Willkommen zurück zum Messier Monday! In unserer fortlaufenden Hommage an die großartige Tammy Plotner werfen wir einen Blick auf den offenen Sternhaufen, der als Messier 37 bekannt ist. 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 der offene Sternhaufen, der als Messier 37 (auch bekannt als M37 und NGC 2099) bekannt ist. Befindet sich in Richtung des Der Treiber der Konstellation , Messier 37 ist einer von drei offenen Sternhaufen (einschließlich Messier 36 und Messier 38) in diesem Teil des Nachthimmels – und auch der hellste.
Beschreibung:
Von den drei Messier-Sternhaufen in diesem Gebiet ist M37 mit Abstand der am stärksten von Sternen bevölkerte. Es enthält mindestens 150 Sterne mit einer Größe von etwa 12 und lässt sich selbst von kleinen Teleskopen leicht auflösen – und die Wissenschaft zählt immer noch die tatsächlichen Mitglieder! Mit einem Alter von etwa 347 – 550 Millionen Jahren finden Sie hier mindestens ein Dutzend Roter Riesen, die etwa 4.500 Lichtjahre von der Erde entfernt leben … und das in einer Nachbarschaft, die sich zwischen 20 und 25 Lichtjahren erstreckt!
Der offene Sternhaufen Messier 37. Bildnachweis: Wikisky
Wie viele Sterne könnten sich in diesem Haufen mittleren Alters befinden? Wie R. Sagar und Nilakshi vom Indian Institute for Astrophysics in ihrem 2002 Studie :
„Die CCD-Beobachtungen des reichen offenen Sternhaufens NGC 2099 und seiner umgebenden Feldregion wurden erstmals bis zu einer Grenzhelligkeit von V ~ 22 mag in den Durchlassbändern B, V und I durchgeführt. Insgesamt wurden ~ 12 000 Sterne im Bereich von etwa 24 Bogenminuten x 34 Bogenminuten in der Haufenregion beobachtet, sowie ~ 2180 Sterne im Bereich von ~ 12 Bogenminuten x 12 Bogenminuten der Feldregion, die sich ~ 45 Bogenminuten vom Haufenzentrum entfernt befinden .“
Aus dieser riesigen Anzahl von Sternen konnten Astronomen auch Weiße Zwerge beobachten. Dies hilft uns zu verstehen, wie sie sich entwickeln und was ihren Helium- oder Wasserstoffgehalt beeinflusst. Jasonjot Singh Kalirai et al. hatte folgendes zu sagen in a 2004 Studie :
„Es wurden Spektren von 21 Weißen Zwergen (WDs) in Richtung des jungen, reichen offenen Sternhaufens NGC 2099 aufgenommen. Dies entspricht einem nennenswerten Bruchteil (>30 %) der gesamten WD-Population des Haufens. Die mittlere abgeleitete Masse der Probe ist 0,8 M – etwa 0,2 M größer als der Mittelwert der Feld-WDs. Ein überraschendes Ergebnis ist, dass alle NGC 2099 WDs wasserstoffreiche Atmosphären (DAs) haben; keine weisen heliumreiche (DBs) oder eine andere Spektralklasse auf. Wir untersuchen mögliche Gründe für das Fehlen von DBs in diesen Clustern und kommen zu dem Schluss, dass das vielversprechendste Szenario für die Diskrepanz des DA/DB-Zahlenverhältnisses in jungen Clustern darin besteht, dass heiße, massereiche WDs nicht groß genug Helium-Konvektionszonen entwickeln, um Helium zu an die Oberfläche gebracht werden und aus einem wasserstoffreichen WD ein heliumreiches machen.“
Also bereiten wir die Bühne mit einer Anzahl von Sternen und Typen vor. Wir haben Weiße Zwerge – aber was ist mit Variablen? Y. B. Kang (et al), formuliere es so in a Studie 2007 :
„Photometrische CCD-Zeitreihenbeobachtungen des offenen Haufens NGC 2099 mittleren Alters wurden durchgeführt, um nach veränderlichen Sternen zu suchen. Wir führten auch BV-Photometrie durch, um die physikalischen Eigenschaften von Variablen im Cluster zu untersuchen. Unter Verwendung von V-Band-Zeitreihendaten haben wir sorgfältig Lichtvariationen von etwa 12.000 Sternen im Bereich von 10 . untersucht< V < 22 mag. A total of 24 variable stars have been identified; seven stars are previously known variables and 17 stars are newly identified. On the basis of observational properties such as light curve shape, period, and amplitude, we classified the new variable stars as nine delta Scuti-type pulsating stars, seven eclipsing binaries, and one peculiar variable star. Judging from the position of delta Scuti-type stars in the color-magnitude diagram, only two stars are likely to have the cluster membership. One new variable KV10 shows peculiar light variations with a delta Scuti-type short period of about 0.044 day as well as a long period of 0.417 day.”
M37 (NGC 2099) offener Sternhaufen. Quelle: Wikipedia Commons
Was also hilft das Wissen über diese beiden Arten von Sternen für unser Verständnis der Sternentwicklung? Das ist eines der Ziele des RACE-OC-Projekts. Wie S. Messina (et al.) in . sagten 2008 :
„Rotation und magnetische Aktivität vom Sonnentyp sind in Hauptreihensternen des G- oder späteren Spektraltyps eng miteinander verwandt. Das Vorhandensein und das Ausmaß der magnetischen Aktivität hängen von der Rotation des Sterns ab, und die Rotation selbst wird stark von der Stärke und Topologie der Magnetfelder beeinflusst. Offene Cluster stellen besonders nützliche Ziele dar, um den Zusammenhang zwischen Rotation und Aktivität zu untersuchen. Der offene Cluster NGC 2099 wurde im Rahmen des RACE-OC-Projekts (Rotation and ACtivity Evolution in Open Clusters) untersucht, das darauf abzielt, die Entwicklung von Rotation und magnetischer Aktivität in den späten Vertretern offener Cluster verschiedener Alter. Wir sammelten photometrische CCD-Zeitreihenbeobachtungen dieses Haufens im Januar 2004 und bestimmten das Vorhandensein von Periodizitäten in der Flussvariation im Zusammenhang mit der Sternrotation durch Fourier-Analyse. Wir untersuchen die Beziehungen zwischen Aktivitätsmanifestationen, wie der Amplitude der Lichtkurve, und globalen Sternparametern. Ergebnisse: Wir haben 135 periodische Variablen entdeckt, von denen 122 Cluster-Kandidaten sind. Die Bestimmung der Rotationsperioden von G- und K-Sternen hat es uns ermöglicht, die Entwicklung des Drehimpulses im Alter von etwa 500 Myr besser zu untersuchen. In unserer Analyse haben wir unter den Clustermitgliedern auch 3 neue abgelöste binäre Kandidaten für die Finsternis identifiziert. Ein Vergleich mit dem älteren Hyades-Cluster (~625 Myr) zeigt, dass die neu bestimmte Verteilung der Rotationsperioden mit dem Szenario der Rotationsbremsung von Hauptreihensternen mit zunehmendem Alter übereinstimmt. Ein Vergleich mit dem jüngeren M 34-Cluster (~200 Myr) zeigt jedoch, dass die G8-K5-Mitglieder dieser Cluster die gleiche Rotationsperiodenverteilung aufweisen. Das heißt, G8-K5-Mitglieder in NGC 2099 scheinen in der Altersspanne von ~200 bis ~500 Myr keine nennenswerten Bremseinbrüche erfahren zu haben. Schließlich haben die Mitglieder von NGC 2099 eine geringere photosphärische magnetische Aktivität, gemessen anhand der Lichtkurvenamplitude, als bei jüngeren Sternen gleicher Masse und Rotation, was darauf hindeutet, dass das Aktivitätsniveau auch von einigen anderen altersabhängigen Parametern abhängt.“
Beobachtungsgeschichte:
Obwohl dieser große Sternhaufen ursprünglich vor 1654 von Giovanni Batista Hodierna aufgenommen wurde, sollte es 230 Jahre dauern, bis seine Aufzeichnungen aufgedeckt wurden.
„In derselben Nacht (2. bis 3. September 1764) habe ich einen zweiten Haufen kleiner Sterne beobachtet, der nicht sehr weit vom vorhergehenden entfernt war, nahe dem rechten Schenkel von Auriga und auf der Parallele des Sterns Chi dieses Sternbildes: die Sterne dort sind kleiner als die des vorhergehenden Sternhaufens: sie liegen auch näher beieinander und enthalten einen Nebel. Mit einem gewöhnlichen Refraktor von 3 Fuß und einer Hälfte hat man Schwierigkeiten, diese Sterne zu sehen; aber man unterscheidet sie mit einem Instrument von größerer Wirksamkeit. Ich habe die Position dieses Haufens bestimmt, der eine Ausdehnung von 8 bis 9 Bogenminuten haben kann: Seine Rektaszension war 84d 15′ 12″ und seine Deklination 32d 11′ 51″ Nord.“
Während William Herschel in späteren Jahren zurückkehrte, um Messiers Objekt zu studieren, veröffentlichte er seine Notizen nicht – gab aber einige großartige Beobachtungsratschläge:
„Ein nützlicher, grober Schritt; es wird dazu dienen, Nebel sehen zu lernen, weil es viele kleine Sterne enthält, die mit anderen in verschiedenen Größen vermischt sind, von denen viele nicht ohne große und lange Aufmerksamkeit zu sehen sind.“ Messier 37 erhielt später seine NGC-Katalogbezeichnung von John Herschel, der als erster eine Schätzung seiner wahren Sternpopulation machte: „Sehr feiner großer Haufen, alle in Sterne der 10. bis 13. Größe aufgelöst. Es füllt 1 1/2 Feld aus, aber die streunenden Sterne erstrecken sich sehr weit. Es kann 500 Sterne geben.“
Wie immer war Admiral Smyth der Poetischste in Bezug auf seine Beobachtungen, und über M37 schreibt er:
„Ein herrliches Objekt, das ganze Feld ist gleichsam mit funkelnden Goldstaub bestreut; und die Gruppe ist außer den Ausreißern in etwa 500 Sterne von der 10. bis zur 14. Größe auflösbar. Es wurde 1764 von Messier gefunden und repariert, der es als 'eine Masse kleiner Sterne, die viel in nebulöse Materie eingehüllt sind' beschrieb. Diese nebulöse Materie gibt jedoch meinem Teleskop nach und löst sich zwischen den einzelnen kleinen Individuen in unendlich winzige Punkte klaren Lichts auf.“
Der Standort von Messier 37 im Sternbild Auriga. Bildnachweis: IAU und Sky & Telescope Magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)
Auffinden von Messier 37:
Messier 37 zu lokalisieren ist relativ einfach, wenn Sie die Konstellation von Auriga verstanden haben. Sieht ungefähr aus wie ein Fünfeck und identifiziert zunächst den hellsten dieser Sterne – Capella. Genau südlich davon befindet sich der zweithellste Stern, der seine Grenze mit Beta Tauri teilt, El Nath. Wenn Sie mit dem Fernglas auf El Nath zielen, gehen Sie etwa 1/3 der Entfernung zwischen den beiden nach Norden und genießen Sie alle Sterne! Sie werden in diesem Bereich zwei sehr auffällige Sternhaufen bemerken, ebenso wie Le Gentil im Jahr 1749.
Ferngläser zeigen das Paar im gleichen Feld, ebenso wie Teleskope mit der niedrigsten Leistung. Das dunkelste davon ist das M38 und wird eine vage kreuzförmige Form haben. In einer Entfernung von ungefähr 4200 Lichtjahren wird eine größere Öffnung benötigt, um die etwa 100 lichtschwächeren Elemente aufzulösen. Ungefähr 2 1/2 Grad nach Südosten (etwa eine Fingerbreite) sehen Sie die viel hellere M36.
Mit Ferngläsern und kleinen Zielfernrohren leichter aufzulösen, ist dieser galaktische „Juwelenkästchen“-Haufen recht jung und etwa 100 Lichtjahre näher. Wenn Sie ungefähr auf derselben Flugbahn etwa weitere 4 Grad südöstlich weiterfahren, finden Sie den offenen Sternhaufen M37. Dieser Galaxienhaufen wird Ferngläsern und sehr kleinen Teleskopen fast nebelhaft erscheinen – kommt aber mit größeren Instrumenten zu einer perfekten Auflösung.
Während alle drei offenen Sternhaufen eine gute Wahl für mondbeschienenen oder lichtverschmutzten Himmel sind, denken Sie daran, dass hohes Himmelslicht weniger lichtschwache Sterne bedeutet, die aufgelöst werden können – was jedem Sternhaufen etwas seiner Schönheit raubt. Messier 37 ist das hellste und östlichste des Trios und Sie werden seine Dichte sehr bemerken.
Wenn Sie diesen Sternhaufen mit einem Fernglas betrachten, sehen Sie ihn ähnlich wie Messier ... Aber nutzen Sie die Kraft eines Teleskops, wenn Sie können. Denn diese Sternenwolke ist Ihre Zeit und Aufmerksamkeit wert!
Objektname: Unordentlicher 37
Alternative Bezeichnungen: M37, NGC 2099
Objekttyp: Galaktischer offener Sternhaufen
Konstellation: Auriga
Rektaszension: 05 : 52,4 (h:m)
Deklination: +32: 33 (Grad: m)
Distanz: 4,4 (kly)
Visuelle Helligkeit: 6,2 (Mag)
Scheinbare Dimension: 24,0 (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: