Siden det først blev observeret i en spionglas med en halv tomme i diameter af Abbe Nicholas Louis de Lacaille under hans besøg i Sydafrika i 1751-2, har Kappa Crucis-stjerneklyngen (NGC 4755) siden været fascineret og forvirret astronomer. Lad os i dag åbne John Herschels 'kiste med forskellige farvede ædelsten' og se nærmere på 'Jewel Box' ...
Kappa Crucis-stjerneklyngen ligger omkring 7500 lysår væk nær en enorm, mørk kosmisk støvsky, kendt som ”Coal Sack”, og har en Bayer-betegnelse, selvom det er en klynge i stedet for en individuel stjerne. Bare et kig på dette farverige array er at forstå, hvordan det blev kendt som juvelkassen. Sprøjtet over 20 lysår med plads og måske kun 7,1 millioner år gammel er det hjem til både røde, hvide og blå kæmpe stjerner. Hvis dens lyseste stjerne var i centrum af vores eget solsystem, ville den skinne 83.000 gange lysere end Sol!
Den lyse orange stjerne er Kappa Crucis, en fremtrædende blandt sine varme, livlige blå medlemmer. En meget ung stjerne gået ind i sin røde supergiant scene? I midten af 1862 begyndte en mand ved navn Francis Abbott at studere juvelkassen, og hans observationsnoter siger; "Visse ændringer, der tilsyneladende finder sted i antallet, positionen og farven på dens komponentstjerner." Dette var nogle temmelig radikale tanker, da han gik op mod noterne fra dem som John Herschel og George Airy. Men som så ofte er tilfældet, kan nogle gange en astronom se, hvad en anden ikke kan, og nogle 10 år senere H.C. Russell tog hjertet af Abbott's noter - målte og katalogiserede 130 af klyngens stjerner. På trods af ekstrem kritik hedder en anden observatør ved navn R.T. Innes hævdede også farveændring som anført i det klassiske værk "Celestial Objects for Common Telescopes".
Naturligvis sluttede studiet ikke der, og det gik ind i de tidlige 1900'ere med Trumpler og derefter Harlow Shapley. Det første markant vigtige astrofysiske papir om denne klynge dukkede op i 1958 og blev udgivet af Halton Arp og Cecil van Sant, der prøvede at finde ud af mere om galaktiske supergigantiske stjerner. ”De tre lyseste stjerner er supergiganter” og den røde stjerne er alle medlemmer af klyngen, så skal NGC 4755 være noget som h og Ï ‡ Persei ”Da disse typer klynger er sjældne, er observationsmateriale tilstrækkeligt til at få en farve -magnitude diagram blev opnået. ” Efterhånden som flere stjerner blev afsløret og studeret, jo mere forvirrende blev betegnelserne! Årene gik, og NGC 4755 blev endnu mere forstået - og bedre katalogiseret.
I henhold til undersøgelser af helium-, carbon-, nitrogen- og iltforekomster udført af G. Mathys (et al) “Efter overvejelse af CN-forekomsten i denne prøve er der ingen klare beviser for intern blanding. Kun tre stjerner blandt de ikke-supergiganter ser ud til at have en nitrogenforbedring. To af dem har en temmelig lav projiceret ækvatorhastighed (ganske vist, de kan være hurtige rotatorer set pole-on); den tredje er en bestemt hurtig rotator. I stjernerne med lavere tyngdekraft er der tilsyneladende sket en form for blanding. Supergiganterne adskiller sig ikke markant fra de andre programstjerner i deres respektive heliumindhold. Den gennemsnitlige heliumforekomst for hver klynge er tæt på standardværdien (He / H). ”
At studere variable stjerner i åbne klynger er ekstremt vigtigt. Det er ledetråde til afstand og evolution! I unge klynger som Jewel-boksen skal de lysere stjerner være variabler og være blå. De skulle også have startet evolutionen væk fra hovedsekvensen, i modsætning til de lave masser, der bare stille og roligt forbrænder deres brint. Som vi ved, er en af de primære variabeltyper Beta Cepheid-stjernerne, og undersøgelser foretaget af Stankov (et al) viser påvisning af fire nye variable stjerner i NGC 4755. ”Vi giver frekvensløsninger som indikatorer for tidsskalaer og amplituder af pulsationerne. NGC 4755-116 er sandsynligvis en B2-dværg med en periode på 4,2 d, hvis variabilitet er forårsaget af en plet- eller g-mode-pulsation. NGC 4755-405 kan betragtes som en ny β Cephei-stjerne med to pulsationsfrekvenser. For NGC 4755-215 fandt vi en frekvens og for NGC 4755-316 tre pulseringsfrekvenser; vi foreslår, at begge er nye, langsomt pulserende B-stjerner i kort periode. ” Disse variationer kan være forårsaget af radiale pulsationer fra en instabil brintkerne, og der er behov for endnu flere undersøgelser.
Men er der mere? Ja. Meget nylige undersøgelser foretaget af C. Bonatto (et al) viser den dynamiske tilstand af NGC 4755. ”Vi undersøger muligheden for, at nogle af hovedsekvenserne og præ-hovedsekvensstjerner i klynge-alderen stadig præsenterer infrarøde overskud relateret til støvkonvolutter og proto-planetariske diske. Kernen er mangelfuld med PMS-stjerner sammenlignet med MS-stjerner. NGC 4755 er vært for binarer i glorie, men de er knappe i kernen. Sammenlignet med åbne klynger i forskellige dynamiske tilstande studeret med lignende metoder, passer NGC 4755 til forhold, der involverer strukturelle og dynamiske parametre i det forventede locus for dets alder og masse. ”
Dannedes NGC 4755 fra den samme molekylære sky? Er det to overlappende klynger? Påvirker nærhedsområdet til kullsækket dets visuelle egenskaber? Ligegyldigt hvad videnskaben er bag det, lyset, som du ser nu tilbage, omtrent samtidig med, at de store pyramider i Egypten blev bygget. Lad Burnhams ord ringe højest: “... en strålende og smuk galaktisk støvrangering blandt de fineste og mest spektakulære genstande i den sydlige Mælkevej ... Klyngen ligger i en rig og bemærkelsesværdig region i himlen, værd at udforske med lav effekt teleskoper og instrumenter af typen rig felt. ”
Denne uges fantastiske billede blev lavet af Don Goldman og taget på Macedon Ranges Observatory. Vi takker dig!
