Messier 44

Messier 44
Messier 44
Messier 44
Dados observacionais (J2000)
Constelação Cancer
Asc. reta 08h 40,4m
Declinação 19° 41′
Distância 577 anos-luz (177 pc)
Magnit. apar. 3,7 [1]
Dimensões 95'
Características físicas
Massa ~500-600 M☉
Raio 3,5 pc
Idade estimada ~600-700 milhões de anos
Outras denominações M44, Presépio, Manjedoura, Colmeia, NGC 2632
Messier 44

Messier 44, também conhecido como Presépio (em latim: Praesepe), Manjedoura, Colmeia, M44, NGC 2632, ou Cr 189, é um aglomerado estelar aberto localizado na constelação de Cancer. É um dos aglomerados estelares mais próximos do Sistema Solar, e contém uma população estelar maior que a maioria dos aglomerados próximos. É visível a olho nu; por isso é conhecido desde a antiguidade. O astrônomo clássico Ptolemeu o chamou de "a massa nebulosa de Cancer," e foi um dos primeiros objetos que Galileu estudou com seu telescópio.[2]

Messier 44 é melhor observado quando Cancer está alto no céu; em latitudes do norte isso ocorre durante o fim da tarde de fevereiro a março.

Descoberta e história[editar | editar código-fonte]

É conhecido desde os tempos pré-históricos. Gregos e romanos compararam esta "nebulosa" à manjedoura, associando os dois jumentos às estrelas Gamma Cancri, pertencente à classe espectral A1 V e de magnitude aparente 4,7, distanciado da Terra em 155 anos-luz, e Delta Cancri, pertencente à classe espectral K0 III e de magnitude aparente 3,9, distanciado da Terra também em 155 anos-luz. Erastótenes relatou que esses foram os jumentos nos quais os deuses Dionísio e Sileno montaram na batalha contra os Titãs, que ficaram amendrotados com o zurro dos animais e que por isso os deuses venceram. Como recompensa, os jumentos foram levados ao céu junto com a manjedoura. O poeta grego Arato referiu-se a esse objeto como a "Pequena Névoa". Hiparco, em 130 d.c., incluiu o aglomerado em seu catálogo estelar, chamando-o de "Pequena Nuvem" ou "Estrela Nebulosa". Ptolomeu menciona-o como uma de sete "nebulosas" em seu Almagesto, localizado no "peito do caranguejo". Também aparece em uma carta estelar de Johann Bayer, de 1600, como um "Nubilum" (objeto nebuloso).[3]

Galileu Galilei foi o primeiro a resolver as primeiras estrelas individuais do aglomerado. Declarou que "a nebulosa chamada Presépio, que não é apenas uma única estrela, mas uma massa de mais de 40 pequenas estrelas." Foi visto por Nicolas-Claude Fabri de Peiresc, o descobridor da nebulosa de Órion, que também resolveu suas estrelas mais brilhantes em 1611. Simon Marius, um ano mais tarde, também disse ter observado o aglomerado. O astrônomo francês Charles Messier adicionou-o em seu catálogo em 4 de março de 1769 após medir com precisão sua posição no céu. Junto com a Nebulosa de Orion e o aglomerado Plêiades, sua inclusão ao catálogo foi curiosa, visto que a maioria dos outros objetos Messier são menos brilhantes e facilmente confundidos com cometas. Uma possibilidade é que Messier queria ter um catálogo maior que o de seu rival científico, Lacaille, cujo catálogo de 1755 continha 42 objetos, entã ele adicionou objetos brilhantes e bem conhecidos.[3][4]

Características[editar | editar código-fonte]

Como muitos aglomerados estelares, Messier 44 passou por segregação de massa.[5][6][7] Isso significa que estrelas brilhantes e massivas estão concentradas no núcleo, enquanto as mais fracas e menos massivas estão na periferia. O raio do núcleo de Messier 44 é de 3,5 parsecs (11,4 anos-luz). A uma distância de 12 parsecs (39 anos-luz) do núcleo as forças gravitacionais externas têm mais influência nas estrelas que o aglomerado em si.[5][6]

Messier 44 contém pelo menos 1000 estrelas ligadas gravitacionalmente, com uma massa total de 500-600 massas solares.[5][6] Uma pesquisa recente indicou 1010 membros prováveis, os quais 68% são anãs vermelhas, 30% são estrelas como o Sol de classe F, G, e K, e cerca de 2% são estrelas brilhantes de classe A.[5] Também há quatro estrelas gigantes, quatro com tipo espectral K0III e a quinta G0III.[8][5][9]

11 anãs brancas já foram identificadas, representando a fase evolutiva final das estrelas mais massivas do aglomerado, que pertenciam anteriormente à classe B.[10] As anãs marrons, no entanto, são extremamente raras em Messier 44,[11] provavelmente porque elas foram expulsas por forças de maré.[5]

Messier 44 tem uma magnitude aparente de 3,7. Suas estrelas mais brilhantes são branco-azuladas com magnitude de 6 a 6,5. 42 Cancri é um membro confirmado.

