Kopš Abbe Nicholas Louis de Lacaille vizītes laikā Dienvidāfrikā 1751.-2000. Gadā to novēroja pus collu diametra spiegu stiklā, Kappa Crucis zvaigžņu kopu (NGC 4755) kopš tā laika intriģēja un mulsināja astronomi. Šodien atvērsim Jāņa Heršela “dažādu krāsu dārgakmeņu zārku” un tuvāk apskatīsim “Dārgakmeņu kasti” ...
Kappa Crucis zvaigžņu kopai, kas atrodas apmēram 7500 gaismas gadu attālumā netālu no plašā, tumšā kosmisko putekļu mākoņa, kas pazīstams kā “ogļu maiss”, ir Kappa Crucis zvaigžņu kopums ar Bayer apzīmējumu, lai arī tas ir klasteris nevis atsevišķa zvaigzne. Tikai ar vienu skatu uz šo krāsaino masīvu ir jāsaprot, kā tas kļuva pazīstams kā Jewel Box. Apkaisīts 20 gaismas gadu telpā un varbūt tikai 7,1 miljons gadu vecs, tajā atrodas gan sarkanās, gan baltās, gan zilās milzu zvaigznes. Ja tā spožākā zvaigzne atrastos mūsu pašu Saules sistēmas centrā, tā spīdētu 83 000 reizes spožāk nekā Sols!
Spilgti oranžā zvaigzne ir Kappa Crucis, kas izceļas starp karstajiem, spilgti zilajiem biedriem. Ļoti jauna zvaigzne ir nonākusi sarkanajā superģinālajā skatuvē? 1862. gada vidū vīrs, vārdā Fransisko Abbots, sāka pētīt dārgakmeņu kasti, un viņa novērojošajās piezīmēs teikts; "Noteiktas izmaiņas, kas acīmredzami notiek tā komponentu zvaigžņu skaitā, pozīcijā un krāsā." Tā bija diezgan radikāla domāšana, kopš viņš metās pretī Džona Heršela un Džordža Airija līdzībām. Bet, kā tas bieži notiek, dažreiz viens astronoms var pamanīt to, ko cits nevar, un kādus 10 gadus vēlāk H.C. Rasela ņēma Abbott piezīmes pie sirds - izmērīja un kataloģizēja 130 klastera zvaigznes. Neskatoties uz ārkārtīgu kritiku, cits novērotājs nosauca R.T. Innes arī pieprasīja krāsas maiņu, kā norādīts klasiskajā darbā “Debesu objekti parastiem teleskopiem”.
Protams, studijas ar to nebeidzās, un tas notika 1900. gadu sākumā ar Trumpleru un pēc tam Harlovu Šapleju. Pirmais ievērojami nozīmīgais astrofizikālais papīrs par šo kopu parādījās 1958. gadā, un to publicēja Haltons Arps un Cecils van Sants, kuri mēģināja uzzināt vairāk par galaktisko supergānu zvaigznēm. “Trīs spilgtākās zvaigznes ir supergliemenes un sarkanā zvaigzne, kas ir visas kopas dalībnieces, tad NGC 4755 jābūt nedaudz līdzīgam h un ‡ ‡ Persei ¦ Tā kā šāda veida kopas ir reti sastopamas, novērošanas materiāls ir pietiekams krāsas iegūšanai. - tika iegūta stāvokļa diagramma. ” Tomēr, jo vairāk zvaigžņu tika atklātas un izpētītas, jo mulsinošākas kļuva apzīmējumi! Gadi progresēja un NGC 4755 kļuva vēl saprotamāks un labāk katalogizēts.
Saskaņā ar hēlija, oglekļa, slāpekļa un skābekļa daudzuma pētījumiem, ko veikuši G. Mathys (et al), “Pēc CN paraugu ņemšanas šajā paraugā nav skaidru pierādījumu par iekšēju sajaukšanos. Šķiet, ka tikai trīs zvaigznes starp supergigantiem parāda slāpekļa palielināšanos. Diviem no tiem ir diezgan zems projicēts ekvatoriālais ātrums (protams, tie var būt strauji rotatori, kas redzami uz starta); trešais ir noteikts ātrs rotators. Zemāka gravitācijas zvaigznēs acīmredzami ir notikusi kaut kāda sajaukšanās. Superģenti savā hēlija saturā neatšķiras no pārējām programmas zvaigznēm. Vidējais hēlija daudzums katrā klasterī ir tuvu standarta vērtībai (He / H). ”
Ir ārkārtīgi svarīgi pētīt mainīgas zvaigznes atvērtās kopās. Tie ir norādes uz attālumu un evolūciju! Jaunās kopās, piemēram, dārgakmens lodziņā, spožākajām zvaigznēm jābūt mainīgām un jābūt zilām. Viņiem arī vajadzēja sākt evolūciju prom no galvenās secības, atšķirībā no zema masas zvaigznēm, kuras tikai mierīgi sadedzina savu ūdeņradi. Kā mēs zinām, viens no galvenajiem mainīgo veidiem ir Beta Cepheid zvaigznes, un Stankova (et al) veiktie pētījumi parāda četru jaunu mainīgo zvaigžņu noteikšanu NGC 4755. “Frekvences risinājumus sniedzam kā laika skalas un amplitūdas rādītājus. pulsāciju. NGC 4755-116, iespējams, ir B2 punduris ar periodu 4,2 d, kura mainīgumu izraisa plankuma vai g režīma pulsācija. NGC 4755-405 var uzskatīt par jaunu ep² Cephei zvaigzni ar divām pulsācijas frekvencēm. NGC 4755-215 mēs atradām vienu frekvenci un NGC 4755-316 trīs pulsācijas frekvences; mēs iesakām abām būt jaunām, lēnām pulsējošām B zvaigznēm, kas ir īsā laika posmā. ” Šīs izmaiņas var izraisīt radiālas pulsācijas no nestabila ūdeņraža kodola, un ir nepieciešami vēl vairāk pētījumu.
Bet vai ir vēl kas? Jā. Visjaunākie C. Bonatto (et al.) Veiktie pētījumi parāda NGC 4755 dinamisko stāvokli. “Mēs pēta iespēju, ka kopas vecumā dažas galvenās secības un pirms galvenās secības zvaigznes joprojām satur infrasarkanos starojumus, kas saistīti ar putekļu aploksnēm un proto-planētu diski. Kodolā ir nepilnības PMS zvaigznēs, salīdzinot ar MS zvaigznēm. NGC 4755 satur bināros failus halo, bet to kodolā ir maz. Salīdzinot ar atvērtiem klasteriem dažādos dinamiskos stāvokļos, kas pētīti ar līdzīgām metodēm, NGC 4755 der attiecībām, kas ietver strukturālos un dinamiskos parametrus paredzamajā lokusā tā vecumam un masai. ”
Vai NGC 4755 veidojās no tā paša molekulārā mākoņa? Vai tas ir divi klasteri, kas pārklājas? Vai ogļu maisa tuvums ietekmē tā vizuālās īpašības? Neatkarīgi no tā, kāda zinātne ir aiz tā, gaisma, ko jūs tagad redzat, aizgāja apmēram tajā pašā laikā, kad tika būvētas Ēģiptes Lielās piramīdas. Ļaujiet skaļāk skanēt Burnhema vārdiem: “… spožs un skaists galaktikas šķembas, kas ierindojas starp dienvidu Piena ceļa smalkākajiem un iespaidīgākajiem objektiem… Klasteris atrodas bagātā un ievērojamā Debesu reģionā, ko ir vērts izpētīt ar mazu jaudu bagātināta lauka tipa teleskopi un instrumenti. ”
Šīs nedēļas krāšņo attēlu darīja Dons Goldmans, un tas tika uzņemts Maķedonijas Ranges observatorijā. Pateicamies jums!
