Siden det først ble observert i en spionlass av en halv tomme i diameter av Abbe Nicholas Louis de Lacaille under sitt besøk i Sør-Afrika i 1751-2, har Kappa Crucis-stjerneklyngen (NGC 4755) fascinert og forvirret astronomer siden. La oss i dag åpne John Herschels 'kiste av forskjellige fargede edelstener' og se nærmere på "Jewel Box" ...
Kappa Crucis-stjerneklyngen ligger omtrent 7500 lysår unna i nærheten av en enorm, mørk, kosmisk støvsky, kjent som "Coal Sack", og har en Bayer-betegnelse, selv om det er en klynge i stedet for en individuell stjerne. Bare ett blikk på denne fargerike matrisen er å forstå hvordan det ble kjent som Jewel Box. Strødd over 20 lysår med plass og kanskje bare 7,1 millioner år gammel, er det hjem til både røde, hvite og blå kjempestjerner. Hvis den lyseste stjernen var i sentrum av vårt eget solsystem, ville den skinne 83 000 ganger lysere enn Sol!
Den lyse oransje stjernen er Kappa Crucis, en fremtredende blant sine varme, livlige blå medlemmer. En veldig ung stjerne gått inn i sin røde supergiant scene? I midten av 1862 begynte en mann ved navn Francis Abbott å studere juvelboksen og hans observasjonsnotater sier; "Visse endringer som tilsynelatende skjer i antall, plassering og farge på komponentstjernene." Dette var noen ganske radikale tanker siden han gikk opp mot notatene til slike som John Herschel og George Airy. Men som så ofte er tilfelle, noen ganger kan en astronom få øye på hva en annen ikke kan og noen ti år senere H.C. Russell tok hjertelig med Abbott-notater - og målte og katalogiserte 130 av klyngens stjerner. Til tross for ekstrem kritikk, kalte en annen observatør R.T. Innes hevdet også fargeendring som nevnt i det klassiske verket "Celestial Objects for Common Telescopes".
Studiet endte selvfølgelig ikke der, og det gikk på begynnelsen av 1900-tallet med Trumpler og deretter Harlow Shapley. Den første betydelig viktige astrofysiske artikkelen om denne klyngen dukket opp i 1958 og ble utgitt av Halton Arp og Cecil van Sant som prøvde å finne ut mer om galaktiske supergjenstjerner. ”De tre lyseste stjernene er supergiganter” og den røde stjernen, er alle medlemmer av klyngen, da må NGC 4755 være omtrent som h og Ï ‡ Persei ”Siden disse typer klynger er sjeldne, er observasjonsmateriale tilstrekkelig til å få en farge -magnitude diagram ble oppnådd. ” Etter hvert som flere stjerner ble avslørt og studert, desto mer forvirrende ble betegnelsene! Årene gikk og NGC 4755 ble enda mer forstått - og bedre katalogisert.
I følge studier av helium, karbon, nitrogen og oksygenforekomster gjort av G. Mathys (et al) “Etter vurdering av CN-forekomsten i denne prøven, er det ingen klare bevis for intern blanding. Bare tre stjerner blant ikke-supergigantene ser ut til å vise en nitrogenforbedring. To av dem har en relativt lav prosjektert ekvatorial hastighet (riktignok kan de være raske rotatorer sett pole-on); den tredje er en klar hurtigrotator. I stjernene med lavere tyngdekraft har det tilsynelatende skjedd en slags blanding. Supergigantene skiller seg ikke nevneverdig fra de andre programstjernene i deres respektive heliuminnhold. Den gjennomsnittlige heliumforekomsten for hver klynge er nær standardverdien, (He / H). ”
Å studere variable stjerner i åpne klynger er ekstremt viktig. De er ledetråder for avstand og evolusjon! I unge klynger som Jewel-boksen skal de lysere stjernene være variabler og være blå. De burde også ha startet evolusjonen vekk fra hovedsekvensen, i motsetning til lavmassestjernene som bare stille og brent vekk hydrogenet sitt. Som vi vet, er en av de viktigste variabeltypene Beta Cepheid-stjernene og studier gjort av Stankov (et al) viser påvisning av fire nye variable stjerner i NGC 4755. “Vi gir frekvensløsninger som indikatorer for tidsskalaer og amplituder av pulsasjonene. NGC 4755-116 er sannsynligvis en B2-dverg med en periode på 4,2 d hvis variasjon er forårsaket av en punkt- eller g-modus-pulsering. NGC 4755-405 kan betraktes som en ny β Cephei-stjerne med to pulsasjonsfrekvenser. For NGC 4755-215 fant vi en frekvens og for NGC 4755-316 tre pulsasjonsfrekvenser; vi foreslår at begge er nye, sakte pulserende B-stjerner av kort periode. ” Disse variasjonene kan være forårsaket av radielle pulsasjoner fra en ustabil hydrogenkjerne, og enda flere studier er nødvendige.
Men er det mer? Ja. Svært nylige studier utført av C. Bonatto (et al) viser den dynamiske tilstanden til NGC 4755. “Vi utforsker muligheten for at noen hovedsekvenser og pre-hovedsekvensstjerner frem til tidens side viser infrarøde overskudd relatert til støvkonvolutter og proto-planetariske plater. Kjernen er mangelfull i PMS-stjerner, sammenlignet med MS-stjerner. NGC 4755 er vert for binarier i glorie, men de er knappe i kjernen. Sammenlignet med åpne klynger i forskjellige dynamiske tilstander studert med lignende metoder, passer NGC 4755 forhold som involverer strukturelle og dynamiske parametere i det forventede stedet for sin alder og masse. "
Dannet NGC 4755 fra den samme molekylære skyen? Er det to overlappende klynger? Påvirker nærheten av kullsekken dens visuelle egenskaper? Uansett hva vitenskapen ligger bak, så ble lyset du ser nå igjen omtrent samtidig som Egyptens store pyramider ble bygget. La Burnhams ord ringe høyest: “... en strålende og vakker galaktisk støvrangering blant de fineste og mest spektakulære gjenstandene i den sørlige melkeveien ... Klyngen ligger i et rikt og bemerkelsesverdig område i himmelen, vel verdt å utforske med lav kraft teleskoper og instrumenter av rikfelttypen. ”
Denne ukens fantastiske bilde ble gjort av Don Goldman og tatt på Macedon Ranges Observatory. Vi takker deg!
