MELOTTE 20 – błękitne córy Perseusza

Melotte 20, inaczej zwana Collinder 39 lub po prostu Gromadą Alfa Persei, to piękna, choć mniej słynna od Plejad gromada otwarta gwiazd. Jest to luźny układ powiązany wzajemnymi siłami grawitacji, znajdujący się blisko 580 lat świetlnych od Ziemi. Zawiera w dużej mierze błękitne, gorące gwiazdy typu widmowego B, należące do ciągu głównego. Tym większe wrażenie sprawia zatopiony pośród nich żółto-biały nadolbrzym, Mirfak, który również zalicza się do gromady Melotte 20. Co ciekawe, układ zawiera również sporo brązowych karłów.

Gromada Alfa Persei jest młodsza od Plejad . Szacuje się, że ma zaledwie pięćdziesiąt milionów lat. Została dokładnie opisana w 1910r., a w 1915r. skatalogowana przez brytyjskiego astronoma, Philiberta Melotte. Jest widoczna gołym okiem. Jednak, by dostrzec większą ilość gwiazd, do obserwacji Collinder 20 obserwatorzy polecają lornetkę 10x 50 lub niewielki teleskop. Optymalne powiększenie to 30-35x, wówczas można oglądać obiekt w jednym polu widzenia oraz wykonać szkic całej gromady.

Przez lornetkę można dostrzec około czterdziestu gwiazd. Tworzą one słabo wyraźny zarys litery S.

Gromada Alfa Persei (Alpha Persei Moving Cluster) zajmuje znaczny obszar w konstelacji Perseusza. Gwiazdy wchodzące w jej skład są silnie od siebie oddalone i rozproszone, jednak nadal znajdują się pod wpływem wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych. Gromada jest obecna w pobliżu olbrzymiego pierścienia jasnych gwiazd, zwanego Pasem Goulda i uznaje się, że wchodzi w jego skład. Pas Goulda zawiera w znacznej części gorące gwiazdy typu widmowego B i O. C ociekawe, podlega ciągłej ekspansji. Śledząc to rozszerzanie się, astronomowie obliczyli na jego podstawie wiek Gromady Melotte 20 i zauważyli, że powstała ona mniej więcej w tym samym czasie, co Pas Goulda. Przyjmując, że to nie jest zbieg okoliczności, można podejrzewać, że oba obiekty mają wspólną historię.

Oprócz gorących gwiazd wczesnych typów widmowych, nierzadko o wysokich prędkościach rotacji, Gromada Alfa Perseusza zawiera również 11-12 gwiazd, które wykazują wzmożoną emisję promieniowania podczerwonego. Najbardziej niezwykły przykład z tej listy, to V488 Per. Jest to gwiazda typu widmowego K0 o intensywnym żółtym zabarwieniu (wskaźnik barwy B-V wynosi 1,00).

Pył orbitujący wokół gwiazdy ma temperaturę 800K. Przyjmując, że cząsteczki pyłu promieniują jak ciało doskonale czarne, to z obliczeń wynika, że chmura pyłowa jest oddalona od gwiazdy V488 Per o zaledwie 0,06 jednostek astronomicznych. Co z tego wynika? Materia ta jest najprawdopodobniej pokłosiem kolizji pomiędzy dwiema egzoplanetami (lub protoplanetami) systemu gwiezdnego V488 Per. Naukowcy wnioskują tak, gdyż taki promień orbity, jaki posiada ów pierścień pyłowy jest zbliżony do promieni egzoplanet wykrytych metodą tranzytową przez satelitę Kepler.

Rozkład gwiazd w gromadzie Melotte 20 pod względem ich masy:

W monografii naukowej pt.: „The Binary Fraction and Mass Segregation in Alpha Persei Open Cluster” poddano analizie gwiazdy w promieniu ok. 3 stopni wokół środka gromady. Badania wykazują, że w miarę oddalania się od środka obiektu, średnie masy gwiazd składowych maleją. Zjawisko to w bardzo klarowny sposób ilustruje tabela. W promieniu do 1,10 stopnia od centrum gromady średnia masa gwiazdy to aż 0,95 masy Słońca. W obszarze między 1,10 a 2,20 stopniem, to już tylko 0,72 M ʘ, a od 2,20 stopnia do 3,30 zaledwie 0,57 M ʘ.

Rozkład gwiazd podwójnych:

W przedziale masowym 0,7 do 4,68 M ʘ, aż 34% to układy binarne. Z kolei w przedziale 0,10 do 4,68 M ʘ, to zaledwie 23%. We frakcji gwiazd, gdzie średnia masa jest wyższa, znajdziemy więcej gwiazd podwójnych. Biorąc pod uwagę poprzednio omówiony aspekt, czyli rozkład masowy, można przyjąć, że im bliżej środka gromady Melotte 20, tym wyższa średnia masa gwiazd, a tym samym więcej jest pośród nich przypadków gwiazd podwójnych.

Praca badawcza pt.: „Membership and binarity of solar-type dwarfs in the nearby open cluster Alpha Persei Melotte 20” jest zbiorem badań wykonanych nad grupą sześćdziesięciu gwiazd zbliżonych masą do Słońca oraz czterdziestu czterech ciemniejszych gwiazd gromady, mieszczących się w przedziale jasności wizualnej 9,5 < V < 13,85m. Spośród gwiazd poddanych analizie, aż 32% z nich uznano za spektroskopowo podwójne.

Czy należy do gromady?

Aby sprawdzić, czy dana gwiazda zalicza się do gromady otwartej Melotte 20, astronomowie analizowali parametry kinetyczne poszczególnych gwiazd. A wśród nich przede wszystkim: ruch własny oraz prędkość kątową. Bywa, że np. jasność badanej gwiazdy jest znacznie niższa od jasności reszty gwiazd układu. Jeśli jednak pod względem wymienionych wyżej parametrów ruchu, nie odbiega od średnich wartości, wówczas ma szansę, by zostać uznana za należącą do gromady otwartej Collinder 39.

Wybrane gwiazdy gromady otwartej Melotte 20:

  1. Delta Persei- błękitny olbrzym, zmienna typu Gamma Cassiopeiae (GCAS). Silny emiter promieniowania rentgenowskiego. Jasność waha się w wąskim zakresie: 2,99 do 3,04m. Należy do typu widmowego B5 III i wykazuje wskaźnik barwy (B-V) = -0,12.Delta Persei jest gwiazdą podwójną. Posiada słabszy, nieco ponad 6-magnitudowy komponent oddalony od składowej pierwotnej o dystans zaledwie 0,3’’. Składnik wtórny cechuje się intensywną czerwoną barwą.
  1. Epsilon Persei- błękitny karzeł, gwiazda zmienna typu Beta Cephei. Jasność wizualna gwiazdy oscyluje w przedziale 2,88 do 3,00m. Niezwykle gorąca gwiazda o temperaturze powierzchni bliskiej 27.600K. Cechuje się silną labilnością widma spektroskopowego. Podlega kilku cyklom zmienności, zarówno w kwestii natężenia linii widma spektralnego, jak i jasności wizualnej.Epsilon Persei należy do typu widmowego B0,5 V i wykazuje wskaźnik barwy -0,18.
  1. Psi Persei- gorąca gwiazda typu widmowego B5 Ve. Litera „e” oznacza obecność linii wodorowych w widmie spektroskopowym. Gwiazda jest zmienną typu GCAS. Wskaźnik barwy to -0,06, a więc jest błękitno-biała. Jasność wizualna gwiazdy jest zmienna i mieści się w przedziale 4,17 do 4,28m.
  1. 29 Persei- błękitny karzeł typu widmowego B3 V. Jej jasność wynosi 5,15m. Jest gwiazdą pojedynczą. Wskaźnik barwy -0,07 sugeruje biało-błękitne zabarwienie.
  1. 34 Persei- gwiazda podwójna o bardzo niskim stopniu separacji równym 0,6’’. Składowa macierzysta wykazuje jasność wizualną 4,70m, a składowa wtórna 7,30m. Wskaźniki barw obu gwiazd nieznacznie się od siebie różnią, ale różnica kolorów jest zauważalna, (B-V) = -0,12 oraz +0,16.

Serdecznie zachęcam do obserwacji gwiazd konstelacji Perseusza, a szczególnie składowych przedziwnej, majestatycznej gromady Melotte 20. Cenne będą szkice oraz zdjęcia zarówno pojedynczych gwiazd, jak i całego układu. Nie zapomnijmy również przyjrzeć się żółtawemu zabarwieniu najjaśniejszej z gwiazd gromady, Mirfakowi. Jak byście opisali jego kolor?

Spróbuj- i daj znać jak poszło!

 

Źródło:

  1. Internetowy katalog gwiazd podwójnych “Stelle Doppie”.
  2. Ze strony Jima Kalera,, profesora astronomii z Uniwersytetu w Ilinois.
  3. Strona internetowa „Deepsky Beauties”, November 2009.
  4. Strona “Star Date”, artykuł: K. Croswell: “Alpha Persei Cluster”, 2011.
  5. Zuckerman, C. Melis, J.H. Rhee, A. Schneider, I. Song: “Stellar Membership and Dusty Debris Disk in The Alpha Persei Cluster”, 2012.
  6. Sheikhi, M.Hasheminia, P. Khalaj, H. Haghi, A.H. Zonoozi and H. Baumgardt: “The Binary Fraction and Mass Seggregation ih Alpha Persei Open Cluster”.
  7. -C. Mermilliod, D. Queloz, M. Mayor: “Membership and binarity of solar-type ndwarfs in the nearby open cluster Alpha Persei Melotte 20”.

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.