NGC 7419 ist ein mäßig bevölkerter galaktischer Sternhaufen im Kepheus, der in der galaktischen Ebene liegt und ungewöhnlich viele Riesen und Überriesen enthält. Blanco et al. (1955) identifizierten die Riesen und Überriesen durch objektive Prismen-Infrarotspektroskopie und schätzten eine visuelle Absorption von 5,0 mag und eine Entfernung von 6,6 kpc. van de Hulst, Mullar & Oort (1954) schätzten eine Entfernung von 3,3 kpc, während Moffat & Vogt (1973) die Entfernung auf 6,0 kpc schätzten. Photometrische Beobachtungen der zentralen Region dieses Sternhaufens wurden von Bhatt et al. (1993) durchgeführt. Sie fanden eine differentielle Rötung von 1,54 bis 1,88 mag mit einem Mittelwert von 1,71 mag, eine Haufenentfernung von 2,0 kpc und ein Alter von etwa 40 Millionen Jahren. Beauchamp, Moffat & Drissen (1994) schätzten ein jüngeres Alter von 14 Millionen Jahren. NGC 7419 enthält auch ein niedriges Verhältnis von Blauen und Roten Riesen. Caron et al. (2003) wiesen auf einen direkten Zusammenhang zwischen der relativen Häufigkeit von Roten Überriesen (RSG) und klassischen Be-Sternen hin. Sie stellten fest, dass der Anteil der RSG mit der Rotation zunimmt, so dass es sich bei den massereichen Sternen um Schnellrotatoren handeln könnte. Die schnelle Rotation von Sternen des frühen Typs wird auch zur Erklärung des Vorhandenseins von klassischen Be-Sternen herangezogen. NGC 7419 hat höchstwahrscheinlich eine solare Metallizität, so dass eine geringere Metallizität nicht der Grund für die schnelle Rotation sein dürfte. Wie von Caron et al. (2003) erwähnt, besteht der bisherige Konsens darin, dass die Sterne in diesem Haufen aus einer riesigen Molekülwolke mit deutlich höheren internen Bewegungen als in der Umgebung entstanden sind, was zur Bildung schnell rotierender Sterne des frühen Typs führte. Dies deutet darauf hin, dass die Bedingungen für die Sternentstehung in dieser Region anders sind als in den übrigen Regionen der Galaxis, so dass die Sterne des frühen Typs als Schnellrotatoren enden, was sehr unwahrscheinlich ist. Sie erwähnen auch, dass es bisher keine direkte spektroskopische Schätzung der Metallizität oder Rotation der Sterne in diesem Haufen gibt. Daher ist die Theorie der schnellen internen Bewegungen und des unterschiedlichen Sternentstehungsprozesses noch nicht verifiziert. Das Problem des hohen Anteils an klassischen Be-Sternen in diesem Haufen ist also noch immer eine offene Frage.

Daten zum Bild