鬼宿星團

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蜂巢星團
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蜂巢星團是位於巨蟹座的一個疏散星團,裸眼剛好能看得見它。
觀測資料 (J2000.0 曆元)
星座 巨蟹座
赤經 08h 40.4m
赤緯 19° 59′
距離 577 ly (177 pc)
視星等 (V) 3.7[1]
視大小 (V) 95′
物理特徵
質量 ~500-600 M
估計年齡 〜6-7億年
其他特徵 M44、蜂巢星團、NGC 2632
相關條目:疏散星團疏散星團列表

鬼星團,也稱為蜂巢星團(拉丁文是"manger")、M44NGC 2632Cr 189,是位於巨蟹座的一個疏散星團。它是最靠近太陽系的疏散星團之一,並且有著比其它鄰近疏散星團更多的恆星。在黑暗的夜空下,裸眼看見的鬼宿星團像是一個模糊的斑塊,因此在遠古時代就有紀載,中國稱他為積尸氣。古代的天文學家托勒密描述他是"巨蟹胸部的集團",並且是伽利略用望遠鏡研究的第一批天體之一 [2]

這個星團與另一個疏散星團,畢宿星團,有著相似的年齡和自行,因此建議它們有著類似的起源[3][4]。這兩個星團的成員都包含紅巨星白矮星,這些都是恆星演化階段後期的恆星;以及主序帶光譜分類為A、 F、 G、 K 和 M的恆星。

這個星團的距離通常被引介在160至187秒差距(520至610光年[5][6][7]。2009年修訂的依巴谷衛星視差目錄,以紅外線擬合的顏色-星等圖反覆運算,最新定出的鬼宿星團成員距離接近182秒差距[8][9]。較佳的年齡估計是6億年[4][6][10],這相當於畢宿星團的年齡(〜6億2500萬年) [11]。這個星團最明亮的核心區域直徑大約7秒差距(22.8光年)[10]

最容易觀察鬼宿星團的時期在每年的2月到5月,當巨蟹座高懸在北方的天空之際。它的視直徑有95弧分,最適合使用低倍率的望遠鏡或雙筒望遠鏡觀賞。

歷史[编辑]

伽利略是第一位使用望遠鏡觀察鬼宿星團的人,並且解析出40顆恆星,時為1609年。梅西爾在1769年精確的測量它在天空中的位置,並將它加入他的著名目錄中。大多數的梅西爾天體都是黯淡而且容易與彗星混淆的天體,但是獵戶座大星雲(M42,M43)、昴宿星團(M45)和鬼宿星團(M44)也在目錄中,實在令人好奇。一種可能性是梅西爾想超越它的競爭對手,拉卡伊,在1755年的目錄中所登載的42個天體,因此它添加了這些明亮、知名的天體,以提升它目錄中天體的數量[12]

古代希臘人與羅馬人將鬼宿星團視為2隻驢子的食槽,鬼宿三(巨蟹座γ星)及鬼宿四(巨蟹座δ星)則分別代表這2隻驢子,牠們也是戴奧尼索斯西勒諾斯(Silenus)踏上討伐泰坦旅途上的坐騎[13]

喜帕恰斯(' c '.130 BC)在他的星表中稱這個星團是"小小的雲"('Nephelion')[14]托勒密天文學大成中包括7個星雲(其中4個是真實的星雲),鬼宿星團即為其中之一[15],他描述其為"巨蟹胸部的集團" [16]亞拉c.260-270 BC)在他的詩歌' Phainomaina '描述這個星團像"小霧"(或Achlus[14]

在中國,這個模糊的斑塊位於28宿的第23宿,鬼宿。28宿是國古天文學使用的星空劃分,類似於黃道星座。中國古代的天文學家認為這是魂魄或魔鬼乘坐的馬車,而其外觀如同柳絮與其種子般飄逸,柔弱而沒有活力,因此被稱為帶有些許禪意的"積尸氣" [14];它也會簡略的被稱為"積尸"。

組織和成分[编辑]

像所有的星團一樣,鬼宿星團也有質量層化[6][10][17],這意味著明亮的大質量恆星都集中在星團的核心,而黯淡、質量較低的恆星則填充在暈部(有時稱為冕)。估計這個星團的核心半徑大約是3.9秒差距(12.7光年),它的潮汐半徑約12秒差距(39光年)[6][10]。但是,潮汐半徑還包括"路過"的恆星和"不懷好意"的星團成員。

這個星團至少包含1,000顆受到引力束縛的恆星,總質量約為500-600太陽質量[6][10]。最近的一項調查1010顆高度可能是成員的恆星,其中68%是M矮星,30%是類太陽的F、G、和K型恆星,大約2%是明亮的A型恆星[6]。其中有5顆巨星,其中4科的光譜是K0 III,第5顆是G0 III[3][6][18]

到目前為止,已經確認有11顆白矮星是大質量恆星演化最後階段的產物,它們原本的光譜類行為B [4]。然而,棕矮星在這個星團中非常罕見[19],可能是它們已經因為潮汐剝離而離開了暈部[6]

這個星團的視星等是3.7等,最亮的是6至6.5等的藍白色和藍色恆星。積尸增二(巨蟹座42)被證實是這個星團的成員。

行星[编辑]

在2012年9月,在鬼宿星團內發現了兩顆行星,各別環繞著母恆星。這一發現是首度在星團中發現像太陽的恆星有像地球的行星環繞著。在星團中曾經發現過行星,但是沒有繞著像太陽的恆星公轉。

這兩顆恆星已被命名為Pr0201b和Pr0211b,結尾的b表示是行星。被發現的這兩顆行星都是熱木星,它們是大質量的氣體巨星,但與木星不同的是軌道非常靠近其母恆星。

描述發現行星的公告發表在天文物理期刊,以薩姆·奎因為第一作者的函件形式刊出。奎因的團隊與哈佛-史密松天體物理中心的大衛萊瑟姆使用史密松天體物理台弗雷德·勞倫斯·惠普爾天文台[20]

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

  1. ^ Messier 44. SEDS. [2009-12-10]. 
  2. ^ Messier 44: Observations and Descriptions. 
  3. ^ 3.0 3.1 Klein-Wassink, WJ. The proper motion and the distance of the Praesepe cluster. Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen. 1927, 41: 1–48. Bibcode:1927PGro...41....1K. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 Dobbie PD; Napiwotzki R; Burleigh MR. New Praesepe white dwarfs and the initial mass-final mass relation. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 369: 383–389. arXiv:astro-ph/0603314. Bibcode:2006MNRAS.369..383D. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10311.x. 
  5. ^ Pinfield DJ; Dobbie PD; Jameson F; Steele IA et al. Brown dwarfs and low-mass stars in the Pleiades and Praesepe: Membership and binarity. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2003, 342: 1241–1259. arXiv:astro-ph/0303600. Bibcode:2003MNRAS.342.1241P. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06630.x. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 6.4 6.5 6.6 6.7 Kraus AL; Hillenbrand LA. The stellar populations of Praesepe and Coma Berenices. Astronomical Journal. 2007, 134: 2340–2352. arXiv:0708.2719. Bibcode:2007AJ....134.2340K. doi:10.1086/522831. 
  7. ^ WEBDA
  8. ^ van Leeuwen, F. "Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue", A&A, 2009
  9. ^ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D.; Krajci, T. "Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars", JAAVSO, 2011
  10. ^ 10.0 10.1 10.2 10.3 10.4 Adams JD; Stauffer JR; Skrutskie MF. Structure of the Praesepe Star Cluster. Astronomical Journal. 2002, 124: 1570–1584. Bibcode:2002AJ....124.1570A. doi:10.1086/342016. 
  11. ^ Perryman M; Brown A; Lebreton Y; Gomez A; Turon C; Cayrel de Strobel G et al. The Hyades: Distance, structure, dynamics, and age. Astronomy & Astrophysics. 1998, 331: 81–120. arXiv:astro-ph/9707253. Bibcode:1998A&A...331...81P. 
  12. ^ Frommert, Hartmut. Messier Questions & Answers. SEDS. 1998 [2005-03-01]. (原始内容存档于9 February 2005). 
  13. ^ M44. SEDS. [2005-02-06]. 
  14. ^ 14.0 14.1 14.2 Allen, Richard Hinckley. Star Names. 1889: 112. 
  15. ^ http://messier.seds.org/xtra/history/deepskyd.html#ptolemy
  16. ^ Messier Object 44. SEDS. [2013-09-28]. 
  17. ^ Portegies Zwart SF; McMillan SL; Hut P; Makino J. Star cluster ecology IV. Dissection of an open star cluster: Photometry. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2001, 321: 199–226. arXiv:astro-ph/0005248. Bibcode:2001MNRAS.321..199P. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.03976.x. 
  18. ^ Abt HA; Willmarth DW. Binaries in the Praesepe and Coma star clusters and their implications for binary evolution. Astrophysical Journal. 1999, 521: 682–690. Bibcode:1999ApJ...521..682A. doi:10.1086/307569. 
  19. ^ Gonzalez-Garcia BM; Zapatero Osorio MR; Bejar VJS; Bihain G et al. A search for substellar members in the Praesepe and Sigma Orionis clusters. Astronomy & Astrophysics. 2006, 460: 799–810. arXiv:astro-ph/0609283. Bibcode:2006A&A...460..799G. doi:10.1051/0004-6361:20065909. 
  20. ^ First Planets Found Around Sun-Like Stars in a Cluster. [September 14, 2012]. 

外部鏈結[编辑]

天球赤道座標星图 08h 40.4m 00s,+19°41′00″