Odkąd Abbe Nicholas Louis de Lacaille zaobserwował go po raz pierwszy w szkle wziernym o średnicy pół cala podczas swojej wizyty w Południowej Afryce w latach 1751-2, gromada gwiazd Kappa Crucis (NGC 4755) intrygowała i dezorientowała astronomów. Dziś otwórzmy „trumnę Johna Herschela z kamieni szlachetnych o różnych kolorach” i przyjrzyjmy się „Pudełku z klejnotami”…
Gromada gwiazd Kappa Crucis, położona około 7500 lat świetlnych stąd w pobliżu ogromnej, ciemnej kosmicznej chmury pyłu zwanej „workiem węgla”, ma oznaczenie Bayera, mimo że jest gromadą zamiast pojedynczej gwiazdy. Wystarczy jedno spojrzenie na tę kolorową tablicę, aby zrozumieć, jak stała się znana jako Jewel Box. Pokryta 20-letnimi latami kosmicznymi i być może ma zaledwie 7,1 miliona lat, jest domem dla czerwonych, białych i niebieskich gigantycznych gwiazd. Gdyby najjaśniejsza gwiazda znajdowała się w centrum naszego Układu Słonecznego, świeciłaby 83 000 razy jaśniej niż Sol!
Jasnopomarańczowa gwiazda to Kappa Crucis, wyróżniająca się wśród swoich gorących, żywych niebieskich członków. Bardzo młoda gwiazda weszła w czerwoną fazę nadolbrzyma? W połowie 1862 roku mężczyzna imieniem Francis Abbott zaczął studiować Jewel Box, a jego notatki obserwacyjne mówią; „Pewne zmiany, które najwyraźniej mają miejsce w liczbie, położeniu i kolorze gwiazd składowych.” Było to dość radykalne myślenie, odkąd zmierzał wbrew nutom Johna Herschela i George Airy. Ale, jak to często bywa, czasami jeden astronom może dostrzec to, czego inny nie może, a jakieś 10 lat później H.C. Russell wziął sobie do serca notatki Abbotta - zmierzył i skatalogował 130 gwiazd gromady. Pomimo skrajnej krytyki inny obserwator o imieniu R.T. Innes zażądała również zmiany koloru, jak zauważono w klasycznym dziele „Celestial Objects for Common Telescopes”.
Oczywiście badania nie zakończyły się na tym i weszły na początku XX wieku wraz z Trumplerem, a następnie Harlowem Shapleyem. Pierwszy ważny artykuł astrofizyczny na temat tej gromady ukazał się w 1958 r. I został opublikowany przez Haltona Arpa i Cecila van Santa, którzy próbowali dowiedzieć się więcej o galaktycznych gwiazdach nadolbrzymowych. „Trzy najjaśniejsze gwiazdy to supergiganty”, a czerwona gwiazda są członkami gromady, wówczas NGC 4755 musi być nieco podobna do h i Per ‡ Persei… Ponieważ te typy gromad są rzadkie, materiał obserwacyjny wystarczający do uzyskania koloru - uzyskano diagram zmienności. ” Jednak im więcej gwiazd zostało odkrytych i zbadanych, tym bardziej mylące stały się oznaczenia! Lata mijały, a NGC 4755 stało się jeszcze bardziej zrozumiałe - i lepiej skatalogowane.
Według badań zawartości helu, węgla, azotu i tlenu przeprowadzonych przez G. Mathysa (i in.) „Po rozważeniu zawartości CN w tej próbce nie ma wyraźnych dowodów na wewnętrzne mieszanie. Tylko trzy gwiazdy spośród nie-nadolbrzymów wydają się wykazywać wzmocnienie azotu. Dwa z nich mają dość niską rzutowaną prędkość równikową (co prawda mogą być szybkimi rotatorami widzianymi na biegunie); trzeci to zdecydowanie szybki rotator. W gwiazdach o niższej grawitacji najwyraźniej nastąpiło pewne mieszanie. Supergigan nie różnią się znacząco od innych gwiazd programu pod względem zawartości helu. Średnia obfitość helu dla każdego skupienia jest zbliżona do wartości standardowej (He / H). ”
Badanie gwiazd zmiennych w gromadach otwartych jest niezwykle ważne. Są to wskazówki dotyczące odległości i ewolucji! W młodych gromadach, takich jak Jewel Box, jaśniejsze gwiazdy powinny być zmienne i powinny być niebieskie. Powinny także rozpocząć ewolucję od głównej sekwencji, w przeciwieństwie do gwiazd o niskiej masie, które po prostu cicho spalają swój wodór. Jak wiemy, jednym z podstawowych typów zmiennych są gwiazdy Beta Cefeid, a badania przeprowadzone przez Stankova (i in.) Pokazują wykrycie czterech nowych gwiazd zmiennych w NGC 4755. „Podajemy rozwiązania częstotliwościowe jako wskaźniki skali czasowych i amplitud pulsacji. NGC 4755-116 jest prawdopodobnie karłem B2 z okresem 4,2 d, którego zmienność jest spowodowana pulsacją punktową lub g-mode. NGC 4755-405 można uznać za nową gwiazdę ep² Cephei o dwóch częstotliwościach pulsacji. Dla NGC 4755-215 znaleźliśmy jedną częstotliwość, a dla NGC 4755-316 trzy częstotliwości pulsacji; sugerujemy, że obie są nowymi wolno pulsującymi gwiazdami B o krótkim okresie. ” Te zmiany mogą być spowodowane pulsacjami promieniowymi z niestabilnego rdzenia wodorowego i potrzebne są dalsze badania.
Ale czy jest coś więcej? Tak. Bardzo niedawne badania przeprowadzone przez C. Bonatto (i in.) Pokazują stan dynamiczny NGC 4755. „Badamy możliwość, że w wieku gromady niektóre gwiazdy o sekwencji głównej i sekwencji pre-głównej nadal wykazują nadmiar podczerwieni związany z otoczkami pyłu i dyski proto-planetarne. Rdzeń ma niedobór gwiazd PMS w porównaniu z gwiazdami MS. NGC 4755 hostuje pliki binarne w halo, ale jest ich mało w rdzeniu. W porównaniu do klastrów otwartych w różnych stanach dynamicznych badanych za pomocą podobnych metod, NGC 4755 pasuje do relacji obejmujących parametry strukturalne i dynamiczne w oczekiwanym miejscu dla jego wieku i masy. ”
Czy NGC 4755 powstało z tej samej chmury molekularnej? Czy to dwie nakładające się klastry? Czy bliskość worka na węgiel wpływa na jego właściwości wizualne? Bez względu na to, co kryje się za nauką, światło, które widzicie teraz, pozostawiono mniej więcej w tym samym czasie, gdy budowano Wielkie Piramidy w Egipcie. Niech słowa Burnhama zabrzmią najgłośniej: „… genialny i piękny galaktyczny prochowiec zaliczany do najlepszych i najbardziej spektakularnych obiektów południowej Drogi Mlecznej… Gromada leży w bogatym i niezwykłym regionie w Niebiosach, który warto zbadać z małą mocą teleskopy i przyrządy typu pola bogatego ”.
Wspaniałe zdjęcie z tego tygodnia zostało zrobione przez Dona Goldmana i wykonane w Obserwatorium Macedon Ranges. Dziękujemy!
