Bem-vindo de volta à Messier Monday! Hoje, continuamos em nossa homenagem à nossa querida amiga Tammy Plotner, observando o aglomerado globular conhecido como Messier 68.
No século XVIII, enquanto procurava no céu noturno por cometas, o astrônomo francês Charles Messier continuou observando a presença de objetos fixos e difusos que ele inicialmente confundiu com cometas. Com o tempo, ele viria a compilar uma lista de aproximadamente 100 desses objetos, na esperança de impedir que outros astrônomos cometessem o mesmo erro. Essa lista - conhecida como Catálogo Messier - se tornaria um dos catálogos mais influentes dos objetos do céu profundo.
Um desses objetos é o aglomerado globular conhecido como Messier 68. Localizado a aproximadamente 33.000 anos-luz de distância na Constelação de Hidra, esse aglomerado está orbitando através do Via Láctea. Além de ser um dos aglomerados globulares mais pobres em metais, pode estar sofrendo um colapso do núcleo e acredita-se ter sido adquirido de uma galáxia satélite que se fundiu com a Via Láctea no passado.
Descrição:
A uma distância de aproximadamente 33.000 anos-luz, o aglomerado globular M68 contém pelo menos 2.000 estrelas, incluindo 250 gigantes e 42 variáveis - uma das quais na verdade é uma estrela em primeiro plano e não um membro verdadeiro. Com 106 anos-luz de diâmetro e chegando até nós a uma velocidade de 112 quilômetros por segundo, cerca de 250 estrelas gigantes estão alegremente se afastando - desfrutando de seu status quimicamente abundante. Como Jae-Woo Lee (et al), indicou em um estudo de 2005:
“Apresentamos um estudo detalhado da abundância química de sete estrelas gigantes em M68, incluindo seis gigantes vermelhos e uma estrela de ramo gigante pós-assintótico (AGB). Encontramos diferenças significativas nas gravidades determinadas usando a fotometria e as obtidas no balanço de ionização, o que sugere que os efeitos não-LTE (NLTE) são importantes para essas estrelas de baixa gravidade e pobres em metais. Adotamos uma abundância de ferro usando gravidades fotométricas e linhas de Fe II para minimizar esses efeitos, encontrando [Fe / H] = -2,16 ± 0,02 (= 0,04). Para relações elemento-ferro, contamos com linhas neutras versus Fe I e linhas ionizadas versus Fe II (exceto [O / Fe]) para também minimizar os efeitos NLTE. Encontramos variações na abundância de sódio entre as estrelas do programa. No entanto, não há correlação (ou anticorrelação) com a abundância de oxigênio. Além disso, a estrela pós-AGB possui uma abundância normal (baixa) de sódio. Ambos esses fatos acrescentam mais suporte à idéia de que as variações observadas entre alguns elementos leves de grupos globulares individuais surgem de variações primordiais e não de uma mistura profunda. M68, como M15, mostra abundâncias elevadas de silício em comparação com outros aglomerados globulares e estrelas de campo de metalicidade comparável. Mas M68 se desvia ainda mais ao mostrar uma relativa subabundância de titânio. Especulamos que no M68 o titânio se comporte como um elemento de pico de ferro, em vez de sua adesão mais comumente observada às melhorias observadas nos chamados elementos, como magnésio, silício e cálcio. Interpretamos esse resultado como implicando que o enriquecimento químico observado em M68 pode ter surgido de contribuições de supernovas com progenitores um pouco mais massivos do que aqueles que contribuem para as abundâncias normalmente vistas em outros aglomerados globulares ”.
Uma das características mais incomuns do Messier 68 é a sua posição no grande esquema das coisas - em frente ao nosso centro galáctico. Sabemos que aglomerados globulares estão quase exclusivamente dentro do halo galáctico, então o que poderia causar isso? Como Yoshiaki Sofue, do Departamento de Astronomia da Universidade de Tokoyo, explicou em um estudo de 2008:
“Construímos uma curva de rotação do Galacto-Grupo Local, combinando a curva de rotação Galáctica com um diagrama, onde as velocidades radiais galácticas dos aglomerados globulares externos e galáxias-membro do Grupo Local são plotadas contra suas distâncias galácticas. Para que o Grupo Local seja gravitacionalmente vinculado, é necessária uma ordem de magnitude de massa maior que a do Galaxy e M31. Esse fato sugere que o Grupo Local contém matéria escura preenchendo o espaço entre o Galaxy e o M31. Podemos considerar que existem três componentes da matéria escura. Primeiro, a matéria escura galáctica que define a distribuição de massa em uma galáxia que controla a curva de rotação externa; segundo, a matéria escura estendida preenchendo todo o Grupo Local com uma dispersão de velocidade tão alta quanto ~ 200 km s ^ -1, o que estabiliza gravitacionalmente o Grupo Local; e finalmente, matéria escura uniforme com velocidades muito mais altas originadas de estruturas supergalácticas. O terceiro componente, no entanto, não afeta significativamente a estrutura e a dinâmica do atual Grupo Local. Podemos, portanto, especular que, em qualquer lugar da Galáxia, existem três componentes diferentes da matéria escura com velocidades diferentes ou temperaturas diferentes. Eles podem se comportar quase independentemente um do outro, mas estão interagindo pela gravidade. ”
E esse fato é realizado por mais estudos. Como Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) demonstrou em um estudo:
“Aglomerados globulares em movimento na Via Láctea, bem como pequenas galáxias engolidas pelo forte campo de maré da Via Láctea, desenvolvem caudas de maré. Este projeto é parte de um programa maior de estudos dedicado ao estudo da evolução dos Sistemas de Cluster Globulares nas galáxias e do feedback mútuo entre a galáxia-mãe e seu GCS, em pequena e grande escala. Este projeto é parte de um programa em andamento dedicado a testar se e como a interação das marés com a galáxia-mãe pode afetar a cinemática das estrelas próximas ao raio das marés de alguns aglomerados globulares galácticos e explicar o perfil plano observado do perfil radial da dispersão de velocidade em grandes raios . O estudo da interação dinâmica de aglomerados globulares (a seguir GCs) com o campo de maré galáctico representa uma preocupação astrofísica moderna e atual à luz das recentes observações de alta resolução. O sistema de aglomerados globulares (a seguir denominado GCS) resulta menos atingido do que o das estrelas de halo em nossa galáxia, em M31, M87 e M89, bem como em três galáxias do aglomerado Fornax e em 18 galáxias elípticas. A explicação mais provável para esse achado é que os dois sistemas (halo e GCS) originalmente tinham o mesmo perfil e que, posteriormente, o GCS evoluiu devido a dois efeitos complementares, principalmente: interação das marés com o campo galáctico e atrito dinâmico, o que induz GCs maciços em decomposição na região galáctica central em menos de 10 ^ 8 anos. Os campos de maré externos também têm o efeito de induzir a evolução da forma da função de massa de aglomerados individuais, devido à perda preferencial de estrelas de baixa massa como conseqüência da segregação de massa. Uma forte evidência de que o campo de maré desempenha um papel fundamental na evolução das funções de massa foi alcançada pela descoberta de que suas inclinações se correlacionam mais fortemente com a localização do aglomerado na Via Láctea do que com a metalicidade do aglomerado. Mas as evidências mais fortes da interação dos GCs com o campo galáctico foram encontradas na última década, com a detecção de halos e caudas ao redor de muitos GCs. ”
É verdade que o Messier 68 pode de fato "sobrar" de outra galáxia? Sim, de fato. Como M. Catelan argumentou em um estudo de 2005:
“Revisamos e discutimos estrelas de galho horizontal (HB) em um amplo contexto astrofísico, incluindo estrelas variáveis e não variáveis. É apresentada uma reavaliação da dicotomia de Oosterhoff, que fornece detalhes sem precedentes em relação a sua origem e sistemática. Mostramos que a dicotomia de Oosterhoff e a distribuição de aglomerados globulares no plano de metalicidade da morfologia da HB excluem, com alta significância estatística, a possibilidade de que o halo galáctico possa ter se formado a partir do acúmulo de galáxias anãs semelhantes aos atuais satélites da Via Láctea, como Fornax, Sagitário e o LMC - um argumento que, devido à sua forte dependência das antigas estrelas RR Lyrae, é essencialmente independente da evolução química desses sistemas após as épocas mais antigas da história da galáxia. ”
História da Observação:
M68 foi descoberto por Charles Messier em 9 de abril de 1780, que o descreveu como; Nebulosa sem estrelas abaixo de Corvus e Hydra; é muito fraco, muito difícil de ver com os refratores; perto dela é estrela de sexta magnitude ”. A primeira resolução das estrelas individuais foi, é claro, atribuída a Sir William Herschel. Como ele escreveu em suas anotações na época:
“Um belo aglomerado de estrelas, extremamente rico e tão comprimido que a maioria das estrelas se mistura; tem quase 3 'de largura e cerca de 4' de comprimento, mas principalmente redonda, e há muito poucas estrelas espalhadas. Esse aglomerado oval também se aproxima da forma globular e a compressão central é realizada em alto grau. O isolamento também está tão avançado que permite uma descrição precisa do contorno. ”
Graças a um erro bastante estranho da parte do almirante Smyth, por muitos anos se acreditou ser a descoberta de Pierre Mechain. Como Smyth escreveu em suas anotações:
“Uma grande nebulosa redonda no corpo de Hydra, sob Corvus, descoberta em 1780 por Mechain. Em 1786, o poderoso refletor de 20 pés de Sir William Herschel o transformou em um rico aglomerado de pequenas estrelas, tão compactado que a maioria dos componentes é misturada. É cerca de 3 'de largura e 4' de comprimento; e ele estimou que sua profundidade pode ser da 344a ordem. Está posicionado quase a meio caminho entre duas pequenas estrelas, uma no np [NW] e outra no quadrante sf [SE], uma linha entre as quais bissectaria a nebulosa. É muito pálido, mas tão manchado que um exame minucioso do paciente leva à inferência, que assumiu uma figura esférica em obediência a forças atraentes. Diferenciada com Beta Corvi, da qual se localiza sul a leste, a uma distância de 3 graus. ”
Esse erro levou quase um século para ser corrigido! Não demore um século para ver esse adorável aglomerado globular..
Localizando Messier 68:
As estrelas mais brilhantes da temporada de inverno do norte tornam fácil encontrar esse pequeno aglomerado globular para binóculos e telescópios - comece primeiro identificando o retângulo inclinado da constelação de Corvus e concentre sua atenção em sua estrela mais sudeste - Beta. Nosso alvo está localizado a cerca de três dedos a sudeste de Beta Corvi e apenas a um sopro a nordeste da estrela dupla A8612.
Aparecerá como um brilho redondo e fraco em binóculos, e pequenos telescópios perceberão membros individuais. Os grandes telescópios resolverão completamente esse pequeno globular até o centro! O Messier Object 68 é adequado para qualquer condição do céu quando as estrelas de Corvus são visíveis.
E aqui estão os fatos rápidos sobre esse Objeto Messier para ajudar você a começar:
Nome do objeto: Messier 68
Designações alternativas: M68, NGC 4590
Tipo de objeto: Cluster Globular Classe X
constelação: Hydra
Ascensão certa: 12: 39,5 (h: m)
Declinação: -26: 45 (graus: m)
Distância: 33,3 (kly)
Brilho visual: 7,8 (mag)
Dimensão aparente: 11,0 (min de arco)
Escrevemos muitos artigos interessantes sobre os Objetos Messier aqui na Space Magazine. Aqui estão os artigos de Introdução aos objetos Messier de Tammy Plotner, M1 - Nebulosa do caranguejo e os artigos de David Dickison sobre as maratonas Messier de 2013 e 2014.
Não deixe de conferir nosso Catálogo Messier completo. E para obter mais informações, consulte o banco de dados SEDS Messier.
Fontes:
- Objetos Messier - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
