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| メシエ10 | |
|---|---|
 へびつかい座の球状星団メシエ10 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| クラス | 七[1] |
| 星座 | へびつかい座 |
| 赤経 | 16時間57分8.92秒[2] |
| 偏角 | −04° 05′ 58.07″ [2] |
| 距離 | 14.3 キロ光年（4.4 キロパーセンテージ）[3] |
| 見かけの等級 （V） | 6.6 [4] |
| 見かけの寸法（V） | 20.0 ′ |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 2.25 × 10 5 [5] メートル☉ |
| 半径 | 41.6光年[6] |
| 金属性 | = –1.25 [7]デックス |
| 推定年齢 | 11.39 ギガ[7] |
| その他の指定 | GCl-49、NGC 6254 [8] |
![{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4c0821bd80891e071c08e7c7ee8e022baedf522c)
メシエ10またはM10（NGC 6254とも呼ばれる）は、赤道星座のへびつかい座にある球状星団である。この天体はフランスの天文学者シャルル・メシエによって1764年5月29日に発見され、彼はカタログに10番として記載し、「星のない星雲」と表現した。1774年、ドイツの天文学者ヨハン・エラート・ボーデも同様に「星のない星雲状の部分、非常に青白い」と呼んだ。ドイツ生まれの天文学者ウィリアム・ハーシェルは、より大きな機器を使用して、星団を個々の星に分解することができた。彼はそれを「非常に圧縮された星の美しい星団」と表現した。第3代ロス伯爵ウィリアム・パーソンズは、星団の一部に暗い帯があるのがわかると思った。星団までの距離を最初に推定したのはハーロー・シャプレーだが、彼が導き出した33,000光年は現代の値よりもはるかに遠いものだった。[9]
M10の潮汐半径は19.3 分角で、月の見かけの直径の約3分の2に相当します。中型の望遠鏡で見ると、明るい中心核の直径が35光年しかないため、その半分の大きさ（8～9分角）に見えます。中心核の半径は48 秒角、半質量半径は147秒角（2.5分角）です。[2] M10の空間直径は83光年で、地球からは14,300光年離れていると推定されています。[3]星座の中心にあるオレンジ色の星、へびつかい座30番星の西に1度の位置にあります。 [10]
水素とヘリウム以外の元素の存在量、つまり天文学者が金属量と呼ぶものに関して言えば、メシエ10は「中程度に金属が乏しい」。鉄の存在量は[Fe/H] = –1.45 ± 0.04 dexとして測定され、太陽表面に存在する量のわずか3.5%である。[11]この星団は、大質量星とタイプII超新星のs過程を通じて生成された元素によって富化されている証拠を示している。タイプIa超新星によって富化された証拠はほとんど見られない。[12]
連星は平均して通常の恒星よりも質量が大きいため、連星は星団の中心に向かって移動する傾向があります。中心領域における連星の割合は約 14% です。この割合は半径が大きくなるにつれて減少し、星団の外れの領域では約 1.5% になります。[2]同様に、中心領域には相互作用によって形成された青色はぐれ星が集中しており、そのほとんどは 20 億～50 億年前に形成されました。[13]中心領域の星の密度は、 1 立方パーセクあたり約 3.8太陽質量です。 [2]この星団では4 つの変光星が発見されています。
この銀河団は現在、銀河中心から約5キロパーセク（16kly）の距離に位置している。[12]この銀河団は約1億4000万年ごとに天の川銀河の周りを一周し、その間に5300万年ごとに銀河円盤面を横切る。この銀河団のロゼット軌道の離心率は0.21である。 [5]
ギャラリー
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ハッブル宇宙望遠鏡によるメシエ10の中心領域 -
メシエ10の位置を示す地図
参照
参考文献
- ^ 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。
- ^ abcde Dalessandro, E.; et al. (2011年12月)、「球状星団M10 (NGC 6254) の連星率: コアと外部領域の比較」、The Astrophysical Journal、743 (1): 11、arXiv : 1108.5675、Bibcode :2011ApJ...743...11D、doi :10.1088/0004-637X/743/1/11、S2CID 119193839。
- ^ ab 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。
- ^ 「メシエ10」。SEDSメシエカタログ。 2024年7月21日閲覧。
- ^ ab グネディン、オレグ Y.;イ・ヒョンモク。 Ostriker、Jeremiah P. (1999)、「球状星団の進化に対する潮汐衝撃の影響」、Astrophysical Journal、522 (2): 935–949、arXiv : astro-ph/9806245、Bibcode :1999ApJ...522。 .935G、ドイ:10.1086/307659、S2CID 11143134。
- ^ 距離 × sin( 直径角度 / 2 ) = 41.6 光年 半径
- ^ ab 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。
- ^ “M10”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2010 年 3 月 19 日に取得。
- ^ バーナム、ロバート (1978)、「バーナムの天体ハンドブック：太陽系外の宇宙への観測者ガイド」、ドーバー天文学書籍第 2 巻 (第 2 版)、クーリエ・ドーバー出版、p. 1261、ISBN 978-0486235684。
- ^ オメーラ、スティーブン・ジェームズ（1998年）。『ディープスカイ・コンパニオン：メシエ天体』ケンブリッジ大学出版局。63ページ。ISBN 9780521553322。
- ^ 10 −1.45 = 0.035 なので。
- ^ ab Haynes, Sharina; Burks, Geoffrey; Johnson, Christian I.; Pilachowski, Catherine A. (2008年10月)、「球状星団M10 (NGC 6254)の5つの赤色巨星の化学分析」、The Publications of the Astronomical Society of the Pacific、120 (872): 1097–1102、arXiv : 0808.2480、Bibcode :2008PASP..120.1097H、doi :10.1086/592717、S2CID 119203399。
- ^ Ferraro, Francesco R.; et al. (2003年5月)、「Blue Straggler Stars: A Direct Comparison of Star Counts and Population Ratios in Six Galactic Globular Clusters」、The Astrophysical Journal、588 (1): 464–477、arXiv : astro-ph/0301261、Bibcode :2003ApJ...588..464F、doi :10.1086/374042、S2CID 16109989。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、メシエ10に関連するメディアがあります。
- メシエ 10、SEDS メシエ ページ
- メシエ 10、銀河球状星団データベース ページ
- WikiSkyのメシエ 10 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
