Kuna seda Abbe Nicholas Louis de Lacaille vaatas Lõuna-Aafrika Vabariigis visiidi ajal 1751–2 esimest korda poole tollise läbimõõduga spiooniklaasis, on Kappa Crucise täheparv (NGC 4755) astronoome sellest ajast alates intrigeerinud ja segaduses. Täna avame John Herscheli "eri värvi vääriskividest puusärk" ja vaatame lähemalt "Juveeliboksi" ...
Ligikaudu 7500 valgusaasta kaugusel suure simeda kosmilise tolmupilve lähedal, mida nimetatakse söekotiks, on Kappa Crucise täheparvel Bayeri nimetus, ehkki see on klaster üksikute tähtede asemel. Ainult ühe pilguga sellele värvikale massiivile on vaja mõista, kuidas seda hakati nimetama juveeliboksiks. Piserdatud üle 20 valgusaasta kosmoses ja võib-olla vaid 7,1 miljoni aasta vanuseks, see on koduks nii punastele, valgetele kui ka sinistele hiiglaslikele tähtedele. Kui selle säravaim täht oleks meie enda päikesesüsteemi keskpunktis, säraks see 83 000 korda heledamalt kui Sol!
Ereoranž täht on Kappa Crucis, silma paistmine oma kuumade, erksate siniste liikmete seas. Väga noor staar on läinud oma punasesse supergia etappi? 1862. aasta keskel hakkas Francis Abbott-nimeline mees uurima juveeliboksi ja tema tähelepanekute järgi öeldakse; "Teatud muutused, mis ilmselt toimuvad selle komponentide tähtede arvus, asukohas ja värvis." See oli üsna radikaalne mõtlemine, kuna ta asus vastuollu John Herscheli ja George Airyga. Kuid nagu sageli juhtub, võib mõnikord üks astronoom märgata seda, mida teine ei saa, ja umbes 10 aastat hiljem H.C. Russell võttis Abbotti märkmed südamesse - mõõtis ja kataloogis 130 klastri tähte. Vaatamata äärmisele kriitikale nimetas teine vaatleja R.T. Innes väitis ka värvimuutust, nagu märgitakse klassikalises töös “Taevaobjektid tavalistele teleskoopidele”.
Muidugi ei lõppenud õppetöö sellega ja see läks 1900ndate algusesse koos Trumpleri ja siis Harlow Shapleyga. Esimene selle klastri kohta märkimisväärselt oluline astrofüüsikaline paber ilmus 1958. aastal ja selle avaldasid Halton Arp ja Cecil van Sant, kes üritasid galaktiliste ülimagnaarsete tähtede kohta rohkem teada saada. "Kolm heledamat tähte on ülitäpsed ja punane täht, mis on kõik klastri liikmed, siis peab NGC 4755 olema mingil määral h ja h" Persei ". Kuna seda tüüpi klastrid on haruldased, on vaatlusmaterjal piisav värvi saamiseks - saadi mõõtmisdiagramm. ” Mida rohkem tähti ilmutati ja uuriti, seda segasemaks nimetused muutusid! Aastad edenesid ja NGC 4755 sai veelgi paremini aru - ja kataloogiti paremini.
G. Mathys (jt) tehtud heeliumi, süsiniku, lämmastiku ja hapniku sisalduse uuringute kohaselt ei ole pärast selle proovi CN-sisalduse arvessevõtmist selgeid tõendeid sisemise segunemise kohta. Ainult kolm tähte, kes ei ole ülitäpsed, näivad näitavat lämmastiku suurenemist. Neil kahel on projitseeritud ekvaatorikiirus üsna madal (tõsi, nad võivad olla kiire pöörlejad, mida on näha poolusel); kolmas on kindel kiire rotaator. Madalama raskusastmega tähtedes on ilmselt toimunud mingisugune segunemine. Superkangad ei erine oluliselt teistest programmitähtedest oma heeliumi sisalduse poolest. Iga klastri heeliumi keskmine arvukus on lähedane standardväärtusele (He / H). ”
Muutumatute tähtede uurimine avatud klastrites on äärmiselt oluline. Need on distantsi ja evolutsiooni vihjed! Noortes klastrites, näiteks ehtekarp, peaksid heledamad tähed olema muutujad ja sinised. Nad oleksid pidanud evolutsiooni alustama ka põhijärjestusest erinevalt, erinevalt väikese massiga tähtedest, kes lihtsalt vesiniku vaikselt ära põlevad. Nagu me teame, on üheks peamiseks muutuja tüübiks Beetakefeidi tähed ja Stankovi (jt) tehtud uuringud näitavad NGC 4755-s nelja uue muutuva tähe tuvastamist. „Anname sageduslahendused aja skaala ja amplituudi näitajatena pulsatsioonidest. NGC 4755-116 on tõenäoliselt B2-kääbus perioodiga 4,2 d, mille varieeruvuse põhjustab punkt- või g-režiimi pulsatsioon. NGC 4755-405 võib pidada uueks two² Cephei-täheks, millel on kaks pulsatsiooni sagedust. NGC 4755-215 jaoks leidsime ühe sageduse ja NGC 4755-316 jaoks kolm pulsatsiooni sagedust; soovitame, et mõlemad oleksid lühikese aja jooksul uued aeglaselt pulseerivad B-tähed. ” Neid muutusi võivad põhjustada ebastabiilse vesiniku südamiku radiaalsed pulsatsioonid ja on vaja veelgi rohkem uuringuid.
Aga kas on veel? Jah. C. Bonatto (jt) tehtud hiljutised uuringud näitavad NGC 4755 dünaamilist olekut. “Uurime võimalust, et klastri vanuses esinevad mõnes põhijärjestuses ja põhijärjestuses olevad tähed endiselt tolmuümbristega seotud infrapunakiirguse ja proto-planetaarsed kettad. Tuum on PMS-tähtedes puudulik, võrreldes MS-i tähtedega. NGC 4755 võõrustab binaare halodes, kuid südamikus on neid vähe. Võrreldes sarnaste meetoditega uuritud dünaamilistes olekus avatud klastritega, sobib NGC 4755 suhetega, mis hõlmavad struktuurilisi ja dünaamilisi parameetreid tema vanuse ja massi eeldatavates asukohtades. "
Kas NGC 4755 moodustus samast molekulaarpilvest? Kas see on kaks kattuvat klastrit? Kas söekotti lähedus mõjutab selle visuaalseid omadusi? Pole tähtis, mis teadus selle taga on, kuid see valgus, mida nüüd näete, lahkus umbes samal ajal kui Egiptuse suured püramiidid ehitati. Las Burnhami sõnad kõlavad kõige valjemini: “… hiilgav ja kaunis galaktiline tolmulapp, mis edeneb Lõuna-Linnutee parimatest ja silmapaistvamatest objektidest ... Klaster asub rikas ja tähelepanuväärne piirkonnas Taevas, mida tasub vähese võimsusega uurida. rikaste väljadega teleskoobid ja instrumendid. ”
Selle nädala vinge pildi tegi Don Goldman ja see tehti Macedon Ranges observatooriumis. Täname teid!
