Мессье 62 - Википедия - Messier 62

Мессье 62
Messier62 - HST - Potw1915a.jpg
Мессье 62 авторства Космический телескоп Хаббла
Авторы и права: ЕКА / Хаббл и НАСА, С. Андерсон и др.
Данные наблюдений (J2000 эпоха )
Учебный классIV[1]
СозвездиеЗмееносец
Прямое восхождение17час 01м 12.60s[2]
Склонение–30° 06′ 44.5″[2]
Расстояние22.2 кли (6.8 кпк )[3]
Видимая величина (V)+6.45[4]
Видимые размеры (V)15′
Физические характеристики
Абсолютная величина−9.18.[5]
Масса1.22×106[3] M☉
Радиус49 св. Лет[6]
Приливный радиус59 лет.[7]
Металличность = –1.02[8] dex
Примерный возраст11.78 Гыр[8]
Прочие обозначенияС 1658-300, GCl 51, M62, NGC  6266[9]
Смотрите также: Шаровое скопление, Список шаровых скоплений

Мессье 62 или же M62, также известный как NGC 6266, это шаровое скопление из звезды в экваториальный созвездие из Змееносец. Открыт 7 июня 1771 г. Шарль Мессье, затем добавлен в его каталог в 1779 году.[10]

M62 находится на расстоянии около 22,2 клы[3] из земной шар и 5.5 клы от Галактический центр.[2] Он входит в десятку самых массивных и ярких шаровых скоплений в мире. Млечный Путь, показывая интегрированный абсолютная величина из –9,18.[5] Предполагаемая масса кластера составляет 1.22×106 M☉[3] и отношение массы к свету 2.05±0.04 в Группа V.[11] Он имеет прогнозируемый эллиптичность 0,01, что означает, что он по существу сферический.[12] Профиль плотности членов кластера предполагает, что он еще не подвергся коллапс ядра.[13] Он имеет радиус сердцевины 1,3 световых лет (0,39 пк), радиус полумассы 9,6 световых лет (2,95 пк) и радиус полусвета 6,0 световых лет (1,83 пк). Звездная плотность в ядре 5.13 M☉ на кубический парсек.[14] Оно имеет приливный радиус 59 св. лет (18,0 шт.).[7]

Скопление показывает по крайней мере две различные популяции звезд, которые, скорее всего, представляют два отдельных эпизода звездообразования. Из главная последовательность звезды в скоплении, 79%±1% относятся к первому поколению и 21%±1% со второго. Второе поколение загрязнено материалами, выпущенными первым. В частности, содержание гелия, углерода, магния, алюминия и натрия различается между двумя популяциями.[5]

По показаниям это Остерхофф типа I, или же "богатый металлами "система. Исследование 2010 года выявило 245 переменные звезды в поле кластера, из них 209 Переменные RR Лиры, четыре Цефеиды типа II, 25 соток переменные с долгим периодом, а один - затмевающий двоичный. Скопление может оказаться самым богатым в галактике с точки зрения переменных RR Лиры.[15] Он имеет шесть двоичных миллисекунд пульсары, в том числе один (COM6266B), который демонстрирует поведение затмения от потока газа от своего компаньона.[16] Есть несколько Источники рентгеновского излучения, в том числе 50 в радиусе полумассы.[13] 47 синий отставший Были идентифицированы кандидаты, образованные в результате слияния двух звезд в двойной системе, и они преимущественно сконцентрированы вблизи области ядра.[13]

Предполагается, что этот кластер может быть хостом для черная дыра средней массы (IMBH), и считается особенно подходящим для поиска такого объекта. Рассмотрение правильное движение звезд внутри 17″ ядра не требует IMBH для объяснения. Однако моделирование не может исключить IMBH массой в несколько тысяч M☉. Основанный на радиальная скорость измерения в пределах угловой секунды от активной зоны, Киселев и др. (2008) утверждали, что существует IMBH с массой в диапазоне (1–9)×103 M☉.[11]

Галерея

Рекомендации

  1. ^ Шепли, Харлоу; Сойер, Хелен Б. (август 1927 г.), «Классификация шаровых скоплений», Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа, 849 (849): 11–14, Bibcode:1927BHarO.849 ... 11S.
  2. ^ а б c Di Criscienzo, M .; и другие. (Февраль 2006 г.), "Калибровка функции светимости шарового скопления на основе RR Лиры", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 365 (4): 1357–1366, arXiv:astro-ph / 0511128, Bibcode:2006МНРАС.365.1357Д, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09819.x.
  3. ^ а б c d Boyles, J .; и другие. (Ноябрь 2011 г.), "Молодые радиопульсары в шаровых скоплениях галактик", Астрофизический журнал, 742 (1): 51, arXiv:1108.4402, Bibcode:2011ApJ ... 742 ... 51B, Дои:10.1088 / 0004-637X / 742/1/51.
  4. ^ Харрис, W.E. (1996), "Каталог параметров шаровых скоплений в Млечном Пути", Астрономический журнал, 112: 1487, Bibcode:1996AJ .... 112.1487H, Дои:10.1086/118116. Примечание: обновление данных за 1997 год.
  5. ^ а б c Милоне, А. П. (январь 2015 г.), "Гелий и множественные популяции в массивном шаровом скоплении NGC 6266 (M 62)", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 446 (2): 1672–1684, arXiv:1409.7230, Bibcode:2015МНРАС.446.1672М, Дои:10.1093 / mnras / stu2198.
  6. ^ расстояние × грех (диаметр_угол / 2) = 49 св. лет. радиус
  7. ^ а б Mackey, A.D .; Ван ден Берг, Сидней (июнь 2005 г.), "Свойства подсистем шарового скопления Галактики", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 360 (2): 631–645, arXiv:Astro-ph / 0504142, Bibcode:2005МНРАС.360..631М, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09080.x.
  8. ^ а б Forbes, Дункан А .; Бриджес, Терри (май 2010 г.), «Аккреция по сравнению с шаровыми скоплениями Млечного Пути на месте», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 404 (3): 1203–1214, arXiv:1001.4289, Bibcode:2010МНРАС.404.1203Ф, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.16373.x.
  9. ^ «М 62». SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 27 ноября, 2018.
  10. ^ Томпсон, Роберт; Томпсон, Барбара (2007), Иллюстрированный путеводитель по астрономическим чудесам: от новичка до опытного наблюдателя, Наука своими руками, O'Reilly Media, Inc, стр. 332, ISBN  978-0596526856.
  11. ^ а б Макнамара, Бернард Дж .; и другие. (Февраль 2012 г.), «Поиски черной дыры средней массы в ядре шарового скопления NGC 6266» (PDF), Астрофизический журнал, 745 (2): 7, Bibcode:2012ApJ ... 745..175M, Дои:10.1088 / 0004-637X / 745/2/175, 175.
  12. ^ Макнамара, Бернард Дж .; Маккивер, Джин (ноябрь 2011 г.), «Динамическое расстояние, абсолютная величина RR Лиры и возраст шарового скопления NGC 6266», Астрономический журнал, 142 (5): 4, Bibcode:2011AJ .... 142..163M, Дои:10.1088/0004-6256/142/5/163, 163.
  13. ^ а б c Beccari, G .; и другие. (Май 2006 г.), "Динамическое состояние и популяция голубых страгглеров шарового скопления NGC 6266 (M62)", Астрономический журнал, 131 (5): 2551–2560, arXiv:astro-ph / 0601187, Bibcode:2006AJ .... 131.2551B, Дои:10.1086/500643.
  14. ^ Baumgardt, H .; Хилкер, М. (август 2018 г.), "Каталог масс, структурных параметров и профилей дисперсии скоростей 112 шаровых скоплений Млечного Пути", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 478 (2): 1520–1557, arXiv:1804.08359, Bibcode:2018МНРАС.478.1520Б, Дои:10.1093 / mnras / sty1057.
  15. ^ Contreras, R .; и другие. (Декабрь 2010 г.), «Фотометрия шарового скопления во временном ряду: M62 (NGC 6266), шаровое скопление с наибольшим количеством RR лир в Галактике?», Астрономический журнал, 140 (6): 1766–1786, arXiv:1009.4206, Bibcode:2010AJ .... 140.1766C, Дои:10.1088/0004-6256/140/6/1766
  16. ^ Cocozza, G .; и другие. (Июнь 2008 г.), "Загадочный спутник миллисекундного пульсара в NGC 6266", Письма в астрофизический журнал, 679 (2): L105, arXiv:0804.3574, Bibcode:2008ApJ ... 679L.105C, Дои:10.1086/589557.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 17час 01м 12.60s, −30° 06′ 44.5″