Σμήνος της Κυψέλης

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
Μεσιέ 44
Beehive cluster.jpg
Ερασιτεχνική φωτογραφία του Μεσιέ 44
Παρατηρησιακά δεδομένα (J2000 Εποχή)
Αστερισμός Καρκίνος
Ορθή αναφορά 08h 40.4m
Απόκλιση 19° 59′
Απόσταση 577 έτη φωτός (177 pc)
Φαινόμενο μέγεθος (V) 3,7
Φαινόμενες διαστάσεις (V) 95’
Άλλοι προσδιορισμοί Σμήνος Κυψέλη, Φάτνη, NGC 2632, Cr 189
Δείτε επίσης: Ανοικτό σμήνος, Κατάλογος ανοικτών σμηνών


Το Σμήνος Κυψέλη (γνωστό και ως Φάτνη, Μεσιέ 44 και NGC 2632) είναι ένα ανοικτό σμήνος σε απόσταση περίπου 550 ετών φωτός στον αστερισμό Καρκίνος. Είναι ένα από τα κοντινότερα ανοικτά σμήνη στο Ηλιακό Σύστημα και έχει μεγαλύτερο πληθυσμό αστέρων από τα περισσότερα κοντινά σμήνη.

Ιστορικό[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το Μεσιέ 44 σε σκοτεινούς ουρανούς μοιάζει με νεφελώδες αντικείμενο στο γυμνό μάτι. Ο Άρατος κάνει τη πρώτη αναφορά του σμήνους το 260 π.Χ. Ο κλασικός αστρονόμος Πτολεμαίος το αποκαλεί «νεφελώδης μάζα στο στήθος του Καρκίνου». Οι αρχαίοι Έλληνες και οι Ρωμαίοι έβλεπαν αυτό το σμήνος ως τη φάτνη από την οποία έτρωγαν δύο γάιδαροι. Τα κοντινά άστρα Γάμμα Καρκίνου και Δέλτα Καρκίνου, γνωστά και ως Βόρειος και Νότιος Γάιδαρος: αυτοί είναι οι γάιδαροι τους οποίους καβάλησαν ο Διόνυσος και ο Σειληνός στην τιτανομαχία. [1]

Επιπλέον αυτό το αντικείμενο είναι ιδιαίτερο και στην αρχαία κινεζική αστρονομία. Οι Κινέζοι αστρονόμοι το παρομοίαζαν με «σκορπισμένη γύρη» και το έβλεπαν σαν φάντασμα ή δαίμονα μέσα σε κάρο.

Ο Γαλιλαίος ήταν ο πρώτος που παρατήρησε το Μεσιέ 44 μέσω τηλεσκοπίου, το 1609, και μπόρεσε να το αναλύσει σε 40 άστρα. Ήταν από τα πρώτα αντικείμενα που παρατήρησε με το τηλεσκόπιό του. [2] Ο Σαρλ Μεσιέ το πρόστεσε στον κατάλογό του τις 4 Μαρτίου 1769 αφότου μέτρησε με ακρίβεια τη θέση στον ουρανό. Μαζί με το νεφέλωμα του Ωρίωνα και τις Πλειάδες, η πρόσθεση του Μεσιέ 44 στον κατάλογο του Μεσιέ έχει επισημανθεί ως περίεργη, καθώς τα περισσότερα αντικείμενα Μεσιέ είναι πολύ αχνότερα και ευκολότερο να αναγνωριστούν ως κομήτες. Μια πιθανότητα είναι ότι ο Μεσιέ απλώς ήθελε να έχει ένα μεγαλύτερο κατάλογο από τον επιστημονικό ανταγωνιστή του Νικολάς Λουίς ντε Λακάιλ, του οποίου ο κατάλογος το 1755 αποτελούταν από 42 αντικείμενα, και έτσι πρόσθεσε κάποια λαμπρά, πολύ γνωστά αντικείμενα για να προωθήσει το κατάλογό του. [3]

Μορφολογία και Σύνθεση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Όπως και πολλά σμήνη αστέρων όλων των ειδών, η Φάτνη έχει υποστεί διαχωρισμό μάζας. [4][5][6] Αυτό σημαίνει ότι τα λαμπρά, ογκώδη άστρα έχουν συγκεντρωθεί στον πυρήνα του σμήνους, ενώ τα αχνότερα βρίσκονται στην άλω του σμήνους. Η διάμετρος της καρδιάς του σμήνους είναι γύρω στα 20 έτη φωτός, η μισή μάζα του σμήνους είναι συγκεντρωμένη σε μία σφαίρα με ακτίνα περίπου 13 έτη φωτός και η σφαίρα της βαρυτικής επιρροής του σμήνους έχει ακτίνα 40 έτη φωτός. [4][5] Όμως, μέσα στη βαρυτική ακτίνα του σμήνους βρίσκονται άστρα τα οποία δεν είναι μέλη του σμήνους αλλά απλοί «περαστικοί».

Στο σύνολο, το σμήνος Κυψέλη αποτελείται από τουλάχιστον 1.000 βαρυτικά συνδεδεμένα άστρα, με συνολική μάζα περίπου 500 με 600 ηλιακές μάζες.[4][5] Μία πρόσφατη έρευνα μετρά 1.010 άστρα με μεγάλη πιθανότητα να είναι μέλη, εκ’ των οποίων το 68% είναι ερυθροί νάνοι, το 30% είναι άστρα που μοιάζουν με τον Ήλιο με φασματικό τύπο K, G και F και περίπου 2% είναι λαμπρά άστρα φασματικού τύπου Α. [4] Επίσης παρουσιάζει πέντε γιγάντια άστρα, εκ’ των οποίων τέσσερα έχουν φασματική τάξη K0 III και το πέμπτο G0 III.[7][4][8] Προς το παρόν, έντεκα λευκοί νάνοι έχουν ανιχνευτεί, αντιπροσωπεύοντας την τελική εξελικτική φάση των βαρύτερων άστρων του σμήνους, τα οποία αρχικά είχαν φασματικό τύπο Β. [9]

Τα λαμπρότερα μέλη του σμήνους είναι γαλανόλευκα και έχουν μέγεθος 6 με 6,5. Το 42 Καρκίνου είναι επιβεβαιωμένο μέλος. Ανάμεσα στα υπόλοιπα μέλη συγκαταλέγονται το διπλό εκλειπτικό TX Capri, το άστρο με γραμμές μετάλλου Έψιλον Καρκίνου και αρκετοί μεταβλητοί τύπου D Scuti με μέγεθος 7 με 8.

Απόσταση και σχέση με τις Υάδες[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Προς το παρόν δεν υπάρχουν διαφωνίες σχετικά με την απόσταση του σμήνους, με τις περισσότερες πηγές να προτείνουν μία απόσταση 160 με 187 παρσέκ (520 με 610 έτη φωτός). [10][4][11]

Σχετικά με την ηλικία του σμήνους, οι πηγές συμφωνούν σε μία τιμή μεταξύ 600 και 800 εκατομμυρίων ετών. [9][4][5] Αυτή η τιμή είναι πολύ όμοια με αυτή ενός άλλου κοντινού ανοικτού σμήνους, τις Υάδες, που έχουν ηλικία 630 με 790 εκατομμύρια έτη. [12] Η ηλικία των σμηνών και η ακριβής κίνησή τους είναι ίδια, προτείνοντας ότι και τα δύο έχουν κοινή καταγωγή παρά την τωρινή απόστασή τους. [7][9] Ως αποτέλεσμα και τα δύο σμήνη περιέχουν ερυθρούς γίγαντες και λευκούς νάνους μαζί με άστρα κύριας ακολουθίας με φασματικό τύπο A, F, G, K και M.

Παρατήρηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το Μεσιέ 44 παρατηρείται ευκολότερα όταν ο Καρκίνος είναι ψηλά στον ουρανό. Στο βόρειο ημισφαίριο αυτό συμβαίνει στο απόγευμα από το Φεβρουάριο μέχρι το Μάιο. Με διάμετρο 95 λεπτά της μοίρας, το σμήνος ταιριάζει καλά στο οπτικό πεδίο που προσφέρουν τα κιάλια ή ένα τηλεσκόπιο χαμηλής ισχύος.

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. M44, Students for the Exploration and Development of Space, February 6, 2005.
  2. Messier 44: Observations and Descriptions, at http://www.maa.clell.de/Messier/Mdes/dm044.html.
  3. Frommert, Hartmut (1998). "Messier Questions & Answers". Retrieved March 1, 2005.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 Kraus AL, Hillenbrand LA. (2007) The stellar populations of Praesepe and Coma Berenices. Astronomical Journal, 134: 2340-2352.
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 Adams JD, Stauffer JR, Skrutskie MF, et al. (2002) Structure of the Praesepe Star Cluster. Astronomical Journal, 124: 1570-1584.
  6. Portegies Zwart SF, McMillan SL, Hut P, Makino J. (2001) Star cluster ecology IV. Dissection of an open star cluster: Photometry. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 321: 199-226.
  7. 7,0 7,1 Klein-Wassink WJ. (1927) The proper motion and the distance of the Praesepe cluster. Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen, 41: 1-48.
  8. Abt HA, Willmarth DW. (1999) Binaries in the Praesepe and Coma star clusters and their implications for binary evolution. Astrophysical Journal, 521: 682-690.
  9. 9,0 9,1 9,2 Dobbie PD, Napiwotzki R, Burleigh MR, et al. (2006) New Praesepe white dwarfs and the initial mass-final mass relation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 369: 383-389.
  10. Pinfield DJ, Dobbie PD, Jameson F, Steele IA, Jones HRA, Katsiyannis AC. (2003) Brown dwarfs and low-mass stars in the Pleiades and Praesepe: Membership and binarity. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 342: 1241-1259.
  11. WEBDA at [1]
  12. Perryman M, Brown A, Lebreton Y, Gomez A, Turon C, Cayrel de Strobel G, Mermilliod J, Robichon N, Kovalevsky J, Crifo F. (1998) The Hyades: Distance, structure, dynamics, and age. Astronomy & Astrophysics, 331: 81-120.

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Commons logo
Τα Wikimedia Commons έχουν πολυμέσα σχετικά με το θέμα