Messier 62

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới điều hướng Bước tới tìm kiếm
Messier 62
Messier62 - HST - Potw1915a.jpg
Messier 62 do Kính viễn vọng không gian Hubble chụp.
Ghi công: ESA/Hubble & NASA, S. Anderson et al.
Dữ liệu quan sát (Kỷ nguyên J2000)
Kiểu quang phổIV[1]
Chòm saoXà Phu
Xích kinh17h 01m 12,60s[2]
Xích vĩ–30° 06′ 44,5″[2]
Khoảng cách22,2 kly (6,8 kpc)[3]
Cấp sao biểu kiến (V)+6,45[4]
Kích thước (V)15
Đặc trưng vật lý
Cấp sao tuyệt đối−9,18.[5]
Khối lượng&Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /-1.0000001,22×106[3] M
Bán kính49 ly[6]
Bán kính thủy triều59 ly[7]
Độ kim loại = –1,02[8] dex
Tuổi dự kiến11,78 tỷ năm[8]
Tên gọi khácC 1658-300, GCl 51, M62, NGC 6266[9]
Xem thêm: Cụm sao cầu, Danh sách cụm sao cầu

Messier 62 hay M62 hoặc NGC 6266 là một cụm sao cầu trong chòm sao xích đạo Xà Phu. Nó được Charles Messier phát hiện vào ngày 7 tháng 6 năm 1771, sau đó được ông thêm vào danh mục của mình vào năm 1779.[10]

M62 ở khoảng cách khoảng 22.200 năm ánh sáng (ly)[3] từ Trái Đất và 5.500 năm ánh sáng từ trung tâm Ngân Hà.[2] Nó là một trong mười cụm sao cầu lớn nhất và sáng nhất trong dải Ngân Hà, với cấp sao tuyệt đối tích hợp là -9,18.[5] Cụm sao này có khối lượng ước tính 1,22×106M[3] và tỷ lệ khối lượng-ánh sáng là 2,05±0,04 trong dải V.[11] Cụm sao này có độ elip dự kiến là 0,01, nghĩa là về cơ bản nó là hình cầu.[12] Chi tiết mật độ của các thành viên của cụm sao này cho thấy nó chưa trải qua sự sụp đổ lõi.[13] Nó có bán kính lõi là 1,3 ly (0,39 pc), bán kính một nửa khối lượng 9,6 ly (2,95 pc) và bán kính một nửa ánh sáng 1,83 pc (6,0 ly). Mật độ sao ở lõi là &Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /Lỗi biểu thức: Dư toán tử /-1.0000005,13 M trên mỗi parsec khối.[14] Nó có bán kính thủy triều là 59 ly (18,0 pc).[7]

Cụm sao này cho thấy nó có ít nhất hai quần thể sao khác nhau, rất có thể đại diện cho hai giai đoạn hình thành sao riêng biệt. Trong số các sao dãy chính trong cụm sao, 79%±1% là từ thế hệ thứ nhất và 21%±1% từ thế hệ thứ hai. Thế hệ thứ hai bị các vật liệu do thế hệ thứ nhất giải phóng ra làm ô nhiễm. Cụ thể, sự phổ biến của heli, cacbon, magie, nhôm và natri là khác nhau giữa hai quần thể sao này.[5]

Dấu hiệu cho thấy cụm sao này là hệ thống Oosterhoff loại I hay hệ thống "giàu kim loại". Một nghiên cứu năm 2010 đã xác định được 245 ngôi sao biến quang trong trường của cụm sao này, trong đó có 209 sao là sao biến quang RR Lyrae, 4 sao là sao biến quang Cepheid loại II, 25 sao là sao biến quang chu kỳ dài và 1 là sao đôi che khuất. Cụm sao này có thể chứng minh là phong phú nhất Ngân Hà về các sao biến quang RR Lyrae.[15] Nó có 6 sao xung đôi mili giây, bao gồm một sao xung (COM6266B) đang biểu thị thiên thực từ khí phát ra từ sao đồng hành của nó.[16] Nó có nhiều nguồn tia X, bao gồm 50 nguồn trong bán kính một nửa khối lượng.[13] 47 ứng cử viên sao lạc hàng lam đã được xác định, được hình thành từ sự hợp nhất của hai ngôi sao trong một hệ sao đôi, và những ngôi sao này tập trung có độ ưu tiên gần khu vực lõi.[13]

Người ta đưa ra giả thuyết rằng cụm sao này có thể là nơi chứa một lỗ đen khối lượng trung bình (IMBH), và nó được coi là đặc biệt thích hợp để tìm kiếm một thiên thể như vậy. Việc kiểm tra chuyển động riêng của các ngôi sao trong phạm vi 17 giây cung của lõi không cần có một IMBH để giải thích. Tuy nhiên, các mô phỏng không thể loại trừ một IMBH có khối lượng vài nghìn M. Dựa trên các đo đạc vận tốc xuyên tâm trong vòng một giây cung của phần lõi, Kiselev et al. (2008) đã khẳng định rằng có một IMBH với khối lượng trong khoảng (1–9)×103 M.[11]

Thư viện[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. (tháng 8 năm 1927), “A Classification of Globular Clusters”, Harvard College Observatory Bulletin 849 (849): 11–14, Bibcode:1927BHarO.849...11S. 
  2. ^ a ă â Di Criscienzo, M. và đồng nghiệp (tháng 2 năm 2006), “RR Lyrae-based calibration of the Globular Cluster Luminosity Function”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 365 (4): 1357–1366, Bibcode:2006MNRAS.365.1357D, arXiv:astro-ph/0511128, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09819.x. 
  3. ^ a ă â b Boyles, J. và đồng nghiệp (tháng 11 năm 2011), “Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters”, The Astrophysical Journal 742 (1): 51, Bibcode:2011ApJ...742...51B, arXiv:1108.4402, doi:10.1088/0004-637X/742/1/51. 
  4. ^ Harris, W.E. (1996), “A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way”, Astronomical Journal 112: 1487, Bibcode:1996AJ....112.1487H, doi:10.1086/118116.  Note: 1997 data update.
  5. ^ a ă â Milone, A. P. (tháng 1 năm 2015), “Helium and multiple populations in the massive globular cluster NGC 6266 (M 62)”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 446 (2): 1672–1684, Bibcode:2015MNRAS.446.1672M, arXiv:1409.7230, doi:10.1093/mnras/stu2198. 
  6. ^ khoảng cách × sin(đường kính góc/2) = bán kính 49 ly.
  7. ^ a ă Mackey, A. D.; van den Bergh, Sidney (tháng 6 năm 2005), “The properties of Galactic globular cluster subsystems”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 360 (2): 631–645, Bibcode:2005MNRAS.360..631M, arXiv:astro-ph/0504142, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09080.x. 
  8. ^ a ă Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (tháng 5 năm 2010), “Accreted versus in situ Milky Way globular clusters”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 404 (3): 1203–1214, Bibcode:2010MNRAS.404.1203F, arXiv:1001.4289, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x. 
  9. ^ “M 62”. SIMBAD. Trung tâm dữ liệu thiên văn Strasbourg. 
  10. ^ Thompson, Robert; Thompson, Barbara (2007), Illustrated Guide to Astronomical Wonders: From Novice to Master Observer, DIY science, O'Reilly Media, Inc, tr. 332, ISBN 978-0596526856. 
  11. ^ a ă McNamara, Bernard J. và đồng nghiệp (tháng 2 năm 2012), “A Search for an Intermediate-mass Black Hole in the Core of the Globular Cluster NGC 6266” (PDF), The Astrophysical Journal 745 (2): 7, Bibcode:2012ApJ...745..175M, doi:10.1088/0004-637X/745/2/175, 175. 
  12. ^ McNamara, Bernard J.; McKeever, Jean (tháng 11 năm 2011), “The Dynamical Distance, RR Lyrae Absolute Magnitude, and Age of the Globular Cluster NGC 6266”, The Astronomical Journal 142 (5): 4, Bibcode:2011AJ....142..163M, doi:10.1088/0004-6256/142/5/163, 163. 
  13. ^ a ă â Beccari, G. và đồng nghiệp (tháng 5 năm 2006), “The Dynamical State and Blue Straggler Population of the Globular Cluster NGC 6266 (M62)”, The Astronomical Journal 131 (5): 2551–2560, Bibcode:2006AJ....131.2551B, arXiv:astro-ph/0601187, doi:10.1086/500643. 
  14. ^ Baumgardt, H.; Hilker, M. (tháng 8 năm 2018), “A catalogue of masses, structural parameters, and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 478 (2): 1520–1557, Bibcode:2018MNRAS.478.1520B, arXiv:1804.08359, doi:10.1093/mnras/sty1057. 
  15. ^ Contreras, R. và đồng nghiệp (tháng 12 năm 2010), “Time-series Photometry of Globular Clusters: M62 (NGC 6266), the Most RR Lyrae-rich Globular Cluster in the Galaxy?”, The Astronomical Journal 140 (6): 1766–1786, Bibcode:2010AJ....140.1766C, arXiv:1009.4206, doi:10.1088/0004-6256/140/6/1766 
  16. ^ Cocozza, G. và đồng nghiệp (tháng 6 năm 2008), “A Puzzling Millisecond Pulsar Companion in NGC 6266”, The Astrophysical Journal Letters 679 (2): L105, Bibcode:2008ApJ...679L.105C, arXiv:0804.3574, doi:10.1086/589557. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

Tọa độ: Sky map 17h 01m 12.60s, −30° 06′ 44.5″