Sedan det först observerades i ett spionglas med en diameter på en halv tum av Abbe Nicholas Louis de Lacaille under hans besök i Sydafrika 1751-2, har Kappa Crucis-stjärnhopen (NGC 4755) fascinerat och förvirrat astronomer sedan dess. Låt oss idag öppna John Herschels 'kista av olika färgade ädelstenar' och ta en närmare titt på 'Jewel Box'...
Ligger cirka 7500 ljusår bort nära en stor, mörk kosmisk dammmoln Kappa Crucis-stjärnhopen, känd som 'Coal Sack', har en Bayer-beteckning även om den är en klunga istället för en individuell stjärna. Bara en titt på denna färgglada uppsättning är att förstå hur den kom att kallas Jewel Box. Strödd över 20 ljusår av rymden och kanske bara 7,1 miljoner år gammal, är det hem för rött, vitt och blått jättestjärnor lika. Om dess ljusaste stjärna var i mitten av vår egen solsystem , skulle den lysa 83 000 gånger starkare än Sol !
Den ljusa orange stjärnan är Kappa Crucis, en framstående bland dess heta, livfulla blå medlemmar. En mycket ung stjärna har gått in i det röd superjätte skede? Under mitten av 1862 började en man vid namn Francis Abbott studera Jewel Box och hans observerande anteckningar säger; 'Vissa förändringar som uppenbarligen äger rum i antalet, positionen och färgen på dess ingående stjärnor.' Detta var ganska radikalt tänkande eftersom han gick emot tonerna av John Herschel och George Airy. Men, som så ofta är fallet, ibland kan en astronom upptäcka vad en annan inte kan och cirka 10 år senare H.C. Russell tog Abbotts anteckningar till sitt hjärta - mätte och katalogiserade 130 av dem klustrets stjärnor . Trots extrem kritik har en annan observatör vid namn R.T. Innes hävdade också färgförändring som noterats i det klassiska verket 'Celestial Objects for Common Telescopes'.
Naturligtvis slutade inte studierna där och det gick in i början av 1900-talet med Trumpler och sedan Harlow Shapley. Den första betydande astrofysiska artikeln om detta kluster publicerades 1958 och publicerades av Halton Arp och Cecil van Sant som försökte ta reda på mer om galaktik superjätte stjärnor . 'De tre ljusaste stjärnorna är superjättar' och den röda stjärnan är alla medlemmar av klustret, då måste NGC 4755 vara ungefär som h och χ Persei... Eftersom dessa typer av hopar är sällsynta, observationsmaterial tillräckligt för att härleda en färg -storleksdiagram erhölls.' Men eftersom fler stjärnor avslöjades och studerades, desto mer förvirrande blev beteckningarna! Åren gick framåt och NGC 4755 blev ännu mer förstådd – och bättre katalogiserad.
Enligt studier av helium-, kol-, kväve- och syreförekomster gjorda av G. Mathys (et al) 'Efter övervägande av CN-förekomsterna i detta prov, finns det inga tydliga bevis för intern blandning. Endast tre stjärnor bland icke-superjättarna verkar visa en kväveförbättring. Två av dem har en ganska låg projicerad ekvatorialhastighet (visserligen kan de vara snabba rotatorer sett på stolpen); den tredje är en absolut snabb rotator. I de lägre gravitationsstjärnorna har det tydligen skett någon form av blandning. Superjättarna skiljer sig inte nämnvärt från de andra programstjärnorna i sina respektive heliuminnehåll. Den genomsnittliga heliummängden för varje kluster är nära standardvärdet (He/H).'
Att studera variabla stjärnor inom öppna kluster är extremt viktigt. De är ledtrådar om avstånd och evolution! I unga kluster som Jewel box bör de ljusare stjärnorna vara variabler och ska vara blå. De borde också ha börjat utvecklas bort från huvudsekvensen, till skillnad från stjärnor med låg massa som bara tyst bränner bort sitt väte. Som vi vet är en av de huvudsakliga variabeltyperna Beta Cepheid stjärnor och studier gjorda av Stankov (et al.) visar upptäckten av fyra nya variabla stjärnor i NGC 4755. 'Vi ger frekvenslösningar som indikatorer på pulsationernas tidsskalor och amplituder. NGC 4755-116 är troligen en B2-dvärg med en period på 4,2 d vars variabilitet orsakas av en punkt- eller g-modpulsering. NGC 4755-405 kan betraktas som en ny β Cephei-stjärna med två pulseringsfrekvenser. För NGC 4755-215 hittade vi en frekvens och för NGC 4755-316 tre pulsationsfrekvenser; vi föreslår att båda är nya långsamt pulserande B-stjärnor med kort period.” Dessa variationer kan orsakas av radiella pulseringar från en instabil vätekärna och ännu fler studier behövs.
Men finns det mer? Ja. Mycket färska studier gjorda av C. Bonatto (et al.) visar det dynamiska tillståndet för NGC 4755. 'Vi undersöker möjligheten att, vid klusteråldern, vissa huvudsekvens- och pre-huvudsekvensstjärnor fortfarande uppvisar infraröda överskott relaterade till dammhöljen och proto-planetära skivor . Kärnan har brist på PMS-stjärnor, jämfört med MS-stjärnor. NGC 4755 är värd för binärer i halo men de är knappa i kärnan. Jämfört med öppna kluster i olika dynamiska tillstånd som studerats med liknande metoder, passar NGC 4755 relationer som involverar strukturella och dynamiska parametrar i det förväntade stället för dess ålder och massa.'
Bildades NGC 4755 från densamma molekylärt moln ? Är det två överlappande kluster? Påverkar närheten till kolsäcken dess visuella egenskaper? Oavsett vad vetenskapen ligger bakom, så lämnades ljuset som du nu ser nu ungefär samtidigt som de stora pyramiderna i Egypten byggdes. Låt Burnhams ord ringa högst: '...en lysande och vacker galaktisk stövare som rankas bland de finaste och mest spektakulära föremålen i södra Vintergatan... Klustret ligger i ett rikt och anmärkningsvärt område i himlen, väl värt att utforska med låg effekt teleskop och instrument av riktfältstyp.”
Veckans fantastiska bild gjordes av Don Goldman och tagen vid Macedon Ranges Observatory. Vi tackar dig!