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| メシエ18 | |
|---|---|
 いて座の散開星団メシエ18 | |
| 観測データ（J2000.0エポック） | |
| 赤経 | 18時間19分58.0秒[1] |
| 偏角 | –17° 06′ 06″ [1] |
| 距離 | 4.23 キロライ（1.296 キロパーセク）[2] |
| 見かけの等級 （V） | 7.5 [3] |
| 見かけの寸法（V） | 9.8フィート[4] |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 186+161 −86[5] マ☉ |
| 半径 | 26.2光年[5] |
| 推定年齢 | 33 × 10 6 年[6] |
| その他の指定 | メシエ 18、NGC 6613、Cr 376、OCl 40 [7] |
| 協会 | |
メシエ18またはM18は、 NGC 6613とも呼ばれ、ブラックスワンクラスターとも呼ばれ、いて座にある散開星団です。 1764年にシャルル・メシエによって発見され、彗星のような天体のリストに含まれています。[8]地球から見ると、M18はオメガ星雲（M17）と小いて座星雲（M24）の間に位置しています。[3]
これは、線直径8.04 pc、[5]、潮汐半径7.3 pc、[6]の疎な[9]クラスターであり、中心核半径0.012 pcに集中しています。[10]トランプラークラスはII 3 pです。[4]クラスターの年齢は3300万[6] で、推定質量は188 M ☉。[5] 1つのBe型星と合計29のB型星があります。 [9] 3つの超巨星があり、すべてAクラスまたはそれ以前のクラスです。[11]最も明るい成分（ルシダ）はHD 168352と呼ばれ、B2 IIIクラスのB型 巨星で、視等級は8.65です。[4]
メシエ18は地球から1,296kpc [2] 、銀河中心から6,830kpc [5]離れている。この星は1億8,650万年の周期で天の川銀河の中心核を公転しており、離心率は0.02である。このため、この星は銀河中心核から6.5kpcまで近づき、6.8kpcまで離れる。この星は2,740万年に1度、銀河面を垂直に通過し、上下に80pc以内の範囲で移動する。[1]
2022年1月現在、メシエ18はハッブル宇宙望遠鏡で撮影されていないメシエカタログ内の数少ない天体の一つである。[12]
ギャラリー
参照
参考文献
- ^ abc Wu, Zhen-Yu; et al. (2009年11月)、「銀河系内の散開星団の軌道」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、399 (4): 2146–2164、arXiv : 0909.3737、Bibcode :2009MNRAS.399.2146W、doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15416.x、S2CID 6066790。
- ^ ab Kharchenko, NV; et al. (2005)、「銀河系散開星団の天体物理学的パラメータ」、天文学と天体物理学、438 (3): 1163–1173、arXiv : astro-ph/0501674、Bibcode :2005A&A...438.1163K、doi :10.1051/0004-6361:20042523、S2CID 9079873。
- ^ ab Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (2007年8月21日)、Messier 18、Students for the Exploration and Development of Space (SEDS) 、 2018年11月11日閲覧。
- ^ abc Lindoff, U. (1971年12月)、「散開星団NGC 6613 (M 18) とNGC 6716」、天文学と天体物理学、15 : 439–449、Bibcode :1971A&A....15..439L。
- ^ abcde Joshi, YC; et al. (2016年10月)、「1.8 kpc以内の散開星団の研究と銀河構造の理解」、Astronomy & Astrophysics、593 :13、arXiv : 1606.06425、Bibcode :2016A&A...593A.116J、doi :10.1051/0004-6361/201628944、S2CID 118610932、A116。
- ^ abc Piskunov, AE; et al. (2008年1月)、「散開星団の潮汐半径と質量」、天文学と天体物理学、477 (1): 165–172、Bibcode :2008A&A...477..165P、doi : 10.1051/0004-6361:20078525。
- ^ “M18”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2018 年11 月 11 日に取得。
- ^ Adam, Len (2018)、「ラップトップから遠隔でメシエ天体を撮影する」、パトリック・ムーア実用天文学シリーズ、Springer、pp. 117–120、Bibcode :2018imor.book.....A、ISBN 978-3319653853。
- ^ ab McSwain, M. Virginia; Gies, Douglas R. (2005年11月)、「Be星の進化的状況：南方散開星団の光度測定研究の結果」、The Astrophysical Journal Supplement Series、161 (1): 118–146、arXiv : astro-ph/0505032、Bibcode :2005ApJS..161..118M、doi :10.1086/432757、S2CID 14498164。
- ^ Santos-Silva, T.; Gregorio-Hetem, J. (2012年11月6日)、「若い恒星団の特徴づけ」、Astronomy & Astrophysics、547 : A107、arXiv : 1209.1585、Bibcode :2012A&A...547A.107S、doi :10.1051/0004-6361/201219695、S2CID 119213441。
- ^ Eggenberger, P.; et al. (2002年5月)、「さまざまな金属量での若いクラスターの青色超巨星と赤色超巨星の比率」、天文学と天体物理学、386 (2): 576–582、arXiv : astro-ph/0202478、Bibcode :2002A&A...386..576E、doi :10.1051/0004-6361:20020262、S2CID 14373322。
- ^ 「探検 - 夜空 | ハッブルのメシエカタログ」2017年8月28日。
- ^ 「いて座の恒星実験室」、www.eso.org 、 2016年8月11日閲覧。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズにはメシエ18に関連するメディアがあります。
- メシエ 18、SEDS メシエ ページ
- WikiSkyのメシエ 18 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
