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| メシエ3 | |
|---|---|
 りょうけん座の球状星団メシエ3 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| クラス | 六[1] [2] |
| 星座 | カネス・ベナティチ |
| 赤経 | 13時間42分11.62秒[3] |
| 偏角 | +28° 22′ 38.2″ [3] |
| 距離 | 33.9 キロ光年（10.4 キロパーセンテージ）[4] |
| 見かけの等級 （V） | 6.39 [5] |
| 見かけの寸法（V） | 18′.0 |
| 身体的特徴 | |
| 絶対等級 | -8.93 |
| 質量 | 4.5 × 10 5 [6] メートル☉ |
| 半径 | 103.0 pc (335.9 光年) [7] |
| 潮汐半径 | 113 pc (370 光年) [平均] [7] |
| 金属性 | = –1.34 [8]デックス |
| 推定年齢 | 11.39 ギガ[8] |
| その他の指定 | NGC 5272 [9] |
![{\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 3 ( M3、NGC 5272とも呼ばれる) は、北のりょうけん座にある球状星団です。
発見
1764年5月3日に発見され、[10]シャルル・メシエ自身によって発見された最初のメシエ天体となった。メシエは当初、この天体を星のない星雲と勘違いしていた。この間違いは、1784年頃にウィリアム・ハーシェルによって星が分解されたことで修正された。[11]それ以来、この天体は最もよく研究されている球状星団の1つとなっている。この星団の異常に大規模な変光星集団の特定は、1913年にアメリカの天文学者ソロン・アーヴィング・ベイリーによって開始され、2004年まで新しい変光星が特定され続けている。[12]
可視性
多くのアマチュア天文家は、この星団をメシエ13に次ぐ北半球で最も美しい球状星団の1つとみなしている。[1] M3の見かけの等級は6.2 [9]で、暗い場所で目をそらしても肉眼で見つけるのは困難である[13]。しかし、中型の望遠鏡を使えば、光害のひどい空でもこの星団は曇ったしみとして見え、暗い場所ではさらにはっきりと見える。この星団は、うしかい座α星とカオリ座α星を結ぶ北西の線のほぼ中間地点で見つけることができる。口径25 cm (9.8インチ)の望遠鏡を使用すると、この星団には直径約6分角の明るい中心があり 、その2倍の広がりがある。[1]
特徴
この星団は最大かつ最も明るい星団の一つで、約50万個の恒星で構成されています。[11]年齢は114億年と推定されています。[8]中心は地球から32,600光年（10.0 kpc）離れています。[14]
メシエ3は、 銀河面から31.6キロ光年（9.7 キロパーセンテージ） 、天の川銀河の中心からおよそ38.8キロ光年（11.9キロパーセンテージ）離れているため、非常に孤立している。この星団には274個の既知の変光星があり、これは球状星団の中では群を抜いて最多である。この中には133個のこと座RR型変光星が含まれ、そのうち約3分の1は長周期変調のブラジコ効果を示している。水素とヘリウム以外の元素の全体的な存在量（天文学者が金属量と呼ぶもの）は、-1.34～-1.50 dexの範囲である。この値は、太陽に対する存在量の対数を示すもので、実際の割合は太陽の存在量の3.2～4.6%である。メシエ3は、金属に富むと考えられているオーステルホフI型星団の原型である。つまり、球状星団としては、メシエ3は比較的重い元素の存在量が多い。[15]
参考文献
- ^ abc 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)、『天文の不思議への図解ガイド、DIY サイエンス オライリー シリーズ』、オライリー メディア社、p. 137、ISBN 978-0-596-52685-6。
- ^ 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。
- ^ ab Goldsbury, Ryan; et al. (2010年12月)、「ACS による銀河球状星団の調査。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。
- ^ Paust, Nathaniel EQ; et al. (2010年2月)、「The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VIII. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions」、The Astronomical Journal、139 (2): 476–491、Bibcode :2010AJ....139..476P、doi :10.1088/0004-6256/139/2/476、hdl : 2152/34371、S2CID 120965440。
- ^ Delessandro, Emanuele; Schiavon, Ricardo P.; Rood, Robert P.; Ferraro, Francesco R.; Sohn, Sangmo T.; Lanzoni, Barbara; O'Connell, Robert W. (2012年9月)、「Galactic Globular Clusters of Ultraviolet Properties of Galex. II. Integrated Colors」、The Astronomical Journal、144 (5): 126–139、arXiv : 1208.5698、Bibcode :2012AJ....144..126D、doi :10.1088/0004-6256/144/5/126、S2CID 56419886。
- ^ Marks, Michael; Kroupa, Pavel (2010年8月)、「球状星団の初期条件と天の川銀河の古い球状星団集団の集合」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、406 (3): 2000–2012、arXiv : 1004.2255、Bibcode :2010MNRAS.406.2000M、doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16813.x、S2CID 118652005。質量は表 1 のM PDから算出されます。
- ^ ab Brosche, P.; Odenkirchen, M.; Geffert, M. (1999年3月). 「球状星団の瞬間および平均潮汐半径」. New Astronomy . 4 (2): 133–139. Bibcode :1999NewA....4..133B. doi :10.1016/S1384-1076(99)00014-7.
- ^ abc 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。
- ^ ab 「M3」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。2006 年 11 月 15 日に取得。
{{cite web}}: CS1 メンテナンス: 追記 (リンク) - ^ マックホルツ、ドン（2002）、メシエマラソンの観測ガイド：ハンドブックとアトラス、ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-80386-1。
- ^ ab Garner, Rob (2017-10-06). 「メシエ3」NASA . 2018年4月13日閲覧。
- ^ Valcarce, AAR; Catelan, M. (2008年8月)、「M 3 (NGC 5272)の水平分枝星の質量分布に関する半経験的研究」、天文学と天体物理学、487 (1): 185–195、arXiv : 0805.3161、Bibcode :2008A&A...487..185V、doi :10.1051/0004-6361:20078231、S2CID 11097003。
- ^ オメーラ、スティーブン・ジェームズ、レヴィ、デイビッド・H.（1998）、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、p. 45、ISBN 978-0521553322。
- ^ Cacciari, C.; Corwin, TM; Carney, BW (2005 年 1 月). 「球状星団 NGC 5272 (M3) における RR Lyrae 変光星の多色およびフーリエ研究」.天文学ジャーナル. 129 (1): 267–302. arXiv : astro-ph/0409567 . doi :10.1086/426325. ISSN 0004-6256. S2CID 8875833.
- ^ Cacciari, C.; Corwin, TM; Carney, BW (2005年1月)、「球状星団NGC 5272 (M3)におけるRR Lyrae変光星の多色およびフーリエ研究」、The Astronomical Journal、129 (1): 267–302、arXiv : astro-ph/0409567、Bibcode :2005AJ....129..267C、doi :10.1086/426325、S2CID 8875833。
参照
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、メシエ3に関連するメディアがあります。
- M3 上の SEDS メシエページ
- M3、銀河球状星団データベースページ
- M3 写真詳細 暗い雰囲気
- メリフィールド、マイケル。「M3 – 球状星団」。ディープ スカイ ビデオ。ブレイディ ハラン。
- WikiSkyのメシエ 3 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天体マップ、記事と画像
