| 蝶の群れ | |
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| 観測データ（J2000.0エポック） | |
| 赤経 | 17時間40.1分[ 1 ] |
| 赤緯 | −32°13′ [ 1 ] |
| 距離 | 1.59 kly (0.487 kpc ) [ 1 ] |
| 見かけの等級 （V） | 4.2 [ 2 ] |
| 外形寸法（V） | 25フィート[ 2 ] |
| 物理的特性 | |
| 半径 | 6 [ 3 ]光年 |
| 推定年齢 | 94.2 [ 1 ] ミル |
| その他の名称 | メシエ6、NGC 6405、Cr 341、Mel 178、Lund 769、OCL 1030、[ 4 ] ESO 455-SC030 |
| 関連 | |
| 星座 | さそり座 |
蝶星団（メシエ6またはM6、NGC 6405としてもカタログ化されている）は、南のさそり座にある散開星団です。その名前は、その形が蝶に似ていることに由来しています。[ 5 ]
蝶形星団の存在を最初に記録した天文学者は、1654年のジョヴァンニ・バッティスタ・オディエルナである。 [ 6 ]しかし、ロバート・バーナム・ジュニアは、2世紀の天文学者プトレマイオスが、隣接するプトレマイオス星団（M7）を観測中に肉眼で確認した可能性があると提唱している。 [ 7 ]発見の功績は通常、1746年のジャン＝フィリップ・ロワ・ド・シェソーに帰せられる。シャルル・メシエは1764年5月23日にこの星団を観測し、メシエカタログに追加した。[ 5 ]
バタフライ銀河団までの距離の推定値は、長年にわたり変動してきた。[ 8 ] Wu et al. (2009) は、距離の推定値を1,590光年としており、[ 1 ]空間的広がりは約12光年としている。[ 3 ]近年の観測では、その全視感度は4.2等級とされている。この銀河団は、9420万年[ 1 ]と推定されている 。銀河団メンバーは、太陽と比較してヘリウムより重い元素の量がわずかに多い。[ 9 ]天文学者はこれを金属量と呼んでいる。
視等級15.1等級までの120個の恒星が、この星団の有力な構成星として特定されている。[ 8 ]この星団の明るい恒星のほとんどは高温の青いB型恒星だが、最も明るいのはK型のオレンジ色の巨星、さそり座BM星である。[ 10 ]写真では、その青い隣の星と鮮やかなコントラストをなしている。さそり座BM星は半規則変光星に分類され、明るさは+5.5等級から+7.0等級まで変化する。また、化学的に特異な候補星が8つある。[ 11 ] [ 8 ]
この星団は銀河中心から24.59 ± 0.13 千光年 (7.54 ± 0.04 キロパーセク) [ 9 ]に位置し、 0.03 という低い離心率と204.2 百万年周期で天の川銀河を周回している。現在、銀河面から23 光年 (7 パーセク) 下に位置しており、29.4 百万年ごとに銀河面を横切る。[ 1 ]
参照
- 散開星団一覧
- メシエ天体一覧
- アンドロメダ座Γ星団、この星団から脱出した候補恒星系
参考文献
- ^ a b c d e f g Wu, Zhen-Yu; et al. (2009年11月)、「銀河系における散開星団の軌道」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、399 (4): 2146– 2164、arXiv : 0909.3737、Bibcode : 2009MNRAS.399.2146W、doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15416.x、S2CID 6066790
- ^ a b Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (2007年8月21日)、「Messier 6」、SEDS Messierページ、Students for the Exploration and Development of Space (SEDS) 、 2018年12月7日閲覧。
- ^ a b三角法から：半径 = 距離 × sin(直径角度 / 2) = 1,590 × sin( 25′/2) = 6 ly。
- ^ “NGC 6405” .シンバッド。ストラスブール天文学センター。2018年12月8日に取得。
- ^ a b Adam, Len (2018), Imaging the Messier Objects Remotely from Your Laptop , The Patrick Moore Practical Astronomy Series, Springer, p. 73, Bibcode : 2018imor.book.....A , ISBN 978-3319653853
- ^ 「メシエ6」 SEDSメシエカタログ。2024年7月20日閲覧
- ^バーナム、ロバート（1978）、バーナムの天体ハンドブック：太陽系外宇宙への観測者ガイド、ドーバー天文学・天体物理学書籍第3巻、クーリエ社、1705ページ、ISBN 978-0486236735。
- ^ a b c Kılıçoğlu, T.; et al. (2016年3月)、「M6（NGC 6405）散開星団の中間質量星の化学組成」、The Astronomical Journal、151 (3): 30、arXiv : 1510.05385、Bibcode : 2016AJ....151...49K、doi : 10.3847/0004-6256/151/3/ 49 、S2CID 118553511、49
- ^ a b Netopil, M.; et al. (2016年1月)、「散開星団の金属量について。III.均質化サンプル」、Astronomy & Astrophysics、585 :17、arXiv : 1511.08884、Bibcode : 2016A&A...585A.150N、doi : 10.1051/0004-6361/201526370、S2CID 118382876、A150。
- ^ Eggen, OJ (1973年2月)、「いくつかのスペクトル型Kの変数」、Publications of the Astronomical Society of the Pacific、85 :42、Bibcode : 1973PASP...85...42E、doi : 10.1086/129403、S2CID 120272647。
- ^ Paunzen, E.; et al. (2006年7月)、「散開星団内の特異星のCCD測光探索。VII. Berkeley 11、Berkeley 94、Haffner 15、Lyngå 1、NGC 6031、NGC 6405、NGC 6834、Ruprecht 130」、天文学と天体物理学、454 (1): 171– 178、arXiv : astro-ph/0602567、Bibcode : 2006A&A...454..171P、doi : 10.1051/0004-6361:20054628、S2CID 5131254。
外部リンク
