M34

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
مسیه 34

اطلاعات رصدی
صورت فلکی صورت فلکی برساوش
بعد 02h 42.1m
میل +42°46′00
فاصله 1500 سال نوری (470 پارسک)
قدر ظاهری 5.5
اندازه ظاهری 35.0
ویژگی های ساختاری
شعاع 7 سال نوری
سن تقریبی 200-250 میلیون سال
نام های دیگر NGC 1039, OCl 382, C 0238+425

مسیه 34 (که با نام های M34 و NGC 1039 نیز شناخته می شود) یک خوشه‌ی باز ستاره ای در صورت فلکی برساووش است. این خوشه احتمالا توسط گیوانی باتیستا هودیرنا قبل از سال 1654 میلادی کشف و توسط شارل مسیه در سال 1764 میلادی به کاتالوگ اجرام دنباله‌دار-مانند وی افزوده شد. مسیه این خوشه را چنین توصیف کرد: "یک خوشه‌ از ستارگانی کوچک کمی پایین‌تر از خط موازی گاما (آندرومدا). یک فرد در یک تلسکوپ معمولی 3 فوتی می‌تواند ستارگانش را تمیز دهد."

بر اساس معیار فاصله 8.38، این خوشه در فاصله‌ای در حدود 470 پارسک یا 1500 سال نوری قرار دارد. تخمین زده می شود M34 حاوی حدود 400 عضو ستاره‌ای در بازه‌ی 0.12 تا 1 برابر جرم خورشید باشد. خوشه ستاره‌ای مسیه 34 حدود '35 از پهنه آسمان را پوشانده است که به معنای شعاع واقعی معادل 7 سال نوری است. این خوشه تنها در شرایط بسیار تاریک و کاملاً دور از روشنایی شهرها با چشم غیرمسلح قابل مشاهده است. در آلودگی نوری مختصر، دیدن آن با استفاده از دوربین‌‌های دوچشمی میسر است.

سن این خوشه چیزی میان سنین نسبی خوشه باز پروین با 100 میلیون سال و سن خوشه باز قلائص با 800 میلیون سال است. مقایسه میان طیف ستاره‌ای مشاهده شده و مقادیر پیش‌بینی‌ شده بر پایه‌ی مدل‌های تحول ستاره‌ای، تخمین سنی در حدود 250-200 میلیون سال را برای مسیه 34 ارائه می‌کند. این تقریباً معادل سنی است که ستارگان با 0.5 برابر جرم خورشید وارد رشته‌ی اصلی می‌شوند. در مقام مقایسه، ستارگان مشابه خورشید پس از 30 میلیون سال وارد رشته ی اصلی می‌شوند.

مقدار میانگین نسبت عناصر با عدد اتمی بالاتر از هلیوم، توسط منجمان "فلزیدگی" نامیده می‌شود. این کمیت بوسیله لگاریتم نسبت آهن به هیدروژن و مقایسه‌ی آن با همین نسبت در خورشید بیان می‌گردد. برای M34، مقدار فلزیدگی برابر با 0.04 ± 0.07+ = [Fe/H] است. در مقایسه با خورشید این مقدار معادل %17 سهم بیشتر برای آهن است. عناصر دیگر فراوانی مشابهی را نشان می‌دهند، بجز نیکل که فراوانی آن کمتر است.

حداقل 19 عضو از این خوشه کوتوله سفید هستند. این‌ها باقیمانده‌های ستاره‌ای از ستارگان پیشرو با حداکثر 8 برابر جرم خورشیداند که در رشته‌ی اصلی تکامل پیدا کردند و دیگر درحال همجوشی گرما-هسته‌ای برای تولید انرژی نیستند. 17 عدد از این کوتوله‌های سفید از رده‌ طیفی DA یا DAZ هستند، در حالی که یکی از آنها از رده DB و دیگری از رده DC است.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی [۱] </ref>

منبع[ویرایش]

<references />