ブロッキのクラスター

ブロッキのクラスター

コリンダー 399 星団とその周辺のアマチュア撮影画像
オブジェクトタイプ	アステリズム
その他の指定	OCl 113、OCL 113.0、C 1923+200
観測データ （エポックJ2000.0）
星座	キツネザル
赤経	19時間25分24秒
偏角	20° 11′ 00″
可視光（V）
見かけの等級	3.6
サイズ	約60分
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ブロッキ星団（コリンダー 399、Cr 399、またはアル・スーフィー星団とも呼ばれる）は、10 個の星からなる星座である。6 つの星が一列に並び、夜空の 1.3° にわたって見える。この星団はこぎつね座の南、 いて座の近くに位置する。愛称はコートハンガーである。これらの 10 個の星はいずれも重力で互いに結びついていないと考えられているため、星団ではない。この事実は、 1997 年にヒッパルコス衛星によって行われた測定によって確立されている。さらに 30 個ほどのはるかに暗い星が、この星座の一部であると考える人もいる。

964年に ペルシャの天文学者アル・スーフィーが著書『恒星の書』で初めて記述しました。

17 世紀には、イタリアの天文学者GB ホディエルナによって独立して再発見されました。

1920 年代、アマチュア天文学者であり、アメリカ変光星観測者協会(AAVSO) の図表作成者でもあったダルメロ・フランシス・ブロッキが、光度計の校正に使用する星の図を作成しました。

1931年、スウェーデンの天文学者ペル・コリンダーはこれを散開星団のカタログに掲載した。^[1]

この星団の星団としての地位は近年変化している。この星団は 20 世紀のほとんどの間、星団であると考えられていた。より正確ではあるが不正確な基準で見ると、1970 年の研究では、最も明るい星のうち 6 つが星団を形成し、より暗い 4 つは星団を形成しなかったとされている。1998 年以降のいくつかの独立した研究では、これらの星は真の星団ではなく、むしろ天の川銀河の比較的近くにある星で、角度が近いことがわかった。これらの最近の研究は、ヒッパルコス衛星によって測定された星の視差と固有運動の改良された測定値に基づいている。ヒッパルコスは、他の星に対する視差の微細な変化を検出した。このデータは 1997 年に初めて公開され、その後の軌道と他の測定値との相互参照によって強化された。^[2]

この星座は、5 等級から 7等級までの 10 個の星で構成されており、目立つ「コートハンガー」、つまり 6 個の星の直線と南側の 4 個の星の「フック」を形成しています。さらに、地上の観測者にとってはるかに暗い 30 個ほどの星が関連していると考えられる場合もあります。

暗い空の下では、コートハンガーは肉眼で解像されていない光の斑点として見ることができます。この星座を見るには、通常、双眼鏡、ズームカメラ、または非常に低倍率の望遠鏡が必要です。コートハンガーは、明るい星アルタイルからさらに明るい星ベガに向かう想像上の線に沿って天の川をゆっくりと横切ると最もよく見つかります。約 3 分の 1 のところで、コートハンガーは天の川の暗い領域を背景に簡単に見つけられるはずです。この星座は、最も近い地平線と比較して 7 月から 8 月にかけて、北緯 20 度以北で最もよく見えます。最高点にあるとき、コートハンガーは逆さまになります (このページの右上の写真のように)。この緯度より南では、「ハンガー」は 6 つの星の線より南にあるため、コートハンガーは直立しています。

星団とそのすぐ近くの環境は、小さな望遠鏡で見える最も暗い星を判断するための便利な基準となります。星団内には、空の小さな一区画で簡単に見える広範囲の等級の星が存在するためです。

以下に、コートハンガーの構成要素として一般的に見られる 10 個の星を赤経順に並べた表を示します。これらの星は距離が離れており、HD 182955 と接尾辞 -620 は、かなり離れていますが^[3] 、互いに最も近いものの、重力で結びついているわけではありません。前者は第 2 軸上で年間 -47.5 ミリ秒の固有運動をしており、後者は +9.8 ミリ秒の固有運動をしています^[3]。この 2 つの星は、星座内での位置に関して「フックを横切って」 (つまり横方向に) 位置しています。

この星座の 3 つの明るい星 (結果としてフラムスティード番号が付けられる) のうち最も暗い星は、そのような指定のない星よりもわずかに暗く、夜空の位置とカタログを作成するのに十分な見かけの明るさ (可視波長等級) があるため、他の 6 つの星とともに比較的類似したヘンリー ドレイパー カタログ番号が付けられています。

コートハンガーの「レール」は、東に伸び、数十のはるかに遠い星々からなる散開星団へと続いています。おそらく、ほとんどが真の星団（重力で結びついているか、関連している）です。測定では、当初、約 4,580 光年離れているとされていました^[4]。しかし、同じ著者は、早期ガイア データ リリース 3 と 6 回目の「内部」ガイア ESO 調査測定を引用したレポートで、見解を洗練させ、さらに 4,420 光年離れていると述べています^{[5] 。}

• Cragin, Murray; Lucyk, James; Rappaport, Barry (1993)。『The Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0』（第 1 版）。バージニア州リッチモンド：Willmann-Bell。ISBN 0-943396-38-7 
• Dias, WS; Lépine, JRD; & Alessi, BS (2001). 「TYCHO2 カタログに基づく 1 kpc 以内の散開星団の固有運動」天文学と天体物理学 376 , 441-447
• Hall, DS & VanLandingham, FG (1970)。「近隣の貧弱な星団 Collinder 399」。太平洋天文学会誌 82 (487)、p. 640-652
• スキフ、ブライアン (1998 年 1 月)。「ブロッキ星団の発見」『スカイ アンド テレスコープ』、p. 65-67

• ブロッキ星団、コリダー 399 - SEDS
• NASA 天文写真集: コリンダー 399: コートハンガー (2007 年 1 月 12 日)
• NASA 天文写真集: コリンダー 399: コートハンガー (2008 年 12 月 23 日)
• コリンダー 399: コートハンガー - LRGB CCD 画像

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