Tere tulemast tagasi Messieri esmaspäevale! Täna jätkame austusega oma kallile sõbrale Tammy Plotnerile, vaadates Messier 68 nime kandvat globaalset klastrit.
18. sajandil otsis prantsuse astronoom Charles Messier komeetide öötaevast otsides fikseeritud hajusate objektide olemasolu, mida ta komeetide jaoks esialgu valesti määras. Aja jooksul peaks ta koostama nimekirja umbes 100 nendest objektidest, lootes takistada teistel astronoomidel sama viga tegemast. Sellest loendist - Messieri kataloogist - saaks üks sügava taeva objektide kõige mõjukamaid katalooge.
Üks nendest objektidest on Messier 68 nime all tuntud ümmargune klaster, mis asub umbes 33 000 valgusaasta kaugusel Hydra tähtkujus ja tiirleb läbi Piimja. Lisaks sellele, et see on üks kõige vaesematest globaalsetest klastritest, võib see läbida ka tuumavarisemise ja arvatakse, et see on omandatud satelliitgalaktikast, mis varem ühines Linnuteega.
Kirjeldus:
Ligikaudu 33 000 valgusaasta kaugusel asub M68 globaalne klastris vähemalt 2000 tähte, sealhulgas 250 hiiglast ja 42 muutujat - neist üks on tegelikult esiplaanil olev täht, mitte aga tõeline liige. Laius läbimõõduga 106 valgusaastat ja tuledes meie suunas kiirusega 112 kilomeetrit sekundis, on umbes 250 hiidtähte õnnelikult kadumas - nautides oma keemiliselt rikkalikku olekut. Nagu Jae-Woo Lee (jt) osutasid 2005. aasta uuringus:
„Esitame üksikasjaliku keemilise arvukuse uuringu seitsme M68 hiiglasliku tähe kohta, sealhulgas kuus punast hiiglast ja üks postasümptootiline hiidharu (AGB) täht. Leiame olulised erinevused fotomeetria abil määratud gravitatsioonides ja ionisatsioonitasakaalu tulemustes, mis viitab sellele, et mitte-LTE (NLTE) mõjud on olulised nende madala raskusjõuga ja metallivaeste tähtede jaoks. Nende mõjude minimeerimiseks kasutatakse rauaarvu, kasutades fotomeetrilisi gravitatsioone ja Fe II jooni, leides [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Elemendi ja raua suhte korral toetame NLTE mõju minimeerimiseks ka neutraalseid jooni võrreldes Fe I ja ioniseeritud jooni Fe II suhtes (välja arvatud [O / Fe]). Programmitähtede hulgas on naatriumi arvukuse erinevused. Siiski puudub korrelatsioon (või antikorrelatsioon) hapniku rohkusega. Peale selle on AGB-järgses tähes normaalne (madal) naatriumi sisaldus. Mõlemad faktid toetavad veelgi ideed, et üksikute globaalsete klastrite mõnede elementide hulgas esinevad variatsioonid tulenevad ürgsest variatsioonist, mitte sügavast segunemisest. M68, nagu ka M15, näitab räni kõrgendatud arvukust, võrreldes teiste globaalsete klastrite ja võrreldava metallisusega väljatähtedega. Kuid M68 erineb veelgi titaani suhtelise ebapiisava jõudluse näitamisest. Me spekuleerime, et M68-s käitub titaan pigem rauapiigi elemendina kui selle sagedamini täheldatava kleepumisena niinimetatud elementide nagu magneesium, räni ja kaltsium paranemisega. Me tõlgendame seda tulemust nii, et M68-s nähtud keemiline rikastamine võis olla tingitud supernoovade panusest mõnevõrra massiivsemate eellastega kui need, mis soodustavad arvukust, mida tavaliselt näha teistes globaalsetes klastrites. "
Messier 68 üks ebatavalisemaid jooni on selle asukoht asjade suures plaanis - meie galaktilise keskuse vastas. Me teame, et ümmargused klastrid asuvad peaaegu eranditult galaktiliste halode piirkonnas, mis võib seda põhjustada? Nagu 2008. aasta uuringus selgitas Tokyoyo ülikooli astronoomiaosakonna Yoshiaki Sofue:
„Konstrueerime galakto-lokaalse rühma pöördekõvera, ühendades galaktilise pöördekõvera diagrammiga, kus väliste globaalsete klastrite ja kohaliku rühma liikmesgalaktikate galaktokeskne radiaalsuunaline kiirus on graafiliselt kujutatud nende galaktokeskse vahemaa suhtes. Kohaliku rühma gravitatsiooniliseks sidumiseks on vaja Galaktika ja M31 massist suurema suurusjärgu võrra suuremat massi. See asjaolu viitab sellele, et kohalik rühm sisaldab tumedat ainet, täites ruumi Galaktika ja M31 vahel. Võib arvata, et tumeainel on kolm komponenti. Esiteks galaktiline tumeaine, mis määratleb massi jaotuse galaktikas, mis kontrollib välimist pöördekõverat; teiseks laiendatud tume aine, mis täidab kogu kohaliku rühma ja mille kiiruse hajutus on kuni ~ 200 km s ^ -1, mis stabiliseerib kohalikku rühma gravitatsiooniliselt; ja lõpuks ühtlane tume aine, millel on supergalaktilistest struktuuridest tulenevad palju suuremad kiirused. Kolmas komponent ei mõjuta aga märkimisväärselt praeguse kohaliku rühma struktuuri ja dünaamikat. Seetõttu võime spekuleerida, et galaktika suvalises kohas on tumeda aine kolm erinevat komponenti, millel on erinev kiirus või erinev temperatuur. Nad võivad käituda peaaegu üksteisest sõltumatult, kuid suhtlevad omavahel oma raskuse järgi. ”
Ja seda fakti viivad läbi täiendavad uuringud. Nagu Roberto Capuzzo Dolcetta (jt) uuringus näitasid:
„Linnuteel liikuvad globaalsed klastrid, samuti Linnutee tugeva loodevälja neelatud väikesed galaktikad arendavad loodete sabasid. See projekt on osa suuremast õppeprogrammist, mis on pühendatud globaalsete klastritesüsteemide evolutsiooni galaktikates ning emakeelega galaktika ja selle GCS-i vastastikusele tagasisidele nii väikeses kui ka suures plaanis. See projekt on osa käimasolevast programmist, mille eesmärk on testida, kas ja kuidas võib loodete vastasmõju alg galaktikaga mõjutada mõne galaktilise globaalse klastri loodete raadiusega lähedaste tähtede kinemaatikat ja selgitada kiiruse hajumise radiaalse profiili tasapinnalist vaadeldud profiili suurtel raadiustel . Globaalsete klastrite (edaspidi GC) dünaamilise interaktsiooni uurimine galaktilise loodeväljaga on hiljutiste kõrge eraldusvõimega vaatluste taustal kaasaegne ja praegune astrofüüsikaline probleem. Globaalse klastri süsteem (edaspidi GCS) on meie galaktikas, M31, M87 ja M89, aga ka Fornaxi klastri kolmes galaktikas ja 18 elliptilises galaktikas vähem tipus kui halo-tähtedega. Selle leidmise kõige tõenäolisem seletus on see, et kahel süsteemil (halo ja GCS) oli algselt sama profiil ja pärast seda arenes GCS kahe täiendava efekti tõttu, peamiselt: loodete vastasmõju galaktilise väljaga ja dünaamiline hõõrdumine, mis kutsub esile tohutud GC-d lagunevad galaktika keskosas vähem kui 10 ^ 8 aasta pärast. Välised loodeväljad kutsuvad esile ka üksikute klastrite massifunktsiooni kuju muutumise, kuna massieralduse tagajärjel vähenevad massitähed tähed eelistatavalt. Kindel tõendusmaterjal selle kohta, et loodeväli mängib massifunktsioonide kujunemises põhirolli, saadi avastusega, et nende nõlvad korreleeruvad tugevamalt klastri paiknemisega Linnutees kui klastri metallilisusega. Kuid kõige tugevamad tõendid GC interaktsioonist galaktilise väljaga on leitud viimasel kümnendil, tuvastades paljusid GC-sid ümbritsevad halogeenid ja sabad. ”
Kas on tõsi, et Messier 68 võib tõepoolest teisest galaktikast "üle jääda"? Jah, tõesti. Nagu väitis M. Catelan 2005. aasta uuringus:
„Vaatleme horisontaalharu (HB) tähti ja arutame neid laias astrofüüsikalises kontekstis, hõlmates nii muutuvaid kui ka muutumatuid tähti. Esitatakse Oosterhoffi dihhotoomia ümberhindamine, mis annab enneolematu detaili selle päritolu ja süstemaatika osas. Näitame, et nii Oosterhoffi dihhotoomia kui ka globaalsete klastrite jaotumine HB morfoloogia metallilisuse tasapinnal välistavad mõlemad suure statistilise olulisusega võimaluse, et galaktiline halo võis moodustuda kääbusgalaktikate eraldumisel, mis meenutavad tänapäevaseid Linnutee satelliite nagu Fornax, Ambur ja LMC - argument, mis oma tugevuse tõttu iidsetele RR Lyrae idatähtedele on põhimõtteliselt sõltumatu nende süsteemide keemilisest evolutsioonist pärast Galaxy ajaloo kõige varasemaid epohhi. "
Vaatluse ajalugu:
M68 avastas Charles Messier 9. aprillil 1780, kes kirjeldas seda kui; “Korvuse ja Hydra all olevate tähtedeta udukogu; see on väga nõrk, seda on refraktoritega väga raske näha; selle lähedal on kuuenda suurusjärgu täht ”. Üksikute tähtede esimene eraldusvõime omistati mõistagi Sir William Herschelile. Nagu ta omal ajal oma märkmetes kirjutas:
“Ilus tähtede kobar, äärmiselt rikas ja nii kokkusurutud, et enamik tähti on omavahel kokku segatud; see on peaaegu 3 ′ lai ja umbes 4 ′ pikk, kuid peamiselt ümmargune ja selle ümber on väga vähe hajutatud tähti. See ovaalne klaster läheneb ka globaalsele kujule ja keskne tihendamine toimub suurel määral. Isolatsioon on samuti nii kaugele arenenud, et ta tunnistab kontuuri täpset kirjeldust. ”
Tänu Admiral Smythi üsna kummalisele veale usuti, et see oli aastaid Pierre Mechaini avastus. Nagu Smyth oma märkmetes kirjutas:
“Suur ümmargune udukogu Hydra kehal Corvuse all oli 1780. aastal Mechaini poolt avastatud. Aastal 1786 lahutas Sir William Herscheli võimas 20-suu reflektor selle rikkaks väikeste tähtede kogumiks, mis oli nii kokkusurutud, et enamik komponente on omavahel segatud. See on umbes 3 ′ lai ja 4 ′ pikk; ja ta hindas, et selle sügavus võib olla 344. järk. See on paigutatud peaaegu keset kahe väikese tähe vahel, üks np [NW] ja teine sf [SE] kvadrandis - joon, mille vaheline pool hakkab poolitama. See on väga kahvatu, kuid nii laiguline, et patsiendi kontroll viib järelduste tegemiseni, et ta on oletanud, et sfääriline kuju on kuulekas atraktiivsetele jõududele. Erinevalt Beta Corvi'st, millest see kulgeb lõuna poolt ida suunas, 3 kraadi kaugusel. "
Selle vea parandamiseks kulus peaaegu sajand! Ärge kulutage sajandit, et seda armsat globaalset klastrit ise vaadata..
Messier 68 asukoht:
Põhjapoolse talvehooaja heledamad tähed muudavad selle väikese ümmarguse kobara leidmise nii binokli kui ka teleskoobi jaoks üsna lihtsaks - kõigepealt määrake kindlaks Corvuse tähtkuju kaldenurkne ristkülik ja koondage oma tähelepanu selle kaguosa kõige tähemale - Beetale. Meie sihtmärk asub umbes kolme sõrme laiusel Beta Corvist kagus ja vaid hingetõmbe kaugusel kahetähest A8612 kirdes.
See on binoklis nõrga ümara särana ja väikesed teleskoobid tajuvad üksikuid liikmeid. Suured teleskoobid lahendavad selle väikese südamiku täielikult! Messier Object 68 sobib hästi igasse taevaolukorda, kui Corvuse tähed on nähtavad.
Ja siin on lühikesed faktid selle Messieri objekti kohta, mis aitavad teil alustada:
Objekti nimi: Messier 68
Alternatiivsed nimetused: M68, NGC 4590
Objekti tüüp: X klassi globaalne klaster
Tähtkuju: Hüdra
Õige tõus: 12: 39,5 (h: m)
Deklanatsioon: -26: 45 (kraadi: m)
Kaugus: 33,3 (kly)
Visuaalne heledus: 7,8 (mag)
Nähtav mõõde: 11,0 (kaare min)
Oleme siin Messieri objektide kohta kirjutanud palju huvitavaid artikleid kosmoseajakirjas. Siin on Tammy Plotneri sissejuhatus Messieri objektidesse, M1 - Krabi udukogu ja David Dickisoni artiklid 2013. ja 2014. aasta Messieri maratonidest.
Vaadake kindlasti meie täielikku Messieri kataloogi. Ja lisateabe saamiseks vaadake SEDS Messieri andmebaasi.
Allikad:
- Messier objektid - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Vikipeedia - Messier 68
