Messier 67

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới điều hướng Bước tới tìm kiếm
Messier 67
Messier object 067.jpg
Messier 67 (Hình ảnh hồng ngoại gần của 2MASS)
Dữ liệu quan sát (kỷ nguyên J2000.0)
Chòm saoCự Giải
Xích kinh08h 51,3m
Xích vĩ+11° 49′
Khoảng cách~2,61–2,93 kly (800–900 pc[1][2][3][4])
Cấp sao biểu kiến (V)6,1
Kích thước biểu kiến (V)30,0′
Đặc trưng vật lý
Bán kính10 ly
Tuổi ước tính3,2-5 tỷ năm
Tên gọi khácNGC 2682, Cr 204
Xem thêm: Cụm sao phân tán, Danh sách cụm sao phân tán

Messier 67 (còn được gọi là M67 hoặc NGC 2682) là một cụm sao phân tán trong chòm sao Cự Giải. Lớp Trumpler của M67 được đưa ra một cách đa dạng là II 2 r, II 2 m hoặc II 3 r. Nó được Johann Gottfried Koehler phát hiện năm 1779. Ước tính tuổi cho cụm sao này trong khoảng từ 3,2 đến 5 tỷ năm, với ước tính gần đây nhất (4 tỷ năm) cho thấy các ngôi sao trong M67 trẻ hơn Mặt Trời. Ước tính khoảng cách rất đa dạng và thường dao động trong khoảng 800 đến 900 pc.[1][2][3][4] Các ước tính 855, 840 và 815 pc được thiết lập tương ứng thông qua lập mô hình sao đôi và phù hợp biểu đồ cấp độ màu hồng ngoại.[2][3][4]

Biểu đồ Hertzsprung-Russell cho hai cụm sao phân tán, M67 và NGC 188, chỉ ra dữ liệu cấp độ màu cho hai cụm sao phân tán già được nghiên cứu kỹ nhất.

M67 không phải là cụm sao phân tán già nhất được biết đến, nhưng có rất ít cụm thiên hà được biết đến là già hơn và không có cụm nào trong số này gần hơn M67. Nó là một phòng thí nghiệm quan trọng để nghiên cứu sự tiến hóa sao, vì cụm này có quần thể đông đúc, lượng bụi che khuất không đáng kể và tất cả các ngôi sao của nó đều ở cùng một khoảng cách và độ tuổi, ngoại trừ khoảng 30 sao lạc hàng lam dị thường. [5] Các sao lạc hàng lam này nói chung là kết quả của chuyển dịch khối lượng trong các sao đôi hay trong các va chạm sao.

Video dựng theo cảm hứng nghệ sĩ cho thấy một ngoại hành tinh cỡ Sao Mộc nóng đang quay gần xung quanh một ngôi sao trong Messier 67.

M67 là một trong các cụm sao phân tán được nghiên cứu kỹ nhất, có lẽ chỉ sau cụm Hyades, nằm trong số các cụm sao phân tán gần nhất và trẻ hơn M67.[6] Dù là một trong những cụm sao phân tán được nghiên cứu nhiều nhất, tuy nhiên các ước tính thông số vật lý của nó như tuổi, khối lượng và số lượng sao của từng loại nhất định lại khác nhau đáng kể. Richer et al. ước tính tuổi của M67 là 4 tỷ năm, khối lượng của nó là 1.080 khối lượng mặt trời và số lượng sao lùn trắng là 150.[7] Hurley et al. ước tính khối lượng hiện tại của nó là 1.400 khối lượng mặt trời và khối lượng ban đầu của nó gấp khoảng 10 lần.[8]

M67 có hơn 100 ngôi sao tương tự Mặt Trời và nhiều sao khổng lồ đỏ. Tổng số sao đã được ước tính là hơn 500.[9] Độ tuổi và sự phổ biến của các ngôi sao giống như Mặt Trời có trong cụm sao này đã khiến các nhà thiên văn học coi M67 là cụm mẹ có thể có của Mặt Trời.[10] Tuy nhiên, các mô phỏng máy tính đã cho rằng điều này rất khó xảy ra.[11]

Cụm sao này không chứa ngôi sao dãy chính nào màu lam hơn loại quang phổ F, ngoại trừ một số sao lạc hàng lam, vì các ngôi sao sáng hơn ở độ tuổi đó đã rời khỏi dãy chính. Trên thực tế, khi các ngôi sao của cụm sao này được vẽ trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, có một "điểm rẽ" khác biệt đại diện cho các ngôi sao đã chấm dứt phản ứng hợp hạch hydro trong lõi và được định sẵn trở thành sao khổng lồ đỏ. Khi cụm sao già đi, điểm rẽ di chuyển dần xuống dọc theo dải chính.

Dường như M67 không chứa một mẫu sao không thiên lệch.[cần dẫn nguồn] Một nguyên nhân của điều này là sự chia tách khối lượng, là quá trình theo đó các ngôi sao nhẹ hơn tăng tốc nhờ các lần chạm trán gần với các ngôi sao lớn hơn, khiến các ngôi sao nhẹ hơn ở khoảng cách trung bình lớn hơn từ tâm của cụm sao hoặc thoát khỏi hoàn toàn.[12]

Một nghiên cứu chung AIP/JHU do Barnes et al. thực hiện tháng 3 năm 2016 về các chu kỳ tự quay của 20 ngôi sao giống như Mặt Trời, được đo bằng các hiệu ứng của các vết đen sao di chuyển trên các đường cong ánh sáng, cho thấy những ngôi sao độ tuổi khoảng 4 tỷ năm này tự quay trong khoảng 26 ngày - giống như Mặt Trời của chúng ta, có chu kỳ tự quay ở xích đạo là 25,38 ngày.[13] Các đo đạc được thực hiện như một phần của nhiệm vụ K2 mở rộng của kính viễn vọng không gian Kepler. Khám phá này củng cố kết nối sao - mặt trời, một nguyên tắc cơ bản của vật lý thiên văn mặt trờivật lý thiên văn sao hiện đại. Sydney Barnes (tác giả đầu tiên của nghiên cứu) nhận xét: "Chúng tôi đã dự đoán điều này sẽ xảy ra, nhưng thật là một đặc ân thực sự khi có thể thực hiện các đo đạc".[14] Đồng tác giả Jörg Weingrill cho biết thêm: "Với các chu kỳ tự quay được đo cho các ngôi sao độ tuổi cỡ Mặt Trời, giờ đây chúng ta có thể tự tin truy tìm sự tiến hóa của ngôi sao của chúng ta".[14]

