Willkommen zurück am Messier Montag! Wir setzen unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns den „Summer Rose Star“ ansehen, der auch als Kugelsternhaufen von Messier 55 bekannt ist. Viel Spaß!
Während der französische Astronom Charles Messier im 18. Jahrhundert den Nachthimmel nach Kometen absuchte, bemerkte er immer wieder das Vorhandensein fester, diffuser Objekte am Nachthimmel. Mit der Zeit würde er kommen, um eine Liste von ungefähr 100 dieser Objekte zusammenzustellen, um sicherzustellen, dass Astronomen sie nicht mit Kometen verwechselten. Diese Liste - bekannt als Messier-Katalog - würde jedoch eine wichtigere Funktion erfüllen.
Eines dieser Objekte ist Messier 55, ein Kugelsternhaufen im Sternbild Schütze. Dieser Cluster, auch als „Sommerrosenstern“ bekannt, befindet sich 17.600 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 100 Lichtjahren. Während es mit einem Fernglas gesehen werden kann, kann das Auflösen seiner einzelnen Sterne nur mit einem kleinen Teleskop und einem Sucherfernrohr erfolgen.
Beschreibung:
Diese lose erscheinende Kugel aus Sternpunkten befindet sich etwa 17.300 Lichtjahre vom Planeten Erde entfernt und hat einen Durchmesser von fast 100 Lichtjahren. Sie scheint nicht konzentriert zu sein - aber sie beherbergt Zehntausende Sterne. Nimmt sich jemand wirklich die Zeit, sie zu zählen? Sie wetten. M.J. Irwin und V. Trimble haben genau das während ihrer Studie von Messier 55 im Jahr 1984 getan:
„Wir berichten über die Anzahl der Sterne als Funktion der Position und der scheinbaren Größe im reichen, relativ offenen südlichen Kugelsternhaufen NGC 6809 (M55). Drei AAO 150arcsec-Platten wurden mit dem Automatic Plate Measuring System (APM) am Institute of Astronomy, Cambridge, gescannt, und 20825 Bilder wurden mit der zugehörigen Software gezählt. Zuvor bekannte Merkmale von reichhaltigen Kugelsternhaufen, die in den Rohzahlen auftreten, umfassen eine Abflachung der Leuchtkraftfunktion, eine erhöhte zentrale Konzentration heller Sterne im Vergleich zu schwachen Sternen (normalerweise als Massentrennung interpretiert) und leichte Abweichungen im radialen Profil von King-Modellen. Die Überfüllung des Feldes, die dazu führt, dass beim Zählvorgang schwache Sterne bevorzugt in der Nähe des Clusterzentrums übersehen werden, trägt zu all diesen Faktoren bei und ist möglicherweise für die gesamte scheinbare Massentrennung verantwortlich, jedoch nicht für alle anderen beiden Effekte. “
Aber nur gut wollen, zählt das Zählen der Sterne? Wenn Astronomen wissen, wie viele Sterne sich in einem bestimmten Gebiet befinden, können sie auch andere Dinge berechnen, beispielsweise die chemische Häufigkeit. Carlos Alvarez und Eric Sandquist sagten in ihrer Studie von 2004:
„Wir haben die Sterne des asymptotischen Riesen-, Horizontal- und oberen roten Riesenastes (AGB, HB und RGB) im Kugelsternhaufen M55 (NGC 6809) zusammengestellt. Unter Verwendung der Sternzahlen und des R-Parameters berechnen wir die anfängliche Heliumhäufigkeit. Das Verhältnis ist für einen Kugelsternhaufen ungewöhnlich hoch, fast 2 von den vorhergesagten Werten entfernt und das höchste für einen massiven Kugelhaufen. Wir argumentieren, dass die besondere HB-Morphologie und Metallizität von M55 langlebige HB-Sterne hervorgebracht hat, die nicht zu blau sind, um die Erzeugung von AGB-Sternen zu vermeiden. Dieses Ergebnis deutet darauf hin, dass wir evolutionäre Effekte auf die HB abbilden können. Obwohl wir keine Hinweise auf Variationen in der HB-Morphologie mit dem Abstand vom Zentrum des Clusters finden, sind die roten HB-Sterne deutlich weniger konzentriert als die meisten HB-Sterne, und die bläulichsten HB-Sterne sind zentraler konzentriert. “
Das photometrische Studium von Kugelsternhaufen bietet Astronomen auch den Vorteil, sie mit anderen zu vergleichen, um zu sehen, wie sich die einzelnen Cluster entwickeln. Wie P. Richter (et al.) In ihrer Studie von 1999 anzeigte:
„Wir präsentieren die Stroemgren-CCD-Photometrie für die beiden galaktischen Kugelsternhaufen M55 (NGC 6809) und M22 (NGC 6656). Der Unterschied zwischen M55 und M22 kann dem Unterschied in der integralen CN-Bandenstärke zwischen M31-Kugelhaufen und dem galaktischen System ähneln. Das Farbgrößendiagramm von M55 zeigt das Vorhandensein einer Population von 56 blau streunenden Sternen, die zentraler konzentriert sind als die roten Riesenaststerne. “
Die Betrachtung von Kugelsternhaufen wie Messier 55 in einer anderen Lichtwellenlänge als der optischen zeigt noch beeindruckendere Details - wie die Vision des XMM-Newton. Wie N. A. Webb (et al.) In ihrer Studie von 2006 sagte:
„Mit der neuen Generation von Röntgenobservatorien beginnen wir nun, Populationen enger Binärdateien in Kugelhaufen zu identifizieren, die aufgrund der hohen Sternendichte im optischen Bereich bisher schwer zu fassen waren. Es wird angenommen, dass diese Binärdateien zumindest teilweise für die Verzögerung des unvermeidlichen Kernkollapses von Kugelhaufen verantwortlich sind. Ihre Identifizierung ist daher für das Verständnis der Entwicklung von Kugelhaufen von entscheidender Bedeutung und für die Untersuchung der Binärdateien selbst von großem Wert. Hier präsentieren wir Beobachtungen, die mit XMM-Newton von Kugelhaufen gemacht wurden, in denen wir Röntgenbinärdateien mit geringer Masse von Neutronensternen und deren Nachkommen (Millisekundenpulsare), kataklysmische Variablen und andere Arten von Binärdateien identifiziert haben. Wir diskutieren nicht nur die Eigenschaften dieser Binärdateien, sondern auch ihre Bildung und Entwicklung in Kugelhaufen und ihre Verwendung bei der Verfolgung der dynamischen Geschichte dieser Cluster. “
Beobachtungsgeschichte:
M55 wurde ursprünglich von Abbe Lacaille am 16. Juni 1752 entdeckt, als er in Südafrika beobachtete. In seinen Notizen schrieb er: "Es ähnelt einem dunklen Kern eines großen Kometen." Natürlich würde unser eigener Kometenjäger, Charles Messier, viele Jahre suchen, bevor er ihn wiedererlangte, um ihn seinem eigenen Katalog hinzuzufügen. Am 24. Juli 1778 fand er das Objekt und notierte es wie folgt in seinen Notizen:
„Bei einem Nebel, der ein weißlicher Fleck mit einer Ausdehnung von etwa 6 'ist, ist sein Licht gleichmäßig und scheint keinen Stern zu enthalten. Seine Position wurde aus Zeta Sagittarii unter Verwendung eines Zwischensterns der 7. Größe bestimmt. Dieser Nebel wurde von M. l'Abbe de LaCaille entdeckt, siehe Mem. Acad. 1755, p. 194. M. Messier hat am 29. Juli 1764 vergeblich danach gesucht, wie in seinen Memoiren berichtet. “
Johann Elert Bode, Dunlop und Caroline Herschel würden folgen, aber es wäre Sir William Herschel, der als erster die Auflösbarkeit dieses großen Kugelhaufens erahnen würde. In seinen privaten Notizen schreibt er:
„Eine reiche Ansammlung sehr komprimierter Sterne, unregelmäßig rund, ungefähr 8 Minuten lang. Durch die Beobachtung des kleinen 20-Fuß-Teleskops, das 38,99-mal so weit wie das Auge Sterne erreichen könnte, kann die Tiefe dieses Clusters nicht viel geringer sein als die der 467. Ordnung: Ich habe angenommen, dass es der 400. Ordnung entspricht. “
Messier 55 finden:
M55 ist keineswegs leicht zu finden. Eine der besten Möglichkeiten, es zu lokalisieren, besteht darin, bei Theta 1 und Theta 2 Sagittarius zu beginnen, wo Sie es ungefähr zwei Fingerbreiten nordwestlich dieses Paares ungefähr vier Grad finden. Beide Thetas sind für das bloße Auge auf der dunklen Seite - ungefähr Größe 4 bzw. 5, aber Sie werden sie erkennen, wenn Sie zwei Sterne finden, die weniger als einen halben Grad voneinander entfernt sind und nach Norden / Süden ausgerichtet sind.
Bei durchschnittlichen Ferngläsern wird M55 etwa ein Fernglasfeld im Nordwesten entfernt. Platzieren Sie die Thetas für durchschnittliche bildkorrekte Sucher in der Position 8:00 am Rand des Sucherfelds und gehen Sie zum Okular mit der geringstmöglichen Vergrößerung, um es zu lokalisieren.
Obwohl das M55 eine hohe visuelle Helligkeit aufweist, weist es eine geringe Oberflächenhelligkeit auf, sodass es nicht für den städtischen oder lichtverschmutzten Himmel geeignet ist. Bei dunklem Himmel wird das Fernglas es als runden, dunstigen Fleck sehen - wie einen diffusen Kometen, während kleine Teleskope beginnen können, einzelne Sterne aufzulösen. Teleskope mit größerer Apertur erkennen ganz leicht das feine Korn von Sternen geringer Größe!
Genießen Sie Ihre eigene Auflösbarkeit dieses großartigen Kugelsternhaufens!
Und wie immer, hier sind die kurzen Fakten zu diesem Messier-Objekt:
Objektname: Messier 55
Alternative Bezeichnungen: M55, NGC 6809
Objekttyp: Klasse XI Globular Cluster
Konstellation: Schütze
Richtiger Aufstieg: 19: 40,0 (h: m)
Deklination: -30: 58 (Grad: m)
Entfernung: 17,3 (kly)
Visuelle Helligkeit: 6,3 (mag)
Scheinbare Dimension: 19,0 (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 - The Crab Nebula, 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:
- Messier Objekte - Messier 55: Summer Rose Star
- SEDS - Messier 55
- Wikipedia - Messier 55
