メシエ92
メシエ92
HSTによるM92の中心; 1.44フィートのビュー
観測データ（J2000エポック）
クラスIV [ 1 ]
星座ヘラクレス
赤経17時間17分07秒39 [ 2 ]
赤緯+43° 08′ 09.4″ [ 2 ]
距離26.7 × 10 3光年(8.2  kpc ) [ 3 ]^ 
見かけの等級（V）6.4 [ 4 ]
見かけの寸法（V）14分角
身体的特徴
質量2.0 × 10 5 [ 5 ]  M ☉
半径54 光年[ 6 ]
金属性[Fe/H]  = –2.32 [ 7 ]デックス
その他の指定M92、NGC 6341、GCl 59 [ 8 ]

メシエ 92 ( M92、M 92、NGC 6341とも呼ばれる) は、北の星座ヘルクレス座にある球状星団です。

発見

1777年12月27日にヨハン・エラート・ボーデによって発見され、 1779年にベルリン天文年鑑に掲載されました。 [ 9 ] [ 10 ] 1781年3月18日にシャルル・メシエによって偶然再発見され、[ a ]彼のカタログの92番目の項目として追加されました。[ 11 ]ウィリアム・ハーシェルは1783年に初めて個々の星を分解しました。

可視性

北半球における見かけの等級、銀河系における絶対等級において、M92はこの種の星団の中で最も明るい部類に入るが、明るい星団メシエ13に約20%近い角度で接近しているため、アマチュア天文家には見落とされがちである。M13と比較すると、M92はわずかに明るさが劣るだけで、広がりは約3分の1ほど小さい。非常に良好な観測条件下では肉眼で観測可能である。 [ 12 ]小型望遠鏡を用いると、M92は光害の激しい空でも星雲状のしみとして観測でき、暗い条件ではさらに分離して観測できる。

特徴

これは銀河系最古の銀河団の一つでもある。銀河面から上下約16 × 10 3光年（4.9  kpc ）、銀河中心から33 × 10 3 光年（10 kpc）離れている。[ 13 ]太陽系から約26,700光年離れている。半光半径、つまり放射光の上半分を含む半径は1.09 分角（′）で、最も広い基準となる潮汐半径は15.17 ′である。わずかに平坦に見えるだけで、短軸は長軸の約89%±3%である。[ 3 ]^ ^

他の球状星団の特徴として、水素とヘリウム以外の元素はほとんど含まれていない。天文学者はこれを低金属量と呼んでいる。具体的には、太陽に対する鉄の存在比は[Fe/H] = –2.32  dex [ 13 ]であり、これは対数スケールで太陽の存在比1.0の0.5%に相当する。[ 14 ]このことから、この星団の推定年齢は110億±15億年となる。[ 15 ]

その実際の直径は108光年で、質量は太陽の33万倍に相当する可能性がある。[ 16 ]

この星団はまだコアの崩壊を起こしておらず、また起こす保証もなく、コアの半径は約 2 秒角(″) である。[ 13 ]これはオーステルホフII 型 (OoII) 球状星団であり、より長周期のRR こと座 RR 変光星を持つ金属の少ない星団のグループに属していることを意味する。1997 年の球状星団変光星カタログには、この星団の候補変光星が 28 個記載されているが、確認されているのは 20 個だけである。2001 年の時点で、メシエ 92 には 17 個の RR こと座 RR 変光星が知られている。[ 17 ]星団の半質量半径 1.02 分角以内に 10 個の X 線源が検出されており、その半分が激変星の候補である。[ 18 ] [ 19

M92は秒速112キロメートルで地球に接近しています。その座標は、地球の自転軸の歳差運動中に、地球の北天極がこの星団の1度未満の距離を定期的に通過することを示しています。したがって、M92は約1万2000年前（紀元前1万年）には「北極星団」、つまり「北星団」であり、約1万4000年後（西暦1万6000年）にも再び北極星団となります。[ 16 ]

この星団には複数の恒星種族が存在し、少なくとも1Gと2Gと名付けられた2世代の恒星と、2つの異なる2G星のグループ（2GAと2GB）をホストしていることが明らかになっています。[ 20 ] 2GAと2GBの星のヘリウム含有量は、1G星のそれよりもそれぞれ0.01と0.04高い質量分率を持っています。