Hình ảnh minh họa ấn tượng về một ngoại hành tinh cỡ Sao Mộc nóng trong cụm sao Messier 67.[15]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a ă Paunzen E., Mermilliod J. –C. WEBDA: M67
  2. ^ a ă â Sarajedini Ata; Dotter Aaron; Kirkpatrick Allison, 2009. Deep 2MASS Photometry of M67 and Calibration of the Main-Sequence J – KS Color Difference as an Age Indicator. The Astrophysical Journal 698(2): 1872-1878. doi:10.1088/0004-637X/698/2/1872, Bibcode2009ApJ...698.1872S, arXiv:arXiv:0904.2907
  3. ^ a ă â Yakut K.; Zima W.; Kalomeni B.; van Winckel H.; Waelkens C.; De Cat P.; Bauwens E.; Vučković M.; Saesen S.; Le Guillou L.; Parmaksızoğlu M.; Uluç K.; Khamitov I.; Raskin G.; Aerts C., 2009. Close binary and other variable stars in the solar-age Galactic open cluster M 67. Astronomy and Astrophysics 503(1): 165-176. doi:10.1051/0004-6361/200911918, Bibcode2009A&A...503..165Y, arXiv:arXiv:0906.4908.
  4. ^ a ă â Majaess D. J.; Turner D. G.; Lane D. J.; Krajci T., 2011. Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars. Journal of the American Association of Variable Star Observers 39(2): 219. arXiv:arXiv:1102.1705, Bibcode2011JAVSO..39..219M
  5. ^ Xiao-Bin Zhang; Rong-Xian Zhang; Zhi-Ping Li (2005). “S1280 and S1284: Two Oscillating Blue Stragglers in the Open Cluster M67”. Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 5 (6): 579–586. Bibcode:2005ChJAA...5..579Z. doi:10.1088/1009-9271/5/6/003. Chú thích có tham số trống không rõ: |lastauthoramp= (trợ giúp)
  6. ^ Kenneth A. Janes; Graeme H. Smith (1984). “The Giant Branch of the Old Open Cluster M67”. Astronomical Journal. 89 (4): 487–495. Bibcode:1984AJ.....89..487J. doi:10.1086/113539. Chú thích có tham số trống không rõ: |last-author-amp= (trợ giúp)
  7. ^ Harvey B. Richer; Gregory G. Fahlman; Joanne Rosvick; Rodrigo Ibata (1998). “The White Dwarf Cooling Age of M67”. The Astrophysical Journal. 504 (2): L91. arXiv:astro-ph/9806172. Bibcode:1998ApJ...504L..91R. doi:10.1086/311586.
  8. ^ Jarrod R. Hurley; Onno R. Pols; Sverre J. Aarseth; Christopher A. Tout (2005). “A Complete N-body Model of the Old Open Cluster M67”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 363 (1): 293–314. arXiv:astro-ph/0507239. Bibcode:2005MNRAS.363..293H. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09448.x.
  9. ^ W. L. Sanders (1977). “Membership of the open cluster M67”. Astronomy & Astrophysics Supplement Series. 27: 89–116. Bibcode:1977A&AS...27...89S.
  10. ^ “Did Our Solar System Originate in a Distant Star Cluster?” (bằng tiếng Anh). Daily Galaxy. 30 tháng 9 năm 2014. Bản gốc lưu trữ ngày 10 tháng 5 năm 2016. Truy cập ngày 30 tháng 3 năm 2016.Quản lý CS1: ngôn ngữ không rõ (liên kết)
  11. ^ Pichardo, Bárbara; Moreno, Edmundo; Allen, Christine; Bedin, Luigi R.; Bellini, Andrea; Pasquini, Luca (tháng 2 năm 2012). “The Sun was not born in M 67”. The Astronomical Journal. 143 (3): 73. arXiv:1201.0987. Bibcode:2012AJ....143...73P. doi:10.1088/0004-6256/143/3/73. article ID 73.
  12. ^ Ch. Bonatto; E. Bica (2003). “Mass segregation in M67 with 2MASS” (PDF). Astronomy and Astrophysics. 405 (2): 525. Bibcode:2003A&A...405..525B. doi:10.1051/0004-6361:20030205. Chú thích có tham số trống không rõ: |last-author-amp= (trợ giúp)
  13. ^ Sydney A. Barnes; Jörg Weingrill; Dario Fritzewski; Klaus G. Strassmeier; Imants Platais (2016). “Rotation periods for cool stars in the 4 Gyr-old open cluster M67, the solar-stellar connection, and the applicability of gyrochronology to at least solar age”. The Astrophysical Journal. 823 (1): 16. arXiv:1603.09179. Bibcode:2016ApJ...823...16B. doi:10.3847/0004-637X/823/1/16.
  14. ^ a ă “Stars nearly as old as Sun found to have similar spin rates” (bằng tiếng Anh). Astronomy Now. 17 tháng 5 năm 2016.Quản lý CS1: ngôn ngữ không rõ (liên kết)
  15. ^ “Unexpected Excess of Giant Planets in Star Cluster”. Truy cập ngày 22 tháng 6 năm 2016.

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

Tọa độ: Sky map 08h 51.4m 00s, +11° 49′ 00″