¡Bienvenido de nuevo a Messier Monday! Hoy, continuamos en nuestro homenaje a nuestra querida amiga, Tammy Plotner, al observar el cúmulo globular conocido como Messier 68.
En el siglo XVIII, mientras buscaba cometas en el cielo nocturno, el astrónomo francés Charles Messier siguió observando la presencia de objetos fijos y difusos que inicialmente confundió con cometas. Con el tiempo, llegaría a compilar una lista de aproximadamente 100 de estos objetos, con la esperanza de evitar que otros astrónomos cometan el mismo error. Esta lista, conocida como el Catálogo Messier, se convertiría en uno de los catálogos más influyentes de Deep Sky Objects.
Uno de estos objetos es el cúmulo globular conocido como Messier 68. Ubicado aproximadamente a 33,000 años luz de distancia en la Constelación de Hidra, este cúmulo está orbitando a través de la Lechosa. Además de ser uno de los cúmulos globulares más pobres en metales, puede estar experimentando un colapso del núcleo, y se cree que fue adquirido de una galaxia satélite que se fusionó con la Vía Láctea en el pasado.
Descripción:
A una distancia de aproximadamente 33,000 años luz, el cúmulo globular M68 contiene al menos 2,000 estrellas, incluyendo 250 gigantes y 42 variables, una de las cuales es en realidad una estrella en primer plano y no un miembro verdadero. Con 106 años luz de diámetro y viniendo hacia nosotros a una velocidad de 112 kilómetros por segundo, unas 250 estrellas gigantes se alegran alegremente, disfrutando de su estado químicamente abundante. Como Jae-Woo Lee (et al), indicó en un estudio de 2005:
“Presentamos un estudio detallado de abundancia química de siete estrellas gigantes en M68, incluyendo seis gigantes rojas y una estrella de rama gigante postasintótica (AGB). Encontramos diferencias significativas en las gravedades determinadas mediante fotometría y las obtenidas del equilibrio de ionización, lo que sugiere que los efectos no LTE (NLTE) son importantes para estas estrellas de baja gravedad y pobres en metales. Adoptamos una abundancia de hierro utilizando gravedades fotométricas y líneas de Fe II para minimizar esos efectos, encontrando [Fe / H] = -2.16 ± 0.02 (= 0.04). Para las relaciones de elemento a hierro, confiamos en líneas neutrales versus Fe I y líneas ionizadas versus Fe II (excepto [O / Fe]) para minimizar también los efectos NLTE. Encontramos variaciones en la abundancia de sodio entre las estrellas del programa. Sin embargo, no hay correlación (o anticorrelación) con las abundancias de oxígeno. Además, la estrella post-AGB tiene una abundancia normal (baja) de sodio. Ambos hechos agregan más apoyo a la idea de que las variaciones observadas entre algunos elementos de luz dentro de los cúmulos globulares individuales surgen de variaciones primordiales y no de una mezcla profunda. M68, como M15, muestra abundancias elevadas de silicio en comparación con otros cúmulos globulares y estrellas de campo de metalicidad comparable. Pero M68 se desvía aún más al mostrar una relativa falta de abundancia de titanio. Especulamos que en M68 el titanio se comporta como un elemento de pico de hierro en lugar de su adherencia más comúnmente observada a las mejoras observadas en los llamados elementos como el magnesio, el silicio y el calcio. Interpretamos que este resultado implica que el enriquecimiento químico observado en M68 puede haber surgido de contribuciones de supernovas con progenitores algo más masivos que los que contribuyen a las abundancias que normalmente se ven en otros cúmulos globulares ".
