Velkommen tilbake til Messier mandag! I dag fortsetter vi med en hyllest til vår kjære venn, Tammy Plotner, ved å se på den kuleklyngen kjent som Messier 68.
På det 18. århundre, mens han søkte på nattehimmelen etter kometer, fortsatte den franske astronomen Charles Messier å merke tilstedeværelsen av faste, diffuse gjenstander han opprinnelig tok feil av kometer. Med tiden ville han komme til å lage en liste med omtrent 100 av disse objektene, i håp om å forhindre andre astronomer i å gjøre den samme feilen. Denne listen - kjent som Messier Catalog - skulle bli en av de mest innflytelsesrike katalogene over Deep Sky Objects.
Et av disse objektene er den kuleklyngen kjent som Messier 68. Ligger omtrent 33 000 lysår unna i konstellasjonen av Hydra, og denne klyngen går i bane rundt Melka. I tillegg til å være en av de mest metallfattige kuleklyngene, kan den ha vært under kjernekollaps, og antas å ha blitt anskaffet fra en satellittgalakse som fusjonerte med Melkeveien tidligere.
Beskrivelse:
På en avstand på omtrent 33 000 lysår inneholder M68-kuleklyngen minst 2000 stjerner, inkludert 250 giganter og 42 variabler - hvorav den ene faktisk er en forgrunnsstjerne og ikke et sant medlem. Omkring 250 kjempestjerner gleder seg over 106 lysår i diameter og kommer mot oss med en hastighet på 112 kilometer i sekundet - og gleder seg over sin kjemisk rike status. Som Jae-Woo Lee (et al) antydet i en studie fra 2005:
"Vi presenterer en detaljert kjemisk overflodstudie av syv gigantiske stjerner i M68, inkludert seks røde giganter og en postasymptotisk gigantgren (AGB) -stjerne. Vi finner betydelige forskjeller i tyngdekraftene bestemt ved bruk av fotometri og de oppnådd fra ioniseringsbalanse, noe som antyder at ikke-LTE (NLTE) påvirkninger er viktige for disse metallfattige stjernene med lav tyngdekraft. Vi tar i bruk en jernforekomst ved bruk av fotometriske gravitasjoner og Fe II-linjer for å minimere disse effektene, ved å finne [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). For forhold til jernforhold er vi avhengige av nøytrale linjer kontra Fe I og ioniserte linjer kontra Fe II (unntatt [O / Fe]) for også å minimere NLTE-effekter. Vi finner variasjoner i overflodene av natrium blant programstjernene. Imidlertid er det ingen korrelasjon (eller antikorrelasjon) med oksygenforekomstene. Videre har post-AGB-stjernen en normal (lav) overflod av natrium. Begge disse fakta gir ytterligere støtte til ideen om at variasjonene som sees blant noen lette elementer i individuelle kuleklynger stammer fra primordiale variasjoner og ikke fra dyp blanding. M68 viser, i likhet med M15, forhøyede mengder silisium sammenlignet med andre kuleklynger og feltstjerner med sammenlignbar metallisitet. Men M68 avviker enda mer med å vise en relativ underforhold av titan. Vi spekulerer i at i M68 oppfører titan seg som et jerntoppelement i stedet for at det er mer ofte observert tilslutning til forbedringer sett i de såkalte elementene som magnesium, silisium og kalsium. Vi tolker dette resultatet som at det antyder at den kjemiske berikelsen som er sett i M68, kan ha oppstått fra bidrag fra supernovaer med noe mer massive forfedre enn de som bidrar til overflod normalt sett i andre kuleklynger. ”
Et av de mest uvanlige trekk ved Messier 68 er dens beliggenhet i den store tingenes ordning - overfor vårt galaktiske sentrum. Vi vet at kuleklynger nesten utelukkende ligger innenfor den galaktiske glorie, så hva kan forårsake dette? Som Yoshiaki Sofue fra University of Tokoyos institutt for astronomi forklarte i en studie fra 2008:
