Velkommen tilbake til Messier mandag! I vår pågående hyllest til den store Tammy Plotner, tar vi en titt på den kuleklyngen kjent som Messier 30. Kos deg!
I løpet av 1700-tallet bemerket den berømte franske astronomen Charles Messier tilstedeværelsen av flere "tullete gjenstander" på nattehimmelen. Etter å ha opptatt feil av kometer, begynte han å lage en liste over dem, slik at andre ikke ville gjøre den samme feilen som han gjorde. Med tiden vil denne listen (kjent som Messier Catalog) omfatte 100 av de mest fantastiske gjenstandene på nattehimmelen.
En av disse gjenstandene er Messier 30, en kuleklynge som ligger i den sørlige stjernebildet Capricornus. På grunn av sin retrograde bane gjennom den indre galaktiske glorie, antas det at denne klyngen ble anskaffet fra en satellittgalakse i fortiden. Selv om den er usynlig for det blotte øye, kan denne klyngen sees på ved hjelp av lite mer enn kikkert, og er mest synlig i sommerhalvåret.
Beskrivelse:
Messier måler rundt 93 lysår på tvers og ligger i en avstand på omtrent 26 000 lysår fra Jorden, og nærmer oss en hastighet på omtrent 182 kilometer i sekundet. Mens det ser ufarlig ut, dekker tidevannsinnflytelsen enorme 139 lysår - langt større enn den tilsynelatende størrelsen.
Halvparten av massen er så konsentrert at bokstavelig talt tusenvis av stjerner kunne komprimeres i et område som ikke spenner lenger enn avstanden mellom solsystemet vårt og Sirius! Innenfor denne tettheten er det imidlertid bare funnet 12 variable stjerner og veldig lite bevis på noen stjernekollisjoner, selv om det er registrert en dverg nova!
Så hva er så spesielt med denne lille kuleformen? Prøv en kollapset kjerne - og en som til og med er løst av jordbundne teleskoper. I følge Bruce Jones Sams III, en astrofysiker ved Harvard University:
“Den kuleklyngen NGC 7099 er en prototypisk kollapset kjerneklynge. Gjennom en serie instrumental, observasjonell og teoretisk observasjon, har jeg løst kjernestrukturen ved hjelp av et bakkebasert teleskop. Kjernen har en radius på 2,15 bue når den er avbildet med en romlig oppløsning på V-båndet på 0,35 bue. De første forsøkene på bilder av flekker ga bilder av utilstrekkelig signal til støy og oppløsning. For å forklare disse resultatene er det utviklet en ny, helt generell signal-til-støy-modell. Den gjør rede for alle støykilder i en flekkobservasjon, inkludert aliasing av høye romlige frekvenser ved utilstrekkelig prøvetaking av bildeplanet. Modellen, kalt Full Speckle Noise (FSN), kan brukes til å forutsi utfallet av ethvert eksperiment på bildeflekker. En ny bildeteknikk med høy oppløsning kalt ACT (Atmospheric Correlation with a Template) ble utviklet for å lage skarpere astronomiske bilder. ACT kompenserer for bevegelse av bilder på grunn av atmosfærisk turbulens. ”
Fotografering er et viktig verktøy for astronomer å jobbe med - både landbasert og rombasert. Ved å kombinere resultater kan vi lære mye mer enn bare fra resultatene av en teleskopobservasjon alene. Som Justin H. Howell skrev i en studie fra 1999:
“Det har lenge vært kjent at den kulekollaps kuleklyngen M30 (NGC 7099) har en blåere-innover fargegradient, og nyere arbeid antyder at den sentrale mangelen på knallrøde kjempestjerner ikke fullt ut står for denne gradienten. Denne studien bruker Hubble Space Telescope Wide Field Planetary Camera 2-bilder i F439W og F555W-båndene, sammen med bakkebaserte CCD-bilder med et bredere synsfelt for normalisering av det ikke-eksklusive bakgrunnsbidraget. Den siterte usikkerheten står for Poisson-svingninger i det lille antallet lysutviklede stjerner som dominerer klyngelyset. Vi utforsker forskjellige algoritmer for kunstig omfordeling av lyset fra knallrøde giganter og horisontale grenstjerner jevnt over klyngen. Den tradisjonelle metoden for omfordeling i forhold til klyngens lysstyrkeprofil er vist å være unøyaktig. Det er ingen signifikant gjenværende fargegradient i M30 etter riktig enhetlig omfordeling av alle lyse utviklede stjerner; dermed ser farge gradienten i M30s sentrale region ut til å være forårsaket helt av stjerner etter hovedsekvensen. "
Så hva skjer når du graver enda dypere med en annen type fotografering? Bare spør folkene fra Chandra - som Phyllis M. Lugger, som skrev i studien sin, "Chandra røntgenkilder i den kollapsede kjerne Globular Cluster M30 (NGC 7099)":
"Vi rapporterer påvisning av seks diskrete røntgenkilder med lav lysstyrke, som ligger innenfor 12" fra sentrum av den kollapsede kuleklyngen M30 (NGC 7099), og totalt 13 kilder innenfor radiusen med halv masse, fra en 50 ks Chandra ACIS-S eksponering. Tre kilder ligger innenfor den svært lille øvre grensen på 1,9 ”på kjerneradien. Den lyseste av de tre kjernekildene har et svartkroppslignende mykt røntgenspektrum, som er i samsvar med at det er et rolig lavmasset røntgenbilde (qLMXB). Vi har identifisert optiske motstykker til fire av de seks sentrale kildene og en rekke av de ytre kildene, ved hjelp av dyp Hubble-romteleskop og bakkebasert avbildning. Mens de to foreslåtte kollegene som ligger innenfor kjernen, kan representere tilfeldige superposisjoner, har de to identifiserte sentrale kildene som ligger utenfor kjernen røntgen og optiske egenskaper i samsvar med å være kataklysmiske variabler (CV). To ekstra kilder utenfor kjernen har mulige aktive binære kolleger. ”
Observasjonshistorie:
Da Charles Messier først møtte denne kuleklyngen i 1764, klarte han ikke å løse individuelle stjerner, og trodde feilaktig at det var en tåke. Som han skrev i notatene sine den gang:
Natt til 3. til 4. august 1764 har jeg oppdaget en tåke under den store halen av Capricornus, og veldig nær stjernen i sjette styrke, den 41. av den stjernebildet, ifølge Flamsteed: man ser den tåken med vanskeligheter i en vanlig [ikke-achromatisk] refraktor på 3 fot; den er rund, og jeg har ikke sett noen stjerne: etter å ha undersøkt den med et godt gregoriansk teleskop som forstørrer 104 ganger, kunne det ha en diameter på 2 minutter med buen. Jeg har sammenlignet sentrum med stjernen Zeta Capricorni, og jeg har bestemt sin plassering i høyre oppstigning som 321d 46 ′ 18 ″, og dens tilbakegang som 24d 19 ′ 4 ″ sør. Denne tåken er markert i kartet over den berømte Halet-kometen som jeg observerte da han kom tilbake i 1759. ”
Vi kan imidlertid ikke utsette Messier, for jobben hans var å jakte på kometer, og vi takker ham for at han logget dette objektet for videre studier. Kanskje den første ledetråden til M30s underliggende potensiale kom fra Sir William Herschel, som ofte studerte Messiers objekter, men ikke rapporterte om funnene hans formelt. I sine personlige notater skrev han:
“En strålende klynge, der stjernene gradvis blir mer komprimerte i midten. Det er isolert, det vil si at ingen av stjernene i nabolaget sannsynligvis vil være forbundet med den. Diameteren er fra 2'40 ”til 3’30”. Figuren er uregelmessig rund. Stjernene rundt sentrum er så mye komprimerte at det ser ut til å løpe sammen. Mot nord er to rader med lyse stjerner 4 eller 5 i en linje. I denne ansamlingen av stjerner ser vi tydelig anstrengelsen av en sentral klyngekraft, som kan ligge i en sentral masse, eller, hva er mer sannsynlig, i den sammensatte energien til stjernene rundt sentrum. Linjene med lyse stjerner, selv om en tegning som ser ut til å passere på observasjonstidspunktet ser ut til å passere gjennom klyngen, er sannsynligvis ikke forbundet med den. "
Så når teleskopene gikk fremover og oppløsningen ble bedre, gjorde vår måte å tenke på hva vi så ... Ved Admiral Smyths tid hadde ting blitt enda bedre og det hadde kunsten å forstå mer:
"En fin, blekhvit klynge, under skapningens kaudale finn, og omtrent 20 grader vest-nord-vest for Fomalhaut, der den går foran 41 Steinbukken, en stjerne i 5. størrelse, i løpet av en grad. Dette objektet er lyst, og fra de stridende strømmer av stjerner på sin nordlige kant, har et elliptisk aspekt, med en sentral blås; og det er bare få andre stjerner, eller outliers, i feltet.
Da Messier oppdaget dette, i 1764, bemerket han at det lett ble sett med et 3 1/2 fot teleskop, at det var en tåke, ledsaget av noen stjerne, og at formen var sirkulær. Men i 1783 ble den angrepet av WH [William Herschel] med begge sine 20 fots Newtonians, og løst straks opp i en strålende klynge, med to rader pf-stjerner, fire eller fem i en linje, som sannsynligvis hører til den; og derfor anså han det som isolert. Uavhengig av denne oppfatningen ligger den i et blankt rom, et av de chasmataene som Lalande kalte d’espaces vuides, der han ikke kunne oppfatte en stjerne i 9. størrelsesorden i det achromatic teleskopet med sekstifem millimeter åpning. Ved en modifisering av sin meget geniale måleprosess, anså Sir William dybden av denne klyngen til å være av 344. orden.
“Her er materialer for å tenke! For en enorm plass antydes! Kan en slik ordning være ment, som en bunglende tut i timen insisterer på, bare en appendage til flekken fra en verden vi bor på, for å myke opp mørket på den smålig midnatt? Dette innhenter intelligensen til uendelig visdom og makt, ved å tilpasse slike storslagne midler til et så uforholdsmessig slutt. Ingen fantasi kan fylle opp bildet som de visuelle organene gir den svake konturen; og han som trygt undersøker evig design, kan ikke være mange som fjerner viten. Det var en slik betraktning som fikk den inspirerte forfatteren til å hevde: "Hvor ufarlige er hans operasjoner og hans måter å finne ut av!"
Gjennom alle historiske observasjonsnotater finner du notasjoner som "bemerkelsesverdige" og til og med Dreyer berømte utropstegn. Selv om M30 kanskje ikke er den enkleste å finne, og heller ikke den lyseste av Messier-objektene, er den fortsatt ganske verdig din tid og oppmerksomhet!
Finne Messier 30:
Å finne M30 er ikke en enkel oppgave, med mindre du bruker et GoTo-teleskop. I alle andre tilfeller er det en starhop-prosess, som må begynne med å identifisere den store gliseformen til stjernebildet Capricornus. Når du har skilt ut denne stjernebildet, vil du begynne å merke at mange av dens primære asterismestjerner er sammenkoblet - noe som er bra! De nordøstligste parene er Gamma og Delta, og det er her kikkertbrukere bør starte.
Når du beveger deg sakte sørover og litt vestover, vil du møte ditt neste brede par - Chi og Epsilon. Det neste sørvestlige settet er 36 Cap og Zeta. Nå, herfra har du to alternativer! Du kan finne Messier 30 litt mer enn en fingerbredde øst (ish) av Zeta (omtrent et halvt kikkertfelt) ... eller du kan gå tilbake til Epsilon og se deg om et kikkertfelt sør (ca. 3 grader) for stjerne 41 som vil vises like øst for Messier 30 i samme synsfelt.
For finneskopet er stjerne 41 en viktig gave til den kuleklyngens posisjon! Det vil ikke være synlig for det blotte øye, men selv en liten forstørrelse vil avsløre sin tilstedeværelse. Ved å bruke kikkert eller et veldig lite teleskop vil Messier 30 fremstå som bare en liten, falmet grå lyskule med en liten stjerne ved siden av. Imidlertid, med teleskopåpninger så små som 4 ″, begynner du litt oppløsning på denne oversettede kuleklyngen, og større blenderåpninger vil løse det pent.
Og her er de korte faktaene på Messier 30 som hjelper deg i gang:
Objektnavn: Messier 30
Alternative betegnelser: M30, NGC 7099
Objekttype: Globular Cluster V-klasse
Constellation: Steinbukken
Rett oppstigning: 21: 40,4 (t: m)
deklinasjon: -23: 11 (deg: m
Avstand: 26,1 (kly)
Visuell lysstyrke: 7,2 (mag)
Tilsynelatende dimensjon: 12,0 (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, M8 - The Lagoon 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:
- Wikipedia - Messier 30
- Messier Objects - Messier 30
- SEDS - Messier 30
