Selamat datang kembali di Messier Monday! Hari ini, kami melanjutkan penghormatan kami kepada sahabat kami, Tammy Plotner, dengan melihat gugus bola yang dikenal sebagai Messier 68.
Pada abad ke-18, saat mencari langit di malam hari untuk komet, astronom Prancis Charles Messier terus memperhatikan keberadaan benda-benda difus yang awalnya dia salah duga sebagai komet. Pada waktunya, dia akan datang untuk menyusun daftar sekitar 100 benda-benda ini, berharap untuk mencegah astronom lain membuat kesalahan yang sama. Daftar ini - dikenal sebagai Katalog Messier - akan menjadi salah satu katalog Deep Sky Objects yang paling berpengaruh.
Salah satu objek ini adalah gugus bola yang dikenal sebagai Messier 68. Terletak sekitar 33.000 tahun cahaya di Konstelasi Hydra, gugusan ini mengorbit melalui Bima Sakti. Selain menjadi salah satu kluster globular yang paling miskin logam, ia mungkin mengalami keruntuhan inti, dan diyakini telah diperoleh dari galaksi satelit yang bergabung dengan Bima Sakti di masa lalu.
Deskripsi:
Pada jarak sekitar 33.000 tahun cahaya, gugus bola M68 berisi setidaknya 2.000 bintang, termasuk 250 raksasa dan 42 variabel - salah satunya adalah bintang latar depan dan bukan anggota sejati. Mencentang berdiameter 106 tahun cahaya dan datang ke arah kita dengan kecepatan 112 kilometer per detik, sekitar 250 bintang raksasa dengan gembira menyemangati - menikmati status berlimpah secara kimiawi. Seperti Jae-Woo Lee (et al), ditunjukkan dalam penelitian 2005:
“Kami menyajikan studi kelimpahan bahan kimia terinci dari tujuh bintang raksasa di M68, termasuk enam raksasa merah dan satu bintang cabang raksasa postasymptotic (AGB). Kami menemukan perbedaan signifikan dalam gravitasi yang ditentukan dengan menggunakan fotometri dan yang diperoleh dari keseimbangan ionisasi, yang menunjukkan bahwa pengaruh non-LTE (NLTE) penting bagi bintang-bintang yang memiliki gravitasi rendah, logam-miskin. Kami mengadopsi kelimpahan besi menggunakan gravitasi fotometrik dan garis Fe II untuk meminimalkan efek tersebut, menemukan [Fe / H] = -2.16 ± 0,02 (= 0,04). Untuk rasio elemen-ke-besi, kami mengandalkan garis netral versus Fe I dan garis terionisasi versus Fe II (kecuali untuk [O / Fe]) untuk juga meminimalkan efek NLTE. Kami menemukan variasi dalam jumlah natrium di antara bintang-bintang program. Namun, tidak ada korelasi (atau antikorelasi) dengan kelimpahan oksigen. Selanjutnya, bintang pasca-AGB memiliki natrium yang berlimpah (rendah) secara normal. Kedua fakta ini menambah dukungan lebih lanjut pada gagasan bahwa variasi yang terlihat di antara beberapa elemen cahaya dalam kelompok globular individu muncul dari variasi primordial dan bukan dari pencampuran yang dalam. M68, seperti M15, menunjukkan kelimpahan silikon yang lebih tinggi dibandingkan dengan gugus bola lainnya dan bintang medan metallicity yang sebanding. Tapi M68 bahkan lebih menyimpang dalam menunjukkan titanium yang kurang melimpah. Kami berspekulasi bahwa dalam M68 titanium berperilaku seperti elemen puncak-besi daripada kepatuhan yang lebih umum diamati untuk peningkatan yang terlihat dalam elemen yang disebut-seperti seperti magnesium, silikon, dan kalsium. Kami menafsirkan hasil ini sebagai menyiratkan bahwa pengayaan bahan kimia yang terlihat pada M68 mungkin telah muncul dari kontribusi dari supernova dengan nenek moyang yang agak lebih masif daripada yang berkontribusi terhadap kelimpahan yang biasanya terlihat pada kluster globular lainnya. ”
Salah satu fitur paling tidak biasa dari Messier 68 adalah posisinya dalam skema besar hal - berlawanan dengan pusat galaksi kami. Kita tahu bahwa gugus bola terletak hampir secara eksklusif di dalam halo galaksi, jadi apa yang bisa menyebabkan ini? Seperti dijelaskan oleh Yoshiaki Sofue dari Departemen Astronomi Universitas Tokoyo dalam penelitian tahun 2008:
“Kami membangun kurva rotasi Grup Galacto-Lokal, menggabungkan kurva rotasi Galactic dengan diagram, di mana kecepatan radial galacto-sentris dari kluster globular luar dan galaksi anggota Grup Lokal diplot terhadap jarak galacto-sentris mereka. Agar Grup Lokal terikat secara gravitasi, diperlukan orde massa yang lebih besar daripada Galaksi dan M31. Fakta ini menunjukkan bahwa Grup Lokal mengandung materi gelap yang mengisi ruang antara Galaxy dan M31. Kita dapat mempertimbangkan bahwa ada tiga komponen materi gelap. Pertama, materi gelap galaksi yang mendefinisikan distribusi massa di galaksi yang mengendalikan kurva rotasi luar; kedua, materi gelap yang diperluas mengisi seluruh Grup Lokal yang memiliki dispersi kecepatan setinggi ~ 200 km s -1, yang secara gravitasi menstabilkan Grup Lokal; dan akhirnya, materi gelap seragam memiliki kecepatan lebih tinggi yang berasal dari struktur supergalactic. Namun, komponen ketiga tidak secara signifikan mempengaruhi struktur dan dinamika Grup Lokal ini. Karena itu, kita dapat berspekulasi bahwa di setiap tempat di Galaxy, ada tiga komponen materi gelap yang berbeda memiliki kecepatan yang berbeda atau suhu yang berbeda. Mereka mungkin berperilaku hampir secara independen dari satu sama lain, tetapi berinteraksi dengan gravitasi mereka. "
Dan fakta itu dilakukan oleh penelitian lebih lanjut. Seperti yang ditunjukkan Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) dalam sebuah penelitian:
"Gugus global yang bergerak di Bima Sakti, serta galaksi kecil yang ditelan oleh medan pasang surut yang kuat dari Bima Sakti, mengembangkan ekor pasang surut. Proyek ini adalah bagian dari program studi yang lebih besar yang ditujukan untuk studi evolusi Sistem Globular Cluster di galaksi dan umpan balik timbal balik antara galaksi induk dan GCS-nya, baik dalam skala kecil dan besar. Proyek ini adalah bagian dari program berkelanjutan yang ditujukan untuk menguji apakah dan bagaimana interaksi pasang surut dengan galaksi induk dapat memengaruhi kinematika bintang yang dekat dengan jari-jari pasang surut dari beberapa gugus bola galaksi dan menjelaskan profil datar yang diamati dari profil radial dispersi kecepatan pada jari-jari besar. . Studi tentang interaksi dinamis dari kluster globular (selanjutnya disebut GCs) dengan medan pasang surut galaksi mewakili kepedulian astrofisika modern dan saat ini dalam terang pengamatan resolusi tinggi baru-baru ini. Sistem gugus globular (selanjutnya disebut GCS) menghasilkan puncak yang lebih rendah daripada bintang halo di Galaksi kita, di M31, M87, dan M89, serta di tiga galaksi gugusan Fornax dan 18 galaksi elips. Penjelasan yang paling mungkin untuk temuan ini adalah bahwa dua sistem (halo dan GCS) awalnya memiliki profil yang sama dan bahwa, setelah itu, GCS berkembang karena dua efek yang saling melengkapi, terutama: interaksi pasang surut dengan medan galaksi dan gesekan dinamis, yang menginduksi GC besar membusuk di wilayah galaksi pusat dalam waktu kurang dari 10 ^ 8 tahun. Medan pasang surut eksternal juga memiliki efek menginduksi evolusi bentuk fungsi massa gugus-gugus individu, karena hilangnya preferensi bintang bermassa rendah sebagai konsekuensi dari segregasi massa. Bukti kuat bahwa medan pasang surut memainkan peran mendasar dalam evolusi fungsi massa dicapai oleh penemuan bahwa lereng mereka berkorelasi lebih kuat dengan lokasi gugusan di Bima Sakti daripada dengan keasaman gugusan. Tetapi bukti terkuat dari interaksi GC dengan bidang galaksi telah ditemukan dalam dekade terakhir, dengan deteksi lingkaran cahaya dan ekor yang mengelilingi banyak GC. "
Benarkah Messier 68 mungkin dengan "sisa" dari galaksi lain? Ya memang. Seperti yang dikemukakan M. Catelan dalam penelitian tahun 2005:
