Witamy ponownie w Messier Monday! Dziś nadal składamy hołd naszemu drogiemu przyjacielowi, Tammy Plotner, patrząc na kulistą gromadę znaną jako Messier 68.
W XVIII wieku, podczas przeszukiwania nocnego nieba w poszukiwaniu komet, francuski astronom Charles Messier zauważył obecność nieruchomych, rozproszonych obiektów, które początkowo wziął za komety. Z czasem przyjdzie sporządzić listę około 100 tych obiektów, mając nadzieję, że inni astronomowie nie popełnią tego samego błędu. Ta lista - znana jako katalog Messiera - stałaby się jednym z najbardziej wpływowych katalogów obiektów Deep Sky.
Jednym z tych obiektów jest gromada kulista znana jako Messier 68. Znajdująca się około 33 000 lat świetlnych stąd w gwiazdozbiorze Hydry, gromada ta krąży wokół Mlecznego. Oprócz tego, że jest jedną z najbardziej ubogich w metal gromad kulistych, może ulegać zapadnięciu się rdzenia i uważa się, że została pozyskana z galaktyki satelitarnej, która w przeszłości złączyła się z Drogą Mleczną.
Opis:
W odległości około 33 000 lat świetlnych gromada kulista M68 zawiera co najmniej 2000 gwiazd, w tym 250 gigantów i 42 zmienne - z których jedna jest w rzeczywistości gwiazdą pierwszego planu, a nie prawdziwym członkiem. Rozciągając się na 106 lat świetlnych i zbliżając się do nas z prędkością 112 kilometrów na sekundę, około 250 gigantycznych gwiazd szczęśliwie odlatuje - ciesząc się swoim chemicznie bogatym statusem. Jak wskazał Jae-Woo Lee (i wsp.) W badaniu z 2005 r .:
„Prezentujemy szczegółowe badanie obfitości chemicznej siedmiu gigantycznych gwiazd w M68, w tym sześciu czerwonych gigantów i jednej postasymptotycznej gwiazdy gigantycznej (AGB). Stwierdzamy znaczące różnice w grawitacji wyznaczonej za pomocą fotometrii i tych uzyskanych z równowagi jonizacyjnej, co sugeruje, że wpływy inne niż LTE (NLTE) są ważne dla tych gwiazd o niskiej grawitacji i ubogich w metal. Przyjmujemy obfitość żelaza za pomocą grawitacji fotometrycznej i linii Fe II, aby zminimalizować te efekty, znajdując [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). W przypadku stosunku pierwiastka do żelaza polegamy na liniach neutralnych względem Fe I i liniach jonizowanych względem Fe II (z wyjątkiem [O / Fe]), aby również zminimalizować efekty NLTE. Odnajdujemy różnice w obfitości sodu wśród gwiazd programu. Jednak nie ma korelacji (ani antykorelacji) z obfitością tlenu. Ponadto gwiazda po AGB ma normalną (niską) obfitość sodu. Oba te fakty dodatkowo wspierają ideę, że różnice obserwowane wśród niektórych elementów lekkich w poszczególnych skupiskach kulistych wynikają z pierwotnych odmian, a nie z głębokiego mieszania. M68, podobnie jak M15, wykazuje podwyższone ilości krzemu w porównaniu z innymi gromadami kulistymi i gwiazdami o porównywalnej metaliczności. Ale M68 różni się jeszcze bardziej, pokazując względną niedostatek tytanu. Spekulujemy, że w M68 tytan zachowuje się jak pierwiastek piku żelaza, a nie częściej obserwowane przyleganie do ulepszeń obserwowanych w tak zwanych pierwiastkach, takich jak magnez, krzem i wapń. Interpretujemy ten wynik jako sugerujący, że wzbogacenie chemiczne obserwowane w M68 mogło powstać z udziału supernowych z nieco bardziej masywnymi progenitorami niż te, które przyczyniają się do liczebności zwykle obserwowanej w innych gromadach kulistych. ”
Jedną z najbardziej niezwykłych cech Messiera 68 jest jego pozycja w wielkim planie rzeczy - naprzeciwko naszego centrum galaktyki. Wiemy, że gromady kuliste leżą prawie wyłącznie w halo galaktycznym, więc co może to powodować? Jak wyjaśnił Yoshiaki Sofue z Wydziału Astronomii Uniwersytetu Tokoyo w badaniu z 2008 roku:
