Welkom terug bij Messier Monday! Vandaag gaan we verder in ons eerbetoon aan onze dierbare vriend, Tammy Plotner, door te kijken naar de bolhoop die bekend staat als Messier 68.
In de 18e eeuw, terwijl hij de nachtelijke hemel afzocht naar kometen, bleef de Franse astronoom Charles Messier de aanwezigheid opmerken van vaste, diffuse objecten die hij aanvankelijk voor kometen zag. Na verloop van tijd zou hij een lijst komen samenstellen van ongeveer 100 van deze objecten, in de hoop te voorkomen dat andere astronomen dezelfde fout zouden maken. Deze lijst - bekend als de Messier Catalog - zou een van de meest invloedrijke catalogi van Deep Sky Objects worden.
Een van deze objecten is de bolhoop die bekend staat als Messier 68. Deze cluster bevindt zich op ongeveer 33.000 lichtjaar afstand in het sterrenbeeld Hydra en cirkelt door de Melkweg. Behalve dat het een van de meest metaalarme bolhopen is, ondergaat het mogelijk een ineenstorting van de kern en wordt aangenomen dat het is verkregen uit een satellietstelsel dat in het verleden samenging met de Melkweg.
Omschrijving:
Op een afstand van ongeveer 33.000 lichtjaar bevat de bolvormige M68-cluster minstens 2.000 sterren, waaronder 250 reuzen en 42 variabelen - waarvan er één eigenlijk een voorgrondster is en geen echt lid. Met een diameter van 106 lichtjaar en met een snelheid van 112 kilometer per seconde komen we op ons af, ongeveer 250 reuzensterren scheuren vrolijk weg - genietend van hun chemisch overvloedige status. Zoals Jae-Woo Lee (et al) in een onderzoek uit 2005 aangaf:
“We presenteren een gedetailleerde chemische overvloedstudie van zeven gigantische sterren in M68, waaronder zes rode reuzen en één postasymptotische reuzentak (AGB) ster. We vinden significante verschillen in de zwaartekracht bepaald met behulp van fotometrie en die verkregen uit ionisatiebalans, wat suggereert dat niet-LTE (NLTE) -effecten belangrijk zijn voor deze lage zwaartekracht, metaalarme sterren. We nemen een ijzerovervloed aan met fotometrische zwaartekrachten en Fe II-lijnen om die effecten te minimaliseren, waarbij we [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04) vinden. Voor element-ijzerratio's vertrouwen we op neutrale lijnen versus Fe I en geïoniseerde lijnen versus Fe II (behalve [O / Fe]) om ook NLTE-effecten te minimaliseren. Onder de programmasterren vinden we variaties in de overvloed aan natrium. Er is echter geen correlatie (of anticorrelatie) met de zuurstofovermaat. Bovendien heeft de post-AGB-ster een normale (lage) overvloed aan natrium. Beide feiten versterken het idee dat de variaties die bij sommige lichtelementen binnen individuele bolhopen worden waargenomen, voortkomen uit primordiale variaties en niet uit diepe menging. M68 vertoont, net als M15, verhoogde hoeveelheden silicium vergeleken met andere bolhopen en vergelijkbare metalliciteitsveldsterren. Maar M68 wijkt nog meer af bij het aantonen van een relatieve ondermaat van titanium. We speculeren dat titanium zich in M68 gedraagt als een ijzerpiekelement in plaats van de meer algemeen waargenomen naleving van verbeteringen die worden gezien in de zogenaamde -elementen zoals magnesium, silicium en calcium. We interpreteren dit resultaat als implicerend dat de chemische verrijking in M68 mogelijk is voortgekomen uit bijdragen van supernova's met iets zwaardere voorlopers dan die welke bijdragen aan overvloed die normaal gezien wordt in andere bolhopen. ”
Een van de meest ongebruikelijke kenmerken van Messier 68 is zijn positie in het grote geheel van dingen - tegenover ons galactische centrum. We weten dat bolvormige clusters bijna uitsluitend binnen de galactische halo liggen, dus wat kan dit veroorzaken? Zoals Yoshiaki Sofue van de afdeling Astronomie van de Universiteit van Tokoyo uitlegde in een onderzoek uit 2008:
“We construeren een Galacto-Local Group rotatiecurve, waarbij we de Galactic rotatiecurve combineren met een diagram, waarin galacto-centrische radiale snelheden van buitenste bolhopen en de sterrenstelsels van de Local Group worden uitgezet tegen hun galacto-centrische afstanden. Om ervoor te zorgen dat de lokale groep door zwaartekracht wordt gebonden, is een massa met een grotere orde dan die van de Melkweg en de M31 vereist. Dit feit suggereert dat de Lokale Groep donkere materie bevat die de ruimte tussen de Melkweg en de M31 vult. We kunnen denken dat donkere materie uit drie componenten bestaat. Ten eerste de galactische donkere materie die de massaverdeling in een sterrenstelsel definieert die de buitenste rotatiecurve regelt; ten tweede, uitgestrekte donkere materie die de hele Lokale Groep vult met een snelheidsdispersie zo hoog als ~ 200 km s ^ -1, die de Lokale Groep zwaartekracht stabiliseert; en tenslotte uniforme donkere materie met veel hogere snelheden afkomstig van supergalactische structuren. De derde component heeft echter geen significante invloed op de structuur en dynamiek van de huidige lokale groep. We kunnen daarom speculeren dat er op elke plaats in de Melkweg drie verschillende componenten van donkere materie zijn met verschillende snelheden of verschillende temperaturen. Ze gedragen zich misschien bijna onafhankelijk van elkaar, maar reageren op elkaar door hun zwaartekracht. '
En dat feit wordt uitgevoerd door verdere studies. Zoals Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) aantoonden in een onderzoek:
“Bolvormige sterrenhopen die in de Melkweg bewegen, en kleine sterrenstelsels die worden opgeslokt door het sterke getijdenveld van de Melkweg, ontwikkelen getijdenstaarten. Dit project maakt deel uit van een groter studieprogramma dat is gewijd aan de studie van de evolutie van bolvormige clustersystemen in sterrenstelsels en van de wederzijdse feedback tussen het moederstelsel en zijn GCS, zowel op kleine als op grote schaal. Dit project maakt deel uit van een lopend programma dat is gericht op het testen of en hoe getijdeninteractie met het moederstelsel de kinematica van sterren in de buurt van de getijdenradius van sommige galactische bolhopen kan beïnvloeden en het vlakke waargenomen profiel van het snelheidsdispersie radiale profiel bij grote radii kan verklaren . De studie van de dynamische interactie van bolvormige clusters (hierna GC's) met het galactische getijdenveld vertegenwoordigt een moderne en actuele astrofysische zorg in het licht van recente observaties met hoge resolutie. Het bolvormige clustersysteem (hierna GCS) is in M31, M87 en M89, evenals in drie sterrenstelsels van de Fornax-cluster en 18 elliptische sterrenstelsels minder hoog dan dat van halo-sterren in onze Melkweg. De meest waarschijnlijke verklaring voor deze bevinding is dat de twee systemen (halo en GCS) oorspronkelijk hetzelfde profiel hadden en dat de GCS daarna evolueerde vanwege twee complementaire effecten, voornamelijk: getijdeninteractie met het galactische veld en dynamische wrijving, die induceert enorme GC's vervallen in het centrale galactische gebied in minder dan 10 ^ 8 jaar. Externe getijdenvelden hebben ook het effect dat ze de evolutie van de vorm van de massafunctie van individuele clusters induceren, vanwege het preferentiële verlies van sterren met een lage massa als gevolg van massascheiding. Sterk bewijs dat het getijdenveld een fundamentele rol speelt in de evolutie van massafuncties werd bereikt door de ontdekking dat hun hellingen sterker correleren met de clusterlocatie in de Melkweg dan met de cluster-metalliciteit. Maar de sterkste bewijzen van de interactie van GC's met het galactische veld zijn het afgelopen decennium gevonden, met de detectie van halo's en staarten rond vele GC's. ”
Klopt het dat Messier 68 inderdaad door een "overgebleven" uit een ander sterrenstelsel kan komen? Ja inderdaad. Zoals M. Catelan betoogde in een onderzoek uit 2005:
