Καλώς ήλθατε πίσω στο Messier τη Δευτέρα! Σήμερα, συνεχίζουμε στο αφιέρωμα μας στον αγαπητό μας φίλο, Tammy Plotner, κοιτάζοντας το σφαιρικό σύμπλεγμα γνωστό ως Messier 68.
Τον 18ο αιώνα, ενώ έψαχνε τον νυχτερινό ουρανό για κομήτες, ο Γάλλος αστρονόμος Charles Messier συνέχισε να σημειώνει την παρουσία σταθερών, διάχυτων αντικειμένων που αρχικά πίστευε για κομήτες. Με τον καιρό, θα ερχόταν να συντάξει μια λίστα με περίπου 100 από αυτά τα αντικείμενα, ελπίζοντας να εμποδίσει άλλους αστρονόμους να κάνουν το ίδιο λάθος. Αυτή η λίστα - γνωστή ως κατάλογος Messier - θα γινόταν ένας από τους πιο σημαντικούς καταλόγους των Deep Sky Objects.
Ένα από αυτά τα αντικείμενα είναι το σφαιρικό σύμπλεγμα που είναι γνωστό ως Messier 68. Βρίσκεται περίπου 33.000 έτη φωτός στον αστερισμό της Ύδρας, αυτό το σύμπλεγμα βρίσκεται σε τροχιά γύρω από το Γαλαξία. Εκτός από το ότι είναι ένα από τα πιο σφαιρικά σμήνη με φτωχή μέταλλα, μπορεί να υποστεί κατάρρευση πυρήνα και πιστεύεται ότι αποκτήθηκε από έναν δορυφόρο γαλαξία που συγχωνεύτηκε με τον Γαλαξία στο παρελθόν.
Περιγραφή:
Σε απόσταση περίπου 33.000 ετών φωτός, το σφαιρικό σύμπλεγμα M68 περιέχει τουλάχιστον 2.000 αστέρια, συμπεριλαμβανομένων 250 γιγάντων και 42 μεταβλητών - ένα από τα οποία είναι στην πραγματικότητα ένα αστέρι προσκηνίου και όχι ένα πραγματικό μέλος. Εκτείνοντας 106 έτη φωτός σε διάμετρο και φτάνοντας σε μας με ταχύτητα 112 χιλιομέτρων ανά δευτερόλεπτο, περίπου 250 γιγαντιαία αστέρια χαίρονται μακριά - απολαμβάνοντας τη χημικά άφθονη κατάστασή τους. Όπως αναφέρει ο Jae-Woo Lee (et al) σε μια μελέτη του 2005:
«Παρουσιάζουμε μια λεπτομερή μελέτη χημικής αφθονίας επτά γιγαντιαίων αστεριών στο M68, συμπεριλαμβανομένων έξι ερυθρών γιγάντων και ενός αστέρα ασυμπτωματικού γιγαντιαίου κλάδου (AGB). Βρίσκουμε σημαντικές διαφορές στις βαρύτητες που προσδιορίζονται χρησιμοποιώντας τη φωτομετρία και εκείνες που λαμβάνονται από το ισοζύγιο ιονισμού, κάτι που υποδηλώνει ότι οι επιδράσεις που δεν είναι LTE (NLTE) είναι σημαντικές για αυτά τα αστέρια χαμηλής βαρύτητας και φτωχά σε μέταλλα. Υιοθετούμε μια αφθονία σιδήρου χρησιμοποιώντας φωτομετρικές βαρύτητες και γραμμές Fe II για να ελαχιστοποιήσουμε αυτά τα εφέ, βρίσκοντας [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Για αναλογίες στοιχείων προς σίδηρο, βασίζουμε σε ουδέτερες γραμμές έναντι Fe I και ιονισμένες γραμμές έναντι Fe II (εκτός από το [O / Fe]) για να ελαχιστοποιήσουμε επίσης τα αποτελέσματα NLTE. Βρίσκουμε παραλλαγές στις αφθονίες νατρίου μεταξύ των αστεριών του