“Kami meninjau dan mendiskusikan bintang cabang horizontal (HB) dalam konteks astrofisika yang luas, termasuk bintang variabel dan non-variabel. Penilaian kembali dikotomi Oosterhoff disajikan, yang memberikan detail belum pernah terjadi sebelumnya mengenai asal dan sistematisnya. Kami menunjukkan bahwa dikotomi Oosterhoff dan distribusi gugus bola di bidang metalurgi morfologi HB sama-sama mengecualikan, dengan signifikansi statistik yang tinggi, kemungkinan bahwa halo Galactic mungkin telah terbentuk dari pertambahan galaksi kerdil yang menyerupai satelit Bima Sakti masa kini seperti satelit Bima Sakti seperti Fornax, Sagitarius, dan LMC — sebuah argumen yang, karena sangat bergantung pada bintang-bintang RR Lyrae kuno, pada dasarnya tidak tergantung pada evolusi kimiawi dari sistem-sistem ini setelah masa paling awal dalam sejarah Galaksi. ”
Sejarah Pengamatan:
M68 ditemukan oleh Charles Messier pada 9 April 1780 yang menggambarkannya sebagai; "Nebula tanpa bintang di bawah Corvus dan Hydra; sangat redup, sangat sulit dilihat dengan refraktor; dekat itu adalah bintang dengan magnitudo keenam ”. Resolusi pertama dari masing-masing bintang, tentu saja, dikaitkan dengan Sir William Herschel. Ketika ia menulis dalam catatannya pada saat itu:
"Gugusan bintang-bintang yang indah, sangat kaya, dan sangat padat sehingga sebagian besar bintang itu menyatu; itu dekat 3 ′ luas dan sekitar 4 ′ panjang, tetapi terutama bulat, dan ada sangat sedikit bintang yang tersebar tentang. Cluster oval ini juga mendekati bentuk globular, dan kompresi terpusat dibawa ke tingkat yang tinggi. Insulasi juga sejauh ini canggih sehingga mengakui deskripsi yang akurat tentang kontur. "
Berkat kesalahan yang agak aneh pada bagian Laksamana Smyth, selama bertahun-tahun itu diyakini sebagai penemuan Pierre Mechain. Seperti yang ditulis Smyth dalam catatannya:
"Nebula bulat besar di tubuh Hydra, di bawah Corvus, ditemukan pada 1780 oleh Mechain. Pada 1786, reflektor kuat 20 kaki milik Sir William Herschel mengatasinya menjadi sekelompok bintang kecil yang kaya, sangat padat sehingga sebagian besar komponen dicampur bersama. Ini sekitar 3 ′ luas, dan 4 ′ panjang; dan dia memperkirakan bahwa kedalamannya mungkin dari urutan ke-344. Ia ditempatkan hampir di tengah-tengah antara dua bintang kecil, satu di np [NW] dan yang lainnya di kuadran sf [SE], garis di antaranya akan membagi dua nebula. Ini sangat pucat, tetapi begitu berbintik-bintik sehingga pengawasan pasien mengarah pada kesimpulan, bahwa ia telah mengasumsikan sosok bulat dalam ketaatan pada kekuatan yang menarik. Dibedakan dengan Beta Corvi, dari mana ia berada di selatan oleh timur, dalam jarak 3 deg. "
Kesalahan ini membutuhkan waktu hampir satu abad untuk diperbaiki! Jangan butuh waktu satu abad untuk melihat sendiri gugusan bola yang indah ini ...
Menemukan Messier 68:
Bintang-bintang yang lebih terang dari musim dingin utara membuat menemukan gugus bola kecil ini cukup mudah untuk teropong dan teleskop - mulailah dengan mengidentifikasi persegi panjang miring dari konstelasi Corvus dan fokuskan perhatian Anda pada bintang paling tenggara - Beta. Target kami terletak sekitar tiga lebar jari di tenggara Beta Corvi dan hanya satu napas timur laut bintang ganda A8612.
Ini akan terlihat sebagai cahaya bulat, samar dalam teropong, dan teleskop kecil akan melihat anggota individu. Teleskop besar akan sepenuhnya menyelesaikan globular kecil ini sampai ke inti! Messier Object 68 sangat cocok untuk kondisi langit mana pun ketika bintang-bintang Corvus terlihat.
Dan berikut adalah fakta singkat tentang Objek Messier ini untuk membantu Anda memulai:
Nama Objek: Messier 68
Penunjukan Alternatif: M68, NGC 4590
Jenis objek: Klaster Globular Kelas X
Konstelasi: Hydra
Kenaikan yang Benar: 12: 39.5 (j: m)
Deklinasi: -26: 45 (deg: m)
Jarak: 33.3 (kly)
Kecerahan Visual: 7.8 (mag)
Dimensi yang Jelas: 11.0 (arc min)
Kami telah menulis banyak artikel menarik tentang Objek Messier di Space Magazine. Inilah Pengantar Tammy Plotner to the Messier Objects, M1 - Nebula Kepiting, dan artikel David Dickison tentang Messier Marathons 2013 dan 2014.
Pastikan untuk memeriksa Katalog Messier lengkap kami. Dan untuk informasi lebih lanjut, lihat SEDS Messier Database.
Sumber:
- Objek Messier - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
