Chào mừng trở lại với Thứ Hai Messier! Hôm nay, chúng tôi tiếp tục tưởng nhớ người bạn thân của mình, Tammy Plotner, bằng cách nhìn vào cụm sao cầu được gọi là Messier 68.
Vào thế kỷ 18, trong khi tìm kiếm bầu trời đêm để tìm sao chổi, nhà thiên văn học người Pháp Charles Messier đã chú ý đến sự hiện diện của các vật thể khuếch tán cố định mà ban đầu ông nhầm là sao chổi. Trong thời gian, anh sẽ đến để lập một danh sách khoảng 100 vật thể này, với hy vọng ngăn chặn các nhà thiên văn học khác mắc lỗi tương tự. Danh sách này - được gọi là Danh mục Messier - sẽ trở thành một trong những danh mục có ảnh hưởng nhất của Deep Sky Object.
Một trong những vật thể này là cụm sao cầu được gọi là Messier 68. Nằm cách chòm sao khoảng 33.000 năm ánh sáng trong Chòm sao Hydra, cụm sao này đang quay quanh dải Ngân hà. Ngoài việc là một trong những cụm sao hình cầu nghèo kim loại nhất, nó có thể đang trải qua sự sụp đổ lõi và được cho là đã được mua lại từ một thiên hà vệ tinh hợp nhất với Dải Ngân hà trong quá khứ.
Sự miêu tả:
Ở khoảng cách xấp xỉ 33.000 năm ánh sáng, cụm sao cầu M68 chứa ít nhất 2.000 ngôi sao, bao gồm 250 sao khổng lồ và 42 biến số - một trong số đó thực sự là một ngôi sao tiền cảnh và không phải là thành viên thực sự. Trải qua 106 năm ánh sáng đường kính và tiến về phía chúng tôi với tốc độ 112 km mỗi giây, khoảng 250 ngôi sao khổng lồ đang vui vẻ rời xa - tận hưởng tình trạng hóa học phong phú của chúng. Như Jae-Woo Lee (et al), được chỉ ra trong một nghiên cứu năm 2005:
Chúng tôi trình bày một nghiên cứu về sự phong phú hóa học chi tiết về bảy ngôi sao khổng lồ trong M68, bao gồm sáu người khổng lồ đỏ và một ngôi sao khổng lồ postasymptotic (AGB). Chúng tôi tìm thấy sự khác biệt đáng kể về trọng lượng được xác định bằng phương pháp trắc quang và những điểm thu được từ cân bằng ion hóa, điều này cho thấy rằng ảnh hưởng không phải LTE (NLTE) rất quan trọng đối với những ngôi sao nghèo, kim loại kém hấp dẫn này. Chúng tôi sử dụng lượng sắt dồi dào bằng cách sử dụng trọng lực trắc quang và dòng Fe II để giảm thiểu các hiệu ứng đó, tìm [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Đối với tỷ lệ nguyên tố-sắt, chúng tôi dựa vào các dòng trung tính so với Fe I và các dòng ion hóa so với Fe II (ngoại trừ [O / Fe]) để giảm thiểu các hiệu ứng NLTE. Chúng tôi tìm thấy sự thay đổi về lượng natri dồi dào trong số các ngôi sao của chương trình. Tuy nhiên, không có mối tương quan (hoặc chống tương quan) với sự dư thừa oxy. Hơn nữa, ngôi sao sau AGB có lượng natri dồi dào (thấp) bình thường. Cả hai sự thật này đều hỗ trợ thêm cho ý tưởng rằng các biến thể nhìn thấy giữa một số yếu tố ánh sáng trong các cụm sao cầu riêng lẻ phát sinh từ các biến thể nguyên thủy và không phải từ sự pha trộn sâu. M68, giống như M15, cho thấy sự phong phú của silicon so với các cụm sao cầu khác và các ngôi sao trường kim loại có thể so sánh được. Nhưng M68 thậm chí còn sai lệch nhiều hơn trong việc thể hiện sự thiếu hụt tương đối của titan. Chúng tôi suy đoán rằng trong M68 titan hoạt động giống như một nguyên tố đỉnh sắt chứ không phải là sự tuân thủ thường thấy hơn của nó đối với các cải tiến được thấy trong cái gọi là - các chất như magiê, silicon và canxi. Chúng tôi giải thích kết quả này là ngụ ý rằng sự làm giàu hóa học được thấy trong M68 có thể phát sinh từ những đóng góp từ siêu tân tinh với một số tổ tiên lớn hơn một chút so với những người đóng góp vào sự phong phú thường thấy trong các cụm sao khác.
Một trong những tính năng khác thường nhất của Messier 68 là vị trí của nó trong sơ đồ lớn của mọi thứ - đối diện với trung tâm thiên hà của chúng ta. Chúng ta biết rằng các cụm sao cầu hầu như chỉ nằm trong quầng thiên hà, vậy điều gì có thể gây ra điều này? Như Yoshiaki Sofue thuộc Đại học Khoa học thiên văn Tokoyo đã giải thích trong một nghiên cứu năm 2008:
Chúng tôi xây dựng một đường cong xoay Galacto-Local Group, kết hợp đường cong xoay Galactic với một sơ đồ, trong đó vận tốc hướng tâm trung tâm của các cụm hình cầu bên ngoài và các thiên hà thành viên của Nhóm Local được vẽ trên khoảng cách trung tâm của chúng. Để Nhóm Địa phương bị ràng buộc về lực hấp dẫn, cần phải có một khối lượng lớn hơn so với nhóm Galaxy và M31. Thực tế này cho thấy Nhóm Địa phương chứa vật chất tối lấp đầy khoảng trống giữa Galaxy và M31. Chúng tôi có thể xem xét rằng có ba thành phần của vật chất tối. Đầu tiên, vật chất tối thiên hà xác định sự phân bố khối lượng trong một thiên hà điều khiển đường cong xoay ngoài; thứ hai, vật chất tối kéo dài lấp đầy toàn bộ Nhóm Địa phương có độ phân tán vận tốc cao tới ~ 200 km s ^ -1, giúp ổn định lực lượng của Nhóm Địa phương; và cuối cùng, vật chất tối đồng nhất có vận tốc cao hơn nhiều bắt nguồn từ các cấu trúc siêu nhiên. Thành phần thứ ba, tuy nhiên, không ảnh hưởng đáng kể đến cấu trúc và động lực của Nhóm Địa phương hiện tại. Do đó, chúng tôi có thể suy đoán rằng tại bất kỳ nơi nào trong Thiên hà, có ba thành phần vật chất tối khác nhau có vận tốc khác nhau hoặc nhiệt độ khác nhau. Chúng có thể cư xử gần như độc lập với nhau, nhưng đang tương tác bởi lực hấp dẫn của chúng.
Và thực tế đó được thực hiện bởi các nghiên cứu sâu hơn. Như Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) đã chứng minh trong một nghiên cứu:
Các cụm sao hình cầu di chuyển trong Dải Ngân hà, cũng như các thiên hà nhỏ bị nuốt chửng bởi vùng thủy triều mạnh của Dải Ngân hà, phát triển các đuôi thủy triều. Dự án này là một phần của chương trình nghiên cứu lớn hơn dành cho nghiên cứu về sự phát triển của Hệ thống cụm sao cầu trong các thiên hà và phản hồi lẫn nhau giữa thiên hà mẹ và GCS của nó, trên cả quy mô nhỏ và lớn. Dự án này là một phần của chương trình đang diễn ra nhằm kiểm tra xem và cách tương tác thủy triều với thiên hà mẹ có thể ảnh hưởng đến động học của các ngôi sao gần bán kính thủy triều của một số cụm sao cầu thiên hà và giải thích cấu hình quan sát phẳng của mặt cắt xuyên tâm phân tán vận tốc ở bán kính lớn . Nghiên cứu về sự tương tác động của các cụm sao cầu (sau đây là các GC) với trường thủy triều thiên hà thể hiện mối quan tâm vật lý thiên văn hiện đại và hiện tại dưới ánh sáng của các quan sát có độ phân giải cao gần đây. Hệ thống cụm sao cầu (sau đây là GCS) có kết quả thấp hơn so với các ngôi sao quầng trong Thiên hà của chúng ta, trong M31, M87 và M89, cũng như trong ba thiên hà của cụm Fornax và 18 thiên hà hình elip. Giải thích có thể xảy ra nhất cho phát hiện này là hai hệ thống (hào quang và GCS) ban đầu có cùng cấu hình và sau đó, GCS đã phát triển do hai hiệu ứng bổ sung, chủ yếu là: tương tác thủy triều với trường thiên hà và ma sát động, gây ra ma sát động các khối lượng lớn để phân rã ở khu vực thiên hà trung tâm trong vòng chưa đầy 10 ^ 8 năm. Các trường thủy triều bên ngoài cũng có tác dụng tạo ra sự tiến hóa về hình dạng của chức năng khối của các cụm riêng lẻ, do sự mất mát ưu tiên của các ngôi sao có khối lượng thấp do hậu quả của sự phân chia khối. Bằng chứng mạnh mẽ cho thấy trường thủy triều đóng vai trò cơ bản trong sự tiến hóa của các chức năng khối lượng đã đạt được bằng khám phá rằng độ dốc của chúng tương quan mạnh hơn với vị trí cụm trong Dải Ngân hà so với tính kim loại của cụm. Nhưng bằng chứng mạnh mẽ nhất về sự tương tác của các GC với trường thiên hà đã được tìm thấy trong thập kỷ qua, với việc phát hiện ra các quầng và đuôi bao quanh nhiều GC.
Có thật là Messier 68 thực sự có thể là do một người còn lại trên thế giới khác từ một thiên hà khác? Vâng, thực sự. Như M. Catelan đã lập luận trong một nghiên cứu năm 2005:
Phần mềm Chúng tôi xem xét và thảo luận về các ngôi sao nhánh ngang (HB) trong bối cảnh vật lý thiên văn rộng, bao gồm cả các ngôi sao biến và không biến. Một đánh giá lại về sự phân đôi Oosterhoff được trình bày, cung cấp chi tiết chưa từng có liên quan đến nguồn gốc và hệ thống của nó. Chúng tôi chỉ ra rằng sự phân đôi Oosterhoff và sự phân bố các cụm cầu trong mặt phẳng kim loại hình thái HB đều loại trừ, với ý nghĩa thống kê cao, khả năng quầng thiên hà có thể hình thành từ sự bồi tụ của các thiên hà lùn giống như các vệ tinh Milky Way ngày nay như Fornax, Sagittarius và LMC, một cuộc tranh luận, do sự phụ thuộc mạnh mẽ vào các ngôi sao RR Lyrae cổ đại, về cơ bản là độc lập với sự tiến hóa hóa học của các hệ thống này sau những kỷ nguyên đầu tiên trong lịch sử của Galaxy.
Lịch sử quan sát:
M68 được Charles Messier phát hiện vào ngày 9 tháng 4 năm 1780, người đã mô tả nó như là; Tinh vân tinh không có sao dưới Corvus và Hydra; nó rất mờ nhạt, rất khó nhìn với các khúc xạ; gần đó là ngôi sao của cường độ thứ sáu. Tất nhiên, độ phân giải đầu tiên của các ngôi sao riêng lẻ được quy cho Sir William Herschel. Như ông đã viết trong ghi chú của mình tại thời điểm đó:
Một cụm sao đẹp, cực kỳ phong phú và nén đến mức hầu hết các ngôi sao được hòa trộn với nhau; nó rộng gần 3 and và dài khoảng 4, nhưng chủ yếu là tròn và có rất ít ngôi sao rải rác. Cụm hình bầu dục này cũng đang tiếp cận với dạng hình cầu, và nén trung tâm được thực hiện ở mức độ cao. Cách nhiệt tương tự như vậy cho đến nay nó đã thừa nhận một mô tả chính xác của đường viền.
Nhờ một lỗi khá lạ trên phần Đô đốc Smyth, trong nhiều năm, người ta tin rằng đó là phát hiện của Pierre Mechain. Như Smyth đã viết trong ghi chú của mình:
Tinh vân Một tinh vân tròn lớn trên cơ thể Hydra, dưới Corvus, được phát hiện vào năm 1780 bởi Mechain. Vào năm 1786, gương phản xạ 20 feet mạnh mẽ của Sir William Herschel đã giải quyết nó thành một cụm sao nhỏ phong phú, nén đến mức hầu hết các thành phần được hòa trộn với nhau. Nó rộng khoảng 3 và dài 4 ;; và ông ước tính rằng sự phong phú của nó có thể là thứ tự 344. Nó được đặt gần giữa giữa hai ngôi sao nhỏ, một trong np [NW] và cái kia trong góc phần tư sf [SE], một đường giữa sẽ chia đôi tinh vân. Nó rất nhạt, nhưng lốm đốm đến nỗi sự xem xét kỹ lưỡng của bệnh nhân dẫn đến suy luận, rằng nó đã giả định một nhân vật hình cầu để tuân theo các lực hấp dẫn. Khác biệt với Beta Corvi, từ đó nó đi về phía nam theo hướng đông, trong khoảng cách 3 độ.
Lỗi này mất gần một thế kỷ để sửa! Donith mất một thế kỷ để tự mình xem cụm sao hình cầu đáng yêu này ...
Định vị Messier 68:
Các ngôi sao sáng hơn của mùa đông phía bắc khiến việc tìm cụm sao hình cầu nhỏ này khá dễ dàng đối với cả ống nhòm và kính thiên văn - bắt đầu trước tiên bằng cách xác định hình chữ nhật bị lệch của chòm sao Corvus và tập trung sự chú ý của bạn vào ngôi sao đông nam nhất của nó - Beta. Mục tiêu của chúng tôi nằm ở khoảng ba ngón tay rộng về phía đông nam của Beta Corvi và chỉ cách phía đông bắc của ngôi sao đôi A8612.
Nó sẽ hiển thị như một ánh sáng tròn mờ nhạt trong ống nhòm và kính viễn vọng nhỏ sẽ nhận biết từng thành viên. Kính thiên văn lớn sẽ giải quyết hoàn toàn quả cầu nhỏ này đến lõi! Messier Object 68 rất phù hợp với mọi điều kiện bầu trời khi các ngôi sao của Corvus có thể nhìn thấy.
Và đây là những sự thật nhanh chóng về Đối tượng Messier này để giúp bạn bắt đầu:
Tên của môn học: Messier 68
Chỉ định thay thế: M68, NGC 4590
Loại đối tượng: Cụm hình cầu lớp X
Chòm sao: Hydra
Quyền thăng thiên: 12: 39,5 (h: m)
Sự suy giảm: -26: 45 (độ: m)
Khoảng cách: 33,3 (kly)
Độ sáng thị giác: 7.8 (mag)
Kích thước rõ ràng: 11,0 (cung tối thiểu)
Chúng tôi đã viết nhiều bài viết thú vị về Messier Object ở đây tại Tạp chí Vũ trụ. Tại đây Giới thiệu về Tammy Plotner về Giới thiệu về các đối tượng Messier, M1 - Tinh vân Con cua và David Dickison, các bài viết về Messier Marathons 2013 và 2014.
Hãy chắc chắn kiểm tra Danh mục Messier hoàn chỉnh của chúng tôi. Và để biết thêm thông tin, hãy xem Cơ sở dữ liệu SEDS Messier.
Nguồn:
- Đối tượng Messier - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
