メシエ53

メシエ53
かみのけ座の球状星団メシエ53
観測データ（J2000エポック）
クラスV [ 1 ]
星座かみのけ座
赤経13時間12分55.25秒[ 2 ]
赤緯+18° 10′ 05.4″ [ 2 ]
距離5.8 × 10 4 光年(18  kpc ) [ 3 ]
見かけの等級（V）7.6 [ 4 ]
見かけの寸法（V）13.0′ [ 4 ]
身体的特徴
質量8.26 × 10 5 [ 5 ]  M ☉
金属性[Fe/H]  = –1.86 [ 6 ]デックス
推定年齢12.67  Gyr [ 6 ]
その他の指定M53、NGC 5024、GCl 22、C 1310+184 [ 7 ]

メシエ53（M53またはNGC 5024とも呼ばれる）は、かみのけ座にある球状星団である。[ a ] 1775年にヨハン・エラート・ボーデによって発見された。M53は球状星団の中でも辺境の星団の一つで、銀河系中心から約6万光年（18.4 kpc）、太陽系からもほぼ同じ距離（約58,000光年（17.9 kpc））にある。この星団のコア半径（r c）は2.18 pc、半光年半径（r h）は5.84 pc、潮汐半径（r tr）は239.9 pcである。[ 8 ]

これは金属に乏しい星団と考えられており、かつては天の川銀河で最も金属に乏しい星団と考えられていました。[ 8 ]赤色巨星分枝の星団メンバーの存在量測定によると、そのほとんどが第一世代の星です。つまり、それらは星団内の以前の世代の星からリサイクルされたガスから形成されたのではありません。これは、第二世代の星が優勢である球状星団の大多数とは異なります。NGC 5024の第二世代の星は、コア領域に集中する傾向があります。全体的に、星団メンバーの星構成は天の川銀河ハローのメンバーと似ています。[ 9 ]

この星団は、星団周囲の塊や波紋、そして星団の軌道に沿って東西方向に伸びる尾など、様々な潮汐力のような特徴を示している。潮汐橋のような構造が、M53と近傍の非常に拡散したNGC 5053を繋いでいるように見え、また両星団を包むエンベロープも存在している。これらは、両星団間で動的な潮汐力相互作用が生じていることを示唆している可能性がある。銀河系内には連星系が知られていないため、これはおそらく天の川銀河内で特異な現象である。[ 10 ]さらに、M53はいて座矮小銀河潮汐流の候補メンバーである。[ 8 ]

星団内の変光星のうち、55個がこと座RR型変光星であることが知られています。そのうち34個の大部分はブラジコ効果に典型的な挙動を示し、そのうち23個はRRc型変光星です。これは、球状星団の中で最も大きな変光星群です。[ 11 ]また、 SX Phe型変光星と半規則赤色巨星が少なくとも3個存在します。[ 12 ]

  • ラ・パルマ島にある口径2メートルのRC望遠鏡、リバプール望遠鏡によるM53のRGB画像
    ラ・パルマ島にある口径2メートルのRC望遠鏡、リバプール望遠鏡によるM53のRGB画像
  • ハッブル宇宙望遠鏡によるメシエ53; 3.5フィートの視野
    ハッブル宇宙望遠鏡によるメシエ53 ；3.5フィートの視野

参照

注記

  1. ^特に、南極を除くどこからでも見える、非常に北寄りの星座の南東に位置しています。しかし、太陽は9月16日から10月30日まで、南に隣接するおとめ座（厳密には地球の軌道が太陽がそう見えるようにするため）を通過します。そのため、この星団はここ数ヶ月、夜ではなく昼間に昇ることが多いです。

参考文献

  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 Goldsbury, Ryan; et al. (2010年12月)、「ACSによる銀河系球状星団の調査。X. 65個の星団の中心の新たな決定」、The Astronomical Journal、140 (6): 1830– 1837、arXiv : 1008.2755、Bibcode : 2010AJ....140.1830G、doi : 10.1088/0004-6256/140/6/1830、S2CID 119183070。 
  3. ^ Hessels, JWT; et al. (2007年11月)、「球状星団のパルサーのための1.4GHzアレシボサーベイ」、The Astrophysical Journal、670 (1): 363–378、arXiv : 0707.1602、Bibcode : 2007ApJ...670..363H、doi : 10.1086/521780、S2CID 16914232 
  4. ^ a b「メシエ53」SEDSメシエカタログ. 2022年4月29日閲覧。
  5. ^ Boyles, J.; et al. (2011年11月)、「銀河系球状星団の若い電波パルサー」、The Astrophysical Journal、742 (1): 51、arXiv : 1108.4402、Bibcode : 2011ApJ...742...51B、doi : 10.1088/0004-637X/742/1/51、S2CID 118649860。 
  6. ^ a b 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。 
  7. ^ “NGC 5024” .シンバッド。ストラスブール天文学センター。2006 年11 月 16 日に取得。
  8. ^ a b c Boberg, Owen M.; et al. (2015年5月)、「NGC 5053の化学的存在量：非常に金属に乏しく、動的に複雑な球状星団」、The Astrophysical Journal、804 (2): 12、arXiv : 1504.01791、Bibcode : 2015ApJ...804..109B、doi : 10.1088/0004-637X/804/2/109、S2CID 117834526、109。 
  9. ^ Boberg, Owen M.; et al. (2016年6月)、「NGC 5024 (M53)の化学的存在量：主に第一世代の球状星団」、The Astrophysical Journal、824 (1): 15、Bibcode : 2016ApJ...824....5B、doi : 10.3847/0004-637X/824/1/ 5、5。
  10. ^ Chun, Sang-Hyun; et al. (2010年2月)、「銀河ハロー内の5つの金属欠乏球状星団周辺の潮間帯外尾部の広域測光サーベイ」、The Astronomical Journal、139 (2): 606−625、arXiv : 0912.3540、Bibcode : 2010AJ....139..606C、doi : 10.1088/0004-6256/139/2/606、S2CID 119232324 
  11. ^ Arellano Ferro, A.; et al. (2012年2月)、「球状星団NGC 5024 (M53)におけるブラズコ変光星の異常に大規模な集団」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、420 ​​(2): 1333−1346、arXiv : 1111.0216、Bibcode : 2012MNRAS.420.1333A、doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20119.x、S2CID 119276561。 
  12. ^ Bramich, DM; et al. (2012年8月)、「球状星団NGC 5024 (M53)における変光星候補の調査」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、424 (4): 2722−2732、arXiv : 1205.5112、Bibcode : 2012MNRAS.424.2722B、doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21360.x、S2CID 119190044。 
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