Добре дошли отново в Месие понеделник! Днес ние продължаваме в почит към нашия скъп приятел, Тами Плотнер, като гледаме кълбовидния клъстер, известен като Месиер 68.
През 18-ти век, докато търсеше нощното небе за комети, френският астроном Чарлз Месие продължава да забелязва наличието на неподвижни, дифузни обекти, които първоначално е приемал за комети. След време той ще дойде да състави списък с приблизително 100 от тези обекти, надявайки се да попречи на други астрономи да направят същата грешка. Този списък - известен като Messier Catalogue - ще стане един от най-влиятелните каталози на Deep Sky Objects.
Един от тези обекти е кълбовидният клъстер, известен като Месиер 68. Разположен на около 33 000 светлинни години в Съзвездието Хидра, този кълб орбитира през Млечния. Освен че е един от най-бедните от метал кълбовидни клъстери, той може да претърпи срив на ядрото и се смята, че е придобит от сателитна галактика, която се е сляла с Млечния път в миналото.
Описание:
На разстояние от около 33 000 светлинни години кълбовидният клъстер M68 съдържа най-малко 2000 звезди, включително 250 гиганта и 42 променливи - едната от които всъщност е звезда на преден план, а не е истински член. Обхващайки диаметър 106 светлинни години и приближавайки се към нас със скорост 112 километра в секунда, около 250 гигантски звезди щастливо пронизват - наслаждавайки се на своя химически изобилен статус. Както Jae-Woo Lee (и др.), Посочени в проучване от 2005 г .:
„Представяме подробно проучване за химическо изобилие на седем гигантски звезди в M68, включително шест червени гиганта и една postasymptotic гигантски клон (AGB) звезда. Откриваме значителни разлики в гравитациите, определени с помощта на фотометрия и тези, получени от йонизационния баланс, което предполага, че не-LTE (NLTE) въздействията са важни за тези звезди с ниска гравитация и бедни на метал. Приемаме изобилие от желязо, използвайки фотометрични гравитации и Fe II линии, за да сведем до минимум тези ефекти, установявайки [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). За съотношението елемент-желязо разчитаме на неутрални линии спрямо Fe I и йонизирани линии срещу Fe II (с изключение на [O / Fe]), за да сведат до минимум ефектите на NLTE. Откриваме вариации в изобилието на натрий сред програмните звезди. Въпреки това, няма връзка (или антикорелация) с изобилието на кислород. Освен това звездата след AGB има нормално (ниско) изобилие на натрий. И двата факта добавят допълнителна подкрепа към идеята, че различията, наблюдавани сред някои светлинни елементи в отделните кълбови клъстери, възникват от първични вариации, а не от дълбоко смесване. M68, подобно на M15, показва повишено изобилие на силиций в сравнение с други кълбовидни клъстери и полеви звезди със сравнима металичност. Но M68 се отклонява още повече в показването на относително недостиг на титан. Спекулираме, че в M68 титанът се държи като елемент с пиков желязо, вместо по-често наблюдаваното му придържане към подобрения, наблюдавани в така наречените елементи като магнезий, силиций и калций. Ние интерпретираме този резултат като намеквайки, че химическото обогатяване, наблюдавано в М68, може да е резултат от принос на свръхнови с малко по-масивни потомци от тези, които допринасят за изобилие, което обикновено се наблюдава в други кълбовидни клъстери. "
Една от най-необичайните характеристики на Messier 68 е позицията му в голямата схема на нещата - срещу нашия галактически център. Знаем, че кълбовидните клъстери лежат почти изключително в галактическия ореол, така че какво може да причини това? Както обяснява Йошиаки Софу от катедрата по астрономия на университета в Токойо в проучване от 2008 г .:
