メシエマンデーへようこそ。メシエ55の球状星団としても知られている「サマーローズスター」を見ることで、愛するタミープロトナーへの敬意を表します。
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ころ、夜空に固定された拡散天体が存在することに気づきました。やがて彼は、天文学者がそれらを彗星と間違えないようにすることを目的として、これらの天体の約100個のリストを編集するようになります。ただし、メシエカタログとして知られるこのリストは、さらに重要な機能を提供します。
これらのオブジェクトの1つは、射手座星座にある球状星団であるメシエ55です。 「サマーローズスター」としても知られるこのクラスターは、地球から17,600光年離れた場所にあり、直径は約100光年に及びます。双眼鏡で見ることはできますが、個々の星の解像は小さな望遠鏡とファインダースコープでしか行えません。
説明：
惑星の地球から約17,300光年離れており、直径がほぼ100光年にまたがっている、このルーズに見える恒星のボールは、集中していないように見えるかもしれませんが、数万の星の本拠地です。誰かが本当に時間をかけてそれらを数えるのですか？あなたは賭けます。 M.J.アーウィンとV.トリンブルは、1984年のメシエ55の研究中にまさにそれを行いました。
「私たちは、豊富で比較的開いた南方球状星団NGC 6809（M55）の位置と見かけの等級の関数として、星の数を報告します。 3つのAAO 150arcsecプレートがケンブリッジ大学天文学研究所の自動プレート測定システム（APM）によってスキャンされ、20825枚の画像が関連ソフトウェアによってカウントされました。 rawカウントに表示される豊富な球状星団の以前から知られている機能には、光度関数の平坦化、かすかな星（通常は質量分離として解釈される）に比べて明るい星の中心濃度の増加、およびKingモデルからの放射状プロファイルの穏やかな偏差が含まれます。クラスターの中心の近くで優先的にかすかな星を見落とす原因となるフィールドの混雑は、これらすべてに寄与し、見かけの質量分離のすべてに関与している可能性がありますが、他の2つの影響のすべてに関与しているわけではありません。」
しかし、星を数えるのは良いことだけをしたいですか？まあ、与えられた領域内にいくつの星があるかを知ることは、天文学者が化学量などの他のものも計算するのを助けます。 Carlos AlvarezとEric Sandquistは、2004年の調査でこう述べています。
「球状星団M55（NGC 6809）の漸近巨星、水平巨星、上部赤巨星（AGB、HB、RGB）の星を集めました。星の数とRパラメータを使用して、初期ヘリウム存在量を計算します。この比率は球状星団では異常に高く、予測値からほぼ2離れており、大規模な球状星団で記録された最高値です。 M55の特定のHB形態と金属性により、AGBスターの生成を避けるには青すぎない長寿命HBスターが生成されたと私たちは主張します。この結果は、HBに対する進化の影響をマッピングできることを示唆しています。最後に、クラスターの中心からの距離によるHB形態の変化の形跡は見られませんが、赤いHB星は、大部分のHB星よりもかなり集中しておらず、最も青いHB星はより集中しています。
球状星団を測光的に研究することは、天文学者にそれらを他のものと比較する利点を与え、それぞれがどのように進化するかを見ます。 P.リヒター（et al）が彼らの1999年の研究で指摘したように：
「2つの銀河球状星団M55（NGC 6809）とM22（NGC 6656）のStroemgren CCD測光を示します。 M55とM22の違いは、M31球状星団と銀河系間の積分CNバンド強度の違いに似ている可能性があります。 M55の色の大きさの図は、赤い巨大分岐星よりも中心に集中している56個の青いストラグラー星の集団の存在を示しています。
また、メシエ55などの球状星団を光学以外の異なる波長の光で見ると、XMMニュートンのビジョンのように、さらに驚くべき詳細が明らかになります。 N.A. Webb（et al）が彼らの2006年の研究で言ったように：
「新世代のX線天文台を使用して、球状星団の密な連星の個体群を特定し始めています。これは、以前は星の密度が高いために光学ドメインではわかりませんでした。これらのバイナリは、少なくとも部分的には、球状星団の不可避なコア崩壊の遅延に関与していると考えられているため、それらの同定は、球状星団の進化を理解するうえで不可欠であり、バイナリー自体の研究にも役立ちます。ここでは、球状クラスターのXMM-Newtonで行われた観測を示します。中性子星の低質量X線連星とその子孫（ミリ秒パルサー）、激変変数、およびその他のタイプの連星を特定しました。これらのバイナリの特徴だけでなく、球状星団におけるそれらの形成と進化、およびこれらの星団の動的履歴を追跡する際のそれらの使用についても議論します。」
観察の歴史：
M55は元々、1752年6月16日、南アフリカで観測していたときにAbbe Lacailleによって発見されました。彼はノートに次のように書いています：「それは大きな彗星のあいまいな核に似ています。」もちろん、私たち自身のコメットハンターであるチャールズメシエは、自分のカタログに追加するためにそれを回復する前に、何年も前から探していました。 1778年7月24日までに、彼はオブジェクトを見つけ、次のようにメモに記録しました。
「約6フィートの白っぽい斑点である星雲で、その光は均一であり、星を含んでいないように見えます。その位置は、7等級の中間星を使用して、ゼータ射手座から決定されました。この星雲はM. l’Abbe de LaCailleによって発見されました。Memを参照してください。 Acad。 1755年、 194. M.メシエは回想録で報告されているように、1764年7月29日にそれを無駄に探しました。
ヨハンエラートボード、ダンロップ、キャロラインハーシェルが続くでしょうが、この大きな球状星団の解像性を最初に垣間見たのはウィリアムハーシェル卿です。彼の個人的なメモで彼は書いている：
「非常に圧縮された星の豊富なクラスターであり、不規則に丸く、長さは約8分です。目までの距離が38.99倍の星に到達できる20フィートの小さな望遠鏡を観察すると、この星団の深遠さは467次よりはるかに低くなることはありません。私は400次であると考えています。」
メシエ55を見つける：
M55を見つけるのは簡単ではありません。位置を特定する最良の方法の1つは、シータ1とシータ2射手座から開始することです。そこには、このペアの北西に約2本の指の幅が約4度あります。どちらのシータも肉眼では薄暗い側にあります-それぞれ約4度と5度ですが、2度の星が0.5度未満離れており、南北に向けられている2つの星を見つけると、それらを認識できます。
平均的な双眼鏡の場合、これはM55を双眼鏡フィールドの北西に配置します。平均的な画像補正ファインダースコープの場合、ファインダースコープフィールドの端にある8:00の位置にシータを配置し、可能な限り低い倍率の接眼レンズに移動して探します。
M55は視覚的な明るさが高いですが、表面の明るさが低いため、都市部や軽度の汚染された空には適していません。暗い空の条件では、双眼鏡はそれを丸いかすんでいるパッチのように見えます–小さな望遠鏡は個々の星を解像し始めることができますが。より大きな口径の望遠鏡は非常に簡単に低等級の星の細かい粒子を見つけます！
この素晴らしい球状星団の独自の解像力をお楽しみください！
そしていつものように、これはこのメシエオブジェクトの簡単な事実です：
オブジェクト名：メシエ55
代替指定：M55、NGC 6809
オブジェクトタイプ：クラスXI球状星団
星座：射手座
昇天：19：40.0（時：分）
赤緯：-30：58（度：m）
距離：17.3（kly）
視覚的な明るさ：6.3（マグ）
見かけの寸法：19.0（アーク分）
Space Magazineでは、メシエオブジェクトに関する興味深い記事を数多く書いています。 2013年および2014年のメシエマラソンに関するタミープロットナーのメシエ天体の紹介、M1 –カニ星雲、およびデビッドディキソンの記事です。
私たちの完全なメシエカタログを必ずチェックしてください。詳細については、SEDSメシエデータベースをご覧ください。
出典：
- メシエオブジェクト–メシエ55：サマーローズスター
- SEDS –メシエ55
- ウィキペディア–メシエ55
