Willkommen zurück zum Messier Monday! In unserer fortlaufenden Hommage an die großartige Tammy Plotner werfen wir einen Blick auf die Triangulum-Galaxie, auch bekannt als Messier 33. Viel Spaß!
Im 18. Jahrhundert berühmter französischer Astronom Charles Messier bemerkte das Vorhandensein mehrerer „nebelhafter Objekte“ am Nachthimmel. Nachdem er sie ursprünglich mit Kometen verwechselt hatte, begann er, eine Liste von ihnen zusammenzustellen, damit andere nicht den gleichen Fehler machen wie er. Mit der Zeit wird diese Liste (bekannt als die Messier-Katalog ) würde 100 der fabelhaftesten Objekte am Nachthimmel umfassen.
Eines dieser Objekte ist als Messier 34 bekannt, ein offener Sternhaufen im nördlichen Sternbild Perseus . In einer Entfernung von etwa 1.500 Lichtjahren von der Erde gelegen, ist es eines der der Erde am nächsten liegenden Messier-Objekte und beherbergt schätzungsweise 400 Sterne. Es ist auch hell genug, um mit bloßem Auge oder Fernglas gesehen zu werden, wenn die Lichtverhältnisse es zulassen.
Was Sie sich ansehen:
Dieser Sternhaufen begann seine gemeinsame Reise durch unsere Galaxie vor etwa 180 Millionen Jahren als Teil der „Lokalen Vereinigung“ … gravitativ ungebunden und bewegen sich immer noch gemeinsam durch den Raum. Wir wissen, dass die Sterne durch ihre gemeinsame Bewegung und ihr Alter verwandt sind, aber was wissen wir sonst noch über sie?
Die Kernregion des offenen Sternhaufens Messier 34. Bildnachweis: Wikisky
Nun, eine Sache, die wir wissen, ist, dass von den 354 Sternen in der Regionsdurchmusterung 89 tatsächliche Mitglieder des Clusters sind und dass alle sechs visuellen Doppelsterne und drei der vier bekannten Ap-Sterne Mitglieder des Clusters sind. Darunter ist sogar ein Riese! Aber wie fast alle Stars da draußen wissen wir, dass sie normalerweise keine Singles sind und tatsächlich Gefährten haben. Wie Theodore Simon in seinem schrieb 2000 Studie zu NGC 1039 und NGC 3532:
„Ungefähr die Hälfte der in beiden Bildern entdeckten Quellen haben wahrscheinlich optische Gegenstücke aus früheren bodengestützten Vermessungen. Der Rest sind entweder potenzielle Clustermitglieder oder Vordergrund-/Hintergrundsterne, die nur durch zusätzliche Photometrie, Spektroskopie und Eigenbewegungsstudien entschieden werden können. Es gibt einige Hinweise (bei einem Konfidenzniveau von 98%), dass sonnenähnliche Sterne möglicherweise nicht die extremen Rotations- und Aktivitätsniveaus aufweisen, die von denen in den viel jüngeren Plejaden- und Alpha-Persei-Clustern gezeigt werden, aber eine detaillierte Bewertung der koronalen Röntgeneigenschaften von diese Cluster müssen in Zukunft auf sensiblere Beobachtungen warten. Wenn sich dieser Befund bestätigt, könnte dieser Befund dazu beitragen, die Möglichkeit auszuschließen, dass die stellare Dynamoaktivität und das Rotationsbremsen von einem sich schnell drehenden zentralen Kern kontrolliert werden, wenn Sterne diese Entwicklungsphase vom Plejadenstadium zu dem der Hyaden durchlaufen.“
Wenn es noch Begleitsterne zu entdecken gibt, was gibt es sonst noch auf dem Feld, das wir gerade „sehen“ können? Versuchen Sie es mit Weißen Zwergen. Wie Kate Rubin (et al.) im . veröffentlicht Mai 2008 Ausgabe des Astronomical Journal:
„Wir präsentieren die erste detaillierte photometrische und spektroskopische Studie der Weißen Zwerge (WDs) im Feld des ~225 Myr alten (log ?cl = 8,35) offenen Sternhaufens NGC 1039 (M34) im Rahmen des laufenden Lick-Arizona White Dwarf Umfrage. Mittels Weitfeld-UBV-Bildgebung wählen wir photometrisch 44 WD-Kandidaten in diesem Bereich aus. Wir identifizieren 19 dieser Objekte spektroskopisch als WDs; 17 sind Wasserstoffatmosphären-DA-WDs, einer ist ein Helium-Atmosphären-DB-WD und einer ist ein kalter DC-WD, der keine nachweisbaren Absorptionslinien aufweist. Von den 17 DAs haben fünf den ungefähren Distanzmodul des Clusters. Ein anderer WD mit einem Entfernungsmodul von 0,45 mag heller als der des Haufens könnte ein doppelt entartetes binäres Clustermitglied sein, ist aber wahrscheinlicher ein Feld-WD. Wir platzieren die fünf einzelnen WDs einzelner Clustermitglieder in der empirischen Anfangs-End-Massenbeziehung und stellen fest, dass drei von ihnen sehr nahe an der zuvor abgeleiteten linearen Beziehung liegen; zwei haben WD-Massen, die deutlich unter der Relation liegen. Diese Ausreißer können einen erhöhten Massenverlust oder eine binäre Evolution erfahren haben; es ist jedoch durchaus möglich, dass diese WDs einfach Eindringlinge aus der Feld-WD-Population sind.“
Nahaufnahme von M34, die seine Population der Weißen Zwerge zeigt, aufgenommen vom Sloan Digital Sky Survey. Bildnachweis: SDSS
Auch wenn es ein wenig verwirrend klingt, dreht sich alles darum, wie sich Sternhaufen entwickeln. Wie David Soderblom in a . schrieb 2001 Studie :
„Wir analysieren die Rotationsbeobachtungen von Keck Hires in F-, G- und K-Zwergmitgliedern des offenen Sternhaufens M34 (NGC 1039), der 250 Myr alt ist, und vergleichen sie mit den Plejaden, Hyaden und NGC 6475. Die obere Grenze zur Rotation, die in M34 zu sehen ist, ist etwa um den Faktor zwei niedriger als bei den 100 Myr-alten Plejaden, aber die meisten M34-Sterne liegen deutlich unter dieser Obergrenze, und es ist die Gesamtkonvergenz der Rotationsraten, die am auffälligsten ist. Einige wenige K-Zwerge in M34 sind immer noch schnelle Rotatoren, was darauf hindeutet, dass sie eine Kern-Hülle-Entkopplung durchlaufen haben, gefolgt von einer Wiederauffüllung des Oberflächendrehimpulses aus einem internen Reservoir. Unser Vergleich der Rotation in diesen Clustern zeigt, dass die Zeitskala für die Kopplung der Hülle an den Kern nahe 100 Myr liegen muss, wenn tatsächlich eine Entkopplung stattfindet.“
Beobachtungsgeschichte:
M34 wurde wahrscheinlich zuerst von Giovanni Batista Hodierna vor 1654 gefunden und am 25. August 1764 von Charles Messier unabhängig wiederentdeckt. Wie er es in seinen Notizen beschrieb:
„Ich habe die Position eines Haufens kleiner Sterne zwischen dem Kopf der Medusa und dem linken Fuß von Andromeda fast auf der Parallele des Sterns Gamma dieser Buchstabenkonstellation bestimmt. Mit einem gewöhnlichen Refraktor von 3 Fuß unterscheidet man diese Sterne; Der Cluster hat möglicherweise eine Verlängerung von 15 Minuten. Ich habe seine Position in Bezug auf den Stern Beta im Kopf der Medusa bestimmt; seine Rektaszension wurde bei 36d 51′ 37″ abgeschlossen und seine Deklination als 41d 39′ 32″ Nord.“
Bild von Messier 34, aufgenommen vom Two Micron All-Sky Survey (2MASS) von Messier 34 (auch bekannt als M34 oder NGC 1039). Bildnachweis: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF
Im Laufe der Jahre wandten sich viele historische Beobachter an ein Teleskop, um es zu untersuchen – auch auf der Suche nach mehr. Sir William Herschel sagte: „Ein Sternhaufen; mit 120 denke ich, dass es von gesprenkeltem Licht begleitet wird, wie Sterne in der Ferne.“ Doch mehr ist kaum zu sehen, abgesehen von der Tatsache, dass die meisten Sterne paarweise angeordnet zu sein scheinen – der bemerkenswerteste ist ein optischer Doppelstern in der Mitte – h 1123 – der am 23. Dezember 1831 von Sir John Herschel katalogisiert wurde.
Charles Messier entdeckte es am 25. August 1764 unabhängig und nahm es in den Messier-Katalog auf. Wie er in der Erstausgabe des Katalogs schrieb:
„In derselben Nacht vom 25. auf den 26. August habe ich die Position eines Haufens kleiner Sterne zwischen dem Kopf der Medusa [Algol] und dem linken Fuß von Andromeda fast auf der Parallele des Sterns Gamma dieses Buchstabens bestimmt Konstellation. Mit einem gewöhnlichen [nicht achromatischen] Refraktor von 3 Fuß [FL] unterscheidet man diese Sterne; Der Cluster hat möglicherweise eine Verlängerung von 15 Minuten. Ich habe seine Position in Bezug auf den Stern Beta im Kopf der Medusa bestimmt; seine Rektaszension ist um 36d 51 abgeschlossen? 37? und seine Deklination als 41d 39? 32? Norden.'
Aber wie immer war es Admiral William Henry Smyth, der das Objekt mit der reichsten Prosa beschrieb. Wie er bei der Beobachtung des Sternhaufens im Oktober 1837 in seinen Notizen schrieb, stellte er Folgendes fest:
„Ein Doppelstern in einem Haufen, zwischen dem rechten Fuß der Andromeda und dem Kopf der Medusa; wo eine Linie von Polaris zwischen Epsilon Cassiopeiae und Alpha Persei bis auf 2 Grad des Breitenkreises von Algol darauf trifft. A und B, 8. Größe und beide weiß. Es befindet sich in einer verstreuten, aber eleganten Gruppe von Sternen vom 8. bis 13. Helligkeitsgrad auf dunklem Grund, und einige von ihnen bilden grobe Paare. Dies wurde erstmals 1764 von Messier als „Masse kleiner Sterne“ gesehen und registriert; und wurde 1783 von Sir W. Herschel mit einem 7-Fuß-Reflektor aufgelöst: Mit dem 6-Fuß-Reflektor machte er es zu „einem groben Haufen großer Sterne unterschiedlicher Größe“. Mit der Methode, die er zur Erforschung der Galaxie anwandte, kam er zu dem Schluss, dass die Tiefe dieses Objekts die 144. Ordnung nicht überschreitet.“
Die Position von Messier 34 im nördlichen Sternbild Perseus. Bildnachweis: IAU und Sky & Telescope Magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)
Ortung von Messier 34:
M34 ist mit einem Fernglas etwa zwei Sichtfelder nordwestlich von Algol (Beta Persei) leicht zu finden. Sie werden wissen, wann Sie diesen markanten Sternhaufen gefunden haben, denn „X“ markiert die Stelle! In einem Teleskopsucher erscheint es als schwacher, verschwommener Fleck und löst für die meisten durchschnittlichen Teleskope vollständig auf. Messier 34 ist ein ausgezeichnetes Ziel für mondhelle Nächte oder lichtverseuchte Gebiete und hält auch nicht ganz perfekten Himmelsbedingungen stand.
Es ist sogar von idealen Standorten ohne Hilfe zu sehen! Genießen Sie Ihre Beobachtungen!
Und wie immer haben wir die schnellen Fakten zu diesem Messier-Objekt hinzugefügt, um Ihnen den Einstieg zu erleichtern:
Objektname: Unordentlicher 34
Alternative Bezeichnungen: M34, NGC 1039
Objekttyp: Galaktischer offener Sternhaufen
Konstellation: Perseus
Rektaszension: 02 : 42,0 (h:m)
Deklination: +42: 47 (Grad: m)
Distanz: 1,4 (kly)
Visuelle Helligkeit: 5,5 (Mag.)
Scheinbare Dimension: 35,0 (Bogen min)
Wir haben hier bei Universe Today viele interessante Artikel über Messier Objects geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte ,, M1 – Der Krebsnebel , M8 – Der Lagunennebel , und David Dickisons Artikel über die 2013 und 2014 Messier Marathons.
Schauen Sie sich unbedingt unser komplettes an Messier-Katalog . Und für weitere Informationen besuchen Sie die SEDS Messier-Datenbank .
Quellen: