MESSIER 30 - GROMADA KULISTA NGC 7099

Send

Witamy ponownie w Messier Monday! W naszym hołdzie wielkiemu Tammy Plotner przyglądamy się kulistej gromadzie znanej jako Messier 30. Ciesz się!

W XVIII wieku słynny francuski astronom Charles Messier zauważył obecność kilku „mglistych obiektów” na nocnym niebie. Pierwotnie myląc je z kometami, zaczął tworzyć ich listę, aby inni nie popełnili tego samego błędu, co on. Z czasem ta lista (znana jako katalog Messiera) obejmie 100 najbardziej bajecznych obiektów na nocnym niebie.

Jednym z tych obiektów jest Messier 30, gromada kulista położona w południowej konstelacji Koziorożca. Uważa się, że ze względu na wsteczną orbitę wewnątrz halo galaktycznego ta gromada została pozyskana z galaktyki satelitarnej w przeszłości. Mimo że jest niewidoczny gołym okiem, gromadę tę można oglądać za pomocą niewiele więcej niż lornetki i jest najbardziej widoczna w miesiącach letnich.

Opis:

Messier mierzy około 93 lata świetlne i leży w odległości około 26 000 lat świetlnych od Ziemi i zbliża się do nas z prędkością około 182 kilometrów na sekundę. Choć wygląda wystarczająco nieszkodliwie, jego wpływ na pływ obejmuje ogromne 139 lat świetlnych - znacznie więcej niż jego pozorny rozmiar.

Połowa jej masy jest tak skoncentrowana, że dosłownie tysiące gwiazd mogłyby zostać skompresowane w obszarze, który nie rozciąga się dalej niż odległość między naszym Układem Słonecznym a Syriuszem! Jednak w tej gęstości znaleziono tylko 12 gwiazd zmiennych i bardzo mało dowodów na jakiekolwiek kolizje gwiazd, chociaż zarejestrowano karłowatą nową!

Więc co jest takiego specjalnego w tym małym kulistym? Wypróbuj zwinięty rdzeń - a ten został nawet rozwiązany przez ziemskie teleskopy. Według Bruce'a Jonesa Samsa III, astrofizyka z Harvard University:

„Gromada kulista NGC 7099 jest prototypowym zwiniętym gromadą rdzeni. Dzięki serii obserwacji instrumentalnych, obserwacyjnych i teoretycznych rozwiązałem jej strukturę rdzenia za pomocą teleskopu naziemnego. Rdzeń ma promień 2,15 sekundy łukowej, gdy jest obrazowany z rozdzielczością przestrzenną w paśmie V 0,35 sekundy kątowej. Wstępne próby obrazowania plamek dały obrazy o nieodpowiednim sygnale dla szumu i rozdzielczości. Aby wyjaśnić te wyniki, opracowano nowy, w pełni ogólny model sygnału do szumu. Prawidłowo uwzględnia wszystkie źródła szumu podczas obserwacji plamki, w tym aliasing wysokich częstotliwości przestrzennych przez nieodpowiednie próbkowanie płaszczyzny obrazu. Model o nazwie Full Speckle Noise (FSN) może być używany do przewidywania wyniku dowolnego eksperymentu z obrazowaniem plamek. Opracowano nową technikę obrazowania w wysokiej rozdzielczości o nazwie ACT (korelacja atmosferyczna z szablonem), aby uzyskać ostrzejsze obrazy astronomiczne. ACT kompensuje ruch obrazu spowodowany turbulencjami atmosferycznymi. ”

Fotografia jest ważnym narzędziem dla astronomów do pracy - zarówno lądowej, jak i kosmicznej. Łącząc wyniki, możemy dowiedzieć się znacznie więcej niż tylko na podstawie wyników samej obserwacji z jednego teleskopu. Jak napisał Justin H. Howell w badaniu z 1999 roku:

„Od dawna wiadomo, że gromada kulista M30 po zapadnięciu się rdzenia ma bardziej niebiesko-wewnętrzny gradient kolorów, a ostatnie prace sugerują, że centralny niedobór jasnoczerwonych gwiazd olbrzymów nie w pełni uwzględnia ten gradient. W tym badaniu wykorzystano obrazy teleskopu kosmicznego Hubble'a z szerokiego pola 2 obrazy w pasmach F439W i F555W, a także naziemne obrazy CCD o szerszym polu widzenia w celu normalizacji udziału tła nieklastrowego. Przytoczona niepewność uwzględnia fluktuacje Poissona w niewielkiej liczbie jasnych, wyewoluowanych gwiazd, które dominują w świetle gromady. Badamy różne algorytmy sztucznego rozprowadzania światła jasnych czerwonych olbrzymów i gwiazd o poziomej gałęzi równomiernie w gromadzie. Tradycyjna metoda redystrybucji proporcjonalna do profilu jasności klastra okazała się niedokładna. Nie ma znaczącego gradientu koloru resztkowego w M30 po odpowiedniej jednorodnej redystrybucji wszystkich jasnych rozwiniętych gwiazd; dlatego wydaje się, że gradient kolorów w centralnym obszarze M30 jest całkowicie spowodowany gwiazdami po sekwencji głównej ”.

Co się stanie, gdy będziesz kopać jeszcze głębiej za pomocą innego rodzaju fotografii? Zapytaj tylko ludzi z Chandra - takich jak Phyllis M. Lugger, która napisała w swoim badaniu: „Źródła promieniowania rentgenowskiego Chandra w kulistym gromadzie kulistym M30 (NGC 7099)”:

„Zgłaszamy wykrycie sześciu dyskretnych źródeł promieniowania X o niskiej jasności, zlokalizowanych w odległości 12” od środka kulistej gromady kulistej M30 (NGC 7099), oraz łącznie 13 źródeł w promieniu półmasy, od 50 ks ekspozycji Chandra ACIS-S. Trzy źródła mieszczą się w bardzo małej górnej granicy 1,9 cala w promieniu rdzenia. Najjaśniejsze z trzech podstawowych źródeł ma miękkie, przypominające ciało czarne widmo rentgenowskie, co jest spójne z tym, że jest to cichy binarny rentgenowski o niskiej masie (qLMXB). Zidentyfikowaliśmy optyczne odpowiedniki czterech z sześciu źródeł centralnych i wielu źródeł zewnętrznych, używając głębokiego teleskopu kosmicznego Hubble'a i obrazowania naziemnego. Podczas gdy dwa proponowane odpowiedniki leżące w rdzeniu mogą reprezentować przypadkowe superpozycje, dwa zidentyfikowane źródła centralne, które leżą poza rdzeniem, mają właściwości rentgenowskie i optyczne zgodne z byciem zmiennymi kataklizmicznymi (CV). Dwa dodatkowe źródła poza rdzeniem mają możliwe aktywne binarne odpowiedniki. ”

Historia obserwacji:

Kiedy Charles Messier po raz pierwszy zetknął się z gromadą kulistą w 1764 roku, nie był w stanie rozdzielić pojedynczych gwiazd i błędnie uważał, że jest to mgławica. Jak wówczas pisał w swoich notatkach:

„W nocy z 3 na 4 sierpnia 1764 r. Odkryłem mgławicę poniżej wielkiego ogona Koziorożca i bardzo blisko gwiazdy szóstej jasności, 41. tej konstelacji, według Flamsteeda: tę mgławicę z trudem można zobaczyć zwykły [nie achromatyczny] refraktor o długości 3 stóp; jest okrągły i nie widziałem żadnej gwiazdy: po zbadaniu go dobrym teleskopem gregoriańskim, który powiększa się 104 razy, może mieć średnicę 2 minut kątowych. Porównałem centrum z gwiazdą Zeta Capricorni i określiłem jej pozycję w prawym wniebowstąpieniu jako 321d 46 ′ 18 ″, a jej deklinację jako 24d 19 ′ 4 ″ południe. Mgławica ta jest zaznaczona na mapie słynnej Komety Halleya, którą zaobserwowałem po jej powrocie w 1759 r. ”

Nie możemy jednak winić Messiera, ponieważ jego zadaniem było polowanie na komety i dziękujemy mu za zalogowanie tego obiektu do dalszych badań. Być może pierwsza wskazówka na temat potencjału M30 pochodzi od Sir Williama Herschela, który często badał obiekty Messiera, ale nie zgłosił formalnie swoich ustaleń. W swoich notatkach osobistych napisał:

„Genialna gromada, której gwiazdy są stopniowo ściśnięte w środku. Jest izolowany, to znaczy, że żadna z gwiazd w sąsiedztwie prawdopodobnie nie będzie z nim związana. Jego średnica wynosi od 2'40 ”do 3’30”. Liczba jest nieregularnie okrągła. Gwiazdy wokół centrum są tak mocno skompresowane, że wydają się biegać razem. W kierunku północnym znajdują się dwa rzędy jasnych gwiazd 4 lub 5 w linii. W tej akumulacji gwiazd wyraźnie widzimy działanie centralnej mocy skupiania, która może znajdować się w centralnej masie lub, co bardziej prawdopodobne, w złożonej energii gwiazd wokół centrum. Linie jasnych gwiazd, choć na podstawie rysunku wykonanego podczas obserwacji jedna z nich wydaje się przechodzić przez gromadę, prawdopodobnie nie są z nią związane. ”

Tak więc, wraz z postępem teleskopów i poprawą rozdzielczości, zmienił się również nasz sposób myślenia o tym, co widzimy… Do czasu admirała Smytha sytuacja uległa jeszcze większej poprawie, podobnie jak sztuka rozumienia:

