الفلك

كم عدد النجوم الموجودة في الكتلة الكروية المكونة من 10 ^ 5 كتل شمسية؟

كم عدد النجوم الموجودة في الكتلة الكروية المكونة من 10 ^ 5 كتل شمسية؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

كنت أتساءل عما إذا كانت هناك طريقة سهلة لتقريب عدد النجوم في الكتلة الكروية (GC) مع 10 ^ 5 كتل شمسية.

هل يمكن للمرء ، على سبيل المثال ، أن يفترض فقط أن GC مكون من نجوم شبيهة بالشمس ، وبالتالي يحتوي على 10 ^ 5 نجوم؟ أم أن هذا بسيط للغاية؟

شكرا لإجاباتك!


يبلغ متوسط ​​كتلة دالة الكتلة الأولية حوالي 0.3 كتلة شمسية (Maschberger 2013). لذلك ، سيكون لدى GC بكتلة 10 ^ 5 شمسية ~ 3 × 10 ^ 5 نجوم فيه. نظرًا لأن النجوم الأكثر ضخامة قد ماتت بالفعل في GC ، فإن متوسط ​​الكتلة للتوزيع الكتلي الحالي لـ GC سيكون في الواقع أقل قليلاً ، مما يعني ضمناً عددًا أكبر قليلاً من النجوم ، ولكن هذا سيكون تصحيحًا صغيرًا نسبيًا (بالتأكيد لا يزيد عن 3).


دليل محير: هل تم تدمير أقرب مجموعة نجمية إلى الشمس؟

يندمج العنقود النجمي Hyades تدريجياً مع خلفية النجوم في مجرة ​​درب التبانة. تقع المجموعة على بعد 153 سنة ضوئية ويمكن رؤيتها بالعين المجردة لأن الأعضاء الأكثر سطوعًا يشكلون شكل V من النجوم في كوكبة الثور ، الثور. تُظهر هذه الصورة أعضاء Hyades كما هو محدد في بيانات Gaia. تم تمييز هذه النجوم باللون الوردي ، وتم تتبع أشكال الأبراج المختلفة باللون الأخضر. يمكن رؤية النجوم من Hyades وهي تمتد من المجموعة المركزية لتشكيل "ذيول". تُعرف هذه التيول باسم ذيول المد والجزر ومن خلالها تغادر النجوم الكتلة. تم إنشاء الصورة باستخدام Gaia Sky. الائتمان: ESA / Gaia / DPAC، CC BY-SA 3.0 IGO إقرار: S. Jordan / T. ساجريستا.

كشفت بيانات من القمر الصناعي Gaia لرسم خرائط النجوم التابع لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA) عن أدلة محيرة على أن أقرب مجموعة نجمية إلى الشمس قد تعطلت بسبب تأثير الجاذبية لهيكل هائل غير مرئي في مجرتنا.

إذا كان هذا صحيحًا ، فقد يقدم دليلًا على مجموعة مشتبه بها من "الهالات الفرعية للمادة المظلمة". يُعتقد أن هذه السحب غير المرئية من الجسيمات هي بقايا من تكوين مجرة ​​درب التبانة ، وهي الآن منتشرة عبر المجرة ، مكونة بنية تحتية غير مرئية تمارس تأثيرًا جاذبيًا ملحوظًا على أي شيء ينجرف إلى مسافة قريبة جدًا.

توصلت تيريزا ييرابكوفا ، الزميلة البحثية في وكالة الفضاء الأوروبية ، وزملاؤها من وكالة الفضاء الأوروبية والمرصد الأوروبي الجنوبي إلى الاكتشاف أثناء دراسة الطريقة التي يندمج بها عنقود نجمي قريب في الخلفية العامة للنجوم في مجرتنا. استند هذا الاكتشاف إلى إصدار Gaia المبكر للبيانات (EDR3) وبيانات من الإصدار الثاني.

تم الكشف عن المدى الحقيقي لذيول المد والجزر Hyades لأول مرة بواسطة بيانات من مهمة Gaia التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية. سمحت بيانات Gaia بتتبع الأعضاء السابقين في الكتلة النجمية (الموضحة باللون الوردي) عبر السماء بأكملها. تم تمييز هذه النجوم باللون الوردي ، وتم تتبع أشكال الأبراج المختلفة باللون الأخضر. تم إنشاء الصورة باستخدام Gaia Sky. الائتمان: ESA / Gaia / DPAC، CC BY-SA 3.0 IGO إقرار: S. Jordan / T. ساجريستا

اختار الفريق Hyades كهدف لهم لأنه أقرب تجمع نجمي للشمس. يقع على بعد أكثر من 153 سنة ضوئية ، ويمكن رؤيته بسهولة لمراقبي السماء في كل من نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي باعتباره شكل "V" واضح للنجوم الساطعة التي تحدد رأس الثور في كوكبة برج الثور. بعيدًا عن النجوم الساطعة المرئية بسهولة ، تكشف التلسكوبات عن مائة أو نحو ذلك من النجوم الخافتة الموجودة في منطقة كروية من الفضاء ، بعرض حوالي 60 سنة ضوئية.

سوف يفقد العنقود النجمي النجوم بشكل طبيعي لأنه عندما تتحرك هذه النجوم داخل العنقود فإنها تجذب بعضها البعض بقوة جاذبية. يغير هذا السحب المستمر سرعات النجوم قليلاً ، وينقل بعضها إلى حواف العنقود. من هناك ، يمكن أن تكتسح النجوم عن طريق جاذبية المجرة ، مكونة ذيلان طويلان.

يتتبع أحد الذيل كتلة النجوم ، والآخر ينسحب أمامه. تُعرف باسم ذيول المد والجزر ، وقد تمت دراستها على نطاق واسع في تصادم المجرات ولكن لم يرها أحد من قبل من مجموعة نجمية مفتوحة قريبة ، حتى وقت قريب جدًا.

المفتاح لاكتشاف ذيول المد والجزر هو تحديد النجوم في السماء التي تتحرك بطريقة مشابهة لعنقود النجوم. يجعل Gaia هذا الأمر سهلاً لأنه يقيس بدقة المسافة والحركة لأكثر من مليار نجم في مجرتنا. يقول تيريزا: "هذان هما أهم الكميتين اللتين نحتاجهما للبحث عن ذيول المد والجزر من عناقيد النجوم في مجرة ​​درب التبانة".

لاقت المحاولات السابقة من قبل الفرق الأخرى نجاحًا محدودًا فقط لأن الباحثين بحثوا فقط عن النجوم التي تتطابق بشكل وثيق مع حركة العنقود النجمي. استبعد هذا الأعضاء الذين غادروا في وقت سابق من تاريخها الذي يتراوح بين 600 و 700 مليون عام ، وبالتالي يسافرون الآن في مدارات مختلفة.

لفهم نطاق المدارات التي يجب البحث عنها ، أنشأ تيريزا نموذجًا حاسوبيًا يحاكي الاضطرابات المختلفة التي قد تشعر بها النجوم الهاربة في العنقود خلال مئات الملايين من السنين في الفضاء. تم الكشف عن المدى الحقيقي لذيول المد والجزر بعد تشغيل هذا الكود ، ثم مقارنة عمليات المحاكاة بالبيانات الحقيقية. وجد تيريزا وزملاؤه الآلاف من الأعضاء السابقين في بيانات Gaia. تمتد هذه النجوم الآن لآلاف السنين الضوئية عبر المجرة في ذيلين هائلين للمد والجزر.

لكن المفاجأة الحقيقية كانت أن ذيل المد والجزر بدا وكأنه يفتقد إلى النجوم. يشير هذا إلى أن شيئًا أكثر وحشية يحدث كثيرًا من أن "يتحلل" العنقود النجمي بلطف.

بعد إجراء عمليات المحاكاة مرة أخرى ، أظهر تيريزا أنه يمكن إعادة إنتاج البيانات إذا اصطدم هذا الذيل بسحابة من المادة تحتوي على حوالي 10 ملايين كتلة شمسية. تقول: "لابد أنه كان هناك تفاعل وثيق مع هذا التكتل الهائل حقًا ، وقد تم تحطيم الهايدز للتو".

ولكن ماذا يمكن أن يكون هذا التكتل؟ لا توجد ملاحظات لسحابة غاز أو عنقود نجمي بهذا الحجم القريب. إذا لم يتم اكتشاف بنية مرئية حتى في عمليات البحث المستهدفة المستقبلية ، يقترح تيريزا أن الكائن يمكن أن يكون هالة فرعية للمادة المظلمة. هذه كتل تحدث بشكل طبيعي من المادة المظلمة والتي يعتقد أنها تساعد في تشكيل المجرة أثناء تكوينها. يُظهر هذا العمل الجديد كيف يساعد Gaia علماء الفلك على رسم إطار المادة المظلمة غير المرئي للمجرة.

"مع Gaia ، تغيرت الطريقة التي نرى بها درب التبانة تمامًا. وبفضل هذه الاكتشافات ، سنتمكن من رسم خرائط للهياكل الفرعية لمجرة درب التبانة بشكل أفضل بكثير من أي وقت مضى "، كما يقول تيريزا. وبعد أن أثبت تيريزا وزملاؤه هذه التقنية مع Hyades ، يوسعون العمل الآن من خلال البحث عن ذيول المد والجزر من مجموعات النجوم الأخرى البعيدة.

المرجع: & # 8220 ذيول المد والجزر الطويلة التي يبلغ طولها 800 قطعة من العنقود النجمي Hyades: اكتشاف محتمل للكثافة الزائدة الملحمية المرشحة من مجموعة نجمية مفتوحة & # 8221 بواسطة Tereza Jerabkova و Henri MJ Boffin و Giacomo Beccari و Guido de Marchi و Jos HJ de Bruijne و Timo بروستي ، 24 مارس 2021 ، علم الفلك والفيزياء الفلكية.
DOI: 10.1051 / 0004-6361 / 202039949


نجمة Kapteyn

نجم Kapteyn هو قزم شبه أحمر قاتم للغاية ، وأكثر زرقة إلى حد ما و
باهتة من Gliese 623 A (M2.5V) و B (M5.8Ve) في أسفل اليمين.
(انظر صورة مسح 2MASS لكابتين من ناسا ستار
وقاعدة بيانات الكواكب الخارجية.)

في 3 يونيو 2014 ، أبلغ فريق من علماء الفلك عن اكتشاف اثنين من كوكب الأرض الفائق يدوران حول هذا النجم القديم. قد يدعم Kapteyn b الماء السائل على السطح ، على الرغم من أنه يحتوي على 4.8 كتلة أرضية على الأقل ويكمل مداره في غضون 48.6 يومًا فقط على مسافة مدارية متوسطة تبلغ 0.17 ، مع انحراف مداري يبلغ 0.21. يعتبر Kapteyn c أكثر ضخامة بحد أدنى 7.0 كتلة أرضية ويستمر عامه 121.5 يومًا بمتوسط ​​مسافة مدارية 0.31 ، مع انحراف مداري يبلغ 0.23 ، ويجب أن يكون باردًا جدًا لدعم الماء السائل. (بيان صحفي لـ CIS و Anglada-Escud وآخرون ، 2014).

فيكتور روبليس ، جيمس بولوك ، ميغيل روشا ،
جويل بريماك ، جامعة كاليفورنيا في ايرفين ، جامعة كاليفورنيا في سانتا كروز

تم اكتشاف اثنين من الأرض الفائقة حولها
نجم Kapteyn (نجم يتيم ممزق من an
قزم مجرة ​​الأقمار الصناعية القديمة من درب التبانة
الطريق) ، واحد داخل منطقته الصالحة للسكن (المزيد).

يقع هذا النجم على بعد حوالي 12.8 سنة ضوئية (ly) من شمسنا ، Sol ، في الجزء (05: 11: 40.58-45: 01: 06.27 ، ICRS 2000.0) من Constellation Pictor ، حامل الرسام - شمال غرب بيتا بيكتوريس. نظرًا لكونه أصغر بكثير وأكثر برودة من سول ، فإن نجمة كابتين غير مرئية للعين المجردة. لديه ثاني أعلى حركة مناسبة معروفة بعد نجم بارنارد ، حيث يتحرك إلى الجنوب الشرقي بمعدل 8.7 بوصات سنويًا. استنادًا إلى مساره المداري الرجعي اللامركزي ، ربما يكون النجم قد وُلد عنقود كروي مشابه لأوميغا قنطورس (وايلي دي بوير) وآخرون ، 2009 كين كروسويل ، نيو ساينتست ، 12 نوفمبر 2009 ، كين كروسويل ، علم الفلك ، 2005).

الحركة الواضحة لنجم Kapteyn's over
ثلاث سنوات.

وفقًا لكين كروسويل ، اكتشف جاكوبوس كورنيليوس كابتين (1851-1922) من جامعة جرونينجن الحركة المناسبة العالية للغاية لهذا النجم في عام 1897 ، ومن قبل روبرت ثوربورن آيتون إينيس (1861-1933) في إدنبرة ، اسكتلندا. كان إينيس يراقب من رأس الرجاء الصالح في جنوب إفريقيا ، على الأرجح مع المنكسر 7 بوصات في المرصد الملكي. تطوع كابتين ، الذي كان يفتقر إلى تلسكوب ، لقياس لوحات التصوير التي التقطها ديفيد جيل (1843-1914) ، أيضًا في مرصد كيب. نتيجة لذلك ، طور Kapteyn Cape Photographic Durchmusterung أو CP (D) ، وهو كتالوج يتكون من 454875 نجمًا جنوبيًا وقيمًا لكثافة النجوم في الفضاء كدالة للمسافة والسطوع والفئة الطيفية. بالإضافة إلى ذلك ، أدى اكتشافه لـ "تدفق النجوم" إلى مفهوم دوران المجرة. يبدو أنه تم تغيير اسم النجم إلى Kapteyn في عشرينيات القرن الماضي ، بعد وفاته ، ربما لأنه كان أول من لاحظ أن النجمة الباهتة المدرجة في كتالوج قديم باسم "منطقة قرطبة 5 ساعات 243" ومفقودة من إحدى لوحات جيل التصوير الفوتوغرافي. حتى وجد إينيس نجمًا يطابق وصفه شرق موقعه الأصلي. (المزيد عن Kapteyn).

حدد علماء الفلك نجم Kapteyn
كهدف "المستوى 1" للبصريات التابعة لوكالة ناسا
مهمة SIM ، تأخرت الآن إلى أجل غير مسمى.

نظرًا لقرب Kapteyn من Sol واستنتاج أصله القديم من خارج قرص المجرة ، كان النظام موضوعًا ذا أهمية كبيرة بين علماء الفلك. تم اختيار النجم ليكون من "المستوى 1" من النجوم المستهدفة لمهمة ناسا البصرية لقياس التداخل الفضائي (SIM). ستحاول المهمة اكتشاف كواكب صغيرة مثل ثلاث كتل أرضية في نطاق وحدتين من كل نجم. على الرغم من أن بعض معلومات النظام الموجزة وصور Kapteyn's Star قد لا تزال متاحة من فرق SIM ، أعلن مدير مشروع SIM في 8 نوفمبر 2010 أن المهمة تم تأجيلها إلى أجل غير مسمى بسبب سحب تمويل ناسا.

المداري
مسافة
(أ = AUs)
المداري
فترة
(P = أيام)
المداري
غرابة
(هـ)
المداري
ميل
(أنا = درجات)

كتلة
(الأرض)

قطر الدائرة
(الأرض)

كثافة
(الأرض)
سطح - المظهر الخارجي
الجاذبية
(الأرض)

المعدنية
(شمسي)
نجمة Kapteyn0.0. . . 96,600-129,90031.7-34.9. . 0.074
الداخلية H.Z. حافة؟0.12629.80.0?. . . . .
الكوكب "ب"0.16848.60.21?=>4.8. . . .
HZ الخارجي حافة؟0.23676.50.0?. . . . .
الكوكب "ج"0.311121.50.23?=>7.0. . . .

نجم Kapteyn هو قزم فرعي أحمر خافت أو تسلسل رئيسي (sdM0-1.5 أو V) ، ونجم هالة (John E. Gizis ، 1997 ، صفحة 809 و NASA Star and Exoplanet Database) ، والذي يُعتقد أنه في الأصل عضو في درب التبانة هالة المجرة المضيئة. يحتوي النجم على حوالي 7.4 بالمائة من وفرة الحديد في سول ، ومتوسط ​​معدني مرجح لوفرة العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم بنسبة 10.5 بالمائة تقريبًا من سول (وولف ووالرشتاين ، 2004). نظرًا لندرة العناصر الأثقل ، يبدو النجم أكثر زرقة قليلاً من القزم الأحمر المتسلسل الرئيسي من الفئة M. وقد يحتوي على حوالي 29 إلى 39 بالمائة من كتلة سول (كين كروسويل ، 2005 و RECONS) ، حوالي الثلث (29). إلى 32 بالمائة) من قطرها ، وأقل من 4/1000 من لمعانها. إنه نجم متغير يسمى VZ Pictoris. بعض أرقام كتالوج النجوم المفيدة والتعيينات لهذا النجم هي: VZ Pic ، Gl 191 ، Hip 24186 ، HD 33793 ، CD-45 1841 ، CP (D) -44612 ، SAO 217223 ، LHS 29 ، LTT 2200 ، LFT 395 ، GC 6369 ، U 628 ، ومنطقة قرطبة 5 ساعات 243.


نجم Kapteyn أكبر من
ألفا سنتوري سي (بروكسيما)
لكنها أصغر بكثير
من سول (أكثر من ESO).

وفقًا لتحليل عام 2014 ، تقع الحافة الداخلية للمنطقة الصالحة للسكن في Kapteyn بالقرب نسبيًا من النجم عند حوالي 0.126 AUs من النجم ، بينما تقع الحافة الخارجية بعيدًا عند حوالي 0.236 AUs (Anglada-Escudud et al ، 2014 ، Table 2 في الصفحة 4). نظرًا لوجود ناتج أكبر نسبيًا من الأشعة تحت الحمراء للنجوم M مثل نجم Kapteyn ، فإن المسافة من Kapteyn حيث يوجد ماء سائل على سطح كوكب من نوع الأرض تتمركز حول 0.158 AU فقط - داخل المسافة المدارية لعطارد في الشمس نظام. بافتراض أن Kapteyn لديه 39 في المائة من كتلة سول ، فإن مثل هذا الكوكب سيكمل مداره حول النجم في أقل من 37 يومًا عند 0.158 AU - أقل من ستة أسابيع.

الأرض الفائقة ، Kapteyn b قد تدعم الماء السائل على السطح. تبلغ كتلته 4.8 كتلة أرضية على الأقل ويكمل مداره في غضون 48.6 يومًا فقط على مسافة مدارية متوسطة تبلغ 0.17 ، مع انحراف مداري يبلغ 0.21. (بيان صحفي لـ CIS و Anglada-Escud وآخرون ، 2014).

أكبر كوكب أرضي ، Kapteyn c هو أكثر كتلة عند 7.0 من كتلة الأرض على الأقل. تستمر سنتها 121.5 يومًا بمتوسط ​​مسافة مدارية 0.31 ، مع انحراف مداري قدره 0.23. ومع ذلك ، يقع الكوكب بعيدًا بما يكفي عن بداية مضيفه الخافت لدرجة أنه يجب أن يكون باردًا جدًا بحيث لا يدعم الماء السائل. (بيان صحفي لـ CIS و Anglada-Escud وآخرون ، 2014).

نجم شبه قزم وهالة؟ - الأقزام الفرعية ، مثل نجمة Kapteyn القريبة ، تكون باهتة وأكثر زرقة من النجوم القزمة الأصغر سنا ذات التسلسل الرئيسي (Wing et al ، 1976). لديهم محتوى "معادن" أقل من العناصر الأثقل من الهيليوم. يُعتقد أن هذا المعدن المنخفض يرجع إلى ولادتهم في عصر (أو منطقة) مبكرة من المجرة عندما كان عدد قليل نسبيًا من المستعرات الأعظمية قد قذف معادنهم في سحب الغبار المحيطة (John E. Gizis ، 1997). وجد علماء الفلك 15 من الأقزام الفرعية في حي الطاقة الشمسية بحلول عام 1998 (Fuchs and Jahrei ، 1998).

معظم النجوم في الانتفاخ المركزي وفي العناقيد الكروية للهالة المجرية هي نجوم قديمة منخفضة المعادن ، وتمثل نجوم الهالة 0.1 إلى 0.2 بالمائة فقط من النجوم بالقرب من سول (كين كروسويل ، 1995 ، ص 62-63. ). نجم Kapteyn هو أقرب نجم هالة معروف ، وهو عضو في مجموعة محلية من نجوم الهالة تسمى "مجموعة نجوم Kapteyn" أو "المجموعة المتحركة" النجمية التي قد تكون جزءًا من مجموعة عملاقة محلية من نجوم الهالة موزعة على 2000 إلى 3000 فرسخ فلكي (6500) إلى 9800 سنة ضوئية) في هالة مجرة ​​درب التبانة (Olin Jeuck Eggen ، 1996).

تتوزع نجوم الهالة بشكل كروي إلى حد ما حول نواة المجرة ، لكن معظم أعضاء الهالة تقع أعلى أو أسفل مستوى المجرة. مع مدارات المجرات الإهليلجية للغاية ، يمكنها التحرك لمسافة تصل إلى 100000 سنة ضوئية من مركز المجرة وقريبة من بضعة آلاف من الليالي. بما في ذلك نجوم العناقيد الكروية البعيدة ، فإن نجوم الهالة هي من بين أقدم المجرات ، ويُعتقد أن معظمها يزيد عن 10 مليارات سنة. بينما تتركز نجوم الهالة بشكل ضعيف جدًا نحو المستوى المجري ، فإنها تظهر تركيزًا قويًا تجاه وتضمين نواة المجرة ولكن مع مدارات شديدة الانحراف. كمجموعة ، تظهر هذه النجوم كمجموعة القليل من الدوران الصافي حول المجرة ، وبالتالي فإن سرعة عضو الهالة V سالبة جدًا ("الاتجاه الرجعي") ، نظرًا لأن حركة الشمس حول مركز المجرة في الموجب V اتجاه.

تحتوي هذه النجوم على نسبة منخفضة جدًا من المعادن بنسبة 1 إلى 10 في المائة من سول (بمتوسط ​​حوالي 2 في المائة) ، لكن نقص المعادن في كابتين كقزم ثانوي من النوع M خفيف بشكل مدهش مقارنة بالأقزام الفرعية من النوع K و G (JR Mould ، 1976) . في حين أن نجوم الهالة قد يصل مجموعها إلى 0.1٪ من النجوم في الجوار الشمسي ، فإنها تشمل الأقزام الفرعية المحلية ، ونجم Kapteyn's Star و Groombridge 1830 (G8VIp مع "superflares" التي يُعتقد الآن أنها نجمة واحدة - بدون M- اكتب رفيق نجمة مضيئة). تُعرف أيضًا باسم النجوم السكانية الثانية نظرًا لاكتشافها اللاحق ، وتتضمن هذه المجموعة أيضًا متغيرات RR Lyrae بفترات تزيد عن 12 ساعة ، والأقزام الفرعية وغيرها من النجوم الفقيرة جدًا بالمعادن ، وبعض العمالقة الحمراء.


قد تكون نجمة Kapteyn
ولدوا
عضو في
أوميغا قنطورس
الكتلة الكروية
قبل أن يضطرب
في المدار حولها
درب التبانة (المزيد).

في 20 أكتوبر 2009 قبل الطباعة ، افترضت مجموعة من علماء الفلك الذين نظروا إلى 16 نجمًا في مجموعة Kapetyn المتحركة النجمية أن نجم Kapteyn هو واحد من 14 نجمة هالو في المجموعة بنفس الوفرة الأولية مثل العديد من أعضاء Omega Centauri Globular الكتلة ، التي تقع على بعد حوالي 17000 سنة ضوئية من سول. المجموعة الكروية الأكثر لمعانًا التي لوحظت من الأرض ، أوميغا قنطورس البالغ من العمر 12 مليار عام بها نجوم من أعمار مختلفة ومجموعات وفرة من العناصر ، مما يشير إلى أن العنقود قد يكون نواة مجرة ​​قزمة اندمجت مع درب التبانة (بكي). وفريمان ، 2005 و 2003). أثناء الاندماج القديم ، انزعجت معظم النجوم البعيدة للمجرة القزمة في مدارات رجعية جديدة حول قلب مجرة ​​درب التبانة ، والتي يبدو أنها تشمل نجم Kapteyn استنادًا إلى التحليل الحركي والكيميائي (Wylie-de Boer et al ، 2009 and Ken Croswell ، نيو ساينتست ، 12 نوفمبر 2009).


كم عدد النجوم الموجودة في الكتلة الكروية المكونة من 10 ^ 5 كتل شمسية؟ - الفلك




دليل للعناقيد الكروية
بقلم مارك أرمسترونج
علم الفلك الآن
تم النشر: 14 مايو 2013

مع بدء تضاؤل ​​فرص المراقبة حيث تصبح الليالي أقصر وأخف وزناً ، تصنع العناقيد الكروية أهدافًا جيدة في ظروف المراقبة الأقل من المثالية ، مع سطوع سطحها المرتفع عمومًا.


بعض من أفضل العناقيد الكروية معروضة هذا الشهر. استخدم مخطط الباحث هذا لتعقبهم. تم التقاط الصورة باستخدام الإصدار 5. من Sky. شاهد نسخة أكبر.

تحتوي سماء أواخر الربيع وأوائل الصيف على عدد كبير من العناقيد الكروية الرائعة لمراقبي نصف الكرة الشمالي ، والتي يتم عرضها أدناه.

العناقيد الكروية هي مجموعات كروية مذهلة ومكتظة بكثافة بالقرب من مجموعات كروية من النجوم القديمة التي تسكن بشكل رئيسي الهالة الخارجية الممتدة لمجرتنا. يُعتقد أنها تشكلت في وقت مبكر جدًا من حياة مجرتنا ، منذ أكثر من 11 مليار سنة ، مما يجعلها أقدم بكثير من العناقيد المفتوحة. تتكون مجرتنا من 150 إلى 200 عضو ، وهي قطرة في المحيط عند مقارنتها بالأرقام المرتبطة ببعض المجرات الأخرى ، فالجهاز البيضاوي العملاق M87 في برج العذراء يحتوي على 16000 كرة كروية مدهشة ، بينما يحتوي M31 على أكثر من 300 مجرة ​​كروية مؤكدة ، بينما يدفع المرشحون الآخرون المجموع إلى ما بعد 1000. تأتي المجرات الكروية في مجموعة من الأقطار والكتل ، يمكن لأصغرها أن يكون أكثر ضخامة فقط من أكبر العناقيد المفتوحة ، ولكن الأكبر مثل M19 و M54 ، التي تزن 1.5 مليون كتلة شمسية وتحتوي على عدة ملايين من النجوم ، تنافس بعض المجرات القزمة. في الواقع ، من الممكن أن يكون أوميغا قنطورس الأقوياء الأكثر سطوعًا وإثارةً هو النواة المخططة لمجرة صغيرة عانت نتيجة لقاء قريب مع مجرتنا منذ دهور.

مدى سهولة رؤية الكرة الأرضية ليس فقط بسبب سطوعها لدرجة تكثيفها (مدى كثافتها) عامل حاسم أيضًا. ستظهر الكرة الكروية الكثيفة والمضغوطة والغنية بالنجوم تباينًا أكبر مع خلفية السماء ، وبالتالي يكون من الأسهل رؤيتها من تلك المنتشرة ، والتي تميل إلى الضياع بسهولة في الخلفية. يستخدم الهواة المتمرسون مقياسًا من 12 نقطة يشير إلى درجة التكثيف ، بدءًا من I (كثيف جدًا ومضغوط) إلى XII (منتشر للغاية بدون تركيز مركزي). تم تصنيف M13 على أنه V ، كما هو الحال مع M5 ، على الرغم من أن الكثيرين يعتقدون أنه أقل كثافة من M13 ، لذا ربما يجب أن يكون VI. تم تصنيف M3 في المرتبة الأولى ، مع انتشار أوميغا قنطورس بدرجة أكبر في السابع. تم تصنيف M92 على أنه IV ، لذا فهو أكثر إحكاما من معظمها ، لذا يجب أن يكون من الأسهل التقاطه بالفعل إنه كائن سهل في المناظير ، ومن الواضح أنه غير نجمي. للحصول على منظر كروي كثيف حقًا ، لاحظ M2 (الفئة الثانية) في برج الدلو ، هذا الخريف.

واحدة من الأفضل في السماء بأكملها ، Messier 3 (NGC 5272) ، التي خسوفها M13 فقط في السماء الشمالية ، لا تزال معروضة بشكل جيد في كوكبة Canes Venatici العظيمة. كان M3 أول اكتشاف حقيقي لـ Messier في مايو 1764 وهو كبير ومشرق ويسهل اكتشافه في المناظير ، فضلاً عن كونه مرئيًا بالعين المجردة في سماء مظلمة وشفافة. M3 هي واحدة من أكبر التجمعات وأضخمها ، حيث تزن 800000 كتلة شمسية ويعتقد أنها تحتوي على حوالي 500000 نجم في كرة يبلغ قطرها حوالي 190 سنة ضوئية. لها مدار مجري إهليلجي للغاية ويعتقد في الوقت الحاضر أنه يقع على بعد 34000 سنة ضوئية.


الكتلة الكروية Messier 3. الائتمان: جيريمي بيريز

لا يتطلب الأمر فتحة كبيرة للبدء في التعرف على الطبيعة الحقيقية لـ M3 ، حتى أن النطاق 80 مم بقدرة منخفضة يظهر أنه محبب وفتحات 100 مم وما فوق ستبدأ في حل الكتلة ، مما يجعل اقتراحًا أصعب في هذا الاحترام من منافسيها الرئيسيين في السماء الشمالية ، M13 و M5. تم تصنيف M3 على أنها فئة V1 في مقياس درجة التكثيف المكون من 12 نقطة (حيث أنا شديد الكثافة ومضغوط إلى XII منتشر للغاية) ، مما يجعلها أكثر انتشارًا قليلاً من منافسيها المذكورين أعلاه ، وكلاهما مصنّف V. حجمه الظاهر من خلال تعتمد العدسة العينية على الفتحة ، حيث تظهر حول سبع دقائق قوسية في 100 مم تزداد إلى 15 دقيقة قوسية في نطاقات الهواة الكبيرة. يمكن الحصول على صور مذهلة من خلال النطاقات المتواضعة مع صور LRGB CCD العميقة التي تكشف عن شكل M3 الجميل المذهل الذي يمتد إلى ما يقرب من 20 دقيقة قوسية.

على الرغم من كونه في منطقة قاحلة نسبيًا من السماء ، فمن السهل جدًا العثور على M3 فقط في منتصف الطريق بين Arcturus اللامع (alpha Bo & oumltis) و Cor Caroli (alpha CVn) ، أقرب قليلاً إلى السابق. في الوقت الحالي ، تبلغ ذروتها M3 بسبب الجنوب بعد الساعة 11 مساءً بتوقيت جرينتش مباشرةً عند 65 درجة صحية جدًا أو نحو ذلك ، وهناك نافذة مراقبة مدتها خمس ساعات حتى يتدخل الشفق الصباحي في حوالي الساعة 4 صباحًا.

بمسح السماء بالمنظار في اتجاه Serpens ، بالقرب من الحدود مع Virgo ، قد تصادف بقعة ضبابية ، مثل نجمة خارج نطاق التركيز. هذه هي الكتلة الكروية الكبيرة والمشرقة والجميلة Messier 5 (NGC 5904) ، وهي جيدة جدًا في الواقع لدرجة أن المراقب العظيم ، إدوارد إيمرسون بارنارد ، اعتقد أنها أجمل بكثير من M13.


الكتلة الكروية Messier 5. الائتمان: جيم ميستي

سجل جوتفريد كيرش في برلين لأول مرة M5 في مايو 1702 ، ولاحظه تشارلز ميسيير في عام 1764 ، لكن ويليام هيرشل كان أول من حلها في عام 1791. وهو مشابه في العديد من الفئات لـ M3 و M13 ، فهو يساوي M13 في السطوع ، ويضيء في ماج. +5.7 وله حجم ظاهر أقل قليلاً من 20 قوسًا مقابل M13's 21 قوسًا. هذا يعطيها حجمًا فعليًا يبلغ 150 سنة ضوئية عبر مسافة 26،620 سنة ضوئية ، M13 أقرب قليلاً وأكبر مع M3 يضرب كلاهما بحجم 190 سنة ضوئية على مسافة أبعد تبلغ 34،170 سنة ضوئية. يمكن أن يحتوي M5 على ما يصل إلى نصف مليون نجم ويزن 800000 كتلة شمسية. عمر M5 هو نقطة الخلاف التي تم الاستشهاد بها سابقًا كواحدة من أقدم الدراسات التي أجراها راؤول خيمينيز وباولو بادوان في عام 1997 عن شباب يبلغ عشرة مليارات سنة ، وهو ما يجعله واحدًا من أصغرهم سنًا إذا كان صحيحًا.

يمكن العثور على M5 بالعين المجردة بواسطة مراقبي عيون النسر في المواقع المظلمة على بعد 25 درجة جنوب شرق أركتوروس وثماني درجات غرب ألفا سيربينتس. يتضاءل تأثيرها إلى حد ما بسبب انحدارها الشمالي المنخفض وهذا هو المكان الذي يسجل فيه M3 و M13 بشكل كبير. من ناحية أخرى ، فهذا يعني أن M5 مرئي من كلا نصفي الكرة الأرضية. تكشف النطاقات الصغيرة عن شكل بيضاوي واضح مع قلب لامع ودقة النجوم البعيدة. يوفر الانتقال إلى "النطاقات في فئة 150-200 مم مناظر رائعة ، مع دقة أكثر أو أقل إلى المركز بتكبير معتدل. يمكن ملاحظة M5 بمجرد حلول الظلام ويكون في أفضل حالاته عند الساعة 12.45 صباحًا بتوقيت جرينتش عندما ترتفع درجة الحرارة بمقدار 40 درجة. احصل على نسخة من عدد مايو من مجلة علم الفلك الآن للحصول على دليل شامل للرصد والرسم والتصوير لـ M5.

مما لا شك فيه أن أفضل تجمع كروي في نصف الكرة الشمالي ، M13 (NGC 6205) هو أول تجربة للعديد من المراقبين عن حشد كروي ومن ثم تم ربطهم بخطاف. M13 خسوف فقط من قبل الكرات الجنوبية الكبرى أوميغا قنطورس و 47 Tucanae ، مع M22 في القوس الذي يوفر منافسة شديدة للغاية. من السهل جدًا العثور على M13 على الجانب الغربي من Keystone asterism في Hercules ، حيث تقع في ثلث الطريق من eta إلى zeta Herculis وهي تقع ضمن نطاق العين المجردة أيضًا من أحلك المواقع ، متوهجة بحجم متكامل + 5.7


الكتلة الكروية Messier 13. الائتمان: نيك Szymanek

ستلتقط المناظير M13 بسهولة ، محاطة بنجمتين من الدرجة السابعة ، ولكنها تظهر فقط بقعة ضبابية ممتدة ذات قلب أكثر إشراقًا. يجب أن تُظهر التلسكوبات الصغيرة ذات الجودة العالية في فئة 80-100 مم قطرًا واضحًا من ثمانية إلى عشرة دقائق قوسية وتبدأ في حل بعض النجوم البعيدة في كرة الشمس العملاقة هذه. الترقية إلى 150 مم واستخدام تكبير 200x يمنحك ببساطة مناظر خلابة.

اكتشف إدموند هالي M13 في عام 1714 وأضافه ميسييه إلى قائمته للأجسام الغامضة الشبيهة بالمذنبات في عام 1764. كان ويليام هيرشل الذي لا يعرف الكلل والرائع أول من أدرك طبيعته الحقيقية بعد 20 عامًا. يمتلك M13 مدارًا غريب الأطوار ، يمتد على مدار 500 مليون سنة حول مركز المجرة ، ويمكن أن يكون بعيدًا عن 80،000 سنة ضوئية ولكن في الوقت الحالي يقع بالقرب من 26،000 سنة ضوئية. M13 هي واحدة من أكبر التجمعات التي يبلغ قطرها الفيزيائي 160 سنة ضوئية ، أي ما يعادل قطرًا ظاهريًا على الكرة السماوية 21 دقيقة قوسية. يعتقد علماء الفلك أن M13 لا يحتوي على أكثر من مليون نجم بكتلة إجمالية تبلغ 600000 كتلة شمسية.

M92 (NGC 6341) عبارة عن كتلة كروية جيدة جدًا تقطن في هرقل ولكن غالبًا ما تطغى عليها المجموعة الكروية الكبيرة M13 ، على بعد عشر درجات فقط إلى الجنوب الغربي. M92 أصغر حجمًا وأخف وزنًا (mag. +6.5 و 14 ') من M13 (+5.7 و 21') لأنه أصغر فعليًا وأبعد. يزن M92 400000 كتلة شمسية ، محشور في قطر 110 سنة ضوئية على بعد 27000 سنة ضوئية.


الكتلة الكروية Messier 92. الائتمان: نيك Szymanek

لذلك من السهل تحديد موقع M92 في شمال هرقل ، حيث انحداره الشمالي المرتفع نقطة إضافية أخرى في سهولة اكتشافه. ولكن ما هو شكل المنظر من خلال العدسة؟ يحب الهواة حل النجوم الفردية في الكرات الأرضية ومحاولة حل النجوم على طول الطريق إلى قلب الكتلة إن أمكن. يصعب حل الكرات الكروية ذات درجة التكثيف الأعلى ، وتصنيف M92 العالي ، وهو ميزة في العثور عليه ، يصبح عائقًا عند محاولة حلها. ستبدأ الفتحات في منطقة 75-100 مم في حل المناطق الخارجية لـ M92 ، مع تلميح النواة المدمجة والغامضة إلى الدقة. ولكن من المحتمل أن يتطلب الأمر فتحة بحجم 250-300 مم لحل M92 تمامًا حتى النخاع.

حاول تبديل العرض بين M13 و M92 وشاهد كيف تقيمهم؟ قم بتغيير نسبة التكبير واستغرق وقتًا طويلاً في مراقبة كل مجموعة. يبدو M92 غير متماثل حتى في النطاقات الصغيرة التي يبلغ قطرها 80 مم ، مع تعويض التكثيف المركزي إلى الشمال الشرقي ولا توجد سلاسل نجمية واضحة ، على عكس تلك الموجودة في M5 و M13.

يتم وضع كل من M92 و M13 بشكل رائع في أمسيات مايو ، ويمكن ملاحظتهما طوال الليل ، وبلغت ذروتها في الساعات الأولى. M92 هو محيط قطبي من المملكة المتحدة (لا يثبت أبدًا).

تعد Ophiuchus موطنًا لما لا يقل عن سبعة مجموعات كروية Messier مع زوج M10 (NGC6254) و M12 (NGC6218) (بفارق يزيد قليلاً عن ثلاث درجات) هما الأكثر سهولة في الوصول لمراقب نصف الكرة الشمالي ويصادف أن يكونا اثنين من الأفضل في أي مكان في العالم. الجنة. تتفوق M10 قليلاً على جارتها في جميع الفئات ، حيث تتألق في mag. +6.6 ويمتد إلى ما يقرب من 20 قوسًا بالقطر الظاهر.


الكتلة الكروية Messier 12. الائتمان: جيم ميستي

يمكن رؤيته في المناظير ، لكن المنظر سيكون أفضل بكثير في تلسكوب صغير ، وحتى نطاق 80 مم عند التكبير x100 سيبدأ في حل النجوم الفردية. يتميز M10 بضغط وتركيز متوسطين ، ويصنف على أنه VII ، ولن يستغرق الأمر سوى نطاق 150 مم لحل النجوم تمامًا في القلب. M10 عبارة عن كرة كروية كبيرة يبلغ قطرها المادي 140 سنة ضوئية ولكن تشترك مع M107 (أيضًا في Ophiuchus) في أنها متوسطة إلى حد ما ، وتتألف من حوالي 250000 كتلة شمسية.

M12 عبارة عن كتلة كروية أكثر مرونة بشكل ملحوظ حتى من خلال الفتحات الصغيرة (التصنيف التاسع) وإذا كان لديك نطاق 100-150 مم ، فيجب أن تكون قادرًا على حل هذه المجموعة بالكامل إلى جوهرها إذا كانت الرؤية تسمح بقوة عالية بما يكفي. M12 أصغر حجمًا وأخف وزنًا من M10 على الرغم من عدم وجود الكثير من حيث السطوع ، فقط عُشر عند +6.8 ، في الحجم يخسر بمقدار خمسة قوسين على الرغم من قربه 4000 سنة ضوئية من جارته عند 20760 سنة ضوئية. هذا يرجع إلى حجمه المادي الحقيقي الذي يبلغ حوالي 85 سنة ضوئية ، وهو أصغر بكثير من M10. بحكم كونهما جنوب خط الاستواء السماوي (وإن كان بشكل هامشي) كلا M10 و M12 لا يبتعدان جيدًا عن الأفق الجنوبي الشرقي حتى منتصف الليل ويتوجان حوالي الساعة 2 صباحًا ، عندما يكون كلاهما مريحًا فوق الأفق الجنوبي بأكثر من 30 درجة.


انتقالات الطور في البلازما الستروفيزيائية الكثيفة

3 تجميد C / O WHITE DWARFS وعمر GALAXY

حتى وقت قريب جدًا ، كان الرأي المقبول عمومًا هو أن مجرتنا قد تشكلت في انهيار مبدئي سريع 19. في هذه الصورة ، يجب أن تكون أعمار جميع مكونات المجرة هي نفس أعمار أقدم العناقيد الكروية (15 ± 3) × 10 9 سنوات ≡ 15 ± 3 Gyr 20. ومع ذلك ، فقد تم مؤخرًا إدخال طرق تعتمد على علم الزمن النووي وعصور التبريد للأقزام البيضاء ، وكلاهما يعطي عمرًا للقرص المجري أصغر من ذلك بكثير. على سبيل المثال ، حصل كل من Malaney و Fowler 21 على عمر مجري رجي ≲ 12 جير من نسبتي Th / Nd و Eu / Ba.

الطريقة الجديدة الأخرى للحصول على عمر قرص المجرة ، قدمها Winget وآخرون. 22 ، يجمع بين النقص الملحوظ في الأقزام البيضاء ذات اللمعان إل & lt 10 −4.5 إل 23 مع نظرية تبريد القزم الأبيض. النتيجة تعطي رجي ≈ 9 جير ، بما يتفق مع نتائج علم الزمن النووي ولكن يتعارض مع عصور المجموعات الكروية. حصلت عملية حسابية حديثة ومستقلة تمامًا بواسطة Iben و Laughlin 24 على عمر قرص 9 Gyr ، بالاتفاق مع نتائج Winget وآخرون. 22 .

هل يمكن أن يفسر فصل طور الكربون والأكسجين هذا التناقض؟ حتى وقت قريب ، كان يُعتقد أن فصل بلازما C / O في قزم أبيض إلى مراحل غنية بـ C و O-rich عند التجميد ، كما اقترح ستيفنسون 25 لأول مرة ، قد يفسر الفرق بين عمر تبريد القزم الأبيض و عصور العناقيد الكروية. كما أوضح Mochkovitch 26 ، فإن غرق المادة الصلبة الغنية بالأكسجين يطلق طاقة جاذبية كبيرة ، مما يؤدي إلى إبطاء تبريد القزم الأبيض وإطالة عمره. إذا حدث هذا ، فقد يكون قرص المجرة أقدم بكثير من التقدير الحالي الذي يقدمه "كرونومتر القزم الأبيض".

ومع ذلك ، فإن إطالة عمر قزم أبيض بارد يزيد أيضًا من وظيفة اللمعان عند هذه المقادير الباهتة. جارسيا بيرو وآخرون. قام 27 مؤخرًا بحساب تأثير فصل الطور الكامل على وظيفة اللمعان ، ووجدوا تأثيرًا كبيرًا ويمكن ملاحظته. Thus, if phase separation were to occur, it could eventually be subjected to observational test.

It now seems very unlikely that C/O phase separation will take place, however. Barrat وآخرون. 28 have recomputed the phase diagram for a C/O mixture and have found it to be of the spindle type rather than the eutectic type suggested by Stevenson. They conclude that significant phase separation does not occur, and that the maximum increase in the white dwarf ages associated with the freezing of this binary plasma is about 0.5 Gyr. Still more recently, Ichimaru, lyetomi, and Ogata 29 have also recomputed the C/O phase diagram and found it to be of an “azeotropic” form. Like Barrat وآخرون., they have concluded that significant phase separation does not occur and that the effect on white dwarf ages is minimal. These two studies essentially close the book on this effect.

The most attractive possibility for resolving the difference between the ages obtained from white dwarf cooling and nucleocosmochronology, on the one hand, and from cluster ages, on the other, seems to me to be to abandon the hypothesis that the disk of the Galaxy is the same age as the halo. Indeed, according to Norris and Green 30 , “There seems no compelling reason to believe that the Galactic disk in the solar neighborhood has any major stellar component as old as the disk globular clusters.” They favor a more gradual formation process and point out that the pressure-supported collapse models of Larson 31 are in best accord with observations. In Larson's model 6, after ∼ 2 Gyr, the disk is confined to within ∼ 5 kpc of center. Only after a further several Gyr does the disk form at the solar distance from the center. They regard this as “the most natural explanation of the apparent relative youth of the disk in the solar neighborhood.” Larson 32 , too, advocates this solution.

In the end, the definitive determination of the age of the galactic disk will almost certainly require the Hubble Space Telescope. In preparation for the launch of this instrument, Tamanaha وآخرون. 33 have recently undertaken a calculation of the contribution to the white dwarf luminosity function of the stars which completed their evolution during the formation of the galactic halo. Such a possibility was first discussed by Larson 34 who postulated “bimodal star formation,” with a “high-mass” star formation mode occurring preferentially in the early history of the galactic disk.

Tamanaha وآخرون. 33 point out that after ∼ 15 Gyr, a 0.8 M white dwarf will have cooled to إل ∼ 10 −6 إل, implying Mالخامس ∼ +20, just below the current limit of detection. Though there exist increasing uncertainties in the microphysics at lower luminosities, these authors have made a first effort to explore this domain. Their most interesting finding is that the most extreme models do allow the entire halo dark matter to consist of white dwarfs, with ages thalo = 12 to 13 Gyr. Younger halos cannot supply all the dark matter. This is a testable result, and when the HST is launched, it will surely be one of the priorities for observational investigation.


10 Beautiful Star Clusters for Stargazers

Credit & Copyright: Jewel Box (NGC 4755) by Dieter Willasch (Astro-Cabinet)

Star clusters represent distinct steps in the evolution of the Universe. On the one hand, globular clusters can be thought of as “fossils”, in the sense that in many cases, they are all that remain of smaller galaxies that were devoured when large galaxies formed. Open clusters on the other hand, are evidence of the evolution of the Universe, in that in almost all cases, the constituent stars in these groupings all formed at roughly the same time from the remnants of their predecessors, to shine until eventually they too will die, with their remains in turn supplying the material for new stars to form.

By keeping the above in mind when looking at the star clusters on this list, the items presented here may become more than just pretty pictures instead, they may come to be seen as the building blocks of the Universe, without which our Sun and solar system may never have existed.

أوميغا قنطورس (NGC 5139)

– Constellation: Centaurus
– Class: VIII
– Coordinates: RA 13h 26m 47.28s | Dec. -47° 28′ 46.1?
– Distance: About 15,800 light years
– Mass: 4 million solar masses
– Radius: 86 light years
– Magnitude: 3.9
– Estimated age: 12 billion years
– Other designations: NGC 5139, GCl 24, Caldwell 80

Image Credit: ESO

Under really dark skies, Omega Centauri appears almost as big as the full Moon, which is not surprising given that this, the biggest cluster orbiting the Milky Way (and the second biggest cluster in the Local Group) spans a full 150 light years, and contains roughly 10 million stars that are on average separated by only about one tenth of a light year. In fact, the cluster is so distinctively different from other similar globular clusters that some investigators believe that it is not the remaining core of a dwarf galaxy that had been assimilated into the Milky Way.

The most distinguishing feature of this cluster is the large number of old, evolved, red giant (Population II) stars that account for a significant percentage of its total stellar population. This and other factors explain the wide distribution of metallicity and stellar ages in the cluster, which suggests that unlike other globular clusters that formed from the same material at roughly the same time, Omega Centauri may be the product of an accretion process in which smaller clusters may have been cannibalized to produce the mixed stellar population. Investigations are continuing.

47 Tucanae (NGC 104)

Image Credit: ESA/Hubble

– Constellation: Tucana
– Class: III
– Coordinates: RA 00h 24m 05.22s | Dec. -72° 04′ 57.9″
– Distance: 16,700 light years
– Mass: 1 million solar masses
– Radius: 60 light years (120 ly diameter)
– Magnitude: 4.95
– Estimated age: 13.06 billion years
– Other designations: NGC 104, GCl 1, Caldwell 106, 1RXS J002404.6-720456

Apart from the fact that 47 Tucanae is the second biggest and brightest globular cluster around the Milky Way, and also contains several million stars, it contains many stars of scientific interest. For instance, the cluster contains at least 21 blue stragglers (near its nucleus), which are stars that have merged with other stars through one of several mechanisms. 47 Tucanae is also contains several hundred X-ray sources.

Furthermore, the cluster houses at least 25 millisecond pulsars, which is the largest population of such objects in any known globular cluster. Moreover, based on recently obtained data, the cluster is very likely to contain a 2000+ solar mass black hole, and given this mix of extreme gravity, exotic radiation, and a low overall metal content, it is perhaps not surprising that despite a diligent search, no planets have been discovered in, or around the cluster.

Messier 2 (NGC 7089)

Image Credit: NASA/STScI/WikiSky

– Constellation: Aquarius
– Class: II
– Coordinates: RA 21h 33m 27.02s | Dec. –00° 49′ 23.7″
– Distance: 37,500 light-years
– Mass: 900,000 solar masses
– Radius: 87.3 light years (174.6ly diameter)
– Magnitude: +6.3
– Estimated age: 13 billion years
– Other designations: NGC 7089

Discovered in 1746 by Jean-Dominique Maraldi and Jacques Cassini, this large cluster was at first thought to be nothing more than a cloud of nebulosity, until William Herschel was able to resolve individual stars in 1783. Spanning about 175 light years, M2 is just visible to the naked eye under dark skies, but a small telescope will easily resolve some of the brighter stars in its outer fringes. In total, M2 contains only about 150,000 stars, which number includes at least 21 variable stars. The brightest members of the cluster are either red or yellow giants, which no doubt helps to make the cluster as conspicuous as it is.

NGC 1049 (in Fornax Dwarf Galaxy)

Image Credit: NASA / ESA / S. Larsen

– Constellation: Fornax
– Class: V
– Coordinates: RA 02h 39m 52.5s | Dec. -34° 16′ 08″
– Distance: 630,000 light years
– Radius: 12 light years (24ly diameter)
– Magnitude: +12.9
– Other designations: Hodge 3

Located a whopping 630,000 light years away, orbiting one of the Milky Way’s satellite galaxies, this pretty cluster is well worth observing in telescopes of moderate aperture. However, its parent galaxy, the Fornax Dwarf Galaxy, is nearly invisible, which makes finding, and observing the cluster a whole lot easier

Mayall II (Andromeda’s Cluster)

Image Credit: Michael Rich, Kenneth Mighell, and James D. Neill (Columbia University), and Wendy Freedman (Carnegie Observatories) and NASA

– Constellation: Andromeda
– Coordinates: RA 00h 32m 46.51s | Dec. +39° 34′ 39.7″
– Distance: 2.9 million light years
– Mass: 1×107 (Solar masses)
– Radius: 21.2 (42.4ly diameter)
– Magnitude: +13.8
– Estimated age: About 12 billion years
– Other designations: G1, NGC-224-G1, SKHB 1, GSC 2788:2139, HBK 0-1, Andromeda’s Cluster

Mayall II is the biggest and brightest globular cluster in the entire Local Group of Galaxies, consisting of around 300,000 old stars which orbits the Andromeda Galaxy at a distance of about 130,000 light years from that galaxy’s centre. While it has been difficult to calculate the exact mass of this cluster, most estimates put the value at about twice that of Omega Centauri. Mayall II also almost certainly contains an intermediate mass black hole in its core.

Like Omega Centauri, Mayall II is characterized by a wide distribution of metallicity and stellar ages, which suggests that it is not a true globular cluster, but the remains of a dwarf galaxy that had been tidally stripped by the Andromeda galaxy. Note that the two bright objects in the frame are unrelated, over-exposed foreground stars.

Southern Pleiades (IC 2602)

Image Credit: Marcin Paciorek

– Constellation: Carina
– Coordinates: RA 10h 42m 57.5s | Dec. -64° 23′ 39″
– Distance: 479 light years
– Dimensions: 50’ × 50’
– Magnitude: 1.9
– Estimated age: 50 million years
– Other designations: Theta Carinae Cluster, Melotte 102, Collinder 229, VDBH 103

Like its namesake in the Northern Hemisphere, the Southern Pleiades is a conspicuous naked-eye object, even though it is 70% fainter than the Taurean Pleiades. It has fewer members, though, consisting of only about 60 or so stars, the brightest of which is Theta Carinae, which shines at magnitude +2.74. The age of the Southern Pleiades is still uncertain, but it is thought to be at least as old as the cluster IC 2391, which is estimated to be about 50 million years old, based on its lithium depletion boundary.

Jewel Box (NGC 4755)

Image Credit: ESO

– Constellation: Crux
– Coordinates: RA 12h 53m 42s | Dec. -60° 22.0′
– Distance: 6,440 light years
– Magnitude: 4.2 (Total, integrated magnitude)
– Estimated age: 16 million years
– Other designations: NGC 4755, Herschel’s Jewel Box, Kappa Crucis Cluster, Caldwell 94

Forming part of the Southern Cross, the aptly Jewel Box [cluster] is among the youngest known open star clusters, being only about 14 million years or so old. Clearly visible without optical aid, it contains about 100 brightly colored stars, which John Herschel described as follows: “..this cluster, though neither a large nor a rich one, is yet an extremely brilliant and beautiful object when viewed through an instrument of sufficient aperture to show distinctly the very different colour of its constituent stars, which give it the effect of a superb piece of fancy jewellery”.

The most luminous stars in this little cluster are all supergiants, and count among the most luminous stars in the entire Milky Way galaxy, which gives some credence to the statement often made by northern observers that “..the South has all the best stuff”. It does, indeed.

Pearl Cluster (NGC 3766)

Image Credit: ESO

– Constellation: Centaurus
– Coordinates: RA 11h 36.1m | Dec. -61° 37′
– Distance: 5,500 light-years
– Diameter: 12.0 (arc mins)
– Magnitude: 5.3
– Estimated age: 14.4 million years
– Other designations: NGC 3766, Lacaille III.7, Dunlop 289, Melotte 107, Collinder 248, C1133-613, Caldwell 97

The most attractive aspect of this little open cluster that’s bearing down on us at the rate of 14.8 km per second is the two red giant stars that bracket the core of younger, blue stars. Although there appears to be about 137 stars in this cluster, accurate photometric data exists for only 36, meaning that many stars in the cluster may not be members of the group.

However, the uniform color, and hence the temperature, of the stars in this cluster seems to suggest that they all formed at the same time, from a common origin, which is supported by their largely common proper motion. Investigations into the origin of the cluster are ongoing, but regardless of the outcome, the cluster will remain an easy binocular or small scope target for at least the next million years or so.

Hodge 301 (in Large Magellanic Cloud)

Image Credit: ESO

– Constellation: Dorado
– Coordinates: RA 05h 38m 27s | Dec. -69° 04′ 26?
– Distance: 168,000 light years
– Magnitude: 11
– Estimated age: 20 million years

Unlike the next item on this list, Hodge 301 is a fairly sedate open cluster the is also located in Tarantula Nebula within the Large Magallanic Cloud galaxy. Removed from the far more energetic R136 by about 150 light years, many stars this cluster have had time to evolve into giants, and it is thought that as many as 40 supernova events have occurred in this part of nebula, which have collectively contributed to the violent currents and shock waves within the Tarantula Nebula that have in turn, sparked periods of intense star formation.

The presence of two major star clusters within the nebula, one of which is at least ten times older than the other, has enabled investigators to observe relatively close-up the effects of supernova events and fast solar winds on dense concentrations of gas and dust.

R136 (in Large Magellanic Cloud)

Image Credit: NASA, ESA

– Constellation: Dorado
– Coordinates: RA 05h 38m 42.396s | Dec. -69° 06′ 03.36?
– Distance: 157,000 light years
– Mass: 450,000 solar masses
– Magnitude: 9.5
– Estimated age: About 1.5 million years
– Other designations: UCAC2 1803442, SAO 249329, HD 38268, TYC 9163-1014-1, CD-69 324, GC 7114

While open clusters-within-open-clusters are not exactly rare, it is not often that an inner cluster such as this one is bright enough to illuminate an entire nebula, which in this case, also happens to be the Tarantula Nebula in the Large Magellanic Cloud.

Previously known as RMC 136, this tightly packed knot of stars constitutes the inner regions of the larger open cluster NGC 2070, and spans about 6.5 light years. It similarly contains some of the most massive and luminous stars known, among which are 32 very hot O-type blue stars, at least 40 other, slightly cooler O-type stars, and at least 12 massive Wolf-Rayet stars, most of which are of the extremely energetic WNh type- all packed into the innermost 5 parsecs, or 16.3 light years, of the inner cluster.

Other stars within about 150 parsecs (490ly) of the core include an additional 325 O-type stars, and a further 19 Wolf-Rayet stars. However, this cluster-within-a-cluster is only about 1.5 to 2 million years old, which means that there are no, old stars among its stellar population.


How many stars are there in a Globular Cluster of 10^5 solar masses? - الفلك



Above, a wide-field view of the cluster (Image Credit N.A.Sharp, REU program/AURA/NSF/NOAO)
Below, an HST image of its core (Image Credit ESA/Hubble/NASA)


NGC 104 (= PGC 2802612 = 47 Tucanae)
Discovered (1751) by Nicolas Lacaille
A 4th-magnitude globular cluster in Tucana (RA 00 24 05.2, Dec - 72 04 49)
Above, a 7 arcmin wide image of the cluster core (North is about 30 to the right of up in this image Credit ESO)
Below, the region studied in detail with the HST to measure stellar motions in the cluster's core
(North is about 30 to the right of up in this image Credits Ground-based image at top, VLT, R. Kotak & H. Boffin, ESO
2/3 arcmin wide HST closeup at bottom, ESA, G. Meylan (Ecole Polytechnique Federale de Lausanne), NASA)


Below, a 25 by 37 arcmin wide view of nearly the entire cluster (North is nearly at the top in this image)
(Credit & © Daniel Verschatse, Observatorio Antilhue, Chile used by permission)



NGC 5139 = ω (Omega) Centauri
Discovered (1677) by Edmond Halley
A 4th-magnitude globular cluster in Centaurus (RA 13 26 47.0, Dec -47 28 51)
Above, a half degree wide view of the core of NGC 5139 (Image Credit ESO)
Below, a one degree wide DSS image centered on the cluster

Below, the center of Omega Centauri, where stars are packed ten thousand times more densely than in the Solar neighborhood. (Adrienne Cool (SFSU) et al., Hubble Heritage Team (STScI/AURA), NASA, apod011010)


NGC 2419 (= PGC 2802643): "The Intergalactic Wanderer"
Discovered (Dec 31, 1788) by William Herschel
A 10th-magnitude globular cluster in Lynx (RA 07 38 08.5, Dec +38 52 57)

Open Clusters

An open cluster (also sometimes referred to as a galactic cluster) can be thought of as a loosely gravitationally bound collection of tens or hundreds of stars, many of which are young, bright, blue stars. These stars were formed at the same time (give or take a few thousands of years!) from the same initial cloud of gas (mostly hydrogen) and dust. There are approximately 1500 or so of these open clusters in our Galaxy and we know that they also exist in nearby galaxies such as the Large and Small Magellanic Clouds (LMC and SMC). The stars in an open cluster are therefore relatively close to each other which makes them different to constellations (such as Orion and Ursa Major) since constellations are group of stars that only appear to be close to each other but which are in fact at different distances from us.

When they are young (a few million or tens of millions of years old), these clusters can contain some very massive and bright stars (perhaps as massive as 200 times the mass of our Sun) with spectral types O or B. The youngest open clusters (less than 10 million years old) often contain the remnants of the gas cloud from which they were formed. This gas is now visible as 'cloudiness' within many astronomical images and is known as nebulosity.

Stars in open clusters have proved very useful to astronomers since they were all formed from the same giant cloud (so they have the same chemical composition) and are all at approximately the same distance from us. It is therefore safe to assume that any differences between the stars in an open cluster are really caused by their different masses. These differences manifest themselves in terms of brightness, surface temperature and the star's life-time and make them perfect targets for studies such as those that produce colour magnitude diagrams from photometry.

Stars obey Wien's Law - the more massive stars are usually very blue (and therefore hot - perhaps around 30,000 K), intermediate mass stars (like the Sun) are yellow (cooler - approximately 6,000 K), and the very lowest mass stars are red (cool - around 3,000 K).

Many of these open clusters are included in the Messier catalogue. This is a list of around deep sky objects, mostly visible from the northern hemisphere. Among the most striking objects in this list are M25, M44 (the Beehive), M45 (the Pleiades), M67 and NGC290 (see Figure 1).

Figure 1: A Hubble Space Telescope image of the open cluster, NGC290.
Credit: ESA, NASA, E.Olszewski

Further information on open clusters can be found at the WEBDA and Dias databases.

While we can describe open clusters subjectively, science teaches us that more thorough analysis can allow us to understand more about these objects. With this in mind, a classification system for open clusters was designed in the 1930s by the Swiss astronomer, Robert Trumpler. The Trumpler system classifies a cluster based on three properties

  • a Roman numeral from I-IV denoting concentration (I = strongly concentrated, IV = loosely concentrated)
  • a number from 1 to 3 indicating the نطاق in stellar brightness (1 = small, 3 = large)
  • the letter p, m or r to indicate whether the cluster is poor, medium or rich in stars

An additional 'n' is given if the cluster shows signs of nebulosity.

Examples using this system include the Pleiades which are I3rn (strongly concentrated with a large range in brightness, richly populated and containing nebulosity), while the nearby Hyades are classified as II3m (more dispersed with fewer stars and no nebulosity).

Read more about spectral types.

Which of the following best describes an open cluster?

A collection of tens to hundreds of old stars No, it is generally younger stars that are found in open clusters A collection of hundreds to thousands of young stars No, open clusters do not normally have this many stars A collection of tens to hundreds of young stars Yes, this is correct A collection of hundreds to thousands of old stars No, open clusters generally have less stars and the stars are younger

How many clusters are there in our Galaxy (open and globular)?

Around 150 of each type No, there are more open clusters than this Around 1500 of each type No, there are fewer open clusters than this 150 open and 1500 globular No, these values are the wrong way around 150 globular and 1500 open Yes, this is correct


Hidden Black Hole in Globular Cluster May Be a Cosmic Middle Child

For decades, astronomers have tracked black holes with masses millions of times that of the sun, as well as those with tens of solar masses. But black holes between those two extremes have proved elusive. Now, astronomers studying a globular cluster have found just such a black hole at its center, showing that intermediate-mass black holes could be hiding out in these compact agglomerations of stars.

Lead study author Bülent Kiziltan, an astronomer at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), and his co-authors Holger Baumgardt (of Australia's University of Queensland) and Abraham Loeb (also of CfA) found a black hole between 1,400 and 3,700 solar masses at the center of 47 Tucanae, a globular cluster in the southern sky some 16,700 light-years from Earth.

Black holes are usually found because they emit massive amounts of X-rays as matter falls in. Midsize black-hole candidates have been found in galaxies a group from the University of Maryland and NASA's Goddard Space Flight Center found one in another galaxy in 2015, and there are about a dozen objects in total. [The Strangest Black Holes in the Universe]

Kiziltan and his team found this one by measuring motions of pulsars within the cluster. They found the telltale signs of a compact, massive object in the cluster's heart. The likeliest explanation for the motions was a black hole.

"Intermediate-mass black holes have been expected [in globular clusters] for many decades," Kiziltan told Space.com. "But we've not been able to find one conclusively."

Theorists think stellar-mass black holes form from stars that are at least a few dozen times the mass of the sun. When they run out of nuclear fuel, there is no longer enough energy from radiation to hold the star's outer layers against its immense gravity. The star collapses, and then explodes as a supernova. (Supernovas can outshine the galaxies in which they reside.) What's left of the star then shrinks into a tiny volume. A 100-solar-mass star, as a black hole, would have a radius of about 180 miles (290 kilometers). The former star's escape velocity exceeds that of light, resulting in a black hole, from which nothing can escape.

A big question for astronomers is what the population of black holes looks like. Given that there are supermassive black holes, and stellar-mass ones, there should be a population of black holes with masses between those two. But there don't seem to be as many as expected. The centers of globular clusters, which are agglomerations of old stars, seemed a good place to look, as earlier studies indicated they might be there, according to the new study. [No Escape: Black Holes Explained (Infographic)]

The problem is, black holes are visible only when stuff falls in them. As such, the researchers needed another method that didn't depend on picking up radio emissions.

That's why Kiziltan and his colleagues decided to look at the pulsars that inhabit a globular cluster. Pulsars form from stars less massive than those that make black holes. After those stars go supernova, they collapse into neutron stars.

Some neutron stars spin rapidly and emit radio waves along a line offset from their rotational axes. These are called pulsars. Earthbound observers see them if Earth is in the radio beam as it sweeps across the sky. Pulsars' rotation rates change so little that they are precise timekeepers. They are precise enough that by timing the signal and looking for any Doppler shifts, it's possible to measure a pulsar's movement along one's line of sight.

Kiziltan's group tracked the movement of some two dozen pulsars and used computer simulations to model the cluster to track down their black-hole candidate.

"We're proposing a brand-new approach to the study of globular clusters," Kiziltan said. "It's not only that we see the dynamical signature of a black hole, but how to probe the region near it without going too close to it." Probing the centers of globular clusters is usually difficult, because the density of stars makes it hard to see what's going on.

Finding the intermediate-mass black hole raises more questions about how these black holes form, said Cole Miller, a professor of astronomy at the University of Maryland who studies black-hole formation. "Let's say it's an intermediate-mass black hole," he said. "How did it get there?"

"Globular clusters have small escape speeds," he said. "So the stars should blow away all the gas." There will be some as stars age, such as a red giant's stellar winds. "But that amount of gas is nowhere close enough to make an intermediate-mass black hole."

This differs from the supermassive black holes at galactic centers, he added, because one would expect lots of matter to accumulate there, feeding a black hole and allowing it to grow very fast.

Both Kiziltan and Cole said there are several ways to grow black holes early in a cluster's history. "One of my favorites is runaway collisions of stars or stellar- mass black holes," Miller said. "An interesting effect is, if you have a bunch of stars in a dense stellar region, the heaviest will start runaway collisions." Once a black hole forms &mdash perhaps when a star that's absorbed a few neighbors dies ― all the matter that isn't in a stable orbit around the black hole will fall in or get ejected from the cluster, he said. That puts an automatic stop on the black hole's growth.

For scientists to get a better handle on how such black holes might form in clusters, more of them need to be found &mdash but that won't be easy, Kiziltan said. The only reason it worked for 47 Tucanae was that there were enough pulsars in it to begin with, and they were close enough to see. Not every globular cluster has the right combination of distance and bright pulsars.


Researchers explore the surroundings of globular cluster NGC 6809

NGC 6809. Credit: Hewholooks/Wikimedia Commons

Using the 4-meter Blanco telescope at the Cerro Tololo InterAmerican Observatory (CTIO), astronomers have mapped the outermost regions of a galactic globular cluster known as NGC 6809. Results of the study, published May 24 on the arXiv pre-print server, could improve our understanding of this cluster and its surroundings.

Globular clusters (GCs) are collections of tightly bound stars orbiting galaxies. Astronomers perceive them as natural laboratories enabling studies on the evolution of stars and galaxies. In particular, globular clusters could help researchers to better understand the formation history and evolution of early-type galaxies as the origin of GCs seems to be closely linked to periods of intense star formation.

NGC 6809 (also known as Messier 55 or M55) is a galactic GC in the constellation Sagittarius, located some 17,600 light years away. It has a radius of about 48 light years, mass of approximately 269,000 solar masses and is estimated to be 12.3 billion years old. Although many studies of NGC 6809 have been conducted, still little is known about its outermost regions.

In order to change this, a team of researchers led by Andres E. Piatti of the National University of Cuyo in Mendoza, Argentina, decided to investigate this cluster and its surroundings with the Dark Energy Camera (DECam) of the CTIO's 4-m Blanco telescope.

"Here, we explored the outermost regions of NGC 6809. We built its CMD [color-magnitude diagram] from DECam images centered on the cluster, which reached nearly 6 mag below the cluster MS [main sequence] turnoff," the astronomers wrote in the paper.

Piatti's team constructed stellar density maps for stars distributed in five different magnitude intervals along the cluster main sequence. Such maps are useful tools when it comes to identifying extra-tidal features distributed around the cluster's main body.

By analyzing the stellar density maps, the astronomers found that only stars—with NGC 6809 membership probability over 70 percent and more than 4 mag fainter than those at the MS turnoff—exhibit some excesses of stars at opposite sides from the cluster center. This suggests that less massive stars are prone to leave the cluster more easily.

The research detected no signs of tidal tails in the studied inner globular cluster sample. This is in agreement with recent results from numerical simulations and suggests that it could be due to a comparative shorter diffusion time. The researchers explained that the diffusion time of streams (tidal tails in GCs) is reduced by gravitational potentials that sustain chaotic orbits.

"The lack of detection of tidal tails in the studied inner globular cluster sample could be due to the reduced diffusion time of tidal tails by the kinematically chaotic nature of the orbits of these globular clusters, thus shortening the time interval during which the tidal tails can be detected," the authors of the paper concluded.


شاهد الفيديو: ليه مجرتنا اسمها درب التبانة. في السريع (قد 2022).