Messier 62 - Messier 62

Messiera 62
Messier 62 przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a Źródło : ESA/Hubble & NASA, S. Anderson i in.
Dane obserwacyjne ( epoka J2000 )
Klasa	IV
Konstelacja	Wężownik
rektascensja	17 godz. 01 m 12,60 s
Deklinacja	–30° 06′ 44,5″
Dystans	22,2  km (6,8  kpc )
Pozorna wielkość (V)	+6,45
Pozorne wymiary (V)	15 '
Charakterystyka fizyczna
Wielkość bezwzględna	-9,18.
Masa	1,22 x 10 6  M ☉
Promień	49 ly
Promień pływów	59 lat.
Metaliczność	${\ Displaystyle {\ zacząć {mała matryca} \ lewo [{\ ce {Fe}} / {\ ce {H}} \ prawo] \ koniec {mała matryca}}}$ = –1,02 dex
Szacowany wiek	11,78  gyru
Inne oznaczenia	C 1658-300, GCl 51, M62, NGC  6266
Zobacz także: Gromada kulista , Lista gromad kulistych

Messier 62 lub M62 , znana również jako NGC 6266 , to gromada kulista z gwiazdek w południowej części równikowej konstelacji z Wężownika . Został odkryty w 1771 roku przez Charlesa Messiera , a osiem lat później został dodany do jego katalogu.

M62 jest o 22,2 km od Ziemi i5,5 km od centrum Galaktyki . Jest jedną z dziesięciu najbardziej masywnych i najjaśniejszych gromad kulistych w Drodze Mlecznej , wykazując całkowitą wielkość bezwzględną -9,18 magnitudo . Ma szacunkową masę1,22 x 10 ⁶  M _☉ i stosunku masy do światło2,05 ± 0,04 w podstawowym paśmie widzialnym światła, zespół V . Ma przewidywaną eliptyczność 0,01, co oznacza, że ​​jest zasadniczo kulisty. Profil gęstości jej gwiazd członkowskich sugeruje, że nie uległ on jeszcze kolapsowi jądra . Ma promień rdzenia 1,3 ly (0,39 pc), promień połowy masy 9,6 ly (2,95 pc) i promień połowy światła 6,0 ly (1,83 pc). Gęstość gwiazd w jądrze wynosi5,13  M _☉ na parsek sześcienny. Ma promień pływu 59 ly (18,0 szt.).

Gromada przedstawia co najmniej dwie odrębne populacje gwiazd, które najprawdopodobniej reprezentują dwa oddzielne epizody formowania się gwiazd. Spośród gwiazd ciągu głównego w gromadzie,79% ± 1% pochodzi z pierwszej generacji i21% ± 1% od drugiego. Drugi jest zanieczyszczony materiałami uwalnianymi przez pierwszego. W szczególności różnią się między nimi obfitości helu, węgla, magnezu, glinu i sodu.

Wskazuje się, że jest to Oosterhoff typu I , czyli system „ bogaty w metal ”. Badanie z 2010 roku zidentyfikowało 245 gwiazd zmiennych w polu gromady, z których 209 to zmienne typu RR Lyrae , cztery to cefeidy typu II , 25 to zmienne długookresowe , a jedna to układ podwójny zaćmieniowy . Gromada może okazać się najbogatsza w galaktykę pod względem zmiennych RR Lyrae. Posiada sześć binarnych pulsarów milisekundowych , w tym jeden (COM6266B), który wykazuje zachowanie zaćmieniowe od gazu wypływającego ze swojego towarzysza. Istnieje wiele źródeł promieniowania rentgenowskiego , w tym 50 w promieniu półmasy. Zidentyfikowano 47 kandydatów na niebieskich maruderów , powstałych z połączenia dwóch gwiazd w układzie podwójnym, które są preferencyjnie skoncentrowane w pobliżu obszaru rdzenia.

Postawiono hipotezę, że ta gromada może być gospodarzem czarnej dziury o masie pośredniej (IMBH) – uważa się, że dobrze nadaje się do poszukiwania takiego obiektu. Krótkie studium przed 2013 r. właściwego ruchu gwiazd wewnątrz17 ″ rdzenia nie wymagało wyjaśnienia IMBH. Symulacje nie mogą jednak wykluczyć jednego o masie kilku tysięcy M _☉ . W oparciu o pomiary prędkości promieniowej w ciągu sekundy kątowej od rdzenia, Kiselev et al. (2008) złożył roszczenie IMBH, podobnie z masą(1-9) x 10 ³  M _☉ .

Galeria

• 

  Messier 62 przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a ;1,65 ′ pole widzenia

• 

  Gromada kulista M62 z teleskopem amatorskim.

• 

  Mapa pokazująca lokalizację M62.

Odniesienia i przypisy

Zewnętrzne linki

• Frommerta, Hartmuta; Kronberg, Christine (30 sierpnia 2007), Messier 62 , Students for the Exploration and Development of Space (SEDS) , pobrane 2018-11-29 .
• Messier 62, strona Galaktyczna baza danych gromad kulistych
• M62 na willig.net
• Messier 62 na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Wodór α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artykuły i obrazy

Współrzędne : 17 ^h 01 ^m 12,60 ^s , −30° 06′ 44,5″