„Ние конструираме кривата на въртене на галакто-локална група, комбинирайки кривата на въртене на галактиката с диаграма, където галактоцентричните радиални скорости на външните кълбови клъстери и член-галактиките на местната група са очертани спрямо техните галактоцентрични разстояния. За да може локалната група да бъде гравитационно обвързана, е необходим порядък по-голяма маса от тези на Галактиката и М31. Този факт предполага, че Местната група съдържа тъмна материя, запълваща пространството между Галактиката и М31. Може да помислим, че има три компонента на тъмната материя. Първо, галактическата тъмна материя, която определя разпределението на масата в галактика, управляваща външната крива на въртене; второ, разширена тъмна материя, запълваща цялата Локална група, имаща дисперсия на скоростта до ~ 200 km s ^ -1, което гравитационно стабилизира местната група; и накрая, еднообразна тъмна материя с много по-високи скорости, произхождащи от супергалактични структури. Третият компонент обаче не оказва съществено влияние върху структурата и динамиката на настоящата местна група. Ето защо можем да предположим, че на всяко място в Галактиката има три различни компонента на тъмната материя с различна скорост или различна температура. Те могат да се държат почти независимо един от друг, но взаимодействат от своята гравитация. "
И този факт се осъществява чрез допълнителни проучвания. Както демонстрира Роберто Капуцо Долчета и др. В проучване:
„Кълбовидните клъстери, движещи се по Млечния път, както и малките галактики, погълнати от силното приливно поле на Млечния път, развиват приливни опашки. Този проект е част от по-голяма програма за изследване, посветена на изучаването на еволюцията на кълбови системи в галактиките и на взаимната обратна връзка между родителската галактика и нейната GCS, както в малкия, така и в големия мащаб. Този проект е част от текуща програма, посветена на тест дали и как приливното взаимодействие с родителската галактика може да повлияе на кинематиката на звезди, близки до радиуса на приливите на някои галактични кълбовидни клъстери, и да обясни плоския наблюдаван профил на радиалния профил на дисперсията на скоростта при големи радиуси , Изследването на динамичното взаимодействие на кълбовидните клъстери (наричани по-долу GC) с галактическото приливно поле представлява съвременна и актуална астрофизична загриженост в светлината на скорошните наблюдения с висока разделителна способност. Глобуларната клъстерна система (оттук нататък GCS) води до по-малко връх от тази на ореолите в нашата Галактика, в M31, M87 и M89, както и в три галактики от клъстера Форнакс и 18 елиптични галактики. Най-вероятното обяснение на тази констатация е, че двете системи (ореол и GCS) първоначално са имали един и същи профил и че след това GCS еволюира поради два допълнителни взаимодействия, главно: взаимодействие на приливите и отливите с галактическото поле и динамично триене, което предизвиква масивни ГК да се разпадат в централния галактически регион за по-малко от 10 ^ 8 години. Външните приливни полета също така предизвикват еволюцията на формата на функцията на масата на отделните групи, поради преференциалната загуба на звезди с ниска маса вследствие на масовата сегрегация. Силни доказателства, че приливното поле играе основна роля в еволюцията на функциите на масата, беше постигнато чрез откритието, че техните наклони корелират по-силно с местоположението на струпвания в Млечния път, отколкото с металичността на клъстера. Но най-силните доказателства за взаимодействието на GC с галактическото поле са открити през последното десетилетие с откриването на ореоли и опашки, заобикалящи много GC. "
Вярно ли е, че Месиер 68 може наистина да е „останал“ от друга галактика? Да наистина. Както твърди М. Кателан в проучване от 2005 г .:
„Ние преглеждаме и обсъждаме звезди на хоризонтален клон (HB) в широк астрофизичен контекст, включително както променливи, така и не-променливи звезди. Представена е преоценка на дихотомията на Oosterhoff, която предоставя безпрецедентни подробности относно нейния произход и систематика. Ние показваме, че дихотомията на Oosterhoff и разпределението на кълбовидните клъстери в металичната равнина на морфологията на НВ изключват, с висока статистическа значимост, възможността галактическият ореол да се е образувал от натрупването на галактики джудже, наподобяващи съвременните спътници на Млечния път като Форнакс, Стрелец и LMC - аргумент, който поради силната си зависимост от древните звезди на RR Lyrae е по същество независим от химическата еволюция на тези системи след най-ранните епохи в историята на Галактиката. "
История на наблюдението:
M68 е открит от Чарлз Месиер на 9 април 1780 г., който го описва като; „Мъглявина без звезди под Корвус и Хидра; много е слаб, много трудно се вижда с рефракторите; близо до него е звезда с шеста величина ”. Първата резолюция на отделните звезди беше, разбира се, приписана на сър Уилям Хершел. Както той написа в бележките си по това време:
„Красив куп звезди, изключително богат и толкова сгъстен, че повечето от звездите се смесват; тя е близо 3 'широка и около 4' дълга, но главно кръгла и има много малко разпръснати звезди. Този овален клъстер също се доближава до кълбовидната форма, а централната компресия се пренася във висока степен. Подобно изолацията е толкова напреднала, че позволява точно описание на контура. "
Благодарение на доста странна грешка от страна на адмирал Смит, в продължение на много години се смяташе, че това е откритието на Пиер Мешейн. Както Смит пише в бележките си:
„Голяма кръгла мъглявина на тялото на Хидра, под Корвус, открита през 1780 г. от Мехен. През 1786 г. мощният 20-футов рефлектор на сър Уилям Хершел го е превърнал в богат куп малки звезди, толкова компресиран, че повечето компоненти се смесват. Тя е около 3 'широка и 4' дълга; и той прецени, че неговата дълбочина може да бъде от 344-ия ред. Тя е разположена почти по средата между две малки звезди, едната в np [NW], а другата в квадрата sf [SE], линия между която ще раздели мъглявината. Тя е много бледа, но толкова изпъстрена, че контролът на пациента води до извода, че е приел сферична фигура в подчинение на атрактивните сили. Диференцирана с Бета Корви, от която се носи на юг от изток, на разстояние от 3 градуса. "
Тази грешка отне близо един век! Не отнемайте един век, за да видите сами този прекрасен кълбовиден клъстер ...
Намиране на Messier 68:
По-ярките звезди на северния зимен сезон правят намирането на този малък кълбовиден клъстер доста лесно както за бинокли, така и за телескопи - започнете първо, като идентифицирате скосения правоъгълник на съзвездието Корвус и фокусирате вниманието си върху най-югоизточната му звезда - Бета. Целта ни е разположена на около три ширини на пръстите югоизточно от Бета Корви и само на дъх североизточно от двойната звезда A8612.
Той ще се покаже като слаб, кръгъл блясък в бинокъл, а малките телескопи ще възприемат отделните членове. Големите телескопи напълно ще разрешат този малък кълбовиден до ядрото! Messier Object 68 е много подходящ за всякакви небесни условия, когато звездите на Корвус са видими.
И ето бързите факти по този Messier Object, които да ви помогнат да започнете:
Име на обекта: Messier 68
Алтернативни обозначения: M68, NGC 4590
Тип на обекта: Кълбовиден клъстер клас X
съзвездие: Хидра
Право възнесение: 12: 39.5 (h: m)
деклинация: -26: 45 (градус: m)
разстояние: 33.3 (kly)
Визуална яркост: 7.8 (маг)
Очевидно измерение: 11.0 (дъга мин.)
Тук сме писали много интересни статии за Messier Objects в Space Magazine. Ето представянето на Тами Плотнър към обектите на Messier, M1 - Мъглявината на раците и статиите на Дейвид Дикисън за маратоните на Messier за 2013 и 2014 г.
Не забравяйте да разгледате пълния ни каталог Messier. И за повече информация вижте базата данни SEDS Messier.
Източници:
- Обекти на Messier - Messier 68
- НАСА - Messier 68
- Уикипедия - Месие 68
