Willkommen zurück am Messier Montag! In unserer fortwährenden Hommage an den großen Tammy Plotner werfen wir einen Blick auf die Triangulum-Galaxie, auch bekannt als Messier 33. Viel Spaß!
Während des 18. Jahrhunderts bemerkte der berühmte französische Astronom Charles Messier das Vorhandensein mehrerer „nebulöser Objekte“ am Nachthimmel. Nachdem er sie ursprünglich für Kometen gehalten hatte, begann er, eine Liste von ihnen zusammenzustellen, damit andere nicht den gleichen Fehler machten, den er gemacht hatte. Mit der Zeit würde diese Liste (bekannt als Messier-Katalog) 100 der fabelhaftesten Objekte am Nachthimmel enthalten.
Eines dieser Objekte ist als Messier 34 bekannt, ein offener Sternhaufen im nördlichen Perseus-Sternbild. Es befindet sich in einer Entfernung von etwa 1.500 Lichtjahren von der Erde und ist eines der der Erde am nächsten gelegenen Messier-Objekte. Es beherbergt geschätzte 400 Sterne. Es ist auch hell genug, um mit bloßem Auge oder Fernglas gesehen zu werden, wenn die Lichtverhältnisse dies zulassen.
Was Sie sehen:
Dieser Sternhaufen begann seine gemeinsame Reise durch unsere Galaxie vor etwa 180 Millionen Jahren als Teil der „Local Association“… Gruppen von Sternen wie die Plejaden, der Alpha Persei-Haufen und der Delta Lyrae-Haufen, die einen gemeinsamen Ursprung haben, aber geworden sind gravitativ ungebunden und bewegen sich immer noch zusammen durch den Raum. Wir wissen, dass die Sterne durch ihre gemeinsame Bewegung und ihr Alter verwandt sind, aber was wissen wir noch über sie?
Nun, eine Sache, die wir wissen, ist, dass von den 354 Sternen in der Region-Umfrage 89 tatsächliche Cluster-Mitglieder sind und dass alle sechs visuellen Binärdateien und drei der vier bekannten Ap-Sterne Mitglieder des Clusters sind. Es gibt sogar einen Riesen unter ihnen! Aber wie fast alle Stars da draußen wissen wir, dass sie normalerweise keine Singles sind und tatsächlich Gefährten haben. Wie Theodore Simon in seiner Studie von 2000 zu NGC 1039 und NGC 3532 schrieb:
„Etwa die Hälfte der in beiden Bildern erkannten Quellen weist wahrscheinlich optische Gegenstücke aus früheren bodengestützten Vermessungen auf. Der Rest sind entweder potenzielle Clustermitglieder oder Vordergrund- / Hintergrundsterne, die nur durch zusätzliche Photometrie-, Spektroskopie- und Eigenbewegungsstudien bestimmt werden können. Es gibt einige Hinweise (bei einem Konfidenzniveau von 98%), dass Sterne vom Solartyp möglicherweise nicht über die extremen Rotations- und Aktivitätsniveaus verfügen, die in den viel jüngeren Plejaden- und Alpha-Persei-Clustern gezeigt werden, aber eine detaillierte Bewertung der koronalen Röntgeneigenschaften von Diese Cluster müssen in Zukunft auf empfindlichere Beobachtungen warten. Wenn dies bestätigt wird, könnte dieser Befund dazu beitragen, die Möglichkeit auszuschließen, dass die Aktivität des Sternendynamos und das Rotationsbremsen durch einen sich schnell drehenden zentralen Kern gesteuert werden, wenn Sterne diese Evolutionsphase von der Plejadenphase zu der der Hyaden durchlaufen. “
Wenn es Begleitsterne gibt, die entdeckt werden müssen, was könnte es sonst noch auf dem Gebiet geben, das wir nur ganz „sehen“ können? Versuchen Sie es mit weißen Zwergen. Wie Kate Rubin (et al.) In der Mai 2008-Ausgabe des Astronomical Journal veröffentlichte:
„Wir präsentieren die erste detaillierte photometrische und spektroskopische Untersuchung der Weißen Zwerge (WDs) auf dem Gebiet des ~ 225 Myr alten (log? Cl = 8,35) offenen Clusters NGC 1039 (M34) als Teil des laufenden Lick-Arizona White Dwarf Umfrage. Unter Verwendung der Weitfeld-UBV-Bildgebung wählen wir photometrisch 44 WD-Kandidaten in diesem Bereich aus. Wir identifizieren spektroskopisch 19 dieser Objekte als WDs; 17 sind DA-WDs in Wasserstoffatmosphäre, eine ist eine DB-WD in Heliumatmosphäre und eine ist eine kühle DC-WD, die keine nachweisbaren Absorptionslinien aufweist. Von den 17 DAs befinden sich fünf im ungefähren Abstandsmodul des Clusters. Ein anderer WD mit einem Abstandsmodul von 0,45 mag, der heller als der des Clusters ist, könnte ein doppelt entartetes binäres Clustermitglied sein, ist jedoch eher ein Feld-WD. Wir platzieren die fünf WDs einzelner Clustermitglieder in der empirischen Anfang-Ende-Massenbeziehung und stellen fest, dass drei von ihnen sehr nahe an der zuvor abgeleiteten linearen Beziehung liegen; zwei haben WD-Massen, die signifikant unter der Beziehung liegen. Diese Ausreißer haben möglicherweise einen erhöhten Massenverlust oder eine binäre Entwicklung erfahren. Es ist jedoch durchaus möglich, dass diese WDs einfach Eindringlinge aus der Feld-WD-Population sind. “
Es klingt zwar etwas verwirrend, aber es geht nur darum, wie sich Sternhaufen entwickeln. Wie David Soderblom in einer Studie von 2001 schrieb:
„Wir analysieren Keck Hires Rotationsbeobachtungen in F-, G- und K-Zwergenmitgliedern des offenen Clusters M34 (NGC 1039), der 250 Myr alt ist, und vergleichen sie mit den Plejaden, Hyaden und NGC 6475. Die Obergrenze Die Rotation in M34 ist etwa um den Faktor zwei niedriger als bei den 100 Myrten alten Plejaden, aber die meisten M34-Sterne liegen weit unterhalb dieser Obergrenze, und es ist die Gesamtkonvergenz der Rotationsraten, die am auffälligsten ist. Einige K-Zwerge in M34 sind immer noch schnelle Rotatoren, was darauf hindeutet, dass sie eine Kern-Hüllkurven-Entkopplung erfahren haben, gefolgt von der Wiederauffüllung des Oberflächendrehimpulses aus einem internen Reservoir. Unser Vergleich der Rotation in diesen Clustern zeigt, dass die Zeitskala für die Kopplung der Hüllkurve an den Kern nahe 100 Myr liegen muss, wenn tatsächlich eine Entkopplung stattfindet. “
Beobachtungsgeschichte:
M34 wurde wahrscheinlich vor 1654 von Giovanni Batista Hodierna gefunden und am 25. August 1764 von Charles Messier unabhängig wiederentdeckt. Wie er es in seinen Notizen beschrieb:
„Ich habe die Position einer Ansammlung kleiner Sterne zwischen dem Kopf der Medusa und dem linken Fuß von Andromeda fast parallel zum Stern Gamma dieser Buchstabenkonstellation bestimmt. Mit einem gewöhnlichen Refraktor von 3 Fuß unterscheidet man diese Sterne; Der Cluster kann eine Verlängerung von 15 Minuten haben. Ich habe seine Position in Bezug auf den Stern Beta im Kopf der Medusa bestimmt; Sein rechter Aufstieg wurde bei 36d 51 ′ 37 ″ und seine Deklination bei 41d 39 ′ 32 ″ Nord abgeschlossen. “
Im Laufe der Jahre drehten sehr viele historische Beobachter ein Teleskop, um es zu untersuchen - und suchten auch nach mehr. Sir William Herschel sagte: „Eine Ansammlung von Sternen; Mit 120 denke ich, dass es von fleckigem Licht begleitet wird, wie Sterne in der Ferne. “ Es ist jedoch nur sehr wenig mehr zu sehen, außer der Tatsache, dass die meisten Sterne paarweise angeordnet zu sein scheinen - das bemerkenswerteste ist das optische Doppel in der Mitte - h 1123 -, das am 23. Dezember 1831 von Sir John Herschel katalogisiert wurde.