Dentre as estrelas contidas no aglomerado, destacam-se as estrelas TX Cancri, Epsilon Cancri, além de várias variáveis Delta Scuti de magnitude aparente 7-8, recém-saídas da sequência principal. Foi classificado por Kenneth Glyn Jones como um aglomerado aberto tipo I,2,r, segundo a classificação de aglomerados abertos de Robert Julius Trumpler, onde a classe I refere-se aos aglomerados mais densos e a classe IV aos menos densos; a classe 1 aos aglomerados com pouca diferença de brilho entre seus componentes e a classe 3 aos que tem grande diferença de brilho; e a classe p aos aglomerados pobres em estrelas, m para aglomerados com a quantidade de estrelas dentro da média e r para os ricos em estrelas. Contudo, foi classificado como II,2,m, segundo o Sky Catalogue 2000.0 e II,2,r por Woldemar Götz.[3]

A idade e movimento próprio de Messier 44 coincidem com os do aglomerado aberto Híades, sugerindo que os dois têm uma origem parecida.[8][10] Eles também contêm gigantes vermelhas e anãs brancas, o que representa estágios avançados de evolução, juntamente com estrelas da sequência principal de classe A, F, G, K, e M.

A distância de Messier 44 geralmente é citada como 160 a 187 parsecs (520-610 anos-luz).[12][5][13] O catálogo de 2009 de paralaxes do Hipparcos revisados de seus membros e os mais recentes estudos em infravermelho com o diagrama cor-magnitude favorecem uma distância de cerca de 182 pc.[14][15] A idade de Messier 44 não é tão controversa, estimada em aproximadamente 600 milhões de anos,[10][5][6] idade parecida à do aglomerado Híades (~625 milhões de anos).[16] O núcleo central brilhante do aglomerado tem um diâmetro de cerca de 7 parsecs (22,8 anos-luz).[6]

Galeria[editar | editar código-fonte]

  • Aglomerado da Manjedoura
    Aglomerado da Manjedoura
  • O cometa C/2001 Q4 (NEAT) e M44 na mesma imagem
    O cometa C/2001 Q4 (NEAT) e M44 na mesma imagem

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. ↑ «Messier 44». SEDS. Consultado em 10 de dezembro de 2009 
  2. ↑ «Messier 44: Observations and Descriptions» 
  3. ↑ a b c Hartmut Frommert e Christine Kronberg (21 de agosto de 2007). «Messier Object 44» (em inglês). SEDS. Consultado em 28 de maio de 2012 
  4. ↑ Frommert, Hartmut (1998). «Messier Questions & Answers». SEDS. Consultado em 1 de março de 2005 
  5. ↑ a b c d e f g h Kraus AL, Hillenbrand LA (2007). «The stellar populations of Praesepe and Coma Berenices». Astronomical Journal. 134: 2340–2352. Bibcode:2007AJ....134.2340K. doi:10.1086/522831 
  6. ↑ a b c d e Adams JD, Stauffer JR, Skrutskie MF; et al. (2002). «Structure of the Praesepe Star Cluster». Astronomical Journal. 124: 1570–1584. Bibcode:2002AJ....124.1570A. doi:10.1086/342016 
  7. ↑ Portegies Zwart SF, McMillan SL, Hut P, Makino J (2001). «Star cluster ecology IV. Dissection of an open star cluster: Photometry». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 321: 199–226. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.03976.x 
  8. ↑ a b Klein-Wassink, WJ (1927). «The proper motion and the distance of the Praesepe cluster». Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen. 41: 1–48. Bibcode:1927PGro...41....1K 
  9. ↑ Abt HA, Willmarth DW (1999). «Binaries in the Praesepe and Coma star clusters and their implications for binary evolution». Astrophysical Journal. 521: 682–690. Bibcode:1999ApJ...521..682A. doi:10.1086/307569 
  10. ↑ a b c Dobbie PD, Napiwotzki R, Burleigh MR; et al. (2006). «New Praesepe white dwarfs and the initial mass-final mass relation». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 369: 383–389. Bibcode:2006MNRAS.369..383D. arXiv:astro-ph/0603314Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10311.x 
  11. ↑ Gonzalez-Garcia BM, Zapatero Osorio MR, Bejar VJS, Bihain G, Barrado y Navascues D, Caballero JA, Morales-Calderon M (2006). «A search for substellar members in the Praesepe and Sigma Orionis clusters». Astronomy & Astrophysics. 460: 799–810. Bibcode:2006A&A...460..799G. arXiv:astro-ph/0609283Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361:20065909 
  12. ↑ Pinfield DJ, Dobbie PD, Jameson F, Steele IA, Jones HRA, Katsiyannis AC (2003). «Brown dwarfs and low-mass stars in the Pleiades and Praesepe: Membership and binarity». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 342: 1241–1259. Bibcode:2003MNRAS.342.1241P. arXiv:astro-ph/0303600Acessível livremente. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06630.x 
  13. ↑ WEBDA
  14. ↑ van Leeuwen, F. "Parallaxes and proper motions for 20 open clusters as based on the new Hipparcos catalogue", A&A, 2009
  15. ↑ Majaess, D.; Turner, D.; Lane, D.; Krajci, T. "Deep Infrared ZAMS Fits to Benchmark Open Clusters Hosting delta Scuti Stars", JAAVSO, 2011
  16. ↑ Perryman M, Brown A, Lebreton Y, Gomez A, Turon C, Cayrel de Strobel G, Mermilliod J, Robichon N, Kovalevsky J, Crifo F (1998). «The Hyades: Distance, structure, dynamics, and age». Astronomy & Astrophysics. 331: 81–120. Bibcode:1998A&A...331...81P. arXiv:astro-ph/9707253Acessível livremente 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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Coordenadas: Sky map 08h 40.4m 00s, +19° 41′ 00″

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