„Budujemy krzywą obrotu Galakto-Lokalnej Grupy, łącząc Galaktyczną krzywą rotacji ze schematem, na której galaktocentryczne prędkości radialne zewnętrznych gromad kulistych i galaktyk członkowskich Grupy Lokalnej są wykreślane na tle ich galaktocentrycznych odległości. Aby grupa lokalna była związana grawitacyjnie, wymagany jest rząd wielkości większy od masy galaktyki i M31. Fakt ten sugeruje, że grupa lokalna zawiera ciemną materię wypełniającą przestrzeń między galaktyką a M31. Możemy uznać, że istnieją trzy składniki ciemnej materii. Po pierwsze, galaktyczna ciemna materia, która określa rozkład masy w galaktyce kontrolującej zewnętrzną krzywą obrotu; po drugie, rozszerzona ciemna materia wypełniająca całą Grupę Lokalną, mającą dyspersję prędkości nawet ~ 200 km s ^ -1, która grawitacyjnie stabilizuje Grupę Lokalną; i wreszcie jednolita ciemna materia o znacznie większych prędkościach pochodzących ze struktur supergalaktycznych. Trzeci element nie ma jednak znaczącego wpływu na strukturę i dynamikę obecnej Grupy Lokalnej. Możemy zatem spekulować, że w dowolnym miejscu w Galaktyce istnieją trzy różne składniki ciemnej materii o różnych prędkościach lub różnych temperaturach. Mogą zachowywać się prawie niezależnie od siebie, ale oddziałują na siebie grawitacją. ”
Fakt ten potwierdzają dalsze badania. Jak wykazał Roberto Capuzzo Dolcetta (i wsp.) W badaniu:
„Gromady kuliste poruszające się w Drodze Mlecznej, a także małe galaktyki połknięte przez silne pole pływowe Drogi Mlecznej, rozwijają ogony pływowe. Projekt ten jest częścią większego programu badań poświęconego ewolucji globalnych układów gromad w galaktykach oraz wzajemnego sprzężenia zwrotnego między galaktyką macierzystą i jej GCS, zarówno w małej, jak i dużej skali. Projekt ten jest częścią trwającego programu poświęconego testowaniu, czy i w jaki sposób interakcje pływowe z galaktyką macierzystą mogą wpływać na kinematykę gwiazd bliskich promieniu pływowemu niektórych galaktycznych gromad kulistych i wyjaśnić płaski profil profilu promieniowego dyspersji prędkości przy dużych promieniach . Badanie dynamicznej interakcji gromad kulistych (zwanych dalej GC) z galaktycznym polem pływowym reprezentuje współczesne i aktualne problemy astrofizyczne w świetle ostatnich obserwacji w wysokiej rozdzielczości. Układ gromad kulistych (zwany dalej GCS) okazuje się być mniejszy niż pik gwiazd halo w naszej Galaktyce, w M31, M87 i M89, a także w trzech galaktykach gromady Fornax i 18 galaktykach eliptycznych. Najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem tego odkrycia jest to, że dwa układy (halo i GCS) pierwotnie miały ten sam profil, a następnie GCS ewoluował z powodu dwóch uzupełniających się efektów, głównie: interakcji pływowej z polem galaktycznym i tarcia dynamicznego, które indukuje masywne GC rozpadają się w centralnym regionie galaktycznym za mniej niż 10 ^ 8 lat. Zewnętrzne pola pływowe mają również wpływ na indukcję ewolucji kształtu funkcji masy poszczególnych gromad, z powodu preferencyjnej utraty gwiazd o niskiej masie w wyniku segregacji masy. Silne dowody na to, że pole pływowe odgrywa fundamentalną rolę w ewolucji funkcji masy, uzyskano dzięki odkryciu, że ich zbocza silniej korelują z położeniem gromady w Drodze Mlecznej niż z metalicznością gromady. Ale najsilniejsze dowody interakcji GC z polem galaktycznym znaleziono w ostatniej dekadzie, z wykryciem aureoli i ogonów otaczających wiele GC. ”
Czy to prawda, że Messier 68 może rzeczywiście „pozostać” z innej galaktyki? W rzeczy samej. Jak argumentował M. Catelan w badaniu z 2005 r .:
„Przeglądamy i omawiamy gwiazdy gałęzi poziomej (HB) w szerokim kontekście astrofizycznym, w tym zarówno gwiazdy zmienne, jak i niezmienne. Przedstawiono ponowną ocenę dychotomii Oosterhoffa, która zapewnia niespotykane dotąd szczegóły dotyczące jej pochodzenia i systematyki. Pokazujemy, że dychotomia Oosterhoffa i rozmieszczenie gromad kulistych w płaszczyźnie metalicznej morfologii HB wykluczają, z dużym znaczeniem statystycznym, możliwość, że halo galaktyczne mogło powstać z akrecji galaktyk karłowatych przypominających dzisiejsze satelity Drogi Mlecznej, takie jak Fornax, Strzelec i LMC - argument, który ze względu na silne poleganie na starożytnych gwiazdach RR Lyrae jest zasadniczo niezależny od chemicznej ewolucji tych układów po najwcześniejszych epokach w historii Galaktyki. ”
Historia obserwacji:
M68 został odkryty przez Charlesa Messiera 9 kwietnia 1780 roku, który opisał go jako; „Mgławica bez gwiazd poniżej Corvus i Hydry; jest bardzo słaby, bardzo trudny do dostrzeżenia w przypadku refraktorów; w pobliżu znajduje się gwiazda szóstej wielkości ”. Pierwszą rozdzielczość poszczególnych gwiazd przypisano oczywiście Sir Williamowi Herschelowi. Jak wówczas pisał w swoich notatkach:
„Piękna gromada gwiazd, niezwykle bogata i tak skompresowana, że większość gwiazd jest połączona; ma on blisko 3 ′ szerokości i około 4 ′ długości, ale głównie jest okrągły, a wokół jest bardzo niewiele rozproszonych gwiazd. Ta owalna gromada zbliża się również do formy kulistej, a centralna kompresja jest przenoszona w dużym stopniu. Izolacja jest również tak zaawansowana, że pozwala na dokładny opis konturu. ”
Dzięki dość dziwnemu błędowi ze strony admirała Smyth przez wiele lat uważano, że jest to odkrycie Pierre'a Mechaina. Jak napisał Smyth w swoich notatkach:
„Duża okrągła mgławica na ciele Hydry, pod Corvusem, odkryta w 1780 r. Przez Mechaina. W 1786 roku potężny 20-metrowy odbłyśnik Sir Williama Herschela przekształcił go w bogatą gromadę małych gwiazd, tak skompresowaną, że większość składników została zmieszana. Ma około 3 ′ szerokości i 4 ′ długości; i oszacował, że jego głębia może być rzędu 344. Jest on umieszczony prawie w połowie drogi między dwiema małymi gwiazdami, jedną w NP [NW], a drugą w kwadrancie SF [SE], linią, która dzieliłaby mgławicę na pół. Jest bardzo blady, ale tak nakrapiany, że cierpliwa analiza prowadzi do wniosku, że przybrał on kulistą postać posłuszną przyciągającym siłom. Zróżnicowany z Beta Corvi, z której nosi się na wschodzie na południe, w odległości 3 stopni. ”
Ten błąd zajął prawie sto lat, aby poprawić! Nie spiesz się o obejrzenie tej uroczej gromady kulistej samemu ....
Lokalizacja Messiera 68:
Jaśniejsze gwiazdy północnego sezonu zimowego sprawiają, że odnalezienie tej małej gromady kulistej jest dość łatwe zarówno dla lornetek, jak i teleskopów - zacznij od zidentyfikowania przekrzywionego prostokąta konstelacji Corvusa i skieruj uwagę na jego najbardziej wysuniętą na południowy wschód gwiazdę - Beta. Nasz cel znajduje się około trzech szerokości palców na południowy wschód od Beta Corvi i zaledwie oddech na północny wschód od podwójnej gwiazdy A8612.
Będzie pokazywał się w lornetce jako słaba, okrągła poświata, a małe teleskopy będą postrzegać poszczególnych członków. Duże teleskopy w pełni rozwiążą tę małą kulistą rdzeń! Messier Object 68 doskonale nadaje się do każdych warunków na niebie, gdy widoczne są gwiazdy Corvusa.
Oto krótkie fakty na temat tego obiektu Messiera, które pomogą Ci zacząć:
Nazwa obiektu: Messier 68
Alternatywne oznaczenia: M68, NGC 4590
Rodzaj obiektu: Gromada kulista klasy X
Konstelacja: Hydra
Właściwe Wniebowstąpienie: 12: 39,5 (h: m)
Deklinacja: -26: 45 (deg: m)
Dystans: 33.3 (kly)
Jasność wizualna: 7,8 (mag)
Pozorny wymiar: 11,0 (min. Łuku)
W Space Magazine napisaliśmy wiele interesujących artykułów na temat Messier Objects. Oto Wprowadzenie Tammy Plotner do Messier Objects, M1 - Mgławica Kraba oraz artykuły Davida Dickisona na temat maratonów Messiera 2013 i 2014.
Koniecznie sprawdź nasz pełny katalog Messiera. Aby uzyskać więcej informacji, sprawdź bazę danych SEDS Messier.
Źródła:
- Messier Objects - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
