Spring til indhold

47 Tucanae

Fra Wikipedia, den frie encyklopædi
Kuglehoben 47 Tucanae er den næstmest lysstærke af slagsen kun overgået af Omega Centauri. Den kan ses på den sydlige himmelhalvkugle tæt på Lille Magellanske Sky.[1]
Data for 47 Tucanae
Størrelse Værdi
Stjernebillede Tukanen
Rektascension = 00h 24m 05.67s[2]
Deklination = −72° 04′ 52.6″[2]
Ekvinoktium J2000.0
Størrelsesklasse mV = +4.09[2]
Afstand 4.45 ± 0.01 kpc = 14500 ± 33 la[3][4]
Udstrækning 43.8′
Radius 60 la[5]
Masse 7.00⋅105 [6]
Type III[7]
Metalindhold −0.78[8]
Alder 13.06 Ga[8]
Anden info Næstlysstærkeste kuglehob efter Omega Centauri
Andre betegnelser ξ Tuc, NGC 104, Caldwell 106, Mel 1,[2] GCl 1, 1RXS J002404.6-720456

47 Tucanae, kort 47 Tuc, er en kugleformet hob i stjernebilledet Tukanen. Dens af stand fra Solsystemet er 4.45 ± 0.01 kiloparsec eller 14 500 ± 30 lysår,[9][3]. Den har en diameter på 120 lysår.[10]

47 Tuc er synlig med det blotte øje, for dens tilsyneladende størrelsesklasse er 4.1.[2] Dens vinkeldiameter er 44 bueminutter, Månens er ca. 30. Da hoben kun befinder sig 18° fra den sydlige himmelpol, var den ikke kendt af europæiske astronomer før i 1750-erne, hvor den første gang blev registreret fra Sydafrika af Nicolas-Louis de Lacaille.

47 Tucanae er den næstmest lysstærke kuglehob efter Omega Centauri, og i en mindre kikkert ses omkring ti tusind stjerner, mange koncentreret i en tæt, central kerne. Kuglehoben indeholder måske et intermediært sort hul.[11][12]

Historie

[redigér | rediger kildetekst]

Hoben blev registreret i 1751-52 by Nicolas-Louis de Lacaille, der i første omgang mente, at det drejede sig om kernen af en lysstærk komet.[13] Han gav den betegnelsen "Lac I-1", det første objekt i hans katalog over tåger. Betegnelsen "47 Tuc" blev anvendt i et katalog samlet af Johann Elert Bode i Berlin i 1801.[14] Bode havde ikke selv observeret kuglehoben, men havde overtaget objekterne i Lacailles katalog ordnet efter rektascension.

I 1800-tallet tildelte Benjamin Apthorp Gould hoben det græske bogstav ξ (ksi) og og gav den Bayer-betegnelsen ξ Tucanae. Men denne form blev kun brugt lidt, i stedet bliver hoben i dag udelukkende refereret til som 47 Tucanae [15], selv om det ikke drejer sig om en stjerne.

Egenskaber

[redigér | rediger kildetekst]

47 Tucanae er kendt for at have en lille, men meget lysstærk og tæt kerne af stjerner. Den er en af de allertungeste af Mælkevejsgalaksens omkring 150 kugleformede hobe og indeholder mange millioner stjerner. På en mørk himmel har den en udstrækning omtrent som Månens. Den ses i næsten samme retning som Lille Magellanske Sky, men afstanden til denne er ca 15 gange større end afstanden til 47 Tuc.[16]

Den lysstærkeste stjerne set i synligt og ultraviolet lys er en blå kæmpestjerne af spektralklasse B8 III. Den har en luminositet på 1100 gange Solens og en effektiv temperatur på 10 850 K. Stjernen er i en fase af sin udvikling, hvor den har forladt den asymptotiske kæmpegren i Hertzsprung-Russell diagrammet og får sin energi ved i kernen at fusionere helium til carbon. Stjernens masse er omkring 54 % af Solens.[17]

Kerneområdet af 47 Tucunae var genstand for en større eftersøgning af exoplaneter. Den foregik ved brug af Hubble-rumteleskopet til at lede efter formørkelser af stjerner ved deres planeter. Der blev ikke funder nogen planeter, selvom man skulle forvente at finde ti til femten baseret på antallet af planetfund omkring stjerner i Solens omegn. Dette viser, at planeter er relativt sjældne i kuglehobe.[18] En senere jordbaseret undersøgelse i de tyndt befolkede ydre områder af hoben formåede heller ikke at opdage exoplaneter. Forklaringen må søges i det lave indhold af tungere grundstoffer i den gas, som stjernerne i sin tid blev dannet af.

Billedet til venstre viser hele hoben, der kan indeholde op til 1 million stjerner. Det er optaget med et Schmidt-teleskop i Australien, som ikke har kunnet opløse kernen i enkeltstjerner. Til højre ses et udsnit optaget med Hubble. Her ses tusindvis af enkeltstjerner. De lysstærkeste stjerner er røde kæmper, som er store, men har beskedne masser. Ved på 30 000 hobstjerner at optage spektre og måle positionsændringer har man konstateret, at 47 Tucanae indeholder to stjernepopulation, som har forskelle i indholdet af metaller.

47 Tucanae indeholder mindst to stjernepopulationer, som adskiller sig ved deres alder eller indholdet af "metaller" (alt anden end hydrogen og helium).[19] Den tætte kerne indeholder et antal eksotiske stjerner af videnskabelig interesse, herunder mindst 21 blå efternølere.[20]

Hoben indeholder hundredvis af röntgenkilder, heriblandt stjerner med forhøjet aktivitet i kromosfæren betinget af tæt ledsager. Desuden findes variable stjerner i form af hvide dværge, som opsamler stof fra en nabostjerne (akkretion), samt neutronstjerner, der ikke i øjeblikket modtager gas, men som kan observeres ved de røntgenstråler, der udsendes fra deres meget varme overflade.[21]

47 Tucanae har 35 kendte[22] millisekund-pulsarer, flere end nogen anden kuglehob ud over Terzan 5.[23] Disse pulsarer menes at have få øget deres rotation på grund af akkretion af materiale overført fra en ledsagerstjerne i en tidligere fase af dobbeltstjernesystemets udvikling.

Ledsageren til en af pulsarerne i 47 Tucanae, 47 Tuc W, ser ud til stadig at overføre masse til sin ledsager, hvilket indikerer, at dette system er ved at afslutte en overgang fra at være et røntgen-binært system med lav akkretion til en millisekund-pulsar.[24]

Med Chandra X-ray Observatory har man kunnet detektere röntgenstråling individuelt fra de fleste millisekund-pulsarer i 47 Tucanae, samt sandsynlig emission fra overfladen af neutronstjerner,[25].Endvidere er emission af gammastråling fra populationen af millisekund-pulsarer blevet detekteret med Fermi Gamma-ray Space Telescope, hvilket gør 47 Tucanae til den første kuglehob, som der er påvist gammastråler fra.[26]

Muligt centralt sort hul

[redigér | rediger kildetekst]

Det er usikkert, om 47 Tucanae indeholder et centralt sort hul. Data fra Hubble-rumteleskopet fra 2006 begrænser massen af et eventuelt sort hul nær centret til højst 1500 solmasser.[9]

Men i februar 2017 annoncerede astronomer, at man måske havde påvist et sort hul med en masse på 2200 solmasser. Dets tilstedeværelse syntes at fremgå af en analyse af bevægelsen og fordelingen af pulsarer i hoben.[11] En senere og mere omfattende analyse af disse pulsarer giver dog ingen klar evidens for tilstedeværelsen af et sort hul.[12]

Masseadskillelse

[redigér | rediger kildetekst]

I en offentliggørelse fra maj 2015 annoncerede man de første tegn på masseadskillelse i hoben.[27][28] Masseadskillelse er en dynamisk proces ved hvilken de tungeste medlemmer af et gravitationelt bundet system (som netop en kuglehob) tenderer til at bevæge sig nærmere centret, medens lettere medlemmer rykker længere ud; koncentrationen af stjerner i centret vokser altså med tiden, hvilket øger muligheden for at danne et sort hul eller forøge massen af et allerede eksisterende. Hobens Hertzsprung-Russell-diagram viser en omtrentlig alder på 13 milliarder år[29], hvilket gør den usædvanlig gammel; alderen af Solsystemet er blot 4.56 milliarder år.

Referencer

[redigér | rediger kildetekst]
  1. ^ "Retirement in the suburbs". Hentet 12. juni 2015.
  2. ^ a b c d e "NGC 104". Simbad Astronomical Database. Hentet 2025-01-25.
  3. ^ a b Shao, Zhengyi; Li, Lu (2019). "Gaia parallax of Milky Way globular clusters - A solution of mixture model". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 489 (3): 3093-3101. arXiv:1908.06031. Bibcode:2019MNRAS.489.3093S. doi:10.1093/mnras/stz2317.
  4. ^ Chen, Seery; Richer, Harvey; Caiazzo, Ilaria; Heyl, Jeremy (2018). "Distances to the Globular Clusters 47 Tucanae and NGC 362 Using Gaia DR2 Parallaxes". The Astrophysical Journal. 867 (2): 132. arXiv:1807.07089. Bibcode:2018ApJ...867..132C. doi:10.3847/1538-4357/aae089. S2CID 118864854.
  5. ^ radius = afstand ⋅ sin(vinkeldiameter / 2 ) = 60 la.
  6. ^ Marks, Michael; Kroupa, Pavel (august 2010), "Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 406 (3): 2000-2012, arXiv:1004.2255, Bibcode:2010MNRAS.406.2000M, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16813.x, S2CID 118652005. Mass is from MPD on Table 1.
  7. ^ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. (august 1927). "A Classification of Globular Clusters". Harvard College Observatory Bulletin. 849 (849): 11-14. Bibcode:1927BHarO.849...11S.
  8. ^ a b Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (maj 2010), "Accreted versus in situ Milky Way globular clusters", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 404 (3): 1203-1214, arXiv:1001.4289, Bibcode:2010MNRAS.404.1203F, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x, S2CID 51825384.
  9. ^ a b McLaughlin, D.E.; et al. (2006). "Hubble Space Telescope Proper Motions and Stellar Dynamics in the Core of the Globular Cluster 47 Tucanae". Astrophysical Journal Supplement Series. 166 (1): 249-297. arXiv:astro-ph/0607597. Bibcode:2006ApJS..166..249M. doi:10.1086/505692. S2CID 116985213.
  10. ^ "47 Tuc: A Great Globular Cluster of Stars". Astronomy Picture of the Day. 26. august 2008. Hentet 25. maj 2017.
  11. ^ a b Kızıltan, Bülent; Baumgardt, Holger; Loeb, Abraham (2017). "An intermediate-mass black hole in the centre of the globular cluster 47 Tucanae". Nature. 542 (7640): 203-205. arXiv:1702.02149. Bibcode:2017Natur.542..203K. doi:10.1038/nature21361. PMID 28179649. S2CID 1289123.
  12. ^ a b Freire, Paulo; Ridolfi, Alessandro; Kramer, Michael (2017). "Long-term observations of the pulsars in 47 Tucanae - II. Proper motions, accelerations and jerks". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471 (7640): 857-876. arXiv:1706.04908. Bibcode:2017MNRAS.471..857F. doi:10.1093/mnras/stx1533.
  13. ^ O'Meara, Stephen James (2013). Deep-Sky Companions: Southern Gems. Cambridge, Storbritannien: Cambridge University Press. s. 16-17. Bibcode:2013dcsg.book.....O. ISBN 978-1-107-01501-2.
  14. ^ Ridpath, Ian (2018). Star Tales. Cambridge, Storbritannien: Lutterworth Press. s. 171. ISBN 978-0-7188-9478-8.
  15. ^ Stephen James O'Meara (26. september 2016). Deep-Sky Companions: The Caldwell Objects. Cambridge University Press. s. 484–. ISBN 978-1-107-08397-4.
  16. ^ Hilditch, R. W.; Howarth, I. D.; Harries, T. J. (2005). "Forty eclipsing binaries in the Small Magellanic Cloud: fundamental parameters and Cloud distance". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 357 (1): 304-324. arXiv:astro-ph/0411672. Bibcode:2005MNRAS.357..304H. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08653.x.
  17. ^ Dixon, W. V.; Chayer, Pierre; Miller Bertolami, M. M.; Sosa Fiscella, S. V.; Benjamin, R. A.; Dupree, A. (2021). "Observations of the Bright Star in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104)". The Astronomical Journal. 162 (4): 126. arXiv:2108.01641. Bibcode:2021AJ....162..126D. doi:10.3847/1538-3881/ac0dbb. S2CID 236881267.
  18. ^ "A Shortage of Planets". Arkiveret fra originalen 2010-08-20. Hentet 16. november 2010.
  19. ^ Anderson, J.; Piotto, G.; King, I. R.; Bedin, L. R.; Guhathakurta, P. (2009). "Mixed Populations in Globular Clusters: Et Tu, 47 Tuc?". The Astrophysical Journal Letters. 697 (1): L58. arXiv:0904.1626. Bibcode:2009ApJ...697L..58A. doi:10.1088/0004-637X/697/1/L58. S2CID 18652047.
  20. ^ "NASA's Hubble Space Telescope Finds "Blue Straggler" Stars in the Core of a Globular Cluster". Hubble News Desk. 1991-07-24. Hentet 5. maj 2006.
  21. ^ Grindlay, Jonathan E.; Heinke, Craig O.; Edmonds, Peter D.; Murray, Steve S. (2001). "High-Resolution X-ray Imaging of a Globular Cluster Core: Compact Binaries in 47 Tuc". Science. 292 (5525): 2290-2295. arXiv:astro-ph/0105528. Bibcode:2001Sci...292.2290G. doi:10.1126/science.1061135. PMID 11358997. S2CID 29975340.
  22. ^ "The 25 millisecond radio pulsars in 47 Tucanae".
  23. ^ "Pulsars in Globular Clusters". Arkiveret fra originalen 2021-03-18. Hentet 2016-04-27.
  24. ^ Bogdanov, Slavko; Grindlay, Jonathan E.; van den Berg, Maureen (2005). "An X-Ray Variable Millisecond Pulsar in the Globular Cluster 47 Tucanae: Closing the Link to Low-Mass X-Ray Binaries". Astrophysical Journal. 630 (2): 1029-1036. arXiv:astro-ph/0506031. Bibcode:2005ApJ...630.1029B. doi:10.1086/432249. S2CID 13583168.
  25. ^ Bogdanov, Slavko; Grindlay, Jonathan E.; Heinke, Craig O.; Camilo, Fernando; Freire, Paulo C. C.; Becker, Werner (2006). "Chandra X-Ray Observations of 19 Millisecond Pulsars in the Globular Cluster 47 Tucanae". Astrophysical Journal. 646 (2): 1104-1115. arXiv:astro-ph/0604318. Bibcode:2006ApJ...646.1104B. doi:10.1086/505133. S2CID 14022231.
  26. ^ Abdo, A. A.; et al. (2009). "Detection of High-Energy Gamma-Ray Emission from the Globular Cluster 47 Tucanae with Fermi". Science. 325 (5942): 845-848. Bibcode:2009Sci...325..845A. doi:10.1126/science.1177023. PMID 19679807. S2CID 3239801.
  27. ^ Bryner, Jeanna (30. oktober 2006). "Mass Migration: How Stars Move in Crowd". Space.com. Hentet 23. januar 2025.
  28. ^ "Hubble Catches Stellar Exodus in Action". Space Daily. 18. maj 2015.
  29. ^ "The Astrophysics Spectator: The Hertzsprung-Russell Diagrams of Star Clusters". www.astrophysicsspectator.org. Hentet 2019-02-16.

Eksterne henvisninger

[redigér | rediger kildetekst]

Koordinater: Sky map 00h 24m 05.67s, −72° 04′ 52.6″

Hentet fra "https://da.wikipedia.org/w/index.php?title=47_Tucanae&oldid=12025217"