προγράμματος. Ωστόσο, δεν υπάρχει συσχέτιση (ή αντισυσχέτιση) με τις αφθονίες οξυγόνου. Επιπλέον, το αστέρι μετά το AGB έχει φυσιολογική (χαμηλή) αφθονία νατρίου. Και τα δύο αυτά γεγονότα προσθέτουν περαιτέρω υποστήριξη στην ιδέα ότι οι παραλλαγές που παρατηρούνται μεταξύ ορισμένων φωτεινών στοιχείων σε μεμονωμένες σφαιρικές συστάδες προκύπτουν από αρχέγονες παραλλαγές και όχι από βαθιά ανάμιξη. Το M68, όπως και το M15, δείχνει αυξημένες αφθονίες πυριτίου σε σύγκριση με άλλα σφαιρικά σμήνη και αστέρια πεδίου συγκρίσιμης-μεταλλικότητας. Όμως το M68 αποκλίνει ακόμη περισσότερο στην εμφάνιση σχετικής έλλειψης τιτανίου. Υποθέτουμε ότι στο M68 το τιτάνιο συμπεριφέρεται σαν στοιχείο κορυφής σιδήρου και όχι πιο συχνά παρατηρείται η προσήλωσή του σε βελτιώσεις που παρατηρούνται στα λεγόμενα στοιχεία όπως το μαγνήσιο, το πυρίτιο και το ασβέστιο. Ερμηνεύουμε αυτό το αποτέλεσμα υποδηλώνοντας ότι ο χημικός εμπλουτισμός που παρατηρήθηκε στο M68 μπορεί να προήλθε από συνεισφορές από σουπερνόβα με κάπως πιο ογκώδεις προγόνους από εκείνους που συμβάλλουν σε αφθονίες που παρατηρούνται συνήθως σε άλλα σφαιρικά σμήνη. "
Ένα από τα πιο ασυνήθιστα χαρακτηριστικά του Messier 68 είναι η θέση του στο μεγάλο σχήμα των πραγμάτων - απέναντι από το γαλαξιακό μας κέντρο. Γνωρίζουμε ότι τα σφαιρικά σμήνη βρίσκονται σχεδόν αποκλειστικά στο γαλαξιακό φωτοστέφανο, οπότε τι θα μπορούσε να προκαλέσει αυτό; Όπως εξήγησε ο Yoshiaki Sofue του Τμήματος Αστρονομίας του Πανεπιστημίου του Tokoyo σε μια μελέτη του 2008:
«Κατασκευάζουμε μια καμπύλη περιστροφής Galacto-Local Group, συνδυάζοντας την καμπύλη Galactic περιστροφής με ένα διάγραμμα, όπου οι γαλακτοκεντρικές ακτινικές ταχύτητες των εξωτερικών σφαιρικών σμήνων και των γαλαξιών μελών της Τοπικής Ομάδας σχεδιάζονται έναντι των γαλακτοκεντρικών αποστάσεων τους. Προκειμένου η Τοπική Ομάδα να δεσμευτεί βαρυτικά, απαιτείται μια τάξη μεγέθους μεγαλύτερη μάζα από εκείνη των Galaxy και M31. Αυτό το γεγονός υποδηλώνει ότι η Τοπική Ομάδα περιέχει σκοτεινή ύλη που γεμίζει το διάστημα μεταξύ του Galaxy και του M31. Μπορεί να θεωρήσουμε ότι υπάρχουν τρία συστατικά της σκοτεινής ύλης. Πρώτον, η γαλαξιακή σκοτεινή ύλη που ορίζει την κατανομή μάζας σε έναν γαλαξία που ελέγχει την εξωτερική καμπύλη περιστροφής. Δεύτερον, εκτεταμένη σκοτεινή ύλη που γεμίζει ολόκληρη την Τοπική Ομάδα με διασπορά ταχύτητας έως και ~ 200 km s ^ -1, η οποία σταθεροποιεί βαρυτικά την Τοπική Ομάδα. και τέλος, ομοιόμορφη σκοτεινή ύλη που έχει πολύ υψηλότερες ταχύτητες που προέρχονται από υπεργαλακτικές δομές. Το τρίτο στοιχείο, ωστόσο, δεν επηρεάζει σημαντικά τη δομή και τη δυναμική της παρούσας Τοπικής Ομάδας. Μπορούμε λοιπόν να υποθέσουμε ότι σε οποιοδήποτε σημείο του Γαλαξία, υπάρχουν τρία διαφορετικά συστατικά της σκοτεινής ύλης που έχουν διαφορετικές ταχύτητες ή διαφορετικές θερμοκρασίες. Μπορεί να συμπεριφέρονται σχεδόν ανεξάρτητα το ένα από το άλλο, αλλά αλληλεπιδρούν από τη βαρύτητά τους. "
Και αυτό το γεγονός πραγματοποιείται από περαιτέρω μελέτες. Όπως έδειξε ο Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) σε μια μελέτη:
«Οι σφαιρικές συστάδες που κινούνται στον Γαλαξία, καθώς και οι μικροί γαλαξίες που καταπιούνται από το ισχυρό παλιρροιακό πεδίο του Γαλαξία, αναπτύσσουν παλιρροιακές ουρές. Αυτό το έργο είναι μέρος ενός ευρύτερου προγράμματος μελέτης αφιερωμένο στη μελέτη της εξέλιξης των σφαιρικών συστημάτων συστάδων στους γαλαξίες και της αμοιβαίας ανατροφοδότησης μεταξύ του γονικού γαλαξία και του GCS του, τόσο σε μικρή όσο και σε μεγάλη κλίμακα. Αυτό το έργο αποτελεί μέρος ενός συνεχούς προγράμματος που είναι αφιερωμένο στη δοκιμή εάν και πώς η παλιρροιακή αλληλεπίδραση με τον γονικό γαλαξία μπορεί να επηρεάσει την κινηματική των αστεριών κοντά στην παλιρροιακή ακτίνα ορισμένων γαλαξιακών σφαιρικών σμήνων και να εξηγήσει το επίπεδο παρατηρούμενο προφίλ του ακτινικού προφίλ διασποράς ταχύτητας σε μεγάλες ακτίνες . Η μελέτη της δυναμικής αλληλεπίδρασης σφαιρικών συστάδων (εφεξής GC) με το γαλαξιακό παλιρροιακό πεδίο αντιπροσωπεύει μια σύγχρονη και τρέχουσα αστροφυσική ανησυχία υπό το φως πρόσφατων παρατηρήσεων υψηλής ανάλυσης. Το σύστημα σφαιρικών σμήνων (εφεξής GCS) έχει ως αποτέλεσμα να είναι λιγότερο υψηλό από εκείνο των αστεριών αλογόνου στον Γαλαξία μας, στα M31, M87 και M89, καθώς και σε τρεις γαλαξίες του συμπλέγματος Fornax και 18 ελλειπτικούς γαλαξίες. Η πιο πιθανή εξήγηση για αυτό το εύρημα είναι ότι τα δύο συστήματα (αλογόνο και GCS) είχαν αρχικά το ίδιο προφίλ και ότι, στη συνέχεια, το GCS εξελίχθηκε λόγω δύο συμπληρωματικών αποτελεσμάτων, κυρίως: παλιρροιακή αλληλεπίδραση με το γαλαξιακό πεδίο και δυναμική τριβή, η οποία προκαλεί τεράστια GCs που αποσυντίθενται στην κεντρική γαλαξιακή περιοχή σε λιγότερο από 10 ^ 8 χρόνια. Τα εξωτερικά παλιρροιακά πεδία έχουν επίσης ως αποτέλεσμα την πρόκληση της εξέλιξης του σχήματος της λειτουργίας μάζας των μεμονωμένων συστάδων, λόγω της προτιμησιακής απώλειας αστεριών χαμηλής μάζας ως συνέπεια του μαζικού διαχωρισμού. Ισχυρές ενδείξεις ότι το παλιρροιακό πεδίο παίζει θεμελιώδη ρόλο στην εξέλιξη των λειτουργιών μάζας επιτεύχθηκε από την ανακάλυψη ότι οι πλαγιές τους συσχετίζονται πιο έντονα με τη θέση του συμπλέγματος στον Γαλαξία παρά με τη μεταλλικότητα του συμπλέγματος. Όμως, τα ισχυρότερα στοιχεία της αλληλεπίδρασης των GC με το γαλαξιακό πεδίο έχουν βρεθεί την τελευταία δεκαετία, με την ανίχνευση φωτοστέφανων και ουρών που περιβάλλουν πολλά GC. "
Είναι αλήθεια ότι ο Μεσιέρ 68 μπορεί πράγματι να "απομείνει" από έναν άλλο γαλαξία; Ναι πράγματι. Όπως υποστήριξε ο M. Catelan σε μια μελέτη του 2005:
«Εξετάζουμε και συζητάμε αστέρια οριζόντιου κλάδου (HB) σε ένα ευρύ αστροφυσικό πλαίσιο, συμπεριλαμβανομένων τόσο των μεταβλητών όσο και των μη μεταβλητών αστεριών. Παρουσιάζεται μια επανεκτίμηση της διχοτομίας Oosterhoff, η οποία παρέχει άνευ προηγουμένου λεπτομέρειες σχετικά με την προέλευση και τη συστηματική της. Δείχνουμε ότι η διχοτομία του Oosterhoff και η κατανομή των σφαιρικών συστάδων στο επίπεδο μεταλλικότητας HB αποκλείουν, με υψηλή στατιστική σημασία, την πιθανότητα να σχηματιστεί το γαλαξιακό φωτοστέφανο από την αύξηση των νάνων γαλαξιών που μοιάζουν με τους σημερινούς δορυφόρους του Γαλαξία όπως Fornax, Sagittarius και LMC - ένα επιχείρημα που, λόγω της ισχυρής εξάρτησής του από τα αρχαία αστέρια RR Lyrae, είναι ουσιαστικά ανεξάρτητο από τη χημική εξέλιξη αυτών των συστημάτων μετά τις πρώτες εποχές της ιστορίας του Γαλαξία. "
Ιστορία παρατήρησης:
Το M68 ανακαλύφθηκε από τον Charles Messier στις 9 Απριλίου 1780 ο οποίος το περιέγραψε ως? «Νεφέλωμα χωρίς αστέρια κάτω από το Corvus και την Ύδρα. είναι πολύ αχνό, πολύ δύσκολο να το δούμε με τα διαθλαστικά. κοντά του είναι το αστέρι του έκτου μεγέθους ». Η πρώτη ανάλυση των μεμονωμένων αστεριών αποδόθηκε, φυσικά, στον Sir William Herschel. Όπως έγραψε στις σημειώσεις του εκείνη τη στιγμή:
«Ένα όμορφο σύμπλεγμα αστεριών, εξαιρετικά πλούσιο και συμπιεσμένο που τα περισσότερα αστέρια αναμιγνύονται. Είναι κοντά σε 3 ′ πλάτος και περίπου 4 ′ μήκος, αλλά κυρίως στρογγυλά, και υπάρχουν πολύ λίγα διάσπαρτα αστέρια. Αυτό το οβάλ σύμπλεγμα πλησιάζει επίσης στη σφαιρική μορφή και η κεντρική συμπίεση μεταφέρεται σε υψηλό βαθμό. Η μόνωση είναι επίσης τόσο προηγμένη που αναγνωρίζει μια ακριβή περιγραφή του περιγράμματος. "
Χάρη σε ένα παράξενο σφάλμα από την πλευρά του Ναύαρχου Smyth, για πολλά χρόνια πιστεύεται ότι ήταν η ανακάλυψη του Pierre Mechain. Όπως έγραψε ο Smyth στις σημειώσεις του:
«Ένα μεγάλο στρογγυλό νεφέλωμα στο σώμα της Ύδρας, κάτω από τον Corvus, που ανακαλύφθηκε το 1780 από τον Mechain. Το 1786, ο ισχυρός ανακλαστήρας 20 ποδιών του Sir William Herschel το έλυσε σε ένα πλούσιο σύμπλεγμα μικρών αστεριών, συμπιεσμένο έτσι ώστε τα περισσότερα συστατικά να αναμειγνύονται μεταξύ τους. Έχει πλάτος περίπου 3 "και μήκος 4". και υπολόγισε ότι το βάθος του μπορεί να είναι της 344ης τάξης. Τοποθετείται σχεδόν στα μέσα του δρόμου μεταξύ δύο μικρών αστεριών, το ένα στο np [NW] και το άλλο στο τεταρτημόριο sf [SE], μια γραμμή μεταξύ της οποίας θα διχοτομούσε το νεφέλωμα. Είναι πολύ χλωμό, αλλά τόσο διάστικτο που ο έλεγχος του ασθενούς οδηγεί στο συμπέρασμα, ότι έχει λάβει μια σφαιρική μορφή υπακοής σε ελκυστικές δυνάμεις. Διαφοροποιείται με την Beta Corvi, από την οποία εκτείνεται νότια από ανατολικά, σε απόσταση 3 βαθμών. "
Αυτό το σφάλμα χρειάστηκε σχεδόν έναν αιώνα για να διορθωθεί! Μην πάρετε έναν αιώνα για να δείτε μόνοι σας αυτό το υπέροχο σφαιρικό σύμπλεγμα ...
Εντοπισμός του Messier 68:
Τα φωτεινότερα αστέρια της βόρειας χειμερινής περιόδου κάνουν την εύρεση αυτού του μικρού σφαιρικού σμήνους τόσο εύκολο για κιάλια όσο και για τηλεσκόπια - ξεκινήστε πρώτα εντοπίζοντας το ορθογώνιο ορθογώνιο του αστερισμού του Corvus και εστιάστε την προσοχή σας στο νοτιοανατολικό πιο αστέρι του - Beta. Ο στόχος μας βρίσκεται περίπου τρία πλάτη δακτύλων νοτιοανατολικά της Beta Corvi και μόλις μια ανάσα βορειοανατολικά του διπλού αστεριού A8612.
Θα εμφανίζεται ως αχνή, στρογγυλή λάμψη στα κιάλια, και μικρά τηλεσκόπια θα αντιλαμβάνονται τα μεμονωμένα μέλη. Τα μεγάλα τηλεσκόπια θα επιλύσουν πλήρως αυτό το μικρό σφαιρικό στον πυρήνα! Το Messier Object 68 είναι κατάλληλο για όλες τις συνθήκες του ουρανού όταν τα αστέρια του Corvus είναι ορατά.
Και εδώ είναι τα γρήγορα γεγονότα σε αυτό το αντικείμενο Messier που θα σας βοηθήσουν να ξεκινήσετε:
Όνομα αντικειμένου: Μεσιέρ 68
Εναλλακτικοί προσδιορισμοί: M68, NGC 4590
Τύπος αντικειμένου: Κατηγορία X Globular Cluster
σχηματισμού: Υδρα
Σωστή ανάληψη: 12: 39,5 (ω: μ)
Απόκλιση: -26: 45 (deg: m)
Απόσταση: 33.3 (kly)
Οπτική φωτεινότητα: 7,8 (mag)
Φαινόμενη διάσταση: 11.0 (τόξο min)
Έχουμε γράψει πολλά ενδιαφέροντα άρθρα σχετικά με το Messier Objects εδώ στο Space Magazine. Εδώ είναι η εισαγωγή του Tammy Plotner στα Messier Objects, M1 - The Crab Nebula και David Dickison σχετικά με τους 2013 και 2014 Messier Marathons.
Φροντίστε να δείτε τον πλήρη κατάλογο Messier. Και για περισσότερες πληροφορίες, ανατρέξτε στη βάση δεδομένων SEDS Messier.
Πηγές:
- Αντικείμενα Messier - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