参照

参考文献と脚注

  1. ^ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. (1927年8月)、「球状星団の分類」、Harvard College Observatory Bulletin、849 (849): 11– 14、Bibcode : 1927BHarO.849...11S。
  2. ^ a bゴールドスベリー、ライアン他 (2010年12月)、「ACS銀河球状星団サーベイ。X. 65個の星団の中心の新たな決定 [ 訂正：2011AJ....142...66G ]」、天文学ジャーナル、140 (6): 1830– 1837、arXiv : 1008.2755、Bibcode : 2010AJ....140.1830G、doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1830、S2CID 119183070 
  3. ^ a b Chen, CW; Chen, WP (2010年10月)、「銀河系球状星団の形態学的歪み」、The Astrophysical Journal、721 (2): 1790– 1819、Bibcode : 2010ApJ...721.1790C、doi : 10.1088/0004-637X/721/2/1790
  4. ^ "Messier 92" . SEDS Messier Catalog . 2022年4月30日閲覧。
  5. ^ Marks, Michael; Kroupa, Pavel (2010年8月)、「球状星団の初期条件と天の川銀河の古い球状星団集団の組み立て」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、406 (3): 2000– 2012、arXiv : 1004.2255、Bibcode : 2010MNRAS.406.2000M、doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16813.x、S2CID 118652005。 質量は表 1 のM PDから算出されます。
  6. ^距離 × sin(直径角度 / 2) = 54 光年。半径
  7. ^ Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (2010年5月)、「Accreted versus in situ Milky Way globular clusters」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、404 (3): 1203– 1214、arXiv : 1001.4289、Bibcode : 2010MNRAS.404.1203F、doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x、S2CID 51825384。 
  8. ^ “M92” .シンバッド。ストラスブール天文学センター。2006 年 11 月 17 日に取得。
  9. ^ボード (1779)。 「Zweyter Theil 20. Beobachtung des Kometen von 1779 und Entdeckung einiger neuen Nebelsterne [第 2 部。1779 年の彗星の観測といくつかの新しい星雲の発見]」。Astronomisches Jahrbuch oder Ephemeriden für das Jahr 1782 [ 1782 年の天文年鑑または暦] (ドイツ語)。ベルリン、(ドイツ): ジョージ・ジェイコブ・デッカー。 p. 156.p. より156: 「[…] ich am 27. Decemb. 1777 einen neuen , mir nicht bekannten Nebelfleck im Herkules , südwestlich unter dem Stern ⍳ an dessen Fusse entdeckt, der sich in einer mehrentheils runden Figur mit einem blassen Lichtschimmerツァイト。」 ([…] 1777 年 12 月 27 日、私はヘラクレスの南西、足元の星 ⍳ [iota] の下で、私には未知の新しい星雲を発見しました。星雲は淡い輝きを持つほぼ丸い形として見えます。)
  10. ^ Kanas, Nick (2007), 『星図：歴史、芸術性、地図作成』 Springer-Praxis books in popular astronomy, Springer, p. 180, ISBN 978-0387716688
  11. ^ガーフィンクル、ロバート・A.（1997）、スターホッピング：宇宙を見るためのビザ、ケンブリッジ大学出版局、p.131、ISBN 978-0521598897
  12. ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (2007年9月2日)、「Messier 92」、SEDS、The Munich Astro Archive、2016年3月4日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2012年4月8日閲覧。
  13. ^ a b cジョージア州ドルキエ;他。 (2007 年 3 月)、「球状星団 M92 のグローバル運動学」、天文学ジャーナル、133 (3): 1041–1057、arXiv : astro-ph/0611246、Bibcode : 2007AJ....133.1041D、doi : 10.1086/510721、S2CID 15452502 
  14. ^ 10 −2.29 = 0.00513 なので。
  15. ^ディ・チェッコ、A.;ベクッチ、R.ボノ、G.モネリ、M.ステットソン、PB。デグル・イノチェンティ、S.モロニ、PG プラダ。ノニノ、M.ワイス、A.ブオナンノ、R.カラミダ、A. (2010-06-27)。「球状星団 M92 の絶対年齢について」 .太平洋天文学会の出版物。122 (895 ) : 991–999。arXiv : 1006.5217 。 Bibcode : 2010PASP..122..991D。土井：10.1086/656017。
  16. ^ a b「メシエ天体92」 . www.messier.seds.org . 2022年5月28日閲覧。
  17. ^ Kopacki, G. (2003)、「球状星団M92の変光星」、天文学と天体物理学、369 (3): 862– 870、arXiv : astro-ph/0211042、Bibcode : 2001A&A...369..862K、doi : 10.1051/0004-6361:20010155、S2CID 116811988 
  18. ^ Lu, Ting-Ni; et al. (2011年8月)、「ChandraとHSTによる銀河系球状星団M92のX線源の研究」(PDF)、The Astrophysical Journal、736 (2): 158、Bibcode : 2011ApJ...736..158L、doi : 10.1088/0004-637X/736/2/158、hdl : 1721.1/95659、S2CID 54766335 
  19. ^ Ferraro, FR; Paltrinieri, B.; Fusi Pecci, F.; Rood, RT; Dorman, B. (1998-01-01). 「GGCsの中心核にある微弱な紫外線天体：CVSの新しいサブクラス？」紫外線天体物理学 Beyond the IUE Final Archive . 413 : 561. Bibcode : 1998ESASP.413..561F .
  20. ^ World、FTT。「天文学者、ジェイムズ・ウェッブ望遠鏡を用いてメシエ92の複数の恒星集団に関する新たな知見を発見」。
  1. ^ 3月18日
ウィキメディア・コモンズには、メシエ92に関連するメディアがあります。

「 https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Messier_92&oldid=1327841544」より取得