“We bekijken en bespreken horizontale tak (HB) sterren in een brede astrofysische context, inclusief zowel variabele als niet-variabele sterren. Een herbeoordeling van de Oosterhoff-dichotomie wordt gepresenteerd, die ongekende details geeft over de oorsprong en systematiek. We laten zien dat de Oosterhoff-dichotomie en de verdeling van bolhopen in het HB-morfologiemetalliciteitsvlak beide, met een hoge statistische significantie, de mogelijkheid uitsluiten dat de Galactische halo mogelijk is ontstaan door de aanwas van dwergstelsels die lijken op de huidige Melkwegsatellieten zoals Fornax, Boogschutter en de LMC - een argument dat, vanwege zijn sterke afhankelijkheid van de oude RR Lyrae-sterren, in wezen onafhankelijk is van de chemische evolutie van deze systemen na de allereerste tijdperken in de geschiedenis van de Melkweg. ”
Geschiedenis van observatie:
M68 werd ontdekt door Charles Messier op 9 april 1780, die het omschreef als; 'Nevel zonder sterren onder Corvus en Hydra; het is heel zwak, heel moeilijk te zien met de refractoren; dichtbij is het een ster van de zesde magnitude ”. De eerste resolutie van de individuele sterren werd natuurlijk toegeschreven aan Sir William Herschel. Zoals hij destijds in zijn aantekeningen schreef:
“Een prachtige sterrenhoop, extreem rijk en zo samengedrukt dat de meeste sterren met elkaar vermengd zijn; het is bijna 3 'breed en ongeveer 4' lang, maar voornamelijk rond, en er zijn maar weinig verspreide sterren. Deze ovale cluster nadert ook de bolvorm en de centrale compressie wordt in hoge mate gedragen. De isolatie is eveneens zo ver gevorderd dat het een nauwkeurige beschrijving van de contour toelaat. ”
Dankzij een nogal vreemde fout van de kant van admiraal Smyth werd er jarenlang gedacht dat het de ontdekking was van Pierre Mechain. Zoals Smyth in zijn aantekeningen schreef:
'Een grote ronde nevel op Hydra's lichaam, onder Corvus, ontdekt in 1780 door Mechain. In 1786 loste de krachtige 20-voetreflector van Sir William Herschel het op in een rijke cluster van kleine sterren, zo gecomprimeerd dat de meeste componenten met elkaar vermengen. Het is ongeveer 3 'breed en 4' lang; en hij schatte dat de diepte ervan van de 344ste orde zou kunnen zijn. Het bevindt zich bijna halverwege tussen twee kleine sterren, één in het np [NW] en de andere in het sf [SE] kwadrant, een lijn waartussen de nevel in tweeën wordt gedeeld. Het is erg bleek, maar zo gevlekt dat geduldig onderzoek tot de gevolgtrekking leidt, dat het een sferische figuur heeft aangenomen in gehoorzaamheid aan aantrekkelijke krachten. Gedifferentieerd met Beta Corvi, van waaruit het zuid naar oost ligt, binnen een afstand van 3 graden. ”
Het kostte bijna een eeuw om deze fout te corrigeren! Neem geen eeuw de tijd om deze mooie bolhoop zelf te bekijken ....
Locatie van Messier 68:
De helderdere sterren van het noordelijke winterseizoen maken het vinden van deze kleine bolhoop vrij gemakkelijk voor zowel verrekijkers als telescopen - begin eerst met het identificeren van de scheve rechthoek van het sterrenbeeld Corvus en richt je aandacht op de meest zuidoostelijke ster - Beta. Ons doelwit ligt ongeveer drie vingerbreedten ten zuidoosten van Beta Corvi en slechts een adem ten noordoosten van de dubbelster A8612.
Het zal verschijnen als een vage, ronde gloed in een verrekijker en kleine telescopen zullen individuele leden waarnemen. Grote telescopen zullen deze kleine bol volledig tot in de kern oplossen! Messier Object 68 is zeer geschikt voor alle luchtcondities wanneer de sterren van Corvus zichtbaar zijn.
En hier zijn de snelle feiten over dit rommelige object om u op weg te helpen:
Objectnaam: Messier 68
Alternatieve benamingen: M68, NGC 4590
Object type: Klasse X bolhoop
Sterrenbeeld: Hydra
Right Ascension: 12: 39.5 (h: m)
Declinatie: -26: 45 (graden: m)
Afstand: 33,3 (kly)
Visuele helderheid: 7.8 (mag)
Schijnbare dimensie: 11,0 (boogmin)
We hebben hier bij Space Magazine veel interessante artikelen geschreven over Messier Objects. Hier zijn Tammy Plotners Inleiding tot de Messier-objecten, M1 - De Krabnevel, en David Dickison's artikelen over de Messier-marathons van 2013 en 2014.
Bekijk zeker onze complete Messier-catalogus. En voor meer informatie, bekijk de SEDS Messier Database.
Bronnen:
- Messier Objects - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
