Eftersom det först observerades i en spionglas med en halv tum i diameter av Abbe Nicholas Louis de Lacaille under hans besök i Sydafrika 1751-2, har Kappa Crucis-stjärnklyngen (NGC 4755) fascinerat och förvirrat astronomer sedan dess. Låt oss i dag öppna John Herschels "kista av olika färgade ädelstenar" och titta närmare på "Jewel Box" ...
Kappa Crucis-stjärnklyngen ligger nära 7500 ljusår nära ett vidsträckt, mörkt kosmiskt dammmoln som kallas ”Coal Sack”. Bara en titt på denna färgstarka matris är att förstå hur det blev känt som Jewel Box. Sträckt över 20 ljusår rymden och kanske bara 7,1 miljoner år gammal, är det hem för både röda, vita och blå jättestjärnor. Om dess ljusaste stjärna var i mitten av vårt eget solsystem skulle den skina 83 000 gånger ljusare än Sol!
Den ljusa orange stjärnan är Kappa Crucis, en framstående bland sina heta, livliga blå medlemmar. En mycket ung stjärna gick in i sin röda supergiant scen? Under mitten av 1862 började en man med namnet Francis Abbott att studera juvelboxen och hans observerande anteckningar säger; "Vissa förändringar som uppenbarligen äger rum i antalet, positionen och färgen på dess komponentstjärnor." Detta var något ganska radikalt tänkande eftersom han gick upp mot anteckningarna av sådana som John Herschel och George Airy. Men som så ofta är fallet kan en astronom ibland se vad en annan inte kan och några tio år senare H.C. Russell tog hjärtat av Abbotts anteckningar - mäter och katalogiserade 130 av klusterens stjärnor. Trots extrem kritik kallade en annan observatör R.T. Innes hävdade också färgförändring som framgår av det klassiska verket "Celestial Objects for Common Telescope".
Naturligtvis slutade studien inte där och det gick in i början av 1900-talet med Trumpler och sedan Harlow Shapley. Det första väsentligt viktiga astrofysiska dokumentet om detta kluster dök upp 1958 och publicerades av Halton Arp och Cecil van Sant som försökte ta reda på mer om galaktiska supergigantiska stjärnor. ”De tre ljusaste stjärnorna är supergiganter ... och den röda stjärnan är alla medlemmar i klustret, då måste NGC 4755 vara ungefär som h och Ï ‡ Persei” Eftersom dessa typer av kluster är sällsynta, är observationsmaterial tillräckligt för att få en färg -magnitude diagram erhölls. ” Men när fler stjärnor avslöjades och studerades, desto mer förvirrande beteckningarna blev! Åren gick och NGC 4755 blev ännu mer förstått - och bättre katalogiserat.
Enligt studier av helium-, kol-, kväve- och syre-mängder gjorda av G. Mathys (m.fl.) ”Efter övervägande av CN-mängderna i detta prov finns det inga tydliga bevis på intern blandning. Endast tre stjärnor bland de icke-jättarna verkar visa en kväveförbättring. Två av dem har en ganska låg projicerad ekvatorhastighet (visserligen kan de vara snabba rotatorer sett pole-on); den tredje är en bestämd snabbrotator. I stjärnorna med lägre tyngdkraft har uppenbarligen någon form av blandning uppstått. Supergiganterna skiljer sig inte signifikant från de andra programstjärnorna i deras respektive heliuminnehåll. Det genomsnittliga heliumflödet för varje kluster ligger nära standardvärdet, (He / H). ”
Att studera variabla stjärnor inom öppna kluster är oerhört viktigt. Det är ledtrådar om avstånd och evolution! I unga kluster som Jewel-rutan bör de ljusare stjärnorna vara variabler och bör vara blå. De borde också ha börjat evolutionen bort från huvudsekvensen, till skillnad från lågmassastjärnorna som bara tyst bränner bort sitt väte. Som vi vet är en av de huvudsakliga variabeltyperna Beta Cepheid-stjärnorna och studier gjorda av Stankov (et al) visar påvisningen av fyra nya variabla stjärnor i NGC 4755. ”Vi ger frekvenslösningar som indikatorer för tidsskalor och amplituder av pulseringarna. NGC 4755-116 är troligen en B2-dvärg med en period på 4,2 d vars variation varierar av en punkt- eller g-läge-pulsering. NGC 4755-405 kan betraktas som en ny β Cephei-stjärna med två pulsationsfrekvenser. För NGC 4755-215 hittade vi en frekvens och för NGC 4755-316 tre pulsationsfrekvenser; vi föreslår att båda är nya långsamt pulserande B-stjärnor av kort tid. ” Dessa variationer kan orsakas av radiella pulsationer från en instabil vätekärnor och ännu fler studier behövs.
Men finns det mer? Ja. Mycket nyligen genomförda studier gjorda av C. Bonatto (m.fl.) visar det dynamiska tillståndet för NGC 4755. ”Vi undersöker möjligheten att en del av huvudsekvensen och pre-huvudsekvensstjärnorna i klusteråldern fortfarande uppvisar infraröda överskott relaterade till dammhöljen och proto-planetariska skivor. Kärnan är bristfällig i PMS-stjärnor jämfört med MS-sådana. NGC 4755 är värd för binärer i gloria men de är knappast i kärnan. Jämfört med öppna kluster i olika dynamiska tillstånd som studerats med liknande metoder passar NGC 4755 relationer som involverar strukturella och dynamiska parametrar i den förväntade platsen för dess ålder och massa. ”
Bildades NGC 4755 från samma molekylära moln? Är det två överlappande kluster? Påverkar närheten av kolsäcken dess visuella egenskaper? Oavsett vilken vetenskap som ligger bakom det, det ljus som du ser nu kvar ungefär samtidigt som Egypten stora pyramider byggdes. Låt Burnhams ord ringa högst: “... en lysande och vacker galaktisk dammrankning bland de finaste och mest spektakulära föremålen i södra mjölkvägen ... Klustret ligger i en rik och anmärkningsvärd region i himlen, väl värt att utforska med låg kraft teleskop och instrument av rikfältstypen. ”
Veckans fantastiska bild gjordes av Don Goldman och togs på Macedon Ranges Observatory. Vi tackar dig!
