メシエ68-NGC 4590球状星団

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メシエマンデーへようこそ。今日も、メシエ68と呼ばれる球状星団を見て、親愛なる友人であるタミープロトナーに敬意を表します。

18世紀、フランスの天文学者チャールズメシエは、夜空で彗星を探していたとき、最初に彗星と間違えた固定された拡散天体の存在に気づき続けました。やがて彼は、他の天文学者が同じ間違いをするのを防ぐために、これらのオブジェクトの約100個のリストを作成するようになりました。このリスト（メシエカタログとして知られています）は、ディープスカイオブジェクトの最も影響力のあるカタログの1つになるでしょう。

これらのオブジェクトの1つは、メシエ68として知られる球状星団です。この星団は、ハイドラ星座のおよそ33,000光年離れて位置し、天の川を周回しています。最も金属に乏しい球状星団の1つであることに加えて、それはコア崩壊を経験している可能性があり、過去に天の川と合流した衛星銀河から獲得されたと考えられています。

説明：

約33,000光年の距離にあるM68球状星団には、250の巨人と42の変数を含む少なくとも2,000の星が含まれています。そのうちの1つは実際には前景の星であり、真のメンバーではありません。直径106光年にわたり、毎秒112キロの速さで私たちのところにやって来て、約250の巨大な星が幸運にも離れて走り、化学的に豊富なステータスを楽しんでいます。 Jae-Woo Lee（et al）が2005年の研究で指摘したように：

「M68の7つの巨星の詳細な化学的存在量の研究を紹介します。これには、6つの赤い巨星と1つの事後漸近巨枝（AGB）星が含まれます。測光を使用して決定された重力と電離バランスから得られた重力には大きな違いがあることがわかります。これは、非LTE（NLTE）の影響がこれらの低重力、金属の少ない星にとって重要であることを示唆しています。これらの影響を最小限に抑えるために、測光重力とFe II線を使用して鉄の存在量を採用し、[Fe / H] = -2.16±0.02（= 0.04）を求めます。元素と鉄の比率については、中性線対Fe Iおよびイオン化線対Fe II（[O / Fe]を除く）に依存して、NLTE効果も最小限に抑えます。プログラムスターの間でナトリウムの存在量にばらつきがあることがわかります。ただし、酸素存在量との相関（または反相関）はありません。さらに、ポストAGBスターは、通常の（低い）ナトリウム量を持っています。これらの両方の事実は、個々の球状星団内のいくつかの軽元素間で見られる変動が原始的な変動から生じ、深い混合から生じるのではないという考えをさらにサポートします。 M68は、M15と同様に、他の球状星団や同等の金属のフィールドスターと比較して、豊富なシリコンを示しています。しかし、M68はチタンの相対的な不足を示す点でさらに逸脱しています。 M68では、チタンは、マグネシウム、シリコン、カルシウムなどのいわゆる元素で見られる強化へのより一般的な観察された付着性ではなく、鉄ピーク元素のように動作していると推測します。この結果は、M68に見られる化学物質の富化が、他の球状星団で通常見られる存在量に寄与するものよりもやや大規模な前駆体を持つ超新星からの寄与から生じた可能性があることを意味すると解釈します。

メシエ68の最も珍しい特徴の1つは、私たちの銀河中心の向かい側にある壮大な計画におけるその位置です。球状星団はほぼ排他的に銀河のハロー内にあることを知っているので、これを引き起こす原因は何でしょうか？常陽大学の天文学科の宗上芳明が2008年の研究で説明したように：

「ギャラクティックローカルグループの回転曲線を作成し、銀河回転曲線と図を組み合わせて、ローカル球団の銀河中心の半径方向の速度とローカルグループのメンバー銀河を、それらのガラクト中心の距離に対してプロットします。ローカルグループが重力によって束縛されるためには、GalaxyおよびM31の質量よりも1桁大きい質量が必要です。この事実は、ローカルグループが銀河とM31の間の空間を満たす暗黒物質を含んでいることを示唆しています。ダークマターには3つの要素があると考えることができます。まず、銀河の質量分布を定義する銀河の暗黒物質が、外側の回転曲線を制御しています。第2に、ローカルグループ全体を埋める拡張された暗黒物質は、速度分散が最大200 km s ^ -1であり、ローカルグループを重力によって安定させます。そして最後に、超銀河構造に由来するはるかに高速の均一な暗黒物質。ただし、3番目のコンポーネントは、現在のローカルグループの構造とダイナミクスに大きな影響を与えません。したがって、銀河のどこにでも、異なる速度または異なる温度を持つ暗黒物質の3つの異なるコンポーネントがあると推測できます。彼らは互いにほぼ独立して行動するかもしれませんが、彼らの重力によって相互作用しています。」

そしてその事実はさらなる研究によって実行されます。 Roberto Capuzzo Dolcetta（et al）が研究で実証したように：

「天の川を移動する球状星団と、天の川の強い潮汐場に飲み込まれた小さな銀河は、潮汐の尾を発達させます。このプロジェクトは、銀河における球状星団システムの進化の研究と、親銀河とそのGCSとの間の小規模および大規模の相互フィードバックの研究に特化した、より大きな研究プログラムの一部です。このプロジェクトは、親銀河との潮汐相互作用がいくつかの銀河球状星団の潮汐半径に近い星の運動学に影響を与えるかどうか、およびどのように影響するかをテストし、大半径での速度分散放射状プロファイルの平坦な観測プロファイルを説明するために捧げられている進行中のプログラムの一部です。球状星団（以下、GC）と銀河の潮汐場との動的相互作用の研究は、最近の高解像度観測に照らして現代的かつ現在の天体物理学上の懸念を表しています。球状星団システム（以下、GCS）は、M31、M87、M89の銀河、およびFornaxクラスターの3つの銀河と18の楕円銀河のハロースターよりもピークが少なくなります。この発見の最も可能性の高い説明は、2つのシステム（ハローとGCS）が元々同じプロファイルを持っていたことと、その後、GCSは主に次の2つの補足効果により進化したことです：銀河フィールドとの潮汐相互作用と動的摩擦10 ^ 8年未満で銀河中心部で崩壊する大規模なGC。質量分離の結果として低質量の星が優先的に失われるため、外部の潮汐場には、個々のクラスターの質量関数の形状の進化を引き起こす効果もあります。潮汐場が質量関数の進化において基本的な役割を果たすという強力な証拠は、それらの傾斜が銀河のクラスター位置とクラスター金属性よりも強く相関するという発見によって達成されました。しかし、GCと銀河系のフィールドとの相互作用の最も強力な証拠は、過去10年間に発見されており、多くのGCを囲むハローとテールが検出されています。」

メシエ68が実際に別の銀河からの「残り物」によってあるかもしれないというのは本当ですかはい、そうです。 M.カテランが2005年の研究で論じたように：

「私たちは、変光星と非変光星の両方を含む幅広い天体物理学の文脈で、水平分岐（HB）星をレビューして議論します。オーステルホフの二分法の再評価が提示され、その起源と体系について前例のない詳細が提供されます。オーステルホフ二分法とHB形態の金属性平面における球状星団の分布の両方が、高い統計的有意性で、現在の天の川衛星に似た矮小銀河の降着から銀河ハローが形成された可能性を排除していることを示します。 Fornax、Sagittarius、およびLMC-古代のRR Lyrae星に強く依存しているため、銀河の歴史の非常に初期の時代以降、これらのシステムの化学進化とは本質的に無関係です。

観察の歴史：

M68は1780年4月9日にチャールズメシエによって発見され、「星雲のないカラスとハイドラの下の星雲。屈折器で見るのは非常に暗く、非常に困難です。その近くには6等星の星があります。」もちろん、個々の星の最初の解決は、ウィリアム・ハーシェル卿によるものでした。彼が当時彼のノートに書いたように：

「星の美しいクラスター、非常に豊富で圧縮されているため、ほとんどの星がブレンドされています。それは、幅が3 'に近く、長さが約4'ですが、主に円形で、散乱する星はほとんどありません。この楕円形のクラスターも球状に近づいており、中央の圧縮が高度に行われています。同様に断熱材もこれまでに進歩しており、輪郭の正確な説明が認められています。」

スミス提督側の奇妙な誤りのおかげで、長年、ピエールメチェインの発見であると信じられていました。スミスが彼のノートに書いたように：

「1780年にMechainによって発見された、カラス座の下のハイドラの体にある大きな丸い星雲。 1786年、ウィリアムハーシェル卿の強力な20フィートの反射板がそれを小さな星の豊かなクラスターに分解し、圧縮されてほとんどのコンポーネントがブレンドされました。幅は約3フィート、長さは4フィートです。そして、その奥行きは344階級かもしれないと彼は推定した。それは2つの小さな星のほぼ真ん中に位置し、1つはnp [NW]に、もう1つはsf [SE]象限にあり、その線は星雲を二等分します。非常に淡い色ですが、まだらになっているため、患者を精査すると推論につながり、引力に応じて球形になっていると推定されます。ベータコルビと区別され、そこから3度以内の距離で南から東に向かっています。」

このエラーを修正するには、1世紀近くかかりました。この素敵な球状星団を自分で見るのに1世紀もかからないでください。.

メシエ68の検索：

北の冬の明るい星は、双眼鏡と望遠鏡の両方でこの小さな球状星団を非常に簡単に見つけることができます。まず最初にうみへび座の星座の偏った長方形を特定し、その南東の最も星であるベータに注意を向けます。私たちのターゲットは、ベータコルビの南東約3本の指幅と、ダブルスターA8612の北東に位置しています。

それは双眼鏡でかすかな丸い輝きとして現れ、小さな望遠鏡は個々のメンバーを知覚します。大きな望遠鏡は、この小さな球状星雲をコアに完全に解決します！メシエオブジェクト68は、カラスの星が見える空の状況に適しています。

そして、ここにあなたが始めるのを助けるためにこのメシエオブジェクトに関する簡単な事実があります：

オブジェクト名：メシエ68
代替指定：M68、NGC 4590
オブジェクトタイプ：クラスX球状星団
星座：ハイドラ
昇天：12：39.5（時間：分）
赤緯：-26：45（度：m）
距離：33.3（kly）
視覚的な明るさ：7.8（マグ）
見かけの寸法：11.0（最小弧）