メシエ19

メシエ19
へびつかい座の球状星団メシエ19
観測データ（J2000エポック）
クラス8 [ 1 ]
星座へびつかい座
赤経17時間2分37.69秒[ 2 ]
赤緯−26° 16′ 04.6″ [ 2 ]
距離28.7  kly (8.8  kpc ) [ 3 ]
見かけの等級（V）6.8 [ 4 ]
見かけの寸法（V）17.0フィート
身体的特徴
質量1.10 × 10 6 [ 3 ]  M ☉
半径70光年
金属性[Fe/H]  = –1.53 [ 5 ]デックス
推定年齢11.90  Gyr [ 5 ]
その他の指定NGC 6273、GC1 52 [ 2 ]

メシエ19（M19 、 NGC 6273とも呼ばれる）は、へびつかい座にある球状星団です。 1764年6月5日にシャルル・メシエによって発見され[ 6 ] 、同年、彼の彗星状天体のカタログに追加されました。1784年にはウィリアム・ハーシェルによって個々の星に分解されました。彼の息子ジョン・ハーシェルは、この星団を「無数の星に分解できる素晴らしい星団」と表現しました[ 7 ] 。この星団はへびつかい座θ星の西南西4.5度に位置し、50 mm（2.0インチ）の双眼鏡ではぼんやりとした光点としてしか見えません。口径25.4 cm（10.0インチ）の望遠鏡では、この星団は3フィート×4フィートの核と5フィート×7フィートのハローを持つ楕円形に見えます[ 6 ] 。

M19は、既知の球状星団の中で最も扁平な星団の一つです。 [ 7 ]この扁平化は、東端で放射光が強く吸収されるため、星団の物理的な形状を正確に反映していない可能性があります。これは、介在するガスと塵による減光の結果です。赤外線で見ると、この星団はほとんど扁平化していません。[ 8 ]太陽系から約28.7千光年（8.8 キロパーセク）の距離にあり 、[ 3 ]銀河系中心から約6.5千光年（2.0キロパーセク）と非常に近い距離にあります。[ 9 ]

この星団は太陽の110万倍の質量を持つと推定されており[ 3 ]、年齢は約119億年です。[ 5 ]恒星集団には4つのセファイド変光星とRVタウリ変光星、そして周期がわかっている少なくとも1つのRRリラ変光星が含まれています。 [ 10 ] ROSATミッション中に行われた観測では、低強度X線源は発見されませんでした。[ 11 ]

M19の位置を示す地図

参照

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 c "M 19"。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。
  3. ^ a b c d 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。 
  4. ^ "Messier 19" . SEDS Messier Catalog . 2024年7月21日閲覧。
  5. ^ a b c 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。 
  6. ^ a bトンプソン、ロバート・ブルース; トンプソン、バーバラ・フリッチマン (2007)、『天文の驚異へのイラストガイド』、DIYサイエンス、オライリーメディア社、p. 331、ISBN 978-0596526856。
  7. ^ a b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、ドーバー天文学ブックス、第2巻（第2版）、クーリエドーバー出版、p. 1263、ISBN 978-0486235684。
  8. ^ van den Bergh, Sidney (2008年5月)、「球状星団の平坦化」、The Astronomical Journal、135 (5): 1731– 1737、arXiv : 0802.4061、Bibcode : 2008AJ....135.1731V、doi : 10.1088/0004-6256/135/5/1731、S2CID 250750083。 
  9. ^ Bica, E.; et al. (2006年4月)、「球状星団システムと天の川銀河の特性の再検討」、天文学と天体物理学、450 (1): 105– 115、arXiv : astro-ph/0511788、Bibcode : 2006A&A...450..105B、doi : 10.1051/0004-6361:20054351、S2CID 1559058。 
  10. ^ Clement, Christine M.; et al. (2001年11月)、「Variable Stars in Galactic Globular Clusters」、The Astronomical Journal、122 (5): 2587– 2599、arXiv : astro-ph/0108024、Bibcode : 2001AJ....122.2587C、doi : 10.1086/323719、S2CID 38359010。 
  11. ^ Verbunt, F. (2001年3月)、「ROSATによる球状星団の低光度X線源の調査」、天文学と天体物理学、368 : 137–159、arXiv : astro-ph/0012261、Bibcode : 2001A&A...368..137V、doi : 10.1051/0004-6361:20000469、S2CID 2442974。 
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