"Vi konstruerer en Galacto-Local Group rotasjonskurve, og kombinerer den Galactic rotationskurve med et diagram, der galaktosentriske radiale hastigheter av ytre kuleklynger og medlemsgalakser av Local Group er plottet mot deres galaktosentriske avstander. For at den lokale gruppen skal være gravitasjonsbundet, kreves det en størrelsesorden større masse enn Galaxy og M31. Dette faktum antyder at den lokale gruppen inneholder mørk materie som fyller rommet mellom Galaxy og M31. Vi kan vurdere at det er tre komponenter av mørk materie. For det første den galaktiske mørke saken som definerer massefordelingen i en galakse som styrer den ytre rotasjonskurven; for det andre, utvidet mørk materie som fyller hele den lokale gruppen med en hastighetsdispersjon så høy som ~ 200 km s ^ -1, noe som gravitasjonsmessig stabiliserer den lokale gruppen; og til slutt, ensartet mørk materie med mye høyere hastigheter som stammer fra supergalaktiske strukturer. Den tredje komponenten påvirker imidlertid ikke strukturen og dynamikken i den nåværende lokale gruppen. Vi kan derfor spekulere i at det overalt i Galaxy er tre forskjellige komponenter av mørk materie med forskjellige hastigheter eller forskjellige temperaturer. De kan oppføre seg nesten uavhengig av hverandre, men samhandler av tyngdekraften. ”
Og det faktum utføres av videre studier. Som Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) demonstrerte i en studie:
”Globulære klynger som beveger seg i Melkeveien, så vel som små galakser slukt av det sterke tidevannsfeltet i Melkeveien, utvikler tidevannshaler. Dette prosjektet er en del av et større studieprogram viet til studiet av utviklingen av Globular Cluster Systems i galakser og av den gjensidige tilbakemeldingen mellom modergalaksen og dens GCS, både i liten og stor skala. Dette prosjektet er en del av et pågående program som er viet for å teste om og hvordan tidevannsinteraksjon med modergalaksen kan påvirke kinematikken til stjerner nær tidevannsradius for noen galaktiske kuleklynger og forklare den flate observerte profilen til hastighetsdispersjonsradialprofilen ved store radier . Studien av den dynamiske interaksjonen mellom kuleklynger (heretter GC) med det galaktiske tidevannsfeltet representerer en moderne og nåværende astrofysisk bekymring i lys av de siste observasjonene med høy oppløsning. Det kuleklyngesystemet (heretter GCS) viser seg å være mindre topp enn halo-stjernene i vår Galaxy, i M31, M87 og M89, så vel som i tre galakser i Fornax-klyngen og 18 elliptiske galakser. Den mest sannsynlige forklaringen på dette funnet er at de to systemene (glorie og GCS) opprinnelig hadde den samme profilen og at GCS etterpå utviklet seg på grunn av to komplementære effekter, hovedsakelig: tidevannsinteraksjon med det galaktiske feltet og dynamisk friksjon, som induserer massive GCs for å råtne i det sentrale galaktiske området på mindre enn 10 ^ 8 år. Eksterne tidevannsfelt har også effekten av å indusere utviklingen av formen til massefunksjonen til individuelle klynger, på grunn av det foretrukne tapet av lavmassestjerner som en konsekvens av massesegregering. Sterkt bevis for at tidevannsfeltet spiller en grunnleggende rolle i utviklingen av massefunksjoner ble oppnådd ved oppdagelsen av at skråningene deres korrelerer sterkere med klyngelokasjonen i Melkeveien enn med klyngemetallisiteten. Men de sterkeste bevisene på interaksjonen mellom GCs og det galaktiske feltet er funnet det siste tiåret, med deteksjon av haloer og haler rundt mange GC. "
Stemmer det at Messier 68 faktisk kan være av en "til overs" fra en annen galakse? Ja absolutt. Som M. Catelan hevdet i en studie fra 2005:
”Vi gjennomgår og diskuterer horisontale grenstjerner (HB) i en bred astrofysisk kontekst, inkludert både variable og ikke-variable stjerner. En revurdering av dikteren til Oosterhoff presenteres, som gir enestående detaljer om dens opprinnelse og systematikk. Vi viser at Oosterhoff-dikotomien og fordelingen av kuleklynger i HB-morfologimetallisitetsplanet begge utelukker, med høy statistisk betydning, muligheten for at den galaktiske glorie kan ha dannet seg fra akkresjonen av dverggalakser som ligner dagens Melkeveisatellitter som f.eks. Fornax, Skytten og LMC - et argument som på grunn av sin sterke avhengighet av de gamle RR Lyrae-stjernene, i det vesentlige er uavhengig av den kjemiske utviklingen av disse systemene etter de aller tidligste epokene i galaksens historie. ”
Observasjonshistorie:
M68 ble oppdaget av Charles Messier 9. april 1780 som beskrev den som; “Tåke uten stjerner under Corvus og Hydra; det er veldig svakt, veldig vanskelig å se med refraktorene; nær den er stjerne i sjette styrke ”. Den første oppløsningen av de enkelte stjernene ble selvfølgelig tilskrevet Sir William Herschel. Som han skrev i notatene sine den gang:
“En vakker klynge av stjerner, ekstremt rik og så komprimert at de fleste av stjernene er blandet sammen; den er nær 3 ′ bred og omtrent 4 ′ lang, men hovedsakelig rund, og det er veldig få spredte stjerner rundt. Denne ovale klyngen nærmer seg også den kuleformen, og den sentrale kompresjonen bæres i høy grad. Isolasjonen er også så langt fremskreden at den innrømmer en nøyaktig beskrivelse av konturen. ”
Takket være en ganske merkelig feil fra admiral Smyth, ble det i mange år antatt å være oppdagelsen av Pierre Mechain. Som Smyth skrev i notatene sine:
”En stor rund tåke på Hydras kropp, under Corvus, oppdaget i 1780 av Mechain. I 1786 løste Sir William Herschels kraftige 20-fots reflektor den til en rik klynge av små stjerner, så komprimerte at de fleste komponentene er blandet sammen. Den er omtrent 3 ′ bred og 4 ′ lang; og han anslått at dens overflod kan være av 344. orden. Den er plassert nesten midtveis mellom to små stjerner, den ene i np [NW] og den andre i sf [SE] -kvadranten, en linje mellom som vil halvere nebulaen. Den er veldig blek, men så flekkete at en pasientundersøkelse fører til slutningen, at den har antatt en sfærisk figur i lydighet mot attraktive krefter. Differensiert med Beta Corvi, som den bærer sør for øst, innen 3 graders avstand. ”
Denne feilen tok nesten et århundre å rette opp! Ikke ta et århundre å se denne vakre kuleklyngen selv ...
Finne Messier 68:
De lysere stjernene i den nordlige vintersesongen gjør det å finne denne lille kuleklyngen ganske enkel for både kikkert og teleskop - begynn først med å identifisere det skjeve rektangelet til stjernebildet Corvus og fokuser oppmerksomheten mot den sørøstligste stjernen - Beta. Målet vårt ligger omtrent tre fingerbredder sørøst for Beta Corvi og bare et pust nordøst for dobbeltstjernen A8612.
Det vil vises som en svak, rund glød i kikkert, og små teleskoper vil oppfatte individuelle medlemmer. Store teleskoper vil fullstendig løse denne lille kuleformen til kjernen! Messier Object 68 er godt egnet til alle himmelforhold når stjernene i Corvus er synlige.
Og her er de korte faktaene om dette Messier-objektet som hjelper deg i gang:
Objektnavn: Messier 68
Alternative betegnelser: M68, NGC 4590
Objekttype: Klasse X Globular Cluster
Constellation: Hydra
Rett oppstigning: 12: 39,5 (t: m)
deklinasjon: -26: 45 (deg: m)
Avstand: 33,3 (kly)
Visuell lysstyrke: 7,8 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 11,0 (bue min)
Vi har skrevet mange interessante artikler om Messier Objects her på Space Magazine. Her er Tammy Plotners introduksjon til Messier-objektene, M1 - The Crab Nebula, og David Dickisons artikler om 2013 og 2014 Messier Marathons.
Sørg for å sjekke ut vår komplette Messier-katalog. Og for mer informasjon, sjekk ut SEDS Messier-databasen.
kilder:
- Messier Objects - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
