Vitajte späť v Messierovom pondelok! Dnes pokračujeme v pocte nášmu milému priateľovi Tammymu Plotnerovi pri pohľade na guľový klaster známy ako Messier 68.
V 18. storočí, keď francúzsky astronóm Charles Messier hľadal na nočnej oblohe kométy, neustále zaznamenával prítomnosť pevných a rozptýlených predmetov, ktoré si pôvodne pomýlil s kométami. Časom by zostavil zoznam približne 100 týchto objektov v nádeji, že zabráni tomu, aby ostatní astronómovia urobili rovnakú chybu. Tento zoznam - známy ako Messierov katalóg - by sa stal jedným z najvplyvnejších katalógov objektov Deep Sky.
Jedným z týchto objektov je guľový klaster známy ako Messier 68. Tento zhluk sa nachádza približne 33 000 svetelných rokov v súhvezdí Hydra a obieha Milky. Okrem toho, že je jedným z najviac chudobných globulárnych klastrov, môže dôjsť k zrúteniu jadra a predpokladá sa, že bol získaný zo satelitnej galaxie, ktorá sa v minulosti zlúčila s Mliečnou cestou.
Popis:
Vo vzdialenosti približne 33 000 svetelných rokov obsahuje guľová hviezdokopa M68 najmenej 2 000 hviezd vrátane 250 gigantov a 42 premenných, z ktorých jedna je v skutočnosti hviezdou v popredí a nie je skutočným členom. V priemere 106 svetelných rokov a prichádzajúc k nám rýchlosťou 112 kilometrov za sekundu, asi 250 obrovských hviezd šťastne prechádza - tešia sa z chemicky bohatého stavu. Ako Jae-Woo Lee (et al) uviedol v štúdii z roku 2005:
„Predstavujeme podrobnú štúdiu chemického množstva siedmich obrovských hviezd v M68, vrátane šiestich červených gigantov a jednej postasymptotickej gigantickej vetvy (AGB). Zistili sme významné rozdiely v gravitáciách zistených pomocou fotometrie a gravitácie získanej z ionizačnej rovnováhy, čo naznačuje, že na tieto hviezdy s nízkou gravitáciou a chudobou na kovoch sú dôležité účinky bez LTE (NLTE). Prijímame hojnosť železa pomocou fotometrických gravitácií a čiar Fe II, aby sme minimalizovali tieto účinky, pričom sme zistili [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Pokiaľ ide o pomery prvkov k železu, spoliehame sa tiež na neutrálne línie verzus Fe I a ionizované línie verzus Fe II (okrem [O / Fe]), aby sa minimalizovali aj účinky NLTE. Medzi programovými hviezdami nájdeme variácie v množstve sodíka. Neexistuje však žiadna korelácia (alebo antikorelácia) s množstvom kyslíka. Hviezda po AGB má okrem toho normálne (nízke) množstvo sodíka. Obidve tieto skutočnosti ďalej podporujú myšlienku, že zmeny pozorované medzi niektorými svetelnými prvkami v rámci jednotlivých guľovitých zhlukov pochádzajú z prvotných variácií a nie z hlbokého miešania. M68, rovnako ako M15, vykazuje zvýšené množstvo kremíka v porovnaní s inými guľovými zhlukami a porovnateľnými metalickými poľnými hviezdami. M68 sa však ešte viac odchyľuje pri preukazovaní relatívneho nedostatku titánu. Predpokladáme, že v M68 sa titán správa skôr ako prvok so železným vrcholom, než ako jeho častejšie pozorované dodržiavanie vylepšení pozorovaných v takzvaných prvkoch, ako sú horčík, kremík a vápnik. Tento výsledok interpretujeme tak, že naznačujeme, že chemické obohatenie pozorované v M68 mohlo vzniknúť z príspevkov supernov s trochu masívnejšími progenitormi, ako sú tie, ktoré prispievajú k hojnosti, ktorá sa bežne vyskytuje v iných guľových zhlukoch. “
Jednou z najneobvyklejších vlastností Messieru 68 je jej postavenie vo veľkej schéme vecí - oproti nášmu galaktickému centru. Vieme, že guľové zhluky ležia takmer výlučne v galaktickom svätostánku, takže čo by to mohlo spôsobiť? Ako v štúdii z roku 2008 vysvetlil Yoshiaki Sofue z Katedry astronómie University of Tokoyo:
