47 Tucanae - 47 Tucanae

47 Tucanae
Heic1510a.tif
Po Omega Centauri, 47 Tucanae jest najjaśniejszą gromadą kulistą na nocnym niebie.
Dane obserwacyjne ( epoka J2000 )
Klasa III
Konstelacja Tucana
rektascensja 00 godz. 24 m 05.67 s
Deklinacja -72° 04′ 52,6″
Dystans 4,0 ± 0,35  KPC (13,000 ± 1,100  ly )
Pozorna wielkość (V) +4.09
Pozorne wymiary (V) 30′,9
Charakterystyka fizyczna
Masa 7,00 x 10 5  M ☉
Promień 60 ly
V HB 14,2
Metaliczność  = -0,78 dex
Szacowany wiek 13.06  Żyr
Wybitne cechy Druga najjaśniejsza gromada kulista po Omega Centauri
Inne oznaczenia ξ Tuc , NGC 104, Caldwell 106, Mel 1, GCl 1, 1RXS J002404.6-720456
Zobacz także: Gromada kulista , Lista gromad kulistych

47 Tucanae lub 47 Tuc (oznaczana również jako NGC 104) to gromada kulista zlokalizowana w gwiazdozbiorze Tucana . Jest to około 4,0 ± 0,35  kpc (13,000 ± 1,100  ly ) od ziemi i 120 lat świetlnych średnicy. 47 Tuc można zobaczyć gołym okiem z pozorną wielkością 4,1. Wygląda na około 50 minut kątowych . Ze względu na jej dalekie położenie na południe, 18° od południowego bieguna niebieskiego , astronomowie europejscy skatalogowali ją dopiero w latach pięćdziesiątych XVIII wieku, kiedy to gromadę po raz pierwszy zidentyfikował Nicolas-Louis de Lacaille z Afryki Południowej.

47 Tucanae jest drugą najjaśniejszą gromadą kulistą po Omega Centauri i teleskopowo ujawnia około dziesięciu tysięcy gwiazd, z których wiele pojawia się w małym, gęstym jądrze centralnym. Gromada może zawierać czarną dziurę o masie pośredniej .

Wczesna historia

Gromada została zarejestrowana w latach 1751-2 przez Nicolasa-Louisa de Lacaille'a , który początkowo myślał, że jest jądrem jasnej komety . Lacaille następnie wymienił go jako „Lac I-1”, pierwszy obiekt wymieniony w jego katalogu głębokiego nieba. Liczba "47" została przypisana w Allgemeine Beschreibung und Nachweisung der Gestirne nebst Verzeichniss ("Ogólny opis i weryfikacja gwiazd i indeksów"), opracowanej przez Johanna Elerta Bode i opublikowanej w Berlinie w 1801 roku. Bode sam nie zaobserwował tej gromady, ale zmieniła kolejność skatalogowanych gwiazd Lacaille'a według konstelacji w kolejności rektascensji .

W XIX wieku Benjamin Apthorp Gould przypisał gromadę grecką literę ξ (Xi) w celu oznaczenia jej ξ Tucanae, ale nie było to powszechnie przyjęte i jest prawie powszechnie określane jako 47 Tucanae.

Charakterystyka

47 Tucanae to druga najjaśniejsza gromada kulista na niebie (po Omega Centauri ) i znana jest z tego, że posiada małe, bardzo jasne i gęste jądro. Jest to jedna z najmasywniejszych gromad kulistych w Galaktyce, zawierająca miliony gwiazd. W idealnych warunkach gromada wydaje się mniej więcej wielkości Księżyca w pełni na niebie. Chociaż wydaje się, przylegający do małych Magellana chmurze , drugi pewne 60,6 ± 1,0  KPC (200000 ± 3300  ly ) odległy jest ponad piętnaście razy dalej niż 47 Tuc.

Rdzeń 47 Tuc był przedmiotem dużego przeglądu planet , przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Hubble'a do poszukiwania częściowych zaćmień gwiazd przez ich planety. Nie znaleziono planet, chociaż oczekiwano od dziesięciu do piętnastu na podstawie tempa odkrywania planet wokół gwiazd w pobliżu Słońca. Wskazuje to, że planety są stosunkowo rzadkie w gromadach kulistych. Późniejszy naziemny przegląd niezatłoczonych zewnętrznych regionów gromady również nie wykrył planet, gdy spodziewano się ich kilku. To silnie wskazuje, że za to odpowiada raczej niska metaliczność otoczenia niż zatłoczenie.

Wiele gwiezdnych populacji w 47 Tucanae

47 Tucanae zawiera co najmniej dwie gwiezdne populacje gwiazd, w różnym wieku lub metalicznych . Gęste jądro zawiera wiele egzotycznych gwiazd o znaczeniu naukowym, w tym co najmniej 21 niebieskich maruderów . Gromady kuliste skutecznie sortują gwiazdy według masy, przy czym najmasywniejsze gwiazdy opadają na środek.

47 Tucanae zawiera setki źródeł promieniowania rentgenowskiego, w tym gwiazdy o zwiększonej aktywności chromosferycznej ze względu na ich obecność w układach podwójnych gwiazd , kataklizmiczne gwiazdy zmienne zawierające białe karły akreujące z gwiazd towarzyszących oraz małomasywne układy podwójne rentgenowskie zawierające gwiazdy neutronowe , które nie są obecnie akreuje, ale można je zaobserwować w promieniach X emitowanych z gorącej powierzchni gwiazdy neutronowej. 47 Tucanae ma 25 znanych pulsarów milisekundowych , drugą co do wielkości populację pulsarów w każdej gromadzie kulistej. Uważa się, że pulsary te powstały w wyniku akrecji materii z gwiazd towarzyszących w poprzedniej fazie podwójnej promieniowania rentgenowskiego . Towarzysz jednego pulsara w 47 Tucanae, 47 Tuc W, wydaje się nadal przenosić masę w kierunku gwiazdy neutronowej , co wskazuje, że układ ten kończy przejście od akrecyjnego, małomasywnego podwójnego promieniowania rentgenowskiego do pulsara milisekundowego . Emisja promieniowania rentgenowskiego została wykryta indywidualnie z większości pulsarów milisekundowych w 47 Tucanae za pomocą Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra , prawdopodobna emisja z powierzchni gwiazdy neutronowej, a emisja promieniowania gamma została wykryta za pomocą Kosmicznego Teleskopu Fermi Gamma z jego milisekundy. populacja pulsarów (co czyni 47 Tucanae pierwszą gromadą kulistą wykrytą w promieniach gamma).

Centralna czarna dziura?

Nie jest jeszcze jasne, czy 47 Tucanae posiada centralną czarną dziurę. Dane z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a ograniczają masę każdej możliwej czarnej dziury w centrum gromady do mniej niż około 1500 mas Słońca. Jednak w lutym 2017 roku astronomowie ogłosili, że w gromadzie może znajdować się czarna dziura o masie około 2200 mas Słońca; naukowcy wykryli sygnaturę czarnej dziury na podstawie ruchów i rozmieszczenia pulsarów w gromadzie. Jednak niedawna analiza zaktualizowanych i bardziej obszernych danych czasowych dotyczących tych pulsarów nie dostarcza solidnych dowodów na istnienie czarnej dziury.

Współczesne odkrycia

W grudniu 2008 r. Ragbir Bhathal z University of Western Sydney twierdził, że wykryto silny sygnał podobny do lasera z kierunku 47 Tucanae.

W maju 2015 roku ogłoszono pierwszy dowód na proces masowej segregacji w tej gromadzie kulistej. Diagram Hertzsprunga-Russella gromady sugeruje, że gwiazdy mają około 13 miliardów lat, co jest niezwykle stare.

Bibliografia

Zewnętrzne linki

Współrzędne : Mapa nieba 00 h 24 m 05,67 s , -72° 04′ 52,6″