مسييه 68 - الكتلة الكروية NGC 4590

Send

مرحبًا بك مرة أخرى في Messier Monday! اليوم ، نواصل تكريمنا لصديقنا العزيز تامي بلوتنر ، بالنظر إلى المجموعة الكروية المعروفة باسم ميسيير 68.

في القرن الثامن عشر ، أثناء البحث في سماء الليل عن المذنبات ، ظل الفلكي الفرنسي تشارلز ميسييه يلاحظ وجود أجسام ثابتة ومنتشرة أخطأ في وصفها للمذنبات. في الوقت المناسب ، سيأتي لتجميع قائمة تضم حوالي 100 من هذه الأشياء ، على أمل منع علماء الفلك الآخرين من ارتكاب نفس الخطأ. ستستمر هذه القائمة - المعروفة باسم كتالوج Messier - لتصبح واحدة من أكثر الكتالوجات تأثيرًا في Deep Sky Objects.

أحد هذه الأجسام هو الكتلة الكروية المعروفة باسم Messier 68. تقع هذه الكتلة على بعد حوالي 33000 سنة ضوئية في كوكبة Hydra ، وهي تدور حول حليبي. بالإضافة إلى كونها واحدة من أكثر العناقيد الكروية فقيرة بالمعادن ، فقد تتعرض لانهيار لب ، ويعتقد أنها تم الحصول عليها من مجرة تابعة للقمر الصناعي اندمجت مع درب التبانة في الماضي.

وصف:

على مسافة 33000 سنة ضوئية تقريبًا ، تحتوي المجموعة الكروية M68 على 2000 نجم على الأقل ، بما في ذلك 250 عملاقًا و 42 متغيرًا - أحدها في الواقع نجم أمامي وليس عضوًا حقيقيًا. يمتد قطرها إلى 106 سنة ضوئية ويصل إلينا بسرعة 112 كيلومترًا في الثانية ، وهناك حوالي 250 نجمًا عملاقًا يفرحون بسعادة - ويتمتعون بوضعهم الوفي كيميائيًا. كما أشار جاي وو لي (وآخرون) في دراسة عام 2005:

"نقدم دراسة تفصيلية عن الوفرة الكيميائية لسبعة نجوم عملاقة في M68 ، بما في ذلك ستة عمالقة حمراء ونجم فرع عملاق ما بعد التقارب (AGB). نجد اختلافات كبيرة في الجاذبية التي تم تحديدها باستخدام القياس الضوئي وتلك التي تم الحصول عليها من توازن التأين ، مما يشير إلى أن التأثيرات غير LTE (NLTE) مهمة لهذه النجوم منخفضة الجاذبية والفقيرة بالمعادن. نحن نتبنى وفرة حديدية باستخدام الجاذبية الضوئية وخطوط Fe II لتقليل تلك التأثيرات ، حيث نجد [Fe / H] = -2.16 ± 0.02 (= 0.04). بالنسبة لنسب العناصر إلى الحديد ، نعتمد على الخطوط المحايدة مقابل Fe I والخطوط المتأينة مقابل Fe II (باستثناء [O / Fe]) لتقليل تأثيرات NLTE أيضًا. نجد اختلافات في وفرة الصوديوم بين نجوم البرنامج. ومع ذلك ، لا يوجد ارتباط (أو عدم الارتباط) مع وفرة الأكسجين. علاوة على ذلك ، فإن نجمة ما بعد AGB لديها وفرة طبيعية (منخفضة) من الصوديوم. تضيف كل من هذه الحقائق مزيدًا من الدعم لفكرة أن الاختلافات التي تظهر بين بعض العناصر الخفيفة داخل التجمعات الكروية الفردية تنشأ من الاختلافات البدائية وليس من الاختلاط العميق. يظهر M68 ، مثل M15 ، وفرة عالية من السيليكون مقارنة مع العناقيد الكروية الأخرى ونجوم المجال المعدني المقارن. لكن M68 ينحرف أكثر في إظهار نقص نسبي في التيتانيوم. نتوقع أن يتصرف التيتانيوم في M68 كعنصر ذروة الحديد بدلاً من التزامه الأكثر شيوعًا بالتحسينات التي شوهدت في ما يسمى بالعناصر مثل المغنيسيوم والسيليكون والكالسيوم. نحن نفسر هذه النتيجة على أنها تشير إلى أن التخصيب الكيميائي الذي شوهد في M68 ربما نشأ من مساهمات من المستعرات الأعظمية ذات السلالات الأكثر ضخامة إلى حد ما من تلك التي تساهم في الوفرة التي تتم رؤيتها عادةً في العناقيد الكروية الأخرى. "

واحدة من أكثر الميزات غير المعتادة في Messier 68 هي موقعها في المخطط الكبير للأشياء - مقابل مركز المجرة لدينا. نحن نعلم أن العناقيد الكروية تقع تقريبًا تقريبًا داخل هالة المجرة ، فما الذي يمكن أن يسبب ذلك؟ كما أوضح يوشياكي سوفو من قسم علم الفلك بجامعة توكويو في دراسة عام 2008:

"نحن نبني منحنى دوران مجموعة Galacto-Local ، نجمع منحنى دوران Galactic مع رسم تخطيطي ، حيث يتم رسم السرعات الشعاعية المتمحورة حول galacto للمجموعات الكروية الخارجية والمجرات الأعضاء في المجموعة المحلية مقابل مسافاتها المتمركزة حول galacto. من أجل أن تكون المجموعة المحلية مرتبطة بالجاذبية ، يلزم ترتيب كتلة أكبر من تلك الموجودة في Galaxy و M31. تشير هذه الحقيقة إلى أن المجموعة المحلية تحتوي على مادة مظلمة تملأ الفراغ بين Galaxy و M31. قد نعتبر أن هناك ثلاثة مكونات للمادة المظلمة. أولاً ، المادة المظلمة المجرية التي تحدد توزيع الكتلة في مجرة تتحكم في منحنى الدوران الخارجي ؛ ثانيًا ، المادة المظلمة الممتدة تملأ المجموعة المحلية بأكملها ذات تشتت السرعة التي تصل إلى ~ 200 كيلومتر s ^ -1 ، والتي تثبت الجاذبية للمجموعة المحلية ؛ وأخيرًا ، المادة المظلمة المنتظمة لها سرعات أعلى تنشأ من هياكل المجرات الفائقة. العنصر الثالث ، ومع ذلك ، لا يؤثر بشكل كبير على هيكل وديناميات المجموعة المحلية الحالية. لذلك قد نتوقع أنه في أي مكان في المجرة ، هناك ثلاثة مكونات مختلفة للمادة المظلمة لها سرعات مختلفة أو درجات حرارة مختلفة. قد يتصرفون بشكل مستقل تقريبًا عن بعضهم البعض ، لكنهم يتفاعلون بجاذبيتهم ".

وتجري هذه الحقيقة من خلال دراسات أخرى. كما أوضح روبرتو كابوتسو دولسيتا (وآخرون) في دراسة:

"تتطور التكتلات الكروية التي تتحرك في درب التبانة ، بالإضافة إلى المجرات الصغيرة التي يبتلعها مجال المد والجزر القوي في درب التبانة ، إلى ذيل المد. هذا المشروع هو جزء من برنامج دراسة أكبر مخصص لدراسة تطور أنظمة الكتلة الكروية في المجرات والتغذية الراجعة المتبادلة بين المجرة الأم و GCS ، على كل من النطاق الصغير والكبير. هذا المشروع هو جزء من برنامج مستمر مخصص لاختبار ما إذا كان تفاعل المد والجزر مع المجرة الأم قد يؤثر على حركية النجوم القريبة من نصف قطر المد والجزر لبعض العناقيد الكروية المجرية وشرح المظهر الجانبي المسطح للمظهر الشعاعي للتشتت السريع في نصف قطر كبير . تمثل دراسة التفاعل الديناميكي للكتل الكروية (فيما بعد GCs) مع مجال المد والجزر المجري مصدر قلق فيزيائي حديث وحديث في ضوء الملاحظات الأخيرة عالية الدقة. ينتج عن نظام الكتلة الكروية (فيما بعد GCS) ذروته أقل من النجوم الهالة في مجرتنا ، في M31 و M87 و M89 ، وكذلك في ثلاث مجرات من مجموعة Fornax و 18 مجرة إهليلجية. التفسير الأكثر ترجيحًا لهذه النتيجة هو أن النظامين (الهالة و GCS) كان لهما في الأصل نفس المظهر الجانبي ، وبعد ذلك ، تطور GCS بسبب اثنين من الآثار التكميلية ، بشكل رئيسي: تفاعل المد والجزر مع المجال المجري والاحتكاك الديناميكي ، الذي يحفز GCs ضخمة لتتحلل في منطقة المجرة المركزية في أقل من 10 ^ 8 سنوات. كما أن حقول المد والجزر الخارجية لها تأثير تحفيز تطور شكل وظيفة الكتلة للتجمعات الفردية ، بسبب الخسارة التفضيلية للنجوم ذات الكتلة المنخفضة نتيجة العزل الجماعي. دليل قوي على أن مجال المد والجزر يلعب دورًا أساسيًا في تطور وظائف الكتلة تم تحقيقه من خلال اكتشاف أن منحدراتهم ترتبط بقوة أكبر مع موقع الكتلة في درب التبانة أكثر من المعادن العنقودية. ولكن تم العثور على أقوى الأدلة على تفاعل GCs مع المجال المجري في العقد الماضي ، مع الكشف عن الهالات والذيل المحيط بالعديد من GCs ".

هل صحيح أن Messier 68 قد يكون بالفعل من خلال "ترك" من مجرة أخرى؟ نعم بالفعل. كما جادل M. Catelan في دراسة عام 2005:

"نراجع ونناقش نجوم الفرع الأفقي (HB) في سياق فيزيائي فلكي واسع ، بما في ذلك النجوم المتغيرة وغير المتغيرة. يتم تقديم إعادة تقييم لتقسيم Oosterhoff ، والذي يوفر تفاصيل غير مسبوقة فيما يتعلق بأصلها وعلم اللاهوت النظامي. نوضح أن انقسام أوسترهوف وتوزيع العناقيد الكروية في مستوى المعدن المورفولوجي HB كلاهما يستبعد ، مع أهمية إحصائية عالية ، احتمال أن تكون هالة المجرة قد تكونت من تراكم المجرات القزمة التي تشبه سواتل درب التبانة الحالية مثل Fornax و Sagittarius و LMC - وهي حجة ، بسبب اعتمادها القوي على نجوم RR Lyrae القديمة ، مستقلة بشكل أساسي عن التطور الكيميائي لهذه الأنظمة بعد العصور الأولى في تاريخ المجرة. "

تاريخ الملاحظة:

تم اكتشاف M68 من قبل تشارلز مسييه في 9 أبريل 1780 الذي وصفه بأنه ؛ "سديم بدون نجوم تحت كورفوس وهيدرا ؛ خافت جدا ، من الصعب جدا رؤيته مع المنكسر ؛ بالقرب منه نجمة من الحجم السادس ". القرار الأول للنجوم الفردية ، بالطبع ، نُسب إلى السير ويليام هيرشل. كما كتب في ملاحظاته في ذلك الوقت:

"مجموعة جميلة من النجوم غنية للغاية ومضغوطة بحيث يتم مزج معظم النجوم معًا ؛ إنه قريب من 3 ′ وعرضه حوالي 4 but ، ولكن بشكل رئيسي مستدير ، وهناك عدد قليل جدًا من النجوم المتناثرة حوله. تقترب هذه الكتلة البيضاوية أيضًا من الشكل الكروي ، ويتم الضغط المركزي إلى درجة عالية. كما أن العزل متقدم حتى الآن لدرجة أنه يعترف بوصف دقيق للكفاف ".

بفضل خطأ غريب نوعًا ما من جانب الأدميرال سميث ، كان يعتقد لسنوات عديدة أنه اكتشاف بيير مشين. كما كتب سميث في ملاحظاته:

"سديم مستدير كبير على جسم هيدرا ، تحت كورفوس ، اكتشف في 1780 من قبل ميشاين. في عام 1786 ، حل العاكس القوي للسير ويليام هيرشل 20 قدمًا إلى مجموعة غنية من النجوم الصغيرة ، مضغوطة جدًا بحيث يتم مزج معظم المكونات معًا. يبلغ طولها حوالي 3، ، و 4 ′ ؛ وقدر أن عمقها قد يكون من المرتبة 344. يتم وضعه في منتصف الطريق تقريبًا بين نجمتين صغيرتين ، واحدة في np [NW] والأخرى في الربع sf [SE] ، وهو خط يمكن أن يشطر السديم. إنه شاحب للغاية ، ولكن مرقش لدرجة أن فحص المريض يؤدي إلى الاستدلال ، لدرجة أنه افترض شخصية كروية في طاعة القوى الجذابة. متباينة مع بيتا كورفي ، التي تتجه جنوباً شرقاً ، على مسافة 3 درجات ".

استغرق هذا الخطأ ما يقرب من قرن لتصحيحه! لا تستغرق قرنًا لعرض هذه المجموعة الكروية الجميلة بنفسك ...

تحديد موقع مسييه 68:

تجعل النجوم المشرقة في موسم الشتاء الشمالي من العثور على هذه المجموعة الكروية الصغيرة أمرًا سهلاً للغاية لكل من المناظير والتلسكوبات - ابدأ أولاً بتحديد المستطيل غير المتوازن لكوكبة كورفوس وركز انتباهك على نجمها الجنوبي الشرقي الأكثر - بيتا. يقع هدفنا على بعد حوالي ثلاثة عرض أصابع جنوب شرق بيتا كورفي وهو نفسا شمال شرق النجم المزدوج A8612.

سيظهر كوهج خافت ، مستدير في مناظير ، وستدرك التلسكوبات الصغيرة الأعضاء الفرديين. سوف تحل التلسكوبات الكبيرة هذا الكروي الصغير بالكامل إلى القلب! إن Messier Object 68 مناسب تمامًا لأي ظروف سماء عندما تكون نجوم Corvus مرئية.

وإليك الحقائق السريعة على هذا الكائن Messier لمساعدتك على البدء:

اسم الكائن: مسييه 68
التعيينات البديلة: M68 ، NGC 4590
نوع الكائن: الكتلة الكروية من الفئة X
كوكبة: العدار
الصعود الصحيح: 12: 39.5 (ساعة: دقيقة)
انحراف: -26: 45 (درجة: م)
مسافة: 33.3 (كلي)
السطوع البصري: 7.8 (ماج)
البعد الظاهري: 11.0 (دقيقة دقيقة)

لقد كتبنا العديد من المقالات المثيرة للاهتمام حول كائنات Messier هنا في مجلة الفضاء. إليكم مقدمة تامي بلوتنر لكائنات Messier ، M1 - The Crab Nebula ، ومقالات David Dickison عن 2013 و 2014 Messier Marathons.

تأكد من التحقق من كتالوج Messier الكامل. ولمزيد من المعلومات ، راجع قاعدة بيانات SEDS Messier.

مصادر: