Kadangi abbe Nicholas Louis de Lacaille'as pirmą kartą pastebėjo pusės colio skersmens šnipų stiklą savo vizito Pietų Afrikoje metu 1751-22 m., Kappa Crucis žvaigždžių spiečius (NGC 4755) nuo to laiko suintrigavo ir suglumino astronomus. Šiandien atidarykime Johno Herschelio „įvairių spalvų brangiųjų akmenų karstą“ ir atidžiau pažvelkime į „Brangakmenių dėžutę“ ...
„Kappa Crucis“ žvaigždžių spiečius, esantį maždaug už 7500 šviesmečių šalia plataus, tamsaus kosminių dulkių debesies, vadinamo „anglies maišu“, „Kappa Crucis“ žvaigždžių spiečius turi „Bayer“ žymėjimą, net jei tai yra klasteris, o ne atskira žvaigždė. Pakanka tik pažvelgti į šį spalvingą masyvą, norint suprasti, kaip jis išgarsėjo kaip „Jewel Box“. Pabarstytas per 20 šviesmečių erdvės ir galbūt tik 7,1 milijono metų, jame gyvena tiek raudonos, tiek baltos, tiek mėlynos milžiniškos žvaigždės. Jei ryškiausia jos žvaigždė būtų mūsų pačių saulės sistemos centre, ji spindėtų 83 000 kartų ryškiau nei Sol!
Ryškiai oranžinė žvaigždė yra Kappa Crucis, išsiskirianti iš karštų, ryškiai mėlynos spalvos narių. Labai jauna žvaigždė žengė į savo raudoną supergalių sceną? 1862 m. Viduryje vyras, vardu Pranciškus Abbotas, pradėjo tyrinėti Brangenybių dėžę, sako jo stebimos pastabos; „Tam tikri pokyčiai, kurie, matyt, vyksta sudedančių žvaigždžių skaičiumi, padėtimi ir spalva.“ Tai buvo gana radikalus mąstymas, nes jis ėmė priešintis panašių į Johną Herschelį ir George'ą Airy'ą. Tačiau, kaip dažnai būna, kartais vienas astronomas gali pastebėti, ko kitas negali, o po 10 metų - H.C. Russellas paėmė Abbotto užrašus į širdį - išmatavo ir katalogizavo 130 klasterio žvaigždžių. Nepaisant ypatingos kritikos, kitas stebėtojas, vardu R.T. Innes taip pat teigė, kad pasikeitė spalva, kaip pažymėta klasikiniame veikale „Dangaus daiktai bendriems teleskopams“.
Žinoma, studijos tuo nesibaigė ir tai vyko 1900-ųjų pradžioje su Trumpler, paskui Harlow Shapley. Pirmasis labai svarbus astrofizinis šios grupės dokumentas pasirodė 1958 m., Jį išspausdino Haltonas Arpas ir Cecilis van Santas, kurie bandė sužinoti daugiau apie galaktikos supervalstybines žvaigždes. „Trys ryškiausios žvaigždės yra supergalvės, o raudonoji žvaigždė - visos spiečiaus narės, tada NGC 4755 turi būti panašus į h ir ei„ Persei “. Kadangi šie klasteriai yra reti, stebima medžiaga, kurios pakanka spalvai gauti. - gauta mamų diagrama. “ Tačiau kuo daugiau žvaigždžių buvo atskleista ir išstudijuota, tuo painesnės pavadinimai tapo! Bėgant metams, NGC 4755 tapo dar suprantamesnis ir geriau kataloguojamas.
Remiantis helio, anglies, azoto ir deguonies gausos tyrimais, kuriuos atliko G. Mathys (et al), „Įvertinus šio mėginio CN kiekį, nėra aiškių įrodymų apie vidinį maišymąsi. Atrodo, kad tik trys žvaigždės, nepasaulietiškos, rodo azoto padidėjimą. Dviejų iš jų projekcinis pusiaujo greitis yra gana mažas (tiesa, tai gali būti greiti sukikliai, matuojami važiuojant į priekį); trečiasis yra neabejotinai greitas sukiklis. Žemutinėse gravitacijos žvaigždėse, matyt, įvyko tam tikras maišymasis. Supergalviai reikšmingai nesiskiria nuo kitų programų žvaigždžių savo helio kiekiu. Vidutinis helio gausumas kiekvienoje grupėje yra artimas standartinei vertei (He / H). “
Ypač svarbu studijuoti kintamas žvaigždes atvirose grupėse. Jie yra užuominos apie atstumą ir evoliuciją! Jaunose grupėse, tokiose kaip „Jewel box“, ryškesnės žvaigždės turėtų būti kintamos ir mėlynos. Jie taip pat turėjo pradėti evoliuciją toli nuo pagrindinės sekos, skirtingai nuo mažos masės žvaigždžių, kurios tiesiog tyliai sudegina savo vandenilį. Kaip žinome, vienas iš pagrindinių kintamųjų tipų yra Beta Cepheid žvaigždės, o Stankovo (et al) atlikti tyrimai rodo, kad NGC 4755 aptiktos keturios naujos kintamos žvaigždės. „Mes teikiame dažnio sprendimus kaip laiko skalės ir amplitudės rodiklius. pulsacijų. NGC 4755-116 greičiausiai yra 4,2 d laikotarpio B2 nykštukė, kurios kintamumą lemia taškinė arba g režimo pulsacija. NGC 4755-405 gali būti laikoma nauja C² „Cephei“ žvaigžde, turinčia du pulsacijos dažnius. NGC 4755-215 radome vieną dažnį, o NGC 4755-316 - tris pulsacijos dažnius; mes siūlome, kad abi yra naujos lėtai pulsuojančios B trumpos žvaigždės “. Šiuos pokyčius gali sukelti nestabilios vandenilio šerdies radialiniai impulsai, todėl reikia dar daugiau tyrimų.
Bet ar yra daugiau? Taip. Naujausi C. Bonatto (et al.) Atlikti tyrimai rodo NGC 4755 dinaminę būseną. „Mes tiriame galimybę, kad klasterio amžiuje kai kurios pagrindinės sekos ir prieš pagrindinę seką pažymėtos žvaigždės vis dar turi infraraudonųjų spindulių perteklių, susijusį su dulkių apvalkalu ir protoplanetiniai diskai. Šerdyje yra PMS žvaigždžių trūkumas, palyginti su MS žvaigždėmis. NGC 4755 talpina dvejetainius failus halogenose, tačiau jų yra nedaug. Palyginti su atviromis klasteriais skirtingose dinaminėse būsenose, tiriamose panašiais metodais, NGC 4755 tinka santykiams, susijusiems su struktūriniais ir dinaminiais parametrais numatomame lokuso amžiuje ir masėje. “
Ar NGC 4755 susidarė iš to paties molekulinio debesies? Ar tai du sutampantys klasteriai? Ar anglies maišo artumas daro įtaką jo vizualinėms savybėms? Nesvarbu, koks mokslas yra už jo, šviesa, kurią dabar matote, paliko tą patį laiką, kai buvo statomos Didžiosios Egipto piramidės. Tegul Burnhamo žodžiai skamba garsiausiai: „... puikus ir gražus galaktikos dulksna, priskiriamas prie geriausių ir įspūdingiausių pietinio pieno kelio objektų ... Klasteris slypi turtingame ir nepaprastame Dangaus regione, kurį verta ištirti turint mažai galios turtingo lauko teleskopai ir instrumentai. “
Nuostabų šios savaitės vaizdą padarė Donas Goldmanas ir nufilmavo „Macedon Ranges“ observatorijoje. Ačiū tau!
