Willkommen zurück am Messier Montag! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns den Kugelsternhaufen Messier 75 ansehen!
Während des 18. Jahrhunderts bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier beim Betrachten des Nachthimmels das Vorhandensein mehrerer „nebulöser Objekte“. Ursprünglich verwechselte er diese Objekte mit Kometen und begann sie zu katalogisieren, damit andere nicht denselben Fehler machten. Heute enthält die resultierende Liste (bekannt als Messier-Katalog) über 100 Objekte und ist einer der einflussreichsten Kataloge von Deep Space-Objekten.
Eines dieser Objekte ist Messier 75 (auch bekannt als NGC 6864), ein Kugelsternhaufen, der ungefähr 67.500 Lichtjahre von der Erde entfernt in der Nähe des südlichen Sternbilds Schütze liegt. Dieses Objekt ist auch ungefähr 14.700 Lichtjahre vom Galaktischen Zentrum entfernt und befindet sich auf der anderen Seite relativ zur Erde. Aufgrund seiner Entfernung und Position ist dieses Objekt praktisch nicht zu sehen und mit kleinen Teleskopen schwer aufzulösen.
Beschreibung:
In einer Entfernung von rund 67.500 Lichtjahren von der Erde ist M75 einer der entferntesten aller Kugelsternhaufen und liegt 47.600 Lichtjahre hinter dem galaktischen Zentrum der Milchstraße. Es erstreckt sich über 180 Lichtjahre und erstrahlt in der Kerzenkraft von 180.000 Sonnen! Was macht es da draußen? Wer weiß ... Vielleicht neue variable Sterne erzeugen - oder einfach die roten Riesen ineinander stoßen. Wie Tim Adams (et al.) In einer Studie von 2004 sagte:
„Wir untersuchen ein Mittel, um den offensichtlichen Mangel an roten Riesensternen in Kugelhaufen nach dem Kernkollaps zu erklären. Wir schlagen vor, dass Kollisionen zwischen den roten Riesen und binären Systemen zur Zerstörung eines Teils der roten Riesenpopulation führen können, indem entweder der Kern des roten Riesen ausgeknockt wird oder indem ein gemeinsames Hüllensystem gebildet wird, das zur Auflösung des roten Riesen führt roter Riesenumschlag. Wenn wir den roten Riesen als zwei Punktmassen behandeln, eine für den Kern und eine für die Hülle (mit einem geeigneten Kraftgesetz, um die Verteilung der Masse zu berücksichtigen), und die Komponenten des binären Systems, die ebenfalls als Punktmassen behandelt werden, verwenden wir a Vier-Körper-Code zur Berechnung der Zeitskalen, auf denen die Kollisionen auftreten werden. Anschließend führen wir eine Reihe von Hydrodynamikläufen für glatte Partikel durch, um die Details des Stofftransfers innerhalb des Systems zu untersuchen. Darüber hinaus zeigen wir, dass Kollisionen zwischen einzelnen Sternen und roten Riesen zur Bildung eines gemeinsamen Hüllensystems führen, das den roten Riesenstern zerstört. Wir stellen fest, dass eine Kollision mit niedriger Geschwindigkeit zwischen binären Systemen und roten Riesen zur Zerstörung von bis zu 13 Prozent der roten Riesenpopulation führen kann. Dies könnte helfen, die in PCC-Kugelhaufen beobachteten Farbverläufe zu erklären. Wir stellen auch fest, dass die Möglichkeit besteht, dass durch beide Arten von Kollisionen gebildete binäre Systeme irgendwann in Kontakt kommen und möglicherweise eine Population katastrophaler Variablen erzeugen. “
Aber rote Sterne bedeuten alt, nicht wahr? Und wenn M75 weit draußen ist - vielleicht ist es auch alt. Aber wie alt? Laut Genevieve Parmentier und Eva K. Grebel vom Institut für Astronomie (in einer Studie von 2005):
„Wir untersuchen, woher möglicherweise die derzeit beobachtete räumliche Verteilung der Masse des galaktischen Old Halo-Kugelsternhaufensystems stammt. Wir schlagen vor, dass sein radiales Massendichteprofil ein Relikt der Verteilung des kalten baryonischen Materials in der Protogalaxie ist. Unter der Annahme, dass sich dieses aus dem Profil der gesamten Protogalaxie abzüglich des Beitrags der dunklen Materie (und eines kleinen Beitrags des heißen Gases, durch das die protoglobulären Wolken gebunden wurden) ergibt, zeigen wir, dass sich die Massen um das galaktische Zentrum dieser Kälte verteilen Gas und der alte Halo stimmen zufriedenstellend überein. Um unsere Hypothese noch schlüssiger zu demonstrieren, simulieren wir die zeitliche Entwicklung eines mutmaßlichen Kugelhaufen-Systems bis zu einem Alter von 15 Gyr, dessen anfängliche Massenverteilung im galaktischen Halo dem Profil des kalten protogalaktischen Gases folgt. Wir zeigen, dass über einen galaktozentrischen Abstand in der Größenordnung von 2 bis 3 kpc die ursprüngliche Form eines solchen Massendichteprofils trotz der vollständigen Zerstörung einiger Kugelhaufen und der teilweisen Verdunstung einiger anderer erhalten bleibt. Dieses Ergebnis ist nahezu unabhängig von der Wahl der anfänglichen Massenfunktion für die Kugelsternhaufen, die noch schlecht bestimmt ist. Die Form dieser entwickelten Massendichteprofile des Clustersystems stimmt auch mit dem derzeit beobachteten Profil des Old Halo-Kugelclustersystems überein, was unsere Hypothese bestätigt. Unser Ergebnis könnte darauf hindeuten, dass die Abflachung, die das Massendichteprofil des alten Halos in kurzen Abständen vom galaktischen Zentrum zeigt, zumindest teilweise ursprünglichen Ursprungs ist. “
Beobachtungsgeschichte:
Nach seiner Entdeckung in der Nacht vom 27. auf den 28. August 1780 durch Pierre Mechain wurde dieser schwache Sternenball am 5. Oktober von Charles Messier pflichtbewusst beobachtet und katalogisiert und am 18. Oktober 1780 als Objekt Nr. 75 in seinen Katalog aufgenommen. Wie Messier feststellte damals:
„Nebel ohne Stern, zwischen Schütze und dem Kopf des Steinbocks; gesehen von M. Mechain am 27. und 28. August 1780. M. Messier suchte es am folgenden 5. Oktober und verglich es am 18. Oktober mit dem Stern 4 Capricorni der sechsten Größe nach Flamsteed: es schien M. Messier soll aus nichts als sehr kleinen Sternen bestehen, die Nebel enthalten: M. Mechain berichtete von einem Nebel ohne Sterne. Messier sah es am 5. Oktober; aber der Mond befand sich über dem Horizont, und erst am 18. desselben Monats konnte er seine Form beurteilen und seine Position bestimmen. “
Bis 1799 war Sir William Herschel dabei - aber er löste es nicht. "Es gibt nicht das geringste Erscheinungsbild, dass es aus Sternen besteht, aber es ähnelt anderen Clustern dieser Art, wenn sie mit geringen raumdurchdringenden und vergrößernden Kräften gesehen werden", schrieb er.
Es würde weitere 11 Jahre dauern, bis Herschel einzelne Sterne erkennen und in seinen privaten Notizen aussprechen konnte: „Es ist ein Kugelsternhaufen.“ Zwanzig Jahre später sagte sein Sohn John: „Nicht hell; klein; runden; ziemlich plötzlich heller zur Mitte hin; 2 'Durchmesser; fleckig, aber nicht gelöst. Ein unbedeutendes Objekt. “
Admiral Smyth fand es jedoch nur ein bisschen besser. Wie er beim Betrachten des Objekts schrieb:
„Ein Kugelsternhaufen im Raum zwischen dem linken Arm des Schützen und dem Kopf des Steinbocks und 7 Grad 1/2 Grad südsüdwestlich von Beta Capricorni. Es ist eine klare weiße Masse unter einigen Blicksternen, mit einer großen im Randfeld. Es wurde 1780 von Pierre Mechain entdeckt, der es als Nebel ohne Sterne betrachtete. aber Messier betrachtete es als eine Masse sehr kleiner Sterne, deren Meinung zu einem Objekt, das bestenfalls eher schwach ist, kühn war. Im Jahr 1784 wurde es von William Herschels 20-Fuß-Newtonian gelöst, und nach der Messung wurde ihm eine Tiefe der 734. Ordnung zugewiesen. Kein Wunder, dass diese Miniatur von 3 Messier blass sein sollte! “
Messier 75 finden:
Messier 75 ist aufgrund seiner geringen Größe und geringen Helligkeit ein schwieriger Fang im Fernglas. Mit einem einfachen Trick können Sie es jedoch bei dunklem Himmel etwas leichter fangen, als Sie vielleicht denken. Versuchen Sie die Deklination, anstatt den richtigen Aufstieg zu erreichen! Identifizieren Sie anhand von Theta Aquilae (dem südlichsten Stern in den Flügeln des Adlers) als nächstes das helle Duo von Alpha Capricornii. Zeichnen Sie eine mentale Linie zwischen den beiden und stellen Sie sich dies als einen Sternsprung vor.
Machen Sie einen weiteren Sprung in der gleichen Entfernung und halten Sie Ihr Sucherfernrohr oder Fernglas genau südlich von Theta ausgerichtet, und Sie werden da sein! Obwohl M75 bei Ferngläsern eine nahezu herausragende Größe aufweist, ist es unter Bedingungen mit dunklem Himmel sehr gut erreichbar und zeigt sich in kleinen Teleskopen als kleine, runde Kontraständerung. Zielfernrohre mit mittlerer Apertur erkennen eine Körnigkeit der Textur und größere Teleskope beginnen mit der Auflösung. Da es sich um ein schwaches Objekt handelt, ist ein dunklerer Himmel erforderlich, und es eignet sich nicht für hell verschmutzte Gebiete oder mondhelle Nächte.
Genießen Sie Ihre eigenen Beobachtungen dieses fernen Sternenballs…
Und hier sind die kurzen Fakten zu diesem Sternhaufen, die Ihnen den Einstieg erleichtern sollen:
Objektname: Messier 75
Alternative Bezeichnungen: M75, NGC 6864
Objekttyp: Kugelsternhaufen der Klasse I.
Konstellation: Schütze
Richtiger Aufstieg: 20: 06.1 (h: m)
Deklination: -21: 55 (Grad: m)
Entfernung: 67,5 (kly)
Visuelle Helligkeit: 8,5 (mag)
Scheinbare Dimension: 6,8 (Bogen min)
Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier-Objekte und Kugelsternhaufen geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 - Der Krebsnebel, Beobachtung des Scheinwerfers - Was auch immer mit Messier 71 passiert ist? Und David Dickisons Artikel zu den Messier-Marathons 2013 und 2014.
Schauen Sie sich unbedingt unseren vollständigen Messier-Katalog an. Weitere Informationen finden Sie in der SEDS Messier-Datenbank.
Quellen:
- NASA - Messier 75
- Messier Objekte - Messier 75
- Wikipedia - Messier 75
