Willkommen zurück am Messier Montag! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns den Kugelsternhaufen Messier 68 ansehen.
Während der französische Astronom Charles Messier im 18. Jahrhundert den Nachthimmel nach Kometen absuchte, bemerkte er immer wieder das Vorhandensein fester, diffuser Objekte, die er ursprünglich für Kometen hielt. Mit der Zeit würde er kommen, um eine Liste von ungefähr 100 dieser Objekte zusammenzustellen, in der Hoffnung, andere Astronomen daran zu hindern, denselben Fehler zu machen. Diese Liste - bekannt als Messier-Katalog - würde zu einem der einflussreichsten Kataloge von Deep Sky-Objekten werden.
Eines dieser Objekte ist der Kugelsternhaufen, der als Messier 68 bekannt ist. Er befindet sich ungefähr 33.000 Lichtjahre entfernt in der Konstellation der Hydra und umkreist die Milch. Es ist nicht nur einer der metallarmsten Kugelhaufen, sondern kann auch einen Kernkollaps erleiden. Es wird angenommen, dass es von einer Satellitengalaxie stammt, die in der Vergangenheit mit der Milchstraße verschmolzen ist.
Beschreibung:
In einer Entfernung von ungefähr 33.000 Lichtjahren enthält der M68-Kugelsternhaufen mindestens 2.000 Sterne, darunter 250 Riesen und 42 Variablen - von denen einer tatsächlich ein Vordergrundstern und kein echtes Mitglied ist. Mit einem Durchmesser von 106 Lichtjahren und einer Geschwindigkeit von 112 Kilometern pro Sekunde kommen ungefähr 250 Riesensterne glücklich davon und genießen ihren chemisch reichhaltigen Status. Wie Jae-Woo Lee (et al.) In einer Studie von 2005 anzeigte:
„Wir präsentieren eine detaillierte Studie zur chemischen Häufigkeit von sieben Riesensternen in M68, darunter sechs rote Riesen und ein Stern mit postasymptotischem Riesenast (AGB). Wir finden signifikante Unterschiede in den mithilfe der Photometrie bestimmten und den aus dem Ionisationsgleichgewicht erhaltenen Gravitäten, was darauf hindeutet, dass Nicht-LTE (NLTE) -Effekte für diese metallarmen Sterne mit niedriger Schwerkraft wichtig sind. Wir nehmen eine Eisenhäufigkeit unter Verwendung von photometrischen Gravitäten und Fe II -Linien an, um diese Effekte zu minimieren, und finden [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Für das Verhältnis von Element zu Eisen stützen wir uns auf neutrale Linien gegenüber Fe I und ionisierte Linien gegenüber Fe II (mit Ausnahme von [O / Fe]), um auch NLTE-Effekte zu minimieren. Wir finden Unterschiede in der Natriumhäufigkeit unter den Programmsternen. Es gibt jedoch keine Korrelation (oder Antikorrelation) mit den Sauerstoffhäufigkeiten. Darüber hinaus weist der Post-AGB-Stern eine normale (geringe) Natriumhäufigkeit auf. Diese beiden Tatsachen stützen die Vorstellung weiter, dass die Variationen, die zwischen einigen Lichtelementen innerhalb einzelner Kugelhaufen auftreten, aus ursprünglichen Variationen und nicht aus einer tiefen Vermischung resultieren. M68 zeigt wie M15 im Vergleich zu anderen Kugelhaufen und Feldsternen mit vergleichbarer Metallizität eine erhöhte Häufigkeit von Silizium. M68 weicht jedoch noch mehr davon ab, dass es relativ wenig Titan gibt. Wir spekulieren, dass sich Titan in M68 eher wie ein Eisenpeakelement verhält als wie seine häufig beobachtete Einhaltung von Verbesserungen, die in sogenannten Elementen wie Magnesium, Silizium und Calcium beobachtet werden. Wir interpretieren dieses Ergebnis als Hinweis darauf, dass die in M68 beobachtete chemische Anreicherung möglicherweise auf Beiträge von Supernovae mit etwas massiveren Vorläufern zurückzuführen ist als diejenigen, die zu Abundanzen beitragen, die normalerweise in anderen Kugelhaufen zu sehen sind. “
Eines der ungewöhnlichsten Merkmale von Messier 68 ist seine Position im großen Schema der Dinge - gegenüber unserem galaktischen Zentrum. Wir wissen, dass Kugelhaufen fast ausschließlich im galaktischen Lichthof liegen. Was könnte dies verursachen? Wie Yoshiaki Sofue vom Institut für Astronomie der Universität Tokoyo in einer Studie von 2008 erklärte:
„Wir konstruieren eine Galacto-Local Group-Rotationskurve, indem wir die Galactic-Rotationskurve mit einem Diagramm kombinieren, in dem galacto-zentrische Radialgeschwindigkeiten von äußeren Kugelhaufen und Mitgliedsgalaxien der Local Group gegen ihre galacto-zentrierten Abstände aufgetragen werden. Damit die lokale Gruppe gravitativ gebunden werden kann, ist eine um eine Größenordnung größere Masse als die der Galaxie und des M31 erforderlich. Diese Tatsache legt nahe, dass die lokale Gruppe dunkle Materie enthält, die den Raum zwischen der Galaxie und M31 ausfüllt. Wir können annehmen, dass es drei Komponenten der Dunklen Materie gibt. Erstens die galaktische dunkle Materie, die die Massenverteilung in einer Galaxie definiert, die die äußere Rotationskurve steuert; zweitens, ausgedehnte dunkle Materie, die die gesamte lokale Gruppe mit einer Geschwindigkeitsdispersion von bis zu ~ 200 km s ^ -1 ausfüllt, wodurch die lokale Gruppe durch Gravitation stabilisiert wird; und schließlich gleichmäßige dunkle Materie mit viel höheren Geschwindigkeiten, die von supergalaktischen Strukturen herrühren. Die dritte Komponente hat jedoch keinen wesentlichen Einfluss auf die Struktur und Dynamik der gegenwärtigen lokalen Gruppe. Wir können daher spekulieren, dass es an jedem Ort in der Galaxie drei verschiedene Komponenten der Dunklen Materie mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten oder unterschiedlichen Temperaturen gibt. Sie mögen sich fast unabhängig voneinander verhalten, interagieren aber durch ihre Schwerkraft. “
Und diese Tatsache wird durch weitere Studien durchgeführt. Wie Roberto Capuzzo Dolcetta (et al.) In einer Studie demonstrierte:
„Kugelhaufen, die sich in der Milchstraße bewegen, sowie kleine Galaxien, die vom starken Gezeitenfeld der Milchstraße verschluckt werden, entwickeln Gezeitenschwänze. Dieses Projekt ist Teil eines größeren Studienprogramms, das sich mit der Untersuchung der Entwicklung von Kugelsternhaufensystemen in Galaxien und der gegenseitigen Rückkopplung zwischen der Muttergalaxie und ihrem GCS im kleinen und großen Maßstab befasst. Dieses Projekt ist Teil eines laufenden Programms, das untersucht, ob und wie die Wechselwirkung der Gezeiten mit der Elterngalaxie die Kinematik von Sternen nahe dem Gezeitenradius einiger galaktischer Kugelhaufen beeinflussen kann, und erklärt das flache beobachtete Profil des Radialprofils der Geschwindigkeitsdispersion bei großen Radien . Die Untersuchung der dynamischen Wechselwirkung von Kugelhaufen (im Folgenden: GCs) mit dem galaktischen Gezeitenfeld ist angesichts der jüngsten hochauflösenden Beobachtungen ein modernes und aktuelles astrophysikalisches Problem. Das Kugelsternhaufensystem (im Folgenden GCS) weist in unserer Galaxie, in M31, M87 und M89 sowie in drei Galaxien des Fornax-Clusters und 18 elliptischen Galaxien einen geringeren Peak auf als das von Halosternen. Die wahrscheinlichste Erklärung für diesen Befund ist, dass die beiden Systeme (Halo und GCS) ursprünglich das gleiche Profil hatten und dass sich das GCS danach aufgrund zweier komplementärer Effekte entwickelte, hauptsächlich: Gezeitenwechselwirkung mit dem galaktischen Feld und dynamische Reibung, die induziert massive GCs, die in weniger als 10 ^ 8 Jahren in der zentralen galaktischen Region zerfallen. Externe Gezeitenfelder haben auch den Effekt, die Entwicklung der Form der Massenfunktion einzelner Cluster zu induzieren, da Sterne mit geringer Masse infolge der Massentrennung bevorzugt verloren gehen. Ein starker Beweis dafür, dass das Gezeitenfeld eine grundlegende Rolle bei der Entwicklung von Massenfunktionen spielt, wurde durch die Entdeckung erzielt, dass ihre Steigungen stärker mit der Clusterposition in der Milchstraße korrelieren als mit der Clustermetallizität. Die stärksten Beweise für die Wechselwirkung von GCs mit dem galaktischen Feld wurden jedoch im letzten Jahrzehnt gefunden, als Halos und Schwänze um viele GCs herum entdeckt wurden. “
Stimmt es, dass Messier 68 tatsächlich von einem „Überbleibsel“ einer anderen Galaxie stammt? Ja, in der Tat. Wie M. Catelan in einer Studie von 2005 argumentierte:
„Wir überprüfen und diskutieren horizontale Zweigsterne (HB) in einem breiten astrophysikalischen Kontext, einschließlich variabler und nicht variabler Sterne. Es wird eine Neubewertung der Oosterhoff-Dichotomie vorgestellt, die beispiellose Details hinsichtlich ihrer Herkunft und Systematik liefert. Wir zeigen, dass sowohl die Oosterhoff-Dichotomie als auch die Verteilung von Kugelhaufen in der Metallizitätsebene der HB-Morphologie mit hoher statistischer Signifikanz die Möglichkeit ausschließen, dass sich der galaktische Halo aus der Akkretion von Zwerggalaxien gebildet hat, die heutigen Milchstraßensatelliten wie z Fornax, Sagittarius und die LMC - ein Argument, das aufgrund seiner starken Abhängigkeit von den alten RR Lyrae-Sternen im Wesentlichen unabhängig von der chemischen Entwicklung dieser Systeme nach den frühesten Epochen in der Geschichte der Galaxie ist. “
Beobachtungsgeschichte:
M68 wurde am 9. April 1780 von Charles Messier entdeckt, der es als beschrieb; „Nebel ohne Sterne unter Corvus und Hydra; es ist sehr schwach, sehr schwer mit den Refraktoren zu sehen; in der Nähe ist ein Stern der sechsten Größe “. Die erste Auflösung der einzelnen Sterne wurde natürlich Sir William Herschel zugeschrieben. Wie er damals in seinen Notizen schrieb:
„Eine wunderschöne Ansammlung von Sternen, extrem reich und so komprimiert, dass die meisten Sterne miteinander vermischt sind. es ist in der Nähe von 3 'breit und ungefähr 4' lang, aber hauptsächlich rund, und es gibt nur sehr wenige verstreute Sterne. Dieser ovale Cluster nähert sich ebenfalls der Kugelform, und die zentrale Kompression wird in hohem Maße getragen. Die Isolierung ist ebenfalls so weit fortgeschritten, dass sie eine genaue Beschreibung der Kontur zulässt. “
Dank eines ziemlich seltsamen Fehlers von Admiral Smyth wurde jahrelang angenommen, dass es sich um die Entdeckung von Pierre Mechain handelte. Wie Smyth in seinen Notizen schrieb:
"Ein großer runder Nebel auf Hydras Körper unter Corvus, der 1780 von Mechain entdeckt wurde. 1786 löste Sir William Herschels leistungsstarker 20-Fuß-Reflektor ihn in eine reiche Ansammlung kleiner Sterne auf, die so komprimiert waren, dass die meisten Komponenten miteinander vermischt wurden. Es ist ungefähr 3 'breit und 4' lang; und er schätzte, dass seine Tiefe von der 344. Ordnung sein könnte. Es befindet sich fast auf halber Strecke zwischen zwei kleinen Sternen, einem im np [NW] und dem anderen im sf [SE] -Quadranten, zwischen denen eine Linie den Nebel halbieren würde. Es ist sehr blass, aber so fleckig, dass eine Patientenuntersuchung zu der Schlussfolgerung führt, dass es eine kugelförmige Figur angenommen hat, die den Anziehungskräften gehorcht. Differenziert von Beta Corvi, von dem es in 3 Grad Entfernung von Süden nach Osten verläuft. “
Die Korrektur dieses Fehlers dauerte fast ein Jahrhundert! Nehmen Sie sich kein Jahrhundert Zeit, um diesen schönen Kugelsternhaufen selbst zu sehen..
Messier 68 finden:
Die helleren Sterne der nördlichen Wintersaison machen es sowohl für Ferngläser als auch für Teleskope recht einfach, diesen kleinen Kugelsternhaufen zu finden. Identifizieren Sie zunächst das einseitige Rechteck des Sternbilds Corvus und konzentrieren Sie Ihre Aufmerksamkeit auf den südöstlichsten Stern - Beta. Unser Ziel befindet sich etwa drei Fingerbreiten südöstlich von Beta Corvi und nur einen Atemzug nordöstlich des Doppelsterns A8612.
Es zeigt sich als schwaches, rundes Leuchten im Fernglas, und kleine Teleskope nehmen einzelne Mitglieder wahr. Große Teleskope lösen diese kleine Kugel vollständig bis in den Kern auf! Das Messier-Objekt 68 eignet sich gut für alle Himmelsbedingungen, wenn die Sterne von Corvus sichtbar sind.
Und hier sind die kurzen Fakten zu diesem Messier-Objekt, die Ihnen den Einstieg erleichtern sollen:
Objektname: Messier 68
Alternative Bezeichnungen: M68, NGC 4590
Objekttyp: Kugelsternhaufen der Klasse X.
Konstellation: Hydra
Richtiger Aufstieg: 12: 39,5 (h: m)
Deklination: -26: 45 (Grad: m)
Entfernung: 33,3 (kly)
Visuelle Helligkeit: 7,8 (mag)
Scheinbare Dimension: 11,0 (Bogen min)
Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier Objects geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 - Der Krebsnebel und David Dickisons Artikel zu den Messier-Marathons 2013 und 2014.
Schauen Sie sich unbedingt unseren vollständigen Messier-Katalog an. Weitere Informationen finden Sie in der SEDS Messier-Datenbank.
Quellen:
- Messier Objekte - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
