メシエ18
メシエ18
いて座の散開星団メシエ18
観測データ（J2000.0エポック）
赤経18時間19分58.0秒[ 1 ]
赤緯–17° 06′ 06″ [ 1 ]
距離4.23  kly (1.296  kpc ) [ 2 ]
見かけの等級 （V）7.5 [ 3 ]
見かけの寸法（V）9.8フィート[ 4 ]
身体的特徴
質量186+161 −86[ 5 ]  M ☉
半径26.2光年[ 5 ]
推定年齢33 × 10 6 年[ 6 ]
その他の指定メシエ 18、NGC  6613、Cr 376、OCl 40 [ 7 ]
協会

メシエ18（M18）は、 NGC 6613とも呼ばれ、ブラックスワン・クラスターとも呼ばれる、いて座にある散開星団です。1764年にシャルル・メシエによって発見され、彗星状天体のリストに含まれています。[ 8 ]地球から見ると、M18はオメガ星雲（M17）と小いて座星雲（M24）の間に位置しています。[ 3 ]

これは、線直径8.04 pc [ 5 ] 、潮汐半径7.3 pc [ 6 ]の疎な[ 9 ]クラスターであり、中心核半径0.012 pc [ 10 ]に集中しています。これは、トランプラークラスII 3 pです。[ 4 ]このクラスターは3300万[ 6 ] 歳で、推定質量は188  M ☉。[ 5 ] 1つの明確なBe型星と合計29のB型星があります。 [ 9 ] 3つの超巨星があり、すべてA型かそれ以前のクラスです。[ 11 ]最も明るい成分（ルシダ）はHD  168352と呼ばれ、B2 III型で視等級8.65のB型巨星です。 [ 4 ]

メシエ18は地球から1,296 kpc [ 2 ] 、銀河中心から6,830 kpc [ 5 ]離れている。1億8,650万年の周期で天の川銀河核を公転し、離心率は0.02である。この軌道は、銀河核から6.5 kpcまで接近し、6.8 kpcまで離れる。メシエ18は2,740万年に1回、銀河面を垂直に通過する。その移動範囲は上下80 pc以内である。[ 1 ]

2022年1月現在、メシエ18はハッブル宇宙望遠鏡によって撮影されていないメシエカタログ内の数少ない残りの天体の一つである。[ 12 ]

  • 2MASSプロジェクトのM18の写真
    2MASSプロジェクトのM18の写真
  • M18の位置を示す地図（ロベルト・ムラ）
    M18の位置を示す地図（ロベルト・ムラ）
  • OmegaCAM で撮影されたメシエ 18 星団 (左上) とその周辺。
    オメガカムで撮影されたメシエ18星団（左上）とその周辺[ 13 ]

参照

参考文献

  1. ^ a b c Wu, Zhen-Yu; et al. (2009年11月)、「銀河系内の散開星団の軌道」、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。
  2. ^ a b Kharchenko, NV; et al. (2005)、「銀河系散開星団の天体物理学的パラメータ」、天文学と天体物理学、438 (3): 1163– 1173、arXiv : astro-ph/0501674、Bibcode : 2005A&A...438.1163K、doi : 10.1051/0004-6361:20042523、S2CID 9079873。 
  3. ^ a b Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (2007年8月21日) Messier 18、Students for the Exploration and Development of Space (SEDS) 、 2018年11月11日閲覧。
  4. ^ a b c Lindoff, U. (1971年12月)、「散開星団NGC 6613 (M 18) とNGC 6716」、天文学と天体物理学、15 : 439– 449、Bibcode : 1971A&A....15..439L。
  5. ^ a b c d e Joshi, YC; et al. (2016年10月)、「1.8 kpc以内の散開星団の研究と銀河構造の理解」、Astronomy & Astrophysics、593 :13、arXiv : 1606.06425、Bibcode : 2016A&A...593A.116J、doi : 10.1051/0004-6361/201628944、S2CID 118610932、A116。 
  6. ^ a b c Piskunov, AE; et al. (2008年1月)、「散開星団の潮汐半径と質量」、天文学と天体物理学、477 (1): 165– 172、Bibcode : 2008A&A...477..165P、doi : 10.1051/0004-6361:20078525。
  7. ^ “M18” .シンバッド。ストラスブール天文学センター。2018 年11 月 11 日に取得。
  8. ^ Adam, Len (2018), 「ラップトップから遠隔でメシエ天体を撮影する」 , パトリック・ムーア実用天文学シリーズ, Springer, pp.  117– 120, Bibcode : 2018imor.book.....A , ISBN 978-3319653853。
  9. ^ a b McSwain, M. Virginia; Gies, Douglas R. (2005年11月)、「Be星の進化の状態：南部の散開星団の光度測定研究の結果」、The Astrophysical Journal Supplement Series、161 (1): 118– 146、arXiv : astro-ph/0505032、Bibcode : 2005ApJS..161..118M、doi : 10.1086/432757、S2CID 14498164。 
  10. ^ Santos-Silva, T.; Gregorio-Hetem, J. (2012年11月6日)、「若い恒星団の特徴づけ」、Astronomy & Astrophysics、547 : A107、arXiv : 1209.1585、Bibcode : 2012A&A...547A.107S、doi : 10.1051/0004-6361/201219695、S2CID 119213441。 
  11. ^ Eggenberger, P.; et al. (2002年5月)、「さまざまな金属量での若いクラスターの青色超巨星と赤色超巨星の比」、天文学と天体物理学、386 (2): 576– 582、arXiv : astro-ph/0202478、Bibcode : 2002A&A...386..576E、doi : 10.1051/0004-6361:20020262、S2CID 14373322。 
  12. ^ 「Explore - the Night Sky | Hubble's Messier Catalog」 2017年8月28日。
  13. ^ 「Stellar Lab in Sagittarius」、www.eso.org 、 2016年8月11日閲覧。
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