Charles Messier entdeckte es am 25. August 1764 unabhängig und nahm es in den Messier-Katalog auf. Wie er in der ersten Ausgabe des Katalogs schrieb:
„In derselben Nacht vom 25. bis 26. August habe ich die Position einer Ansammlung kleiner Sterne zwischen dem Kopf der Medusa [Algol] und dem linken Fuß von Andromeda fast parallel zum Stern Gamma dieses Briefes bestimmt Konstellation. Mit einem gewöhnlichen [nicht achromatischen] Refraktor von 3 Fuß [FL] unterscheidet man diese Sterne; Der Cluster kann eine Verlängerung von 15 Minuten haben. Ich habe seine Position in Bezug auf den Stern Beta im Kopf der Medusa bestimmt; sein rechter Aufstieg wurde bei 36d 51 abgeschlossen? 37?, & Seine Deklination als 41d 39? 32? Norden."
Aber wie immer war es Admiral William Henry Smyth, der das Objekt mit der floridsten Prosa beschrieb. Wie er in seinen Notizen bei der Beobachtung des Clusters im Oktober 1837 schrieb, bemerkte er Folgendes:
„Ein Doppelstern in einer Gruppe zwischen dem rechten Fuß von Andromeda und dem Kopf der Medusa; wo eine Linie von Polaris zwischen Epsilon Cassiopeiae und Alpha Persei bis innerhalb von 2 Grad von der Parallele von Algol auf sie treffen wird. A und B, 8. Größe und beide weiß. Es befindet sich in einer verstreuten, aber eleganten Gruppe von Sternen vom 8. bis 13. Helligkeitsgrad auf dunklem Grund, und einige von ihnen bilden grobe Paare. Dies wurde erstmals 1764 von Messier als „Masse kleiner Sterne“ gesehen und registriert. und 1783 wurde von Sir W. Herschel mit einem 7-Fuß-Reflektor aufgelöst: Mit dem 20-Fuß-Reflektor machte er es zu einer „groben Ansammlung großer Sterne unterschiedlicher Größe“. Mit der Methode, die er angewendet hatte, um die Galaxie zu ergründen, gelangte er zu dem Schluss, dass die Tiefe dieses Objekts die 144. Ordnung nicht überschreiten sollte. “
Messier finden 34:
M34 ist in Ferngläsern etwa zwei Sichtfeldern nordwestlich von Algol (Beta Persei) leicht zu finden. Sie werden wissen, wann Sie diesen markanten Sternhaufen gefunden haben, denn „X“ markiert den Punkt! In einem Teleskop-Sucher erscheint es als schwacher, trüber Fleck und löst sich bei den meisten durchschnittlichen Teleskopen vollständig auf. Messier 34 ist ein ausgezeichnetes Ziel für Mondnächte oder leicht verschmutzte Gebiete und hält weniger als perfekten Himmelsbedingungen stand.
Es kann sogar ohne Hilfe von idealen Orten aus gesehen werden! Viel Spaß bei Ihren Beobachtungen!
Und wie immer haben wir die kurzen Fakten zu diesem Messier-Objekt hinzugefügt, um Ihnen den Einstieg zu erleichtern:
Objektname: Messier 34
Alternative Bezeichnungen: M34, NGC 1039
Objekttyp: Galaktischer offener Sternhaufen
Konstellation: Perseus
Richtiger Aufstieg: 02: 42,0 (h: m)
Deklination: +42: 47 (Grad: m)
Entfernung: 1,4 (kly)
Visuelle Helligkeit: 5,5 (mag)
Scheinbare Dimension: 35,0 (Bogen min)
Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier Objects geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 - Der Krebsnebel, M8 - Der Lagunennebel 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:
- Wikipedia - Messier 34
- Messier Objekte - Messier 34
- SEDS - Messier 34
