanazt a hibát kövessék el. Ez a lista - a Messier katalógus néven - a Deep Sky Objects egyik legbefolyásosabb katalógusává válik.
Ezen tárgyak egyike a Messier 68 néven ismert gömbös klaszter, amely körülbelül 33 000 fényév távolságban található a Hidra csillagképében. Amellett, hogy az egyik legfémszegényebb gömbölyű klaszter, magcsomón megy keresztül, és úgy gondolják, hogy azt egy műholdas galaxistól szerezték, amely a múltban összeolvadt a Tejútdal.
Leírás:
Körülbelül 33 000 fényév távolságban az M68 gömbös klaszter legalább 2000 csillagot tartalmaz, köztük 250 óriást és 42 változót - ezek közül az egyik valójában egy előtérbeli csillag, és nem valódi tag. 106 fényév átmérőjű és 112 kilométer / másodperces sebességgel közeledik hozzánk, körülbelül 250 óriáscsillag boldogan elmerül, élvezve kémiailag gazdag állapotát. Amint Jae-Woo Lee (et al) egy 2005. évi tanulmányban rámutatott:
„Bemutatunk az M68-ban lévő hét óriási csillag részletes kémiai előfordulási vizsgálatát, beleértve hat vörös óriást és egy posztimptotikus óriáságú csillagot (AGB). Jelentős különbségeket találunk a fotometria segítségével meghatározott gravitációkban és az ionizációs egyensúlyból nyert gravitációkban, ami arra utal, hogy a nem LTE (NLTE) hatások fontosak ezen alacsony gravitációs, fémszegény csillagok szempontjából. Ezen hatások minimalizálása céljából fotometrikus gravitációk és Fe II vonalak alkalmazásával vastartalmat fogadunk el, [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04) értékkel. Az elem-vas arányhoz az NLTE hatásainak minimalizálása érdekében semleges vonalakat és Fe I-t, valamint ionizált vonalakat (Fe [kivéve az [O / Fe]) támaszkodunk. A nátrium mennyiségének változásait a programcsillagok között találjuk. Ugyanakkor nincs összefüggés (vagy antikorreláció) az oxigéntartalommal. Ezenkívül az AGB utáni csillag normál (alacsony) nátriumtartalommal rendelkezik. Mindkét tény további alátámasztja azt az elképzelést, hogy az egyes gömb alakú klaszterek egyes fényelemeiben tapasztalható variációk az ősvariációkból származnak, nem pedig a mély keverésből. Az M68, hasonlóan az M15-hez, megnövekedett szilíciumtartalmat mutat más gömbölyű klaszterekhez és összehasonlítható fémságú mezőcsillagokhoz képest. De az M68 még inkább eltér a titán relatív alulteljesítményének mutatásakor. Arra gondolunk, hogy az M68-ban a titán inkább egy vas-csúcs elemként viselkedik, nem pedig az általánosan megfigyelt tapadást az úgynevezett elemekben, mint például a magnézium, a szilícium és a kalcium. Ezt az eredményt úgy értelmezzük, hogy azt jelenti, hogy az M68-ban megfigyelt kémiai dúsulás a szupernóvák hozzájárulásaiból származhat, amelyek valamivel tömegesebb progenserekkel járnak, mint azok, amelyek hozzájárulnak a többi gömbös klaszterben általában megfigyelhető mennyiséghez. "
A Messier 68 egyik legszokatlanabb vonása a helyzet a dolgok nagy sémájában - galaktikus központunkkal szemben. Tudjuk, hogy a gömbös klaszterek szinte kizárólag a galaktikus haloban helyezkednek el, mi okozhatja ezt? Ahogyan Yoshiaki Sofue, a Tokiói Egyetem Csillagászati Tanszékének egy 2008. évi tanulmányában kifejtette:
„A galakto-lokális csoport forgási görbéjét felépítjük, összekapcsolva a galaktikus forgási görbét egy diagrammal, ahol a külső gömbös klaszterek és a helyi csoport galaktikus galaktocentrikus sugársebességeit galaktócentrikus távolságra ábrázoljuk. Annak érdekében, hogy a Helyi Csoport gravitációs kapcsolatban álljon, nagyságrenddel nagyobb tömeg szükséges, mint a Galaxis és az M31. Ez a tény azt sugallja, hogy a Helyi Csoport sötét anyagot tartalmaz, amely kitölti a teret a Galaxis és az M31 között. Feltételezhetjük, hogy a sötét anyagnak három összetevője van. Először a galaktikus sötét anyag, amely meghatározza a tömeg eloszlását a külső forgási görbét irányító galaxisban; másodszor, kiterjesztett sötét anyag, amely kitölti az egész helyi csoportot és amelynek sebesség-diszperziója eléri a ~ 200 km s ^ -1-t, és amelyek gravitációs úton stabilizálják a helyi csoportot; és végül, az egységes sötét anyag, amelynek sokkal nagyobb sebessége van a szupergalaktikus szerkezetekből. A harmadik elem azonban nem befolyásolja jelentősen a jelenlegi helyi csoport szerkezetét és dinamikáját. Ezért feltételezhetjük, hogy a galaxis bármely pontján a sötét anyag három különböző összetevője van, különböző sebességgel vagy eltérő hőmérsékleten. Lehet, hogy szinte egymástól függetlenül viselkednek, de gravitációjuk révén kölcsönhatásba lépnek egymással. ”
És ezt a tényt további tanulmányok végzik. Ahogy Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) egy tanulmányban kimutatta:
„A Tejútban mozgó gömbös klaszterek, valamint a Tejút erős dagálymezeje által lenyelt kis galaxisok árapályos farkukat fejlesztenek ki. Ez a projekt egy nagyobb tanulmányi program részét képezi, amely a gömbös klaszterrendszerek galaxisokban történő fejlődésének, valamint a szülő galaxis és annak GCS-je közötti kölcsönös visszacsatolás tanulmányozására szolgál, mind kis, mind nagy léptékben. Ez a projekt egy folyamatban lévő program részét képezi, amelynek célja annak vizsgálata, hogy az átengedés és a szülő galaxis közötti kölcsönhatás befolyásolhatja-e a csillagok kinematikáját néhány galaktikus globális klaszter dagály sugara közelében, és megmagyarázza a sugárirányú sugárirányú profil lapos megfigyelt profilját nagy sugárkon . A gömbös klaszterek (a továbbiakban: GC-k) és a galaktikus dagálytér dinamikus kölcsönhatásának tanulmányozása modern és jelenlegi asztrofizikai aggodalomra ad okot, a legújabb nagy felbontású megfigyelések fényében. A globális klaszterrendszer (a továbbiakban: GCS) kevésbé csúcspontú, mint a galaxisban lévő halogén csillagoké, az M31, M87 és M89, valamint a Fornax klaszter három galaxisában és 18 elliptikus galaxisban. Ennek a megállapításnak a valószínűbb magyarázata az, hogy a két rendszer (halo és GCS) eredetileg azonos profilú volt, és hogy utána a GCS két egymást kiegészítő hatás miatt alakult ki, elsősorban: az árapály kölcsönhatása a galaktikus mezővel és a dinamikus súrlódás, amely indukálja hatalmas GC-k, amelyek a központi galaktikus régióban kevesebb, mint 10 ^ 8 év alatt lebomlanak. A külső dagálymezők szintén indukálják az egyes klaszterek tömegfunkciójának alakulását, mivel az alacsony tömegű csillagok előnyben részesülnek a tömeg szegregáció következtében. Szilárd bizonyíték arra, hogy az árapály mező alapvető szerepet játszik a tömegfunkciók fejlődésében, azzal a felfedezéssel érkezett, hogy lejtéseik erősebben korrelálnak a klaszter helyével a Tejútban, mint a klaszter fémességével. De a GC-k galaktikus mezővel való kölcsönhatásának legerősebb bizonyítékát az elmúlt évtizedben találták meg, a sok GC-t körülvevő halogének és farok detektálásával. ”
Igaz, hogy a Messier 68 valóban egy másik galaxistól "maradt"? Igen valóban. Ahogyan M. Catelan egy 2005. évi tanulmányban állította:
„Áttekintjük és megvitatjuk a vízszintes ágú (HB) csillagokat széles asztrofizikai kontextusban, beleértve mind a változó, mind a nem változó csillagokat. Bemutatjuk az Oosterhoff-kettősség újraértékelését, amely példátlan részleteket ad annak eredetére és szisztematikájára vonatkozóan. Megmutatjuk, hogy az Oosterhoff-kettősség és a gömbös klaszterek eloszlása a HB morfológiai fémság síkjában egyaránt kizárja - nagy statisztikai jelentőséggel - annak a lehetőségét, hogy a galaktikus halogóna a törpe galaxisok akkreditációjából alakulhat ki, amelyek hasonlóak a mai Tejút műholdakhoz, mint pl. A Fornax, a Nyilas és az LMC - egy érv, amely az ősi RR Lyrae csillagokra való erőteljes támaszkodása miatt lényegében független e rendszerek kémiai fejlődésétől a galaxis története legkorábbi korszakai után. ”
Megfigyelés története:
Az M68-ot Charles Messier fedezte fel 1780. április 9-én, aki így írta le; Köd csillagok nélkül, Corvus és Hydra alatt; nagyon gyenge, nagyon nehéz látni a refraktorokkal; közel van a hatodik nagyságú csillag ”. Az egyes csillagok első felbontását természetesen Sir William Herschel tulajdonította. Ahogy akkoriban jegyzeteiben írta:
„Egy gyönyörű csillagfürt, rendkívül gazdag és olyan tömörített, hogy a csillagok nagy része össze van keverve; közel 3 ′ széles és körülbelül 4 ′ hosszú, de főleg kerek, és nagyon kevés szétszórt csillag van körül. Ez az ovális klaszter a gömb alakúhoz is közeledik, és a középső tömörítés nagy mértékben megmarad. A szigetelés szintén annyira fejlett, hogy elismeri a kontúr pontos leírását. ”
Smyth admirális részéről egy meglehetősen furcsa hibának köszönhetően sok évig Pierre Mechain felfedezésének hitték. Amint Smyth megjegyzéseiben írta:
Egy nagy, kerek köd Hydra testén, Corvus alatt, 1780-ban fedezte fel Mechain. 1786-ban Sir William Herschel hatalmas, 20 méteres reflektorával kis csillagok gazdag csoportjává osztódott, oly összenyomva, hogy a legtöbb alkatrész összekeveredik. Körülbelül 3 ′ széles és 4 ′ hosszú; és becslése szerint annak mélysége lehet a 344. sorrend. Szinte félúton helyezkedik el két kis csillag között, az egyik az np [NW], a másik az sf [SE] kvadránsban helyezkedik el, egy olyan vonal között, amely a köd felemeli. Nagyon sápadt, de annyira foltos, hogy a beteg vizsgálata következtetésekhez vezet, hogy feltételezett gömb alakú figurát mutatott a vonzó erők iránti engedelmességben. Megkülönböztetve a Beta Corvi-val, ahonnan délről kelet felé halad, 3 fok távolságra. ”
Ez a hiba majdnem egy évszázadot kijavított! Ne szánj egy századot arra, hogy magad megnézhesd ezt a csodálatos gömbös klasztert..
A Messier 68 helyének meghatározása:
Az északi téli szezon ragyogóbb csillagai megkönnyítik a kis gömbös klaszter megtalálását mind a távcsövek, mind a távcsövek számára - először a Corvus csillagkép végoldalának derékszögű négyzetének azonosításával kezdjük, és a délkeleti legnépszerűbb csillagára - a bétara - összpontosítsuk figyelmünket. Célunk kb. Három ujjszélességben található a Beta Corvi-tól délkeletre, és csak egy lélegzetet északkeletre az A8612 kettős csillagtól.
Halvány, kerek fényként fog megjelenni a távcsövekben, és a kis távcsövek érzékelik az egyes tagokat. A nagy távcsövek teljes mértékben feloldják ezt a kis gömbölyű anyagot a maghoz! A Messier Object 68 alkalmas minden égbolthoz, amikor a Corvus csillagai láthatók.
És itt vannak a Messier-objektumról szóló gyors információk, amelyek segítenek az induláshoz:
Objektum neve: Messier 68
Alternatív megnevezések: M68, NGC 4590
Objektum típusa: X. osztályú földgömb klaszter
csillagkép: Hydra
Jobb felemelkedés: 12: 39,5 (h: m)
Deklináció: -26: 45 (fok: m)
Távolság: 33,3 (kly)
Vizuális fényerő: 7,8 (mag)
Látható dimenzió: 11,0 (ív perc)
Sok érdekes cikket írtunk a Messier Objects-ről a Space Magazine-ban. Itt található Tammy Plotner bevezetése a Messier-tárgyakba, az M1 - a Rák-köd, és David Dickison cikkei a 2013. és 2014. évi Messier-maratonokról.
Ne felejtsd el megnézni a teljes Messier katalógusunkat. További információkért nézze meg a SEDS Messier adatbázist.
Forrás:
- Messiási tárgyak - Messió 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
