MESSIER 70 - DER GLOBULAR CLUSTER NGC 6681

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Willkommen zurück am Messier Montag! Heute setzen wir unsere Hommage an unsere liebe Freundin Tammy Plotner fort, indem wir uns den Kugelsternhaufen Messier 70 ansehen.

Im späten 18. Jahrhundert verbrachte der französische Astronom Charles Messier einen Großteil seiner Zeit damit, auf der Suche nach Kometen zum Nachthimmel aufzublicken. Im Laufe der Zeit entdeckte er 100 feste, diffuse Objekte, die Kometen ähnelten, aber etwas ganz anderes waren. Messier stellte eine Liste dieser Objekte zusammen, in der Hoffnung, andere Astronomen daran zu hindern, denselben Fehler zu machen. Das Ergebnis war der Messier-Katalog, einer der einflussreichsten Kataloge von Deep Sky Objects.

Eines der von ihm katalogisierten Objekte ist Messier 70 (auch bekannt als NGC 6681), ein Kugelsternhaufen, der 29.300 Lichtjahre von der Erde entfernt und in der Nähe des Galaktischen Zentrums liegt. Es befindet sich innerhalb des Asterismus, der als "Teekanne" bekannt ist (die Teil der nördlichen Schütze-Konstellation ist). Es befindet sich auch in unmittelbarer Nähe zu den Kugelsternhaufen M54 und M69.

Dieser Sternenball mit einem Durchmesser von 68 Lichtjahren ist rund 29.300 Lichtjahre von der Erde entfernt und läuft mit einer Geschwindigkeit von 200 Kilometern pro Sekunde von uns weg. Er ist nur geringfügig heller als sein benachbarter Kugelsternhaufen - M69. Obwohl es von Gezeitenkräften aus der Nähe des Zentrums unserer Galaxie herausgerissen wird, hat M70 immer noch eine superdichte Kernregion, möglicherweise das Produkt eines Kernkollapses an einem Punkt seiner Entwicklung. Wie W. Landman (et al.) In einer Studie von 1997 anzeigte:

„Der Kugelsternhaufen NGC 6681 (M70) nach dem Zusammenbruch des Kerns ist durch eine mittlere Metallizität ([Fe / H] = –1,5), eine geringe Rötung (E (B - V) = 0,06) und einen blauen horizontalen Zweig gekennzeichnet (HB). Die Photometrie der blauen HB-Sterne in den Bildern im fernen Ultraviolett (~ 1600 Angström) stimmt gut mit der WFPC2 Woods-Filterphotometrie von Watson et al. (1994, ApJL, 435, L55). Das Farbgrößendiagramm F25CN182 - F25CN270 zeigt eine enge Ansammlung blauer HB-Sterne, eine ausgeprägte blaue Straggler-Sequenz und mehrere Kandidaten für weiße Zwerge. “

Aber was lag noch in diesem einzigartigen Kugelsternhaufen? Versuchen Sie, binäre Sterne zu interagieren! Wie Andrea Dieball in einer Studie von 2008 angedeutet hat:

„Wir schlagen vor, mit Chandra eine 70-ksec-Röntgenbildgebung des Kugelsternhaufens NGC 6681 durchzuführen. Dieser Cluster wurde in der FUV mit HST ausgiebig beobachtet und ergab die bislang tiefste FUV-Untersuchung eines Kugelclusters. Unsere Röntgenbeobachtungen werden es uns ermöglichen, (i) Röntgengegenstücke zum Weißen Zwerg zu finden - Hauptsequenz-Stern-Binärdateien in unserer ultratiefen FUV-Untersuchung, um so die kataklysmischen Variablen unter ihnen zu identifizieren und zu bestätigen; (ii) Erkennen der schwächsten interagierenden Röntgenbinärdateien (IBs) in diesem Cluster; (iii) Klassifizierung aller Röntgenquellen anhand ihrer Röntgen-, FUV- und optischen Eigenschaften; (iv) und schließlich unter Verwendung aller erhaltenen Informationen Modelle für die Bildung und Entwicklung von IB testen und die empirischen Ergebnisse überprüfen, die aus früheren Arbeiten an anderen Clustern hervorgegangen sind. “

Indem wir Kugelhaufen wie M70 in unserer eigenen Galaxie genau untersuchen, können wir ein viel besseres Gefühl dafür bekommen, wie sie altern und sich entwickeln - und uns eine Grundlage geben, auf der wir die Entwicklung anderer galaktischer Strukturen untersuchen können. Wie F. Meissner und A. Weiss in ihrer Studie von 2006 erklärten:

„Die Bestimmung des Alters von Kugelsternhaufen (GC) beruht auf der Tatsache, dass Farbgrößendiagramme (CMD) von Sternpopulationen mit einem einzigen Alter und einer bestimmten Zusammensetzung spezifische zeitabhängige Merkmale aufweisen. Am wichtigsten ist, dass dies der Ort der Abzweigung (TO) ist, der zusammen mit der Entfernung des Clusters als einfachster und am weitesten verbreiteter Altersindikator dient. Es gibt jedoch auch andere Teile der CMD, deren Farbe oder Helligkeit sich mit dem Alter ändert. Da die Zeitempfindlichkeit für die verschiedenen Teile der Cluster-CMD unterschiedlich ist, ist es möglich, entweder verschiedene Indikatoren unabhängig voneinander zu verwenden oder die Unterschiede in Farbe und Helligkeit zwischen Paaren von ihnen zu verwenden. Diese letzteren Methoden haben den Vorteil, dass sie entfernungsunabhängig sind. “

Ist dieses Alter und Dating wichtig? Sie wetten. Wie Solaris und Weiss in ihrer Studie von 2002 erklärten, warum sie Astronomen dabei helfen, das Alter des Universums zu bestimmen:

„Vor weniger als einem Jahrzehnt schien das Alter der ältesten Kugelhaufen viel höher zu sein als das des expandierenden Universums. Am Ende des letzten Jahrtausends führten signifikante Verbesserungen sowohl der Modelle als auch der Beobachtungsdaten, insbesondere bei der Bestimmung der Clusterabstände aufgrund von Hipparcos-basierten Abständen, zu einer Verringerung des Clusteralters. Gegenwärtig streuen die meisten Bestimmungen um ein typisches Alter der ältesten Objekte von 12–14 Gyr. Mit dem wachsenden Vertrauen in die absoluten Altersbestimmungen und einer zunehmenden Anzahl umfangreicher homogener und qualitativ hochwertiger photometrischer Clusterdaten hat sich das Interesse auf Fragen zum relativen Alter verlagert, um mehr über die Bildung der Galaxie und ihrer Halo- und Scheibenkomponenten zu erfahren. ”

M70 wurde von Charles Messier entdeckt und am 31. August 1780 in derselben Nacht, in der er M69 fand, in seinen Katalog aufgenommen. In seinen Notizen stellt er fest:

„Nebel ohne Stern, in der Nähe des vorhergehenden [M69] und auf derselben Parallele: In der Nähe befindet sich ein Stern der neunten Größe und vier kleine Teleskopsterne, fast auf derselben geraden Linie, sehr nahe beieinander und [sie] befinden sich oberhalb des Nebels, wie in einem Umkehrteleskop zu sehen ist; Die [Position des] Nebels wurde aus demselben Stern Epsilon Sagittarii bestimmt. “(Durchm. 2 ').

Am 13. Juli 1784 war Sir William Herschel der erste, der M70 in Sterne auflöste, aber seine privaten Notizen enthalten einen sehr merkwürdigen Eintrag: "Ein sehr schwaches Rot, das wahrnehmbar ist." Nirgendwo sonst in historischen Beobachtungen tritt dies wieder auf! M70 wurde von W. Herschel viele Male beobachtet und von Sohn John als „Bright; runden; nach und nach zur Mitte hin viel heller. “

Da die Konstellation des Schützen für die nördliche Hemisphäre so niedrig ist, sollten Sie am besten warten, bis sie ihren Höhepunkt erreicht hat (ihren höchsten Punkt), bevor Sie nach diesem kleinen Kugelsternhaufen suchen. Beginnen Sie mit der Identifizierung des bekannten Asterismus der Teekanne und ziehen Sie eine mentale Linie zwischen den südlichsten Sternen - Zeta und Epsilon. Etwa auf halber Strecke zwischen Epsilon und Zeta (und genau südlich von Lambda) befindet sich die M70.

Im Fernglas erscheint M70 fast wie ein Stern und sehr schwach - wie ein haariger Stern, der sich nicht ganz auflöst. Für ein kleines Teleskop erscheint es als Komet und beginnt mit der Auflösung in Öffnungen um 8 Zoll. Es erfordert einen dunklen, transparenten Himmel und ist nicht gut für Mondlicht oder städtische Beleuchtungssituationen geeignet.

Viel Spaß bei Ihren Beobachtungen!

Und hier sind die kurzen Fakten zu diesem Messier-Objekt, die Ihnen den Einstieg erleichtern sollen:

Objektname: Messier 70
Alternative Bezeichnungen: M70
Objekttyp: Kugelsternhaufen der Klasse V.
Konstellation: Schütze
Richtiger Aufstieg: 18: 43,2 (h: m)
Deklination: -32: 18 (Grad: m)
Entfernung: 29,3 (kly)
Visuelle Helligkeit: 7,9 (mag)
Scheinbare Dimension: 8,0 (Bogen min)

Wir haben hier im Space Magazine viele interessante Artikel über Messier Objects geschrieben. Hier ist Tammy Plotners Einführung in die Messier-Objekte, M1 - The Crab Nebula, und David Dickisons Artikel zu den Messier-Marathons 2013 und 2014.

Schauen Sie sich unbedingt unseren vollständigen Messier-Katalog an. Weitere Informationen finden Sie in der SEDS Messier-Datenbank.

Quellen: