Willkommen zurück zum Messier Monday! Wir setzen unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns den „Sommerrosenstern“ ansehen, der auch als Kugelsternhaufen von Messier 55 bekannt ist. Viel Spaß!
Im 18. Jahrhundert, als der französische Astronom Charles Messier den Nachthimmel nach Kometen absuchte, bemerkte er immer wieder das Vorhandensein von festen, diffusen Objekten am Nachthimmel. Mit der Zeit sollte er eine Liste von ungefähr 100 dieser Objekte erstellen, um sicherzustellen, dass Astronomen sie nicht mit Kometen verwechselten. Diese Liste – bekannt als die Messier-Katalog – eine wichtigere Funktion übernehmen würde.
Eines dieser Objekte ist Messier 55, ein Kugelsternhaufen im Sternbild Schütze. Dieser auch als „Sommerrosenstern“ bekannte Sternhaufen befindet sich 17.600 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 100 Lichtjahren. Während es mit einem Fernglas zu sehen ist, kann die Auflösung seiner einzelnen Sterne nur mit einem kleinen Teleskop und einem Sucherfernrohr erfolgen.
Beschreibung:
Etwa 17.300 Lichtjahre vom Planeten Erde entfernt und mit einem Durchmesser von fast 100 Lichtjahren gelegen, scheint diese locker erscheinende Kugel aus Sternpunkten nicht konzentriert zu sein – aber sie beherbergt Zehntausende von Sternen. Nimmt sich wirklich jemand die Zeit, sie zu zählen? Sie wetten. Genau das haben M.J. Irwin und V. Trimble während ihres 1984 Studium von Messier 55:
„Wir berichten über Sternzahlen in Abhängigkeit von Position und scheinbarer Helligkeit im reichen, relativ offenen südlichen Kugelsternhaufen NGC 6809 (M55). Drei AAO-150-Arcsec-Platten wurden vom Automatic Plate Measurement System (APM) am Institute of Astronomy, Cambridge, gescannt, und 20825 Bilder wurden von der zugehörigen Software gezählt. Zu den bisher bekannten Merkmalen von reichen Kugelsternhaufen, die in den Rohzählungen erscheinen, gehören eine Abflachung der Leuchtkraftfunktion, eine erhöhte zentrale Konzentration heller Sterne im Vergleich zu schwachen Sternen (normalerweise als Massensegregation interpretiert) und leichte Abweichungen des radialen Profils von King-Modellen. Die Verengung des Feldes, die dazu führt, dass das Zählverfahren schwache Sterne bevorzugt in der Nähe des Clusterzentrums verfehlt, trägt zu all diesen bei und kann für die gesamte scheinbare Massensegregation verantwortlich sein, aber nicht für alle anderen beiden Effekte.“
Kugelsternhaufen Messier 55 (M55 oder NGC 6809) im Sternbild Schütze, aufgenommen vom 3,6-Meter-Teleskop der ESO auf La Silla. Erscheinungsdatum: 3. Dezember 2009. Kredit: ESO
Aber nur Gutes wollen tut es, die Sterne zu zählen? Nun, zu wissen, wie viele Sterne sich in einem bestimmten Gebiet befinden, hilft Astronomen auch, andere Dinge zu berechnen, wie zum Beispiel chemische Häufigkeiten. Sagten Carlos Alvarez und Eric Sandquist in ihrem 2004 Studie :
„Wir haben die asymptotischen Riesensterne, die horizontalen Sterne und den oberen Roten Riesenzweig (AGB, HB und RGB) im Kugelsternhaufen M55 (NGC 6809) zusammengestellt. Unter Verwendung der Sternzahlen und des R-Parameters berechnen wir die anfängliche Heliumhäufigkeit. Das Verhältnis ist für einen Kugelsternhaufen ungewöhnlich hoch, fast 2 von den vorhergesagten Werten entfernt und der höchste für einen massiven Kugelsternhaufen. Wir argumentieren, dass die besondere HB-Morphologie und Metallizität von M55 langlebige HB-Sterne hervorgebracht hat, die nicht zu blau sind, um die Bildung von AGB-Sternen zu vermeiden. Dieses Ergebnis deutet darauf hin, dass wir evolutionäre Effekte auf den HB abbilden können. Obwohl wir keine Hinweise auf Variationen der HB-Morphologie mit der Entfernung vom Zentrum des Haufens finden, sind die roten HB-Sterne schließlich deutlich weniger konzentriert als die meisten HB-Sterne, und die blauesten HB-Sterne sind zentral konzentrierter.“
Die photometrische Untersuchung von Kugelsternhaufen bietet Astronomen auch den Vorteil, sie mit anderen zu vergleichen, um zu sehen, wie sich jeder entwickelt. Wie P. Richter (et al.) in ihrem 1999 Studie :
„Wir präsentieren die Stroemgren-CCD-Photometrie für die beiden galaktischen Kugelsternhaufen M55 (NGC 6809) und M22 (NGC 6656). Der Unterschied zwischen M55 und M22 kann dem Unterschied in der integralen CN-Bandstärke zwischen M31-Kugelsternhaufen und dem galaktischen System ähneln. Das Farb-Helligkeits-Diagramm von M55 zeigt das Vorhandensein einer Population von 56 blauen Nachzüglersternen, die zentraler konzentriert sind als die roten Riesenzweigsterne.“
Und wenn man Kugelsternhaufen wie Messier 55 in einer anderen als der optischen Lichtwellenlänge betrachtet, werden noch mehr atemberaubende Details sichtbar – wie die Vision des XMM-Newton. Wie N.A. Webb (et al.) in ihrem 2006 Studie :
„Mit der neuen Generation von Röntgenobservatorien beginnen wir jetzt damit, Populationen von nahen Doppelsternen in Kugelsternhaufen zu identifizieren, die zuvor im optischen Bereich aufgrund der hohen Sterndichte schwer fassbar waren. Es wird angenommen, dass diese Binärdateien zumindest teilweise für die Verzögerung des unvermeidlichen Kernkollapses von Kugelsternhaufen verantwortlich sind, und ihre Identifizierung ist daher für das Verständnis der Entwicklung von Kugelsternhaufen unerlässlich und auch für das Studium der Binärdateien selbst wertvoll. Hier präsentieren wir Beobachtungen, die mit XMM-Newton von Kugelsternhaufen gemacht wurden, in denen wir Neutronenstern-Röntgendoppelsterne mit geringer Masse und ihre Nachkommen (Millisekundenpulsare), katastrophale Variablen und andere Arten von Doppelsternen identifiziert haben. Wir diskutieren nicht nur die Eigenschaften dieser Binärdateien, sondern auch ihre Entstehung und Entwicklung in Kugelsternhaufen und ihre Verwendung bei der Verfolgung der dynamischen Geschichte dieser Cluster.“
Beobachtungsgeschichte:
M55 wurde ursprünglich von Abbe Lacaille am 16. Juni 1752 entdeckt, als er in Südafrika beobachtete. In seinen Notizen schrieb er: „Es ähnelt einem obskuren Kern eines großen Kometen.“ Natürlich würde unser eigener Kometenjäger Charles Messier viele Jahre lang suchen, bevor er ihn wiederfindet, um ihn seinem eigenen Katalog hinzuzufügen.Am 24. Juli 1778 fand er das Objekt und notierte es wie folgt in seinen Notizen:
„Ein Nebel, der ein weißlicher Fleck ist, von etwa 6′ Ausdehnung, sein Licht ist gleichmäßig und scheint keinen Stern zu enthalten. Seine Position wurde von Zeta Sagittarii unter Verwendung eines Zwischensterns der 7. Größe bestimmt. Dieser Nebel wurde von M. l’Abbe de LaCaille entdeckt, siehe Mem. Akad. 1755, s. 194. M. Messier hat es am 29. Juli 1764 vergeblich gesucht, wie in seinen Memoiren berichtet.“
Messier 55 im Schützen. Bildnachweis: Hewholooks/Wikipedia Commons
Johann Elert Bode, Dunlop und Caroline Herschel würden folgen, aber es wäre Sir William Herschel, der als erster die Auflösbarkeit dieses großen Kugelsternhaufens erblicken würde. In seinen privaten Notizen schreibt er:
„Ein reicher Haufen sehr komprimierter Sterne, unregelmäßig rund, etwa 8 Minuten lang. Nach der Beobachtung des kleinen 20-Fuß-Teleskops, das Sterne 38,99 Mal so weit wie das Auge erreichen konnte, kann die Tiefe dieses Haufens nicht viel geringer sein als die der 467. Ordnung: Ich habe sie für die 400. Ordnung gehalten.“
Auffinden von Messier 55:
M55 ist keineswegs leicht zu finden. Eine der besten Möglichkeiten, es zu lokalisieren, besteht darin, bei Theta 1 und Theta 2 Sagittarius zu beginnen, wo Sie es ungefähr zwei Finger breit nordwestlich von diesem Paar bei ungefähr vier Grad finden. Beide Thetas sind für das bloße Auge eher düster – etwa 4 bzw. 5 Magnituden, aber Sie werden sie erkennen, wenn Sie zwei Sterne finden, die weniger als ein halbes Grad voneinander entfernt und nach Norden/Süden ausgerichtet sind.
Bei durchschnittlichen Ferngläsern wird M55 dadurch etwa ein Fernglasfeld nach Nordwesten entfernt. Bei durchschnittlich bildrichtigen Sucherfernrohren platzieren Sie das Thetas in der 8:00-Position am Rand des Sucherfeldes und gehen Sie zum Okular mit der geringstmöglichen Vergrößerung, um es zu lokalisieren.
Messier 55-Standort. Bildnachweis: IAU und Sky & Telescope Magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg)
Obwohl es eine hohe visuelle Helligkeit hat, hat das M55 eine geringe Oberflächenhelligkeit, sodass es nicht für den städtischen oder lichtverschmutzten Himmel geeignet ist. Bei dunklen Himmelsverhältnissen sehen Ferngläser es als runden, verschwommenen Fleck – wie einen diffusen Kometen, während kleine Teleskope beginnen können, einzelne Sterne aufzulösen. Teleskope mit größerer Öffnung können die feine Körnung von Sternen mit geringer Helligkeit ganz leicht erkennen!
Genießen Sie Ihre eigene Auflösbarkeit dieses großartigen Kugelsternhaufens!
Und wie immer hier die kurzen Fakten zu diesem Messier-Objekt:
Objektname: Messier 55
Alternative Bezeichnungen: M55, NGC 6809
Objekttyp: Kugelsternhaufen der Klasse XI
Konstellation: Schütze
Rektaszension: 19 : 40,0 (h:m)
Deklination: -30: 58 (Grad: m)
Distanz: 17,3 (kly)
Visuelle Helligkeit: 6,3 (Mag)
Scheinbare Dimension: 19,0 (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 , 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:
