Messier Pazartesi'ye tekrar hoş geldiniz! Bugün, Messier 68 olarak bilinen küresel kümeye bakarak sevgili dostumuz Tammy Plotner'a olan övgülerimize devam ediyoruz.
18. yüzyılda, Fransız gökbilimci Charles Messier gece gökyüzünde kuyrukluyıldızları ararken, başlangıçta kuyrukluyıldızlar için yanlış tanıdığı sabit, dağınık nesnelerin varlığına dikkat çekti. Zamanla, diğer gökbilimcilerin aynı hatayı yapmasını önlemek için bu nesnelerin yaklaşık 100'ünü içeren bir liste hazırlayacaktı. Messier Kataloğu olarak bilinen bu liste, Deep Sky Objects'in en etkili kataloglarından biri olmaya devam edecekti.
Bu nesnelerden biri Messier 68 olarak bilinen küresel kümedir. Hydra Takımyıldızı'nda kabaca 33.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bu küme, Sütlü'de yörüngede. Metal bakımından fakir küresel küresel kümelerden biri olmasının yanı sıra, çekirdek çöküşünden geçiyor olabilir ve geçmişte Samanyolu ile birleşen bir uydu galaksiden edinildiğine inanılmaktadır.
Açıklama:
Yaklaşık 33.000 ışıkyılı uzaklıkta, M68 küresel küme, 250 dev ve 42 değişken dahil olmak üzere en az 2.000 yıldız içerir - bunlardan biri gerçek bir üye değil, ön plan yıldızıdır. 106 ışıkyılı çapında ve saniyede 112 kilometre hızla bize doğru yaklaşan yaklaşık 250 dev yıldız mutlulukla perking yapıyor - kimyasal olarak bolluk durumlarının tadını çıkarıyor. Jae-Woo Lee (ve ark.), 2005 yılında yapılan bir çalışmada belirttiği gibi:
“M68'de altı kırmızı dev ve bir postasymptotik dev dal (AGB) yıldızı da dahil olmak üzere yedi dev yıldızla ilgili ayrıntılı bir kimyasal bolluk çalışması sunuyoruz. Fotometri ve iyonizasyon dengesinden elde edilen yerçekimlerinde, LTE dışı (NLTE) etkilerin bu düşük yerçekimi olan, metal bakımından fakir yıldızlar için önemli olduğunu düşündüren önemli farklılıklar buluyoruz. [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04) bu etkileri en aza indirmek için fotometrik yerçekimleri ve Fe II çizgileri kullanarak demir bolluğu benimsiyoruz. Element-demir oranları için, NLTE etkilerini en aza indirmek için Fe I'e karşı nötr hatlara ve Fe II'ye karşı iyonize hatlara ([O / Fe] hariç) güveniriz. Program yıldızları arasında sodyum bolluğunda çeşitlilik buluyoruz. Bununla birlikte, oksijen bollukları ile korelasyon (veya antikorrelasyon) yoktur. Ayrıca, AGB sonrası yıldız normal (düşük) sodyum bolluğuna sahiptir. Bu gerçeklerin her ikisi de, bireysel küresel kümeler içindeki bazı hafif elementler arasında görülen varyasyonların, derin karıştırmadan değil, primordial varyasyonlardan kaynaklandığı fikrine daha fazla destek vermektedir. M68, M15 gibi, diğer küresel kümeler ve karşılaştırılabilir metalik alan yıldızlarıyla karşılaştırıldığında yüksek miktarda silikon gösterir. Ancak M68, titanyumun göreceli olarak yetersizliğini göstermede daha da sapıyor. M68 titanyumun, magnezyum, silikon ve kalsiyum gibi elementlerde görülen iyileştirmelere daha sık gözlemlenmesinden ziyade demir-tepe elemanı gibi davrandığını düşünüyoruz. Bu sonucu, M68'de görülen kimyasal zenginleştirmenin, diğer küresel kümelerde normal olarak görülen bolluklara katkıda bulunanlardan biraz daha büyük progenitörleri olan süpernovaların katkılarından kaynaklanabileceğini ima ediyoruz. ”
Messier 68'in en sıradışı özelliklerinden biri, galaktik merkezimizin karşısındaki şeylerin büyük şemasındaki konumu. Küresel kümelerin neredeyse sadece galaktik hale içerisine yerleştiğini biliyoruz, buna ne sebep olabilir? Tokoyo Üniversitesi Astronomi Bölümü'nden Yoshiaki Sofue'nin 2008 yılında yaptığı bir çalışmada açıkladığı gibi:
“Galakto-Yerel Grup rotasyon eğrisini inşa ediyoruz, Galaktik rotasyon eğrisini, dış globüler kümelerin galakto-merkezli radyal hızlarının ve Yerel Grubun üye galaksilerinin galakto-merkezli mesafelerine karşı çizildiği bir diyagramla birleştiriyoruz. Yerel Grubun kütleçekimsel olarak bağlanması için, Galaxy ve M31'den daha büyük bir kütle sırası gereklidir. Bu gerçek, Yerel Grup'un Galaxy ve M31 arasındaki boşluğu dolduran karanlık madde içerdiğini göstermektedir. Karanlık maddenin üç bileşeni olduğunu düşünebiliriz. İlk olarak, dış rotasyon eğrisini kontrol eden bir galaksideki kütle dağılımını tanımlayan galaktik karanlık madde; ikincisi, Yerel Grubu yerçekimsel olarak stabilize eden ~ 200 km s ^ -1 kadar yüksek bir hız dağılımına sahip tüm Yerel Grubu dolduran genişletilmiş karanlık madde; ve son olarak, süpergalaktik yapılardan kaynaklanan çok daha yüksek hızlara sahip düzgün karanlık madde. Ancak üçüncü bileşen, mevcut Yerel Grubun yapısını ve dinamiklerini önemli ölçüde etkilemez. Bu nedenle, Galaksinin herhangi bir yerinde, farklı hızlara veya farklı sıcaklıklara sahip üç farklı karanlık madde bileşeni olduğunu düşünebiliriz. Birbirlerinden neredeyse bağımsız davranabilirler, ancak yerçekimleriyle etkileşime giriyorlar. ”
Ve bu gerçek daha sonraki çalışmalar tarafından gerçekleştirilir. Roberto Capuzzo Dolcetta ve arkadaşlarının bir çalışmada gösterdiği gibi:
“Samanyolu'nda hareket eden küresel kümeler ve Samanyolu'nun güçlü gelgit alanı tarafından yutulan küçük galaksiler gelgit kuyrukları geliştiriyor. Bu proje, galaksilerde Küresel Küme Sistemlerinin evrimi ve ana gökada ile GCS arasındaki karşılıklı geri bildirimin hem küçük hem de büyük ölçekte araştırılmasına yönelik daha büyük bir çalışma programının bir parçasıdır. Bu proje, ana galaksiyle gelgit etkileşiminin, bazı galaktik küresel kümelerin gelgit yarıçapına yakın yıldızların kinematiğini etkileyip etkilemediğini ve büyük yarıçaplarda hız dağılım radyal profilinin düz gözlenen profilini açıklayıp etkilemediğini ve nasıl etkileyebileceğini test etmeye yönelik devam eden bir programın bir parçasıdır. . Küresel yıldız kümelerinin (bundan sonra GC'ler) galaktik gelgit alanıyla dinamik etkileşiminin incelenmesi, son zamanlarda yüksek çözünürlüklü gözlemlerin ışığında modern ve güncel bir astrofizik endişeyi temsil etmektedir. Küresel küme sistemi (bundan sonra GCS olarak anılacaktır), Galaksimizdeki, M31, M87 ve M89'daki ve ayrıca Fornax kümesinin üç gökadası ve 18 eliptik gökadadaki halo yıldızlarından daha az zirveye ulaşır. Bu bulgu için en olası açıklama, iki sistemin (halo ve GCS) başlangıçta aynı profile sahip olması ve daha sonra GCS'nin iki tamamlayıcı etki nedeniyle geliştiği, esas olarak: galaktik alan ile gelgit etkileşimi ve dinamik sürtünme, 10 ^ 8 yıldan daha kısa sürede merkezi galaktik bölgede çürümek için büyük GC'ler. Dış gelgit alanları, kütle ayrışmasının bir sonucu olarak düşük kütleli yıldızların tercihli kaybı nedeniyle, bireysel kümelerin kütle işlevinin şeklinin evrimini indükleme etkisine de sahiptir. Gelgit alanının kitle fonksiyonlarının evriminde temel bir rol oynadığına dair güçlü kanıtlar, yamaçlarının Samanyolu'ndaki küme konumu ile küme metalikliğinden daha güçlü bir şekilde ilişkili olduğu keşfiyle elde edildi. Ancak GC'lerin galaktik alanla etkileşiminin en güçlü kanıtları, son on yılda birçok GC'yi çevreleyen halo ve kuyrukların tespiti ile bulunmuştur. ”
Messier 68'in gerçekten başka bir galaksiden “geride” kaldığı doğru mu? Evet kesinlikle. M. Catelan'ın 2005 yılında yaptığı bir çalışmada iddia ettiği gibi:
“Yatay dal (HB) yıldızlarını, hem değişken hem de değişken olmayan yıldızlar da dahil olmak üzere geniş bir astrofiziksel bağlamda gözden geçiriyor ve tartışıyoruz. Kökeni ve sistematiği hakkında benzeri görülmemiş ayrıntılar sağlayan Oosterhoff ikileminin yeniden değerlendirilmesi sunulmaktadır. Oosterhoff ikileminin ve HB morfoloji metalik düzleminde küresel kümelerin dağılımının, her ikisi de yüksek istatistiksel öneme sahip olarak, Galaktik halo'nun günümüzdeki Samanyolu uydularına benzeyen cüce gökadaların birikmesinden oluşmuş olabileceğini gösterdik. Fornax, Yay ve LMC - eski RR Lyrae yıldızlarına olan güçlü güvenden dolayı, bu sistemlerin Galaxy tarihinin en erken dönemlerinden sonra kimyasal evriminden bağımsız olduğu bir argüman. ”
Gözlem Tarihi:
M68, 9 Nisan 1780'de Charles Messier tarafından keşfedildi; “Corvus ve Hydra'nın altında yıldızları olmayan bulutsular; refraktörlerle görmek çok zayıf, çok zor; yakınında altıncı büyüklüğün yıldızı ”. Bireysel yıldızların ilk kararı elbette Sir William Herschel'e atfedildi. O zaman notlarında yazdığı gibi:
“Son derece zengin ve öyle sıkıştırılmış güzel bir yıldız kümesi, yıldızların çoğunun bir araya getirildiği; 3 ′ genişliğinde ve yaklaşık 4 ′ uzunluğundadır, fakat esasen yuvarlaktır ve çok az dağılmış yıldız vardır. Bu oval küme aynı zamanda küresel forma yaklaşmaktadır ve merkezi sıkıştırma yüksek bir dereceye kadar taşınmaktadır. İzolasyon, şimdiye kadar gelişmiş olup, konturun doğru bir tanımını itiraf ediyor. ”
Amiral Smyth’in tarafındaki garip bir hata sayesinde, uzun yıllar Pierre Mechain'in keşfi olduğuna inanılıyordu. Smyth'in notlarında yazdığı gibi:
“Hydra’nın vücudunda, Corvus yönetiminde büyük bir yuvarlak bulutsu, 1780'de Mechain tarafından keşfedildi. 1786'da Sir William Herschel’in güçlü 20 metrelik reflektörü, zengin bir küçük yıldız kümesine dönüştü, bu yüzden bileşenlerin çoğunun bir araya getirildiği sıkıştırıldı. Yaklaşık 3 ′ geniş ve 4 ′ uzunluğundadır; ve derinliğinin 344. sırada olabileceğini tahmin etti. Biri np [KB] ve diğeri sf [SE] çeyreğinde olmak üzere, bulutsuyu ikiye ayıracak bir çizgi olmak üzere iki küçük yıldız arasında neredeyse ortada bulunur. Çok soluk, ama öyle bir leke var ki, bir hasta incelemesi çıkarsama yol açıyor, çekici güçlere itaat eden küresel bir figür elde ediyordu. 3 derece mesafede doğudan güneye taşıdığı Beta Corvi ile farklılaştı. ”
Bu hatanın düzeltilmesi yaklaşık bir yüzyıl sürdü! Bu sevimli küresel kümeyi kendiniz görmek için bir asır geçmeyin ....
Messier 68'in yerini bulma:
Kuzey kış sezonunun daha parlak yıldızları, bu küçük küresel kümelenmeyi hem dürbünler hem de teleskoplar için oldukça kolay hale getiriyor - önce Corvus takımyıldızının çarpık dikdörtgenini belirleyerek ve dikkatinizi güneydoğudaki en yıldız olan Beta'ya odaklayarak başlayın. Hedefimiz, Beta Corvi'nin yaklaşık üç parmak genişliğinde ve çift yıldız A8612'nin kuzeydoğusunda bir nefes.
Dürbünlerde soluk, yuvarlak bir parıltı olarak gösterilecek ve küçük teleskoplar bireysel üyeleri algılayacaktır. Büyük teleskoplar bu küçük küreyi çekirdeğe tamamen çözer! Messier Object 68, Corvus'un yıldızları göründüğünde tüm gökyüzü koşullarına çok uygundur.
İşte başlamanıza yardımcı olacak bu Messier Nesnesi hakkında kısa bilgiler:
Obje adı: Messier 68
Alternatif Adlandırmalar: M68, NGC 4590
Nesne türü: Sınıf X Küresel Küme
takımyıldız: Hydra
Doğru Yükseliş: 12: 39.5 (s: d)
sapma: -26: 45 (derece: m)
Mesafe: 33,3 (kat)
Görsel Parlaklık: 7.8 (mag)
Görünen Boyut: 11.0 (ark dak)
Space Magazine'de Messier Objects hakkında birçok ilginç makale yazdık. İşte Tammy Plotner'ın Messier Nesnelerine Giriş, M1 - Yengeç Bulutsusu ve David Dickison’un 2013 ve 2014 Messier Maratonları ile ilgili makaleleri.
Messier Kataloğumuzun tamamını incelediğinizden emin olun. Daha fazla bilgi için SEDS Messier Veritabanına göz atın.
Kaynaklar:
- Messier Nesneleri - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Vikipedi - Messier 68
