Bine ați venit în Messier luni! Astăzi, continuăm în tributul nostru pentru draga noastră prietenă, Tammy Plotner, analizând clusterul global cunoscut sub numele de Messier 68.
În secolul al XVIII-lea, în timp ce căuta cerul nopții pentru comete, astronomul francez Charles Messier a ținut să observe prezența unor obiecte fixe și difuze, pe care inițial le confunda cu comete. În timp, el va veni să întocmească o listă de aproximativ 100 dintre aceste obiecte, în speranța de a împiedica alți astronomi să facă aceeași greșeală. Această listă - cunoscută sub numele de Messier Catalog - va continua să devină unul dintre cele mai influente cataloage de obiecte Deep Sky.
Unul dintre aceste obiecte este clusterul global cunoscut sub numele de Messier 68. Situat la aproximativ 33.000 de ani-lumină distanță în Constelația Hidrei, acest cluster este în orbită prin Lactee. Pe lângă faptul că este unul dintre cele mai sărace grupuri globulare globulare, acesta poate suferi un colaps de bază, și se crede că a fost achiziționat dintr-o galaxie satelit care a fuzionat cu Calea Lactee în trecut.
Descriere:
La o distanță de aproximativ 33.000 de ani-lumină, grupul globular M68 conține cel puțin 2.000 de stele, inclusiv 250 de uriași și 42 de variabile - una dintre ele fiind de fapt o stea în prim plan și nu un membru adevărat. Cu o lungime de 106 ani lumină în diametru și ajungând spre noi cu o viteză de 112 kilometri pe secundă, aproximativ 250 de stele uriașe se bucură fericit - se bucură de statutul lor abundent din punct de vedere chimic. După cum a indicat Jae-Woo Lee (et al), într-un studiu din 2005:
Prezentăm un studiu detaliat privind abundența chimică a șapte stele uriașe din M68, inclusiv șase uriașe roșii și o stea uriașă a ramurii uriașe (AGB) postasimptotice. Găsim diferențe semnificative între gravitațiile determinate folosind fotometria și cele obținute din echilibrul de ionizare, ceea ce sugerează că afectele non-LTE (NLTE) sunt importante pentru aceste stele sărace cu gravitație scăzută. Adoptăm o abundență de fier folosind gravitațiile fotometrice și liniile Fe II pentru a minimiza aceste efecte, găsind [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Pentru raporturile element-fier, ne bazăm pe linii neutre față de Fe I și liniile ionizate față de Fe II (cu excepția [O / Fe]) pentru a minimiza, de asemenea, efectele NLTE. Găsim variații în abundențele de sodiu printre stelele programului. Cu toate acestea, nu există nicio corelație (sau anticorelare) cu abundențele de oxigen. Mai mult, steaua post-AGB are o abundență normală (scăzută) de sodiu. Ambele fapte adaugă un sprijin suplimentar ideii că variațiile văzute printre unele elemente ușoare din cadrul grupurilor globulare individuale provin din variații primordiale și nu din amestecarea profundă. M68, la fel ca M15, prezintă abundențe ridicate de siliciu în comparație cu alte grupări globulare și stele de câmp comparabile cu metalicitate. Dar M68 se abatează și mai mult în a arăta o sub-finanțare relativă a titanului. Speculăm că în M68 titanul se comportă ca un element de vârf de fier, mai degrabă decât aderarea sa mai frecvent observată la îmbunătățirile observate în așa-numitele elemente precum magneziu, siliciu și calciu. Interpretăm acest rezultat ca fiind faptul că îmbogățirea chimică văzută în M68 ar fi putut fi generată de contribuțiile din supernovele cu progenitori ceva mai masivi decât cele care contribuie la abundențele văzute în mod normal în alte grupuri globulare. "
Una dintre cele mai neobișnuite caracteristici ale Messier 68 este poziția sa în marea schemă a lucrurilor - vizavi de centrul nostru galactic. Știm că grupurile globulare se află aproape în exclusivitate în haloul galactic, deci ce ar putea provoca acest lucru? După cum a explicat Yoshiaki Sofue de la Departamentul de astronomie al Universității Tokoyo într-un studiu din 2008:
„Construim o curbă de rotație a grupului local Galacto, combinând curba de rotație galactică cu o diagramă, în care viteza radială galacto-centrică a clusterelor globulare exterioare și a galaxiilor membre ale grupului local sunt reprezentate pe distanțele lor galacto-centrice. Pentru ca grupul local să fie legat gravitațional, este necesar un ordin de masă cu o magnitudine mai mare decât cele ale Galaxy și M31. Acest fapt sugerează că Grupul local conține materii întunecate care umple spațiul dintre Galaxy și M31. Putem considera că există trei componente ale materiei întunecate. În primul rând, materia întunecată galactică care definește distribuția de masă într-o galaxie care controlează curba de rotație exterioară; în al doilea rând, materie întunecată extinsă umplând întregul grup local având o dispersie de viteză de până la ~ 200 km s ^ -1, care stabilizează gravitațional Grupul Local; și în sfârșit, materia întunecată uniformă având viteze mult mai mari provenind din structuri supergalactice. Totuși, a treia componentă nu afectează în mod semnificativ structura și dinamica grupului local actual. Prin urmare, putem specula că în orice loc al Galaxiei, există trei componente diferite ale materiei întunecate, având viteze diferite sau temperaturi diferite. Se pot comporta aproape independent unul de celălalt, dar interacționează prin gravitația lor. ”
Și acest fapt este realizat de studii suplimentare. După cum a demonstrat Roberto Capuzzo Dolcetta (și colab.) Într-un studiu:
„Grupurile globulare care se deplasează pe Calea Lactee, precum și micile galaxii înghițite de câmpul mareelor puternice ale Căii Lactee dezvoltă cozi de maree. Acest proiect face parte dintr-un program mai larg de studiu dedicat studiului evoluției Globular Cluster Systems în galaxii și a feedback-ului reciproc între galaxia mamă și GCS, atât la scară mică cât și la scară mare. Acest proiect face parte dintr-un program continuu dedicat testării dacă și cum interacțiunea mareei cu galaxia mamă poate afecta cinemica stelelor apropiate de raza mareei a unor clustere globulare galactice și explică profilul plat observat al profilului radial de dispersie a vitezei la radiile mari . Studiul interacțiunii dinamice a ciorchinilor globulari (în continuare GC) cu câmpul mareelor galactice reprezintă o preocupare astrofizică modernă și actuală, în lumina observațiilor recente de înaltă rezoluție. Sistemul global de cluster (denumit în continuare GCS) rezultă să fie mai puțin atins decât cel al stelelor halo din Galaxia noastră, în M31, M87 și M89, precum și în trei galaxii ale clusterului Fornax și 18 galaxii eliptice. Cea mai probabilă explicație pentru această constatare este că cele două sisteme (halo și GCS) au avut inițial același profil și că, ulterior, GCS a evoluat datorită a două efecte complementare, în principal: interacțiunea mareei cu câmpul galactic și frecarea dinamică, care induce GC masive să se descompună în regiunea galactică centrală în mai puțin de 10 ^ 8 ani. Câmpurile de maree externe au, de asemenea, efectul de a induce evoluția formei funcției de masă a grupurilor individuale, din cauza pierderii preferențiale a stelelor cu masă scăzută, ca urmare a segregării în masă. Dovada puternică a faptului că câmpul mareelor joacă un rol fundamental în evoluția funcțiilor de masă a fost obținut prin descoperirea faptului că versanții lor se corelează mai puternic cu amplasarea clusterului din Calea Lactee decât cu metalicitatea clusterului. Însă cele mai puternice dovezi ale interacțiunii GC-urilor cu câmpul galactic s-au găsit în ultimul deceniu, odată cu detectarea halourilor și cozilor care înconjoară multe GC-uri. "
Este adevărat că Messier 68 poate într-adevăr un „rămas” de la o altă galaxie? Da, întradevăr. După cum susținea M. Catelan într-un studiu din 2005:
„Revizuim și discutăm stele de ramură orizontală (HB) într-un context astrofizic larg, incluzând atât stele variabile, cât și variabile. Este prezentată o reevaluare a dicotomiei Oosterhoff, care oferă detalii fără precedent cu privire la originea și sistematica acesteia. Arătăm că dihotomia Oosterhoff și distribuția grupurilor globulare în planul metalicității morfologiei HB exclud, cu o semnificație statistică ridicată, posibilitatea ca halo galactic să se fi format din acreția de galaxii pitice asemănătoare satelitilor din Calea Lactee actuală, cum ar fi Fornax, Săgetător și LMC - un argument care, datorită dependenței sale puternice de stelele antice RR Lyrae, este esențial independent de evoluția chimică a acestor sisteme după cele mai timpurii epoci din istoria galaxiei. "
Istoric al observației:
M68 a fost descoperit de Charles Messier la 9 aprilie 1780 care a descris-o ca fiind; „Nebuloasă fără stele sub Corvus și Hydra; este foarte slab, foarte greu de văzut cu refractorii; în apropiere este stea de a șasea magnitudine ”. Prima rezoluție a stelelor individuale a fost, desigur, atribuită lui Sir William Herschel. După cum scria în notele sale la acea vreme:
„Un frumos grup de stele, extrem de bogat și atât de comprimat încât majoritatea stelelor sunt amestecate între ele; este aproape de 3 ′ lat și aproximativ 4 ″ lung, dar în principal rotund, și sunt foarte puține stele împrăștiate. Acest cluster oval se apropie și de forma globulară, iar compresiunea centrală este realizată într-un grad ridicat. De asemenea, izolarea este atât de avansată încât admite o descriere exactă a conturului. "
Datorită unei erori destul de ciudate din partea amiralului Smyth, de mulți ani s-a crezut că a fost descoperirea lui Pierre Mechain. După cum a scris Smyth în notele sale:
„O nebuloasă rotundă mare pe corpul lui Hydra, sub Corvus, descoperită în 1780 de Mechain. În 1786, puternicul reflector de 20 de metri al lui Sir William Herschel l-a rezolvat într-un grup bogat de stele mici, astfel comprimat încât majoritatea componentelor sunt amestecate între ele. Are o lungime de aproximativ 3 ′ și o lungime de 4 ′; și a estimat că profunzimea sa poate fi de ordinul 344. Este poziționată aproape la jumătatea drumului între două stele mici, una în np [NW] și cealaltă în cadranul sf [SE], o linie între care ar bisecta nebula. Este foarte palid, dar atât de macinat, încât o examinare a pacientului duce la infern, încât și-a asumat o figură sferică în ascultare de forțele atractive. Diferențiat cu Beta Corvi, de unde se poartă sud către est, la o distanță de 3 grade. "
Această eroare a durat aproape un secol să se corecteze! Nu treceți niciun secol pentru a vedea singur acest grup global minunat ...
Localizarea Messier 68:
Stelele mai strălucitoare ale sezonului de iarnă din nord fac ca această grupă globulară să fie destul de ușoară atât pentru binoclu, cât și pentru telescoape - începeți mai întâi prin identificarea dreptunghiului lateral al constelației Corvus și vă concentrați atenția asupra celei mai stele din sud-estul său - Beta. Ținta noastră este situată la aproximativ trei lățimi de la sud-est de Beta Corvi și doar o respirație la nord-est a stelei duble A8612.
Se va arăta ca o strălucire slabă și rotundă în binoclu, iar micile telescoape vor percepe membrii individuali. Telescoapele mari vor rezolva pe deplin acest mic globular până la miez! Messier Object 68 este potrivit pentru orice condiții de cer atunci când stelele Corvus sunt vizibile.
Și aici sunt datele rapide despre acest obiect Messier pentru a vă ajuta să începeți:
Numele obiectului: Messier 68
Desemnări alternative: M68, NGC 4590
Tip obiect: Clusterul Globular Clasa X
Constelaţie: Hydra
Ascensiunea dreapta: 12: 39,5 (h: m)
Declinaţie: -26: 45 (deg: m)
Distanţă: 33.3 (kly)
Luminozitate vizuală: 7,8 (mag)
Dimensiunea aparentă: 11.0 (arc min)
Am scris multe articole interesante despre obiectele Messier aici la Space Magazine. Iată Introducerea lui Tammy Plotner în obiectele Messier, M1 - Nebuloasa Crabului și articolele lui David Dickison despre Maratonurile Messier din 2013 și 2014.
Nu uitați să consultați catalogul nostru complet Messier. Pentru mai multe informații, consultați baza de date SEDS Messier.
surse:
- Obiecte Messier - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
