മെസ്സിയർ 4
വൃശ്ചികം രാശിയിലെ ഒരു ഗോളീയ താരവ്യൂഹമാണ് മെസ്സിയർ 4 (M4) അഥവാ NGC 6121. 1746-ൽ ഫിലിപ്പ് ലോയ് ദ് ഷിസോ ആണ് ഈ താരവ്യൂഹത്തെ കണ്ടെത്തിയത്. 1746-ൽ ജാൾസ് മെസ്സിയർ തന്റെ പട്ടികയിൽ ഇതിനെ ഉൾപ്പെടുത്തി. ഘടകനക്ഷത്രങ്ങളെ വേർതിരിച്ചുകാണാൻ സാധിച്ച ആദ്യത്തെ ഗോളീയ താരവ്യൂഹമാണ് M3.
| മെസ്സിയർ 4 | |
|---|---|
 | |
| Observation data (J2000 epoch) | |
| ക്ലാസ്സ് | IX[1] |
| നക്ഷത്രരാശി | വൃശ്ചികം |
| റൈറ്റ് അസൻഷൻ | 16h 23m 35.22s[2] |
| ഡെക്ലിനേഷൻ | –26° 31′ 32.7″[2] |
| ദൂരം | 7.2 kly (2.2 kpc) |
| ദൃശ്യകാന്തിമാനം (V) | +5.9[3] |
| പ്രത്യക്ഷവലുപ്പം (V) | 26′.0 |
| ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ | |
| പിണ്ഡം | 6.7×104[4] M☉ |
| ആരം | 35 ly |
| ലോഹീയത | –1.07[5] dex |
| കണക്കാക്കപ്പെടുന്ന പ്രായം | (12.2 ± 0.2) Gyr[6] |
| മറ്റ് പേരുകൾ | NGC 6121[3] |
| ഇതും കാണുക: ഗോളീയ താരവ്യൂഹം | |
നിരീക്ഷണം
തിരുത്തുകചെറിയ ദൂരദർശിനികൾ ഉപയോഗിച്ചുപോലും ഈ താരവ്യൂഹത്തെ കാണാനാകും. ഇതിന്റെ പ്രത്യക്ഷവലിപ്പം ചന്ദ്രന്റേതിന് ഏതാണ്ട് തുല്യമാണ്. പ്രഭയേറിയ അന്റാരീസ് നക്ഷത്രത്തിന് 1.3 ഡിഗ്രി പടിഞ്ഞാറ് സ്ഥിതിചെയ്യുന്നതിനാൽ ഇതിന്റെ സ്ഥാനം കണ്ടുപിടിക്കാൻ വളരെ എളുപ്പമാണ്. ഇടത്തരം വലിപ്പമുള്ള ദൂരദർശിനികൾക്ക് ഇതിലെ ചില നക്ഷത്രങ്ങളെ വേർതിരിച്ച് കാണിക്കാൻ സാധിക്കും. താരവ്യൂഹത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രഭയേറിയ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം 10.8 ആണ്.
സവിശേഷതകൾ
തിരുത്തുകനക്ഷത്രസാന്ദ്രത കുറഞ്ഞ ഒരു ക്ലാസ്സ് IX താരവ്യൂഹമാണ് M4. 75 പ്രകാശവർഷം വ്യാസമുള്ള ഇതിന്റെ സൗരയൂഥത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം 7.2 kly ആണ്. NGC 6397 ഉം M4 ഉമാണ് സൗരയൂഥത്തിന് ഏറ്റവും സമീപത്തായുള്ള ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങൾ. ഏതാണ്ട് 1200 കോടി വർഷമാണ് താരവ്യൂഹത്തിന്റെ പ്രായം.[6] 43 ചരനക്ഷത്രങ്ങളെങ്കിലും M4 ൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.
താരവ്യൂഹത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലായി ഏതാണ്ട് 2.5' നീളമുള്ള ബാർ രൂപത്തിലുള്ള ഒരു ഘടനയുണ്ട്. ദൃശ്യകാന്തിമാനം 11 ആയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളാണ് ഇതിലുള്ളത്. 1783-ൽ വില്യം ഹെർഷൽ ആണ് ഈ ഘടന ആദ്യമായി നിരീക്ഷിച്ചത്.
ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം എന്നിവയൊഴികെയുള്ള മൂലകങ്ങളുടെ അളവിനെയാണ് ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ ലോഹീയത എന്ന് വിളിക്കുന്നത്. M4 ന്റെ ലോഹീയത സൂര്യന്റേതിന്റെ 8.5 ശതമാനം മാത്രമാണ്. ഇതിൽ നിന്നും താരവ്യൂഹത്തിൽ രണ്ട് വ്യത്യസ്ത നക്ഷത്രപോപ്പുലേഷനുകൾ ഉണ്ടെന്ന് അനുമാനിക്കാം. ഏതാണ്ട് ഒരേസമയം ജനിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളെയാണ് ഒരു നക്ഷത്രപോപ്പുലേഷൻ എന്ന് വിളിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രരൂപീകരണത്തിന്റെ രണ്ട് വ്യത്യസ്ത ചക്രങ്ങളിലൂടെ താരവ്യൂഹം കടന്നുപോയിട്ടുണ്ടാകണം.[5]
താരവ്യൂഹത്തിന്റെ വേഗം (U, V, W) = (–57 ± 3, –193 ± 22, –8 ± 5) km/s ആണ്. (116 ± 3) My സമയം കൊണ്ടാണ് M4 ആകാശഗംഗയുടെ കേന്ദ്രത്തിനുചുറ്റും ഒരു പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കുന്നത്. ഉയർന്ന വികേന്ദ്രതയുള്ള (0.80 ± 0.03) പരിക്രമണപഥമാണ് താരവ്യൂഹത്തിന്റേത്. അതിനാൽ M4 ന്റെ ഉപതാരാപഥദൂരം (0.6 ± 0.1) kpc ഉം അപതാരാപഥദൂരം (5.9 ± 0.3) kpc ഉമാണ്. താരാപഥകേന്ദ്രത്തിന് വളരെ സമീപത്തായി കടന്നുപോകുമ്പോഴുള്ള ടൈഡൽ ഷോക്ക് കാരണം ഓരോ തവണയും താരവ്യൂഹത്തിന് നക്ഷത്രങ്ങൾ നഷ്ടപ്പെടുന്നു. പണ്ട് M4 ഇപ്പോഴത്തേതിനെക്കാൾ ഏറെ പിണ്ഡമുള്ളതും നക്ഷത്രസാന്ദ്രതയേറിയതുമായിരുന്നിരിക്കണം.[5]
ശ്രദ്ധേയമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ
തിരുത്തുകഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി 1995-ൽ എടുത്ത ചിത്രങ്ങൾ താരവ്യൂഹത്തിൽ വെള്ളക്കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങളെ തിരിച്ചറിഞ്ഞു.[7] 1300 കോടി വർഷം പ്രായമുള്ള ഈ നക്ഷത്രങ്ങൾ ആകാശഗംഗയിലെ തന്നെ ഏറ്റവും പ്രായമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ പെടുന്നു. ഇവയിൽ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് PSR B1620-26 എന്ന പൾസാർ ഇരട്ടയും അതിനെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന, വ്യാഴത്തിന്റെ 2.5 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള ഗ്രഹവുമുണ്ട്.
ക്രാബ് പൾസാറിന്റെ പത്തിരട്ടി ആവൃത്തിയുള്ള (മൂന്ന് മില്ലിസെക്കന്റ് സമയം) ഒരു പൾസാറും 1987-ൽ M4ൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്
അവലംബം
തിരുത്തുക- ↑ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. (1927), "A Classification of Globular Clusters", Harvard College Observatory Bulletin (849): 11–14, Bibcode:1927BHarO.849...11S.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help) - ↑ 2.0 2.1 Goldsbury, Ryan; et al. (2010), "The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. X. New Determinations of Centers for 65 Clusters", The Astronomical Journal, 140 (6): 1830–1837, arXiv:1008.2755, Bibcode:2010AJ....140.1830G, doi:10.1088/0004-6256/140/6/1830.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help) - ↑ 3.0 3.1 "M 4 -- Globular Cluster". SIMBAD Astronomical Database. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-03-25.
- ↑ Marks, Michael; Kroupa, Pavel (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.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help)CS1 maint: unflagged free DOI (link) Mass is from MPD on Table 1. - ↑ 5.0 5.1 5.2 Marino, A. F. (2008). "Spectroscopic and photometric evidence of two stellar populations in the Galactic globular cluster NGC 6121 (M 4)". Astronomy and Astrophysics. 490 (2): 625–640. arXiv:0808.1414. Bibcode:2008A&A...490..625M. doi:10.1051/0004-6361:200810389.
{{cite journal}}: Unknown parameter|coauthors=ignored (|author=suggested) (help); Unknown parameter|month=ignored (help) - ↑ 6.0 6.1 Caputo, F.; Castellani, V.; Quarta, M. L. (1985). "Reddening, distance modulus and age of the globular cluster NGC 6121 (M4) from the properties of RR Lyrae variables". Astronomy and Astrophysics. 143 (1): 8–12. Bibcode:1985A&A...143....8C.
{{cite journal}}: Unknown parameter|month=ignored (help)CS1 maint: multiple names: authors list (link) - ↑ "Ancient orbs". ESA/Hubble Picture of the Week. Archived from the original on 2017-10-24. Retrieved 3 September 2012.