Una de las características más inusuales de Messier 68 es su posición en el gran esquema de las cosas, frente a nuestro centro galáctico. Sabemos que los cúmulos globulares se encuentran casi exclusivamente dentro del halo galáctico, entonces, ¿qué podría causar esto? Como explicó Yoshiaki Sofue del Departamento de Astronomía de la Universidad de Tokoyo en un estudio de 2008:
“Construimos una curva de rotación del Grupo Galacto-Local, combinando la curva de rotación Galáctica con un diagrama, donde las velocidades radiales galactocéntricas de los cúmulos globulares externos y las galaxias miembro del Grupo Local se grafican contra sus distancias galactocéntricas. Para que el grupo local esté unido gravitacionalmente, se requiere un orden de magnitud de masa mayor que el de la galaxia y el M31. Este hecho sugiere que el Grupo Local contiene materia oscura que llena el espacio entre la Galaxia y el M31. Podemos considerar que hay tres componentes de la materia oscura. Primero, la materia oscura galáctica que define la distribución de masa en una galaxia que controla la curva de rotación externa; segundo, materia oscura extendida que llena todo el Grupo Local con una dispersión de velocidad de hasta ~ 200 km s ^ -1, que estabiliza gravitacionalmente al Grupo Local; y finalmente, materia oscura uniforme que tiene velocidades mucho más altas que se originan de estructuras supergalácticas. El tercer componente, sin embargo, no afecta significativamente la estructura y la dinámica del Grupo Local actual. Por lo tanto, podemos especular que en cualquier lugar de la Galaxia, hay tres componentes diferentes de materia oscura que tienen diferentes velocidades o diferentes temperaturas. Pueden comportarse casi independientemente uno del otro, pero están interactuando por su gravedad ".
Y ese hecho lo llevan a cabo otros estudios. Como Roberto Capuzzo Dolcetta (et al) demostró en un estudio:
“Los cúmulos globulares que se mueven en la Vía Láctea, así como las pequeñas galaxias tragadas por el fuerte campo de mareas de la Vía Láctea, desarrollan colas de marea. Este proyecto es parte de un programa de estudio más amplio dedicado al estudio de la evolución de los sistemas de cúmulos globulares en las galaxias y de la retroalimentación mutua entre la galaxia madre y su GCS, tanto a pequeña como a gran escala. Este proyecto es parte de un programa en curso dedicado a probar si la interacción de las mareas con la galaxia madre puede afectar la cinemática de las estrellas cercanas al radio de las mareas de algunos cúmulos globulares galácticos y explicar el perfil plano observado del perfil radial de dispersión de velocidad en radios grandes . El estudio de la interacción dinámica de los cúmulos globulares (en adelante GC) con el campo de mareas galáctico representa una preocupación astrofísica moderna y actual a la luz de las recientes observaciones de alta resolución. El sistema de cúmulos globulares (en lo sucesivo, GCS) tiene un pico menor que el de las estrellas de halo en nuestra galaxia, en M31, M87 y M89, así como en tres galaxias del cúmulo Fornax y 18 galaxias elípticas. La explicación más probable para este hallazgo es que los dos sistemas (halo y GCS) originalmente tenían el mismo perfil y que, luego, el GCS evolucionó debido a dos efectos complementarios, principalmente: interacción de mareas con el campo galáctico y fricción dinámica, que induce GC masivos se descompondrán en la región galáctica central en menos de 10 ^ 8 años. Los campos de marea externos también tienen el efecto de inducir la evolución de la forma de la función de masa de los cúmulos individuales, debido a la pérdida preferencial de estrellas de baja masa como consecuencia de la segregación de masa. El descubrimiento de que sus pendientes se correlacionan más fuertemente con la ubicación de los conglomerados en la Vía Láctea que con la metalicidad de los conglomerados demuestra que el campo de mareas desempeña un papel fundamental en la evolución de las funciones de masa. Pero las evidencias más fuertes de la interacción de los GC con el campo galáctico se han encontrado en la última década, con la detección de halos y colas que rodean a muchos GC ".
¿Es cierto que Messier 68 puede de hecho por un "sobrante" de otra galaxia? Si, de hecho. Como M. Catelan argumentó en un estudio de 2005:
“Revisamos y discutimos las estrellas de rama horizontal (HB) en un contexto astrofísico amplio, que incluye estrellas variables y no variables. Se presenta una reevaluación de la dicotomía Oosterhoff, que proporciona detalles sin precedentes con respecto a su origen y sistemática. Mostramos que la dicotomía de Oosterhoff y la distribución de los cúmulos globulares en el plano de metalicidad de la morfología HB excluyen, con alta significancia estadística, la posibilidad de que el halo galáctico se haya formado a partir de la acumulación de galaxias enanas que se asemejan a los satélites actuales de la Vía Láctea como Fornax, Sagitario y el LMC, un argumento que, debido a su fuerte dependencia de las antiguas estrellas RR Lyrae, es esencialmente independiente de la evolución química de estos sistemas después de las primeras épocas de la historia de la Galaxia ".
Historia de observación:
M68 fue descubierto por Charles Messier el 9 de abril de 1780, quien lo describió como; “Nebulosa sin estrellas debajo de Corvus e Hidra; es muy débil, muy difícil de ver con los refractores; cerca de ella es una estrella de sexta magnitud ”. La primera resolución de las estrellas individuales fue, por supuesto, atribuida a Sir William Herschel. Como escribió en sus notas en ese momento:
“Un hermoso cúmulo de estrellas, extremadamente rico y tan comprimido que la mayoría de las estrellas se mezclan; Tiene cerca de 3 'de ancho y aproximadamente 4' de largo, pero principalmente redondo, y hay muy pocas estrellas dispersas. Este grupo ovalado también se acerca a la forma globular, y la compresión central se lleva a un alto grado. El aislamiento también está tan avanzado que admite una descripción precisa del contorno ".
Gracias a un error bastante extraño por parte del almirante Smyth, durante muchos años se creyó que era el descubrimiento de Pierre Mechain. Como Smyth escribió en sus notas:
"Una gran nebulosa redonda en el cuerpo de Hydra, debajo de Corvus, descubierta en 1780 por Mechain. En 1786, el poderoso reflector de 20 pies de Sir William Herschel lo resolvió en un rico grupo de pequeñas estrellas, tan comprimido que la mayoría de los componentes se mezclan. Tiene aproximadamente 3 pies de ancho y 4 pies de largo; y estimó que su profundidad puede ser del orden 344. Se posiciona casi a mitad de camino entre dos estrellas pequeñas, una en el np [NW] y la otra en el cuadrante sf [SE], una línea entre las cuales se bisecaría la nebulosa. Es muy pálido, pero tan manchado que un escrutinio paciente conduce a la inferencia, que ha asumido una figura esférica en obediencia a las fuerzas atractivas. Diferenciado con Beta Corvi, desde el cual se desplaza hacia el sur por el este, a 3 grados de distancia.
¡Este error tardó casi un siglo en corregirse! No te tomes un siglo para ver este hermoso cúmulo globular tú mismo ....
Localización de Messier 68:
Las estrellas más brillantes de la temporada de invierno del norte hacen que encontrar este pequeño cúmulo globular sea bastante fácil tanto para los binoculares como para los telescopios: comience por identificar el rectángulo ladeado de la constelación de Corvus y centre su atención en su estrella más sudeste: Beta. Nuestro objetivo se encuentra a unos tres dedos de ancho al sureste de Beta Corvi y solo a una respiración al noreste de la estrella doble A8612.
Se mostrará como un brillo tenue y redondo en los prismáticos, y pequeños telescopios percibirán miembros individuales. ¡Los telescopios grandes resolverán completamente este pequeño globo globular hasta el núcleo! Messier Object 68 se adapta bien a cualquier condición de cielo cuando las estrellas de Corvus son visibles.
Y aquí están los datos rápidos sobre este Objeto Messier para ayudarlo a comenzar:
Nombre del objeto: Messier 68
Designaciones alternativas: M68, NGC 4590
Tipo de objeto: Racimo globular clase X
Constelación: Hydra
Ascensión recta: 12: 39.5 (h: m)
Declinación: -26: 45 (grados: m)
Distancia: 33.3 (kly)
Brillo visual: 7.8 (mag)
Dimensión aparente: 11.0 (min de arco)
Hemos escrito muchos artículos interesantes sobre Messier Objects aquí en Space Magazine. Aquí está la Introducción de Tammy Plotner a los Objetos Messier, M1 - La Nebulosa del Cangrejo, y los artículos de David Dickison sobre los Maratones Messier de 2013 y 2014.
Asegúrese de revisar nuestro catálogo completo de Messier. Y para obtener más información, consulte la base de datos Messier de SEDS.
Fuentes:
- Objetos más desordenados - Messier 68
- NASA - Messier 68
- Wikipedia - Messier 68