„Konštruujeme krivku rotácie Galacto-Local Group, kombinujúcu krivku rotácie Galactic s diagramom, kde sú galakticko-centrické radiálne rýchlosti vonkajších globulárnych zhlukov a členské galaxie miestnej skupiny vykreslené oproti ich galakticko-centrickým vzdialenostiam. Na to, aby bola miestna skupina gravitačne viazaná, je potrebné rádovo väčšie množstvo ako sú galaxie a M31. Táto skutočnosť naznačuje, že miestna skupina obsahuje temnú hmotu, ktorá vyplňuje priestor medzi galaxiou a M31. Môžeme zvážiť, že existujú tri zložky tmavej hmoty. Po prvé, galaktická temná hmota, ktorá definuje distribúciu hmoty v galaxii riadiacej krivku vonkajšej rotácie; po druhé, rozšírená tmavá hmota vyplňujúca celú miestnu skupinu s rýchlosťou rozptylu až 200 km s ^ -1, čo gravitačne stabilizuje miestnu skupinu; a nakoniec rovnomerná temná hmota, ktorá má omnoho vyššie rýchlosti pochádzajúce zo supergalaktických štruktúr. Tretia zložka však významne neovplyvňuje štruktúru a dynamiku súčasnej miestnej skupiny. Môžeme preto špekulovať, že na akomkoľvek mieste v Galaxii sú tri rôzne zložky temnej hmoty majúce rôzne rýchlosti alebo rôzne teploty. Môžu sa správať takmer nezávisle od seba, ale vzájomne pôsobia svojou gravitáciou. “
Túto skutočnosť potvrdzujú ďalšie štúdie. Ako v štúdii preukázal Roberto Capuzzo Dolcetta (a kol.):
„Guľové zhluky pohybujúce sa v Mliečnej dráhe, ako aj malé galaxie prehltnuté silným prílivovým poľom Mliečnej dráhy, vytvárajú prílivové chvosty. Tento projekt je súčasťou širšieho študijného programu venovaného štúdiu vývoja globulárnych klastrových systémov v galaxiách a vzájomnej spätnej väzby medzi materskou galaxiou a jej GCS, v malom aj veľkom meradle. Tento projekt je súčasťou prebiehajúceho programu zameraného na testovanie toho, či a ako môžu prílivové interakcie s materskou galaxiou ovplyvniť kinematiku hviezd blízkych prílivovému polomeru niektorých galaktických globulárnych zhlukov a vysvetliť plochý pozorovaný profil rýchlostného disperzného radiálneho profilu pri veľkých polomeroch. , Štúdium dynamickej interakcie globulárnych zhlukov (ďalej len GC) s galaktickým prílivovým poľom predstavuje moderný a súčasný astrofyzikálny problém vo svetle nedávnych pozorovaní s vysokým rozlíšením. Výsledkom globulárneho klastrového systému (ďalej len GCS) je horšie ako vrchol hviezd halo v našej galaxii, v M31, M87 a M89, ako aj v troch galaxiách klastra Fornax a 18 eliptických galaxiách. Najpravdepodobnejšie vysvetlenie tohto zistenia je, že dva systémy (halo a GCS) pôvodne mali rovnaký profil a že GCS sa následne vyvinul v dôsledku dvoch doplnkových účinkov, najmä: prílivovej interakcie s galaktickým poľom a dynamického trenia, ktoré vyvolávajú masívne GC, ktoré sa rozpadnú v centrálnej galaktickej oblasti za menej ako 10 ^ 8 rokov. Vonkajšie prílivové polia majú tiež vplyv na vyvolanie vývoja tvaru hmotnostnej funkcie jednotlivých zhlukov kvôli preferenčnej strate hviezd s nízkou hmotnosťou v dôsledku hromadnej segregácie. Silné dôkazy o tom, že prílivové pole hrá pri vývoji masových funkcií zásadnú úlohu, sa dosiahli objavom, že ich svahy korelujú silnejšie s umiestnením klastra v Mliečnej ceste ako s klastrnosťou klastra. Ale najsilnejšie dôkazy o interakcii GC s galaktickým poľom boli nájdené v poslednom desaťročí, pričom detekcia halo a chvostov obklopovala mnoho GC. “
Je pravda, že Messier 68 môže skutočne „zostať“ z inej galaxie? Ano, naozaj. Ako uviedol M. Catelan v štúdii z roku 2005:
„Recenzujeme a diskutujeme o horizontálnych vetvách (HB) v širokom astrofyzikálnom kontexte, vrátane variabilných aj nemenných hviezd. Predstavuje sa prehodnotenie Oosterhoffovej dichotómie, ktorá poskytuje bezprecedentné podrobnosti, pokiaľ ide o jej pôvod a systematiku. Ukazujeme, že Oosterhoffova dichotómia a distribúcia globulárnych zhlukov v rovine metalicity HB morfológie vylučujú, s veľkým štatistickým významom, možnosť, že sa galaktický halo mohol vytvoriť z narastania trpasličích galaxií pripomínajúcich súčasné Mliečne dráhy, ako sú napríklad Fornax, Strelec a LMC - argument, ktorý je vďaka svojej silnej závislosti na starobylých hviezdach RR Lyrae v podstate nezávislý od chemického vývoja týchto systémov po najskorších epochách v histórii Galaxie. “
História pozorovania:
M68 objavil Charles Messier 9. apríla 1780, ktorý ho opísal ako; „Hmlovina bez hviezd pod Corvusom a Hydrou; je to veľmi slabé, veľmi ťažké vidieť s refraktormi; blízko nej je hviezda šiestej veľkosti “. Prvé rozlíšenie jednotlivých hviezd bolo, samozrejme, pripisované siru Williamovi Herschelovi. Ako v tom čase písal vo svojich poznámkach:
"Krásny zhluk hviezd, extrémne bohatý a stlačený tak, že väčšina hviezd je zmiešaných dohromady;" je takmer 3 ′ široká a asi 4 ′ dlhá, ale hlavne guľatá a okolo je veľmi málo rozptýlených hviezd. Tento oválny klaster sa tiež približuje ku globulárnej forme a centrálna kompresia sa nesie vo veľkej miere. Izolácia je tiež tak pokročilá, že pripúšťa presný popis obrysu. “
Vďaka dosť zvláštnej chybe zo strany admirála Smytha sa verilo, že po mnoho rokov sa objavil Pierre Mechain. Ako Smyth napísal vo svojich poznámkach:
„Veľká guľatá hmlovina na Hydrovom tele, pod Corvusom, objavená v roku 1780 Mechainom. V roku 1786 ho výkonný reflektor Sira Williama Herschela rozdelil na bohatý zhluk malých hviezd, ktorý bol stlačený tak, že väčšina komponentov bola zmiešaná dohromady. Je asi 3 'široký a 4' dlhý; a odhadol, že jeho ziskovosť môže byť 344. rádu. Je umiestnená takmer v polovici cesty medzi dvoma malými hviezdami, jedna v np [NW] a druhá v sf [SE] kvadrante, čiara medzi ktorou by sa hmlovina rozdeľovala. Je to veľmi bledé, ale také škvrnité, že vyšetrenie pacienta vedie k záveru, že prevzal sférickú postavu v poslušnosti atraktívnym silám. Rozlišuje sa s verziou Beta Corvi, z ktorej leží na juh na východ, do vzdialenosti 3 stupňov.
Táto chyba trvala takmer storočie, kým sa napravila! Nenechajte si storočie, kým sa na tento prekrásny guľový klaster pozeráte sami..
Vyhľadávam Messier 68:
Jasnejšie hviezdy severnej zimnej sezóny uľahčujú nález tohto malého guľového zhluku tak pre ďalekohľad, ako aj pre ďalekohľady - začnite najprv identifikáciou lopsided obdĺžnika konštelácie Corvus a zamerajte svoju pozornosť na juhovýchodnú najväčšiu hviezdu - Betu. Náš cieľ sa nachádza asi tri šírky prstov juhovýchodne od Beta Corvi a iba dych severovýchodne od dvojhviezdy A8612.
Ukáže sa ako slabá okrúhla žiara ďalekohľadu a malé ďalekohľady budú vnímať jednotlivých členov. Veľké ďalekohľady vyriešia tento malý guľový kĺb! Messierov objekt 68 je vhodný pre akékoľvek podmienky oblohy, keď sú viditeľné hviezdy Corvusu.
A tu sú stručné fakty o tomto Messierovom objekte, ktoré vám pomôžu začať:
Názov objektu: Messier 68
Alternatívne označenia: M68, NGC 4590
Typ objektu: Guľový klaster triedy X
súhvezdí: Hydra
Pravý Vzostup: 12: 39,5 (h: m)
deklinácie: -26: 45 (deg: m)
vzdialenosť: 33,3 (kly)
Vizuálny jas: 7,8 (mag)
Zdanlivá dimenzia: 11,0 (oblúková min.)
Tu sme napísali veľa zaujímavých článkov o Messierových objektoch v časopise Space Magazine. Tu je úvod Tammy Plotnera k Messierovým objektom, M1 - Krabia hmlovina a články Davida Dickisona o Messierových maratónoch 2013 a 2014.
Nezabudnite sa pozrieť na náš kompletný katalóg Messier. Ďalšie informácie nájdete v databáze Messier SEDS.
zdroj:
- Messier Objects - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