„Cienka, jasnobiała gromada pod płetwą ogonową stworzenia i około 20 stopni na zachód-północny zachód od Fomalhaut, gdzie poprzedza 41 stopni Capricorni, gwiazdę 5 jasności, w pewnym stopniu. Obiekt ten jest jasny, a od wędrujących strumieni gwiazd na jego północnym skraju ma eliptyczny aspekt, z centralnym blaskiem; a na polu jest niewiele innych gwiazd lub wartości odstających.
„Kiedy Messier to odkrył, w 1764 r., Zauważył, że można go łatwo zobaczyć za pomocą teleskopu 3 1/2 stopy, że jest to mgławica, której nie towarzyszy żadna gwiazda, a jej forma jest okrągła. Ale w 1783 roku został zaatakowany przez WH [Williama Herschela] obiema swoimi 20-metrowymi Newtonami i natychmiast przekształcił się w genialną gromadę, z dwoma rzędami gwiazd, czterema lub pięcioma w linii, które prawdopodobnie należą do niej; i dlatego uważał to za izolowane. Niezależnie od tej opinii, znajduje się w pustej przestrzeni, jednej z tych otchłani, które Lalande nazwał d'espaces vuides, w których nie mógł dostrzec gwiazdy o 9 magnitudo w achromatycznym teleskopie o średnicy sześćdziesięciu siedmiu milimetrów. Poprzez modyfikację swojego bardzo pomysłowego procesu pomiaru, Sir William uznał głębię tej gromady za 344-tą klasę.
„Oto materiały do myślenia! Jaka ogrom przestrzeni jest wskazana! Czy takie porozumienie może być, jak nalega bzdurny spencer godziny, jedynie dodatkiem do plamki świata, w którym żyjemy, aby złagodzić mrok jego drobnej północy? Przebija to inteligencję Nieskończonej Mądrości i Mocy, dostosowując tak wielkie środki do tak nieproporcjonalnego celu. Żadna wyobraźnia nie jest w stanie zapełnić obrazu, którego narządy wzrokowe mają niewyraźny zarys; a ten, kto z ufnością bada Wieczny Projekt, nie może być wielu usuwanych z szaleństwa. Takie rozważania sprawiły, że natchniony pisarz stwierdził: „Jakże nie do zbadania są Jego działania, a Jego drogi się dowiadują!”

We wszystkich historycznych notatkach z obserwacji znajdziesz takie notki jak „niezwykłe”, a nawet słynne wykrzykniki Dreyera. Mimo że M30 może nie być najłatwiejszym do znalezienia ani najjaśniejszym z obiektów Messiera, wciąż jest wart twojego czasu i uwagi!

Lokalizowanie Messiera 30:

Znalezienie M30 nie jest łatwym zadaniem, chyba że używasz teleskopu GoTo. W każdym innym przypadku jest to proces gwiezdny, który musi rozpocząć się od zidentyfikowania dużego uśmiechu konstelacji Koziorożca. Po oddzieleniu tej konstelacji zaczniesz zauważać, że wiele jej głównych gwiazd gwiazdowych jest sparowanych - co jest dobre! Najbardziej na północno-wschodnią parą są Gamma i Delta, od których powinni zacząć użytkownicy lornetki.

Idąc powoli na południe i nieco na zachód, natkniesz się na następną szeroką parę - Chi i Epsilon. Następny zestaw południowo-zachodni to 36 Cap i Zeta. Teraz masz dwie opcje! Możesz znaleźć Messiera 30 nieco więcej niż szerokość palca na wschód (ish) Zeta (około pół pola lornetki)… lub możesz wrócić do Epsilon i rozejrzeć się za jednym polem lornetki na południe (około 3 stopnie) dla gwiazdy 41, która będzie pojawiają się na wschód od Messiera 30 w tym samym polu widzenia.

Dla lunety celowniczej gwiazda 41 jest krytycznym prezentem dla pozycji gromady kulistej! Nie będzie widoczny gołym okiem, ale nawet niewielkie powiększenie ujawni jego obecność. Używając lornetki lub bardzo małego teleskopu, Messier 30 pojawi się jako mała, wyblakła szara kula światła z małą gwiazdą obok. Jednak przy otworach teleskopowych tak małych jak 4 begin zaczniesz trochę rozwiązywać tę przeoczoną gromadę kulistą, a większe otwory ładnie ją rozwiążą.

A oto krótkie fakty na temat Messiera 30, które pomogą Ci zacząć:

Nazwa obiektu: Messier 30
Alternatywne oznaczenia: M30, NGC 7099
Rodzaj obiektu: Gromada kulista klasy V.
Konstelacja: Koziorożec
Właściwe Wniebowstąpienie: 21: 40,4 (h: m)
Deklinacja: -23: 11 (deg: m
Dystans: 26.1 (kly)
Jasność wizualna: 7.2 (mag)
Pozorny wymiar: 12,0 (min. Łuku)

W Space Magazine napisaliśmy wiele interesujących artykułów o Messier Objects. Oto wprowadzenie Tammy Plotner do Messier Objects, M1 - Mgławica Kraba, M8 - Mgławica Laguna oraz artykuły Davida Dickisona na temat maratonów Messiera w 2013 i 2014 roku.

Koniecznie sprawdź nasz pełny katalog Messiera. Aby uzyskać więcej informacji, sprawdź bazę danych SEDS Messier.

Źródła: