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| メシエ30 | |
|---|---|
 やぎ座の散開星団メシエ 30 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| クラス | V [1] |
| 星座 | 山羊座 |
| 赤経 | 21時間40分22.12秒[2] |
| 偏角 | –23° 10′ 47.5″ [2] |
| 距離 | 27.14 ± 0.65 kly (8.3 ± 0.20 kpc ) [3] [4] |
| 見かけの等級 （V） | 7.2 [5] |
| 見かけの寸法（V） | 12'.0 |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 1.6 × 10 5 [6] メートル☉ |
| 金属性 | = –2.27 [7]デックス |
| 推定年齢 | 12.93 ギガ[8] |
| その他の指定 | M30、NGC 7099、GCl 122 [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30 （ M30、NGC 7099、クラゲ星団とも呼ばれる）は、南の星座であるやぎ座の南東、 12月の夏至の太陽の赤緯とほぼ同じ位置にある球状星団である。[a]フランスの天文学者シャルル・メシエによって1764年に発見され、星のない円形の星雲として説明された。1880年代に編纂された『新一般カタログ』では、「顕著な球状で、明るく、大きく、わずかに楕円形」と説明されている。10×50の双眼鏡で簡単に観察でき、[10]東西軸に沿ってわずかに細長い、幅約4分角のぼんやりとした光の斑点を形成する 。 [10]より大きな機器を使用すると、個々の星を分解することができ、星団は最大12 分角の角度をカバーし、さらに星の密度が高い約1分角の圧縮されたコアに徐々に変化します。[11]
8月の前半に最も長く観測可能となる（太陽と反対方向）。[b] [10]
M30は、地球から27,100光年離れたところに中心があり、誤差はおよそ2.5%です[4]。直径は約93光年です[11] 。推定年齢はおよそ129億年[8]で、質量は太陽の約16万倍( M ☉ )です[6]。この銀河団は、内銀河ハローを逆行軌道(一般的な流れに逆らって)で回っており、天の川銀河内で形成されたのではなく、衛星銀河から獲得されたことを示唆しています[8]。この時代、M30は銀河中心から22.2kly (6.8 kpc)の距離にあり、太陽の場合は26kly (8.0 kpc)と推定されています[12]。
この星団は、コアの崩壊と呼ばれる動的プロセスを経て、現在ではそのコアに太陽の100万倍の質量が立方パーセクあたり集中している。このため、この星団は天の川銀河で最も密度の高い領域の一つとなっている。このように非常に近い距離にある恒星は、相互作用の速度が速く、連星系や、質量移動によって形成されるブルーストラッグラーと呼ばれるタイプの恒星を形成する可能性がある。 [3]質量分離のプロセスによって、中心領域に高質量の恒星の割合が増加し、星団の中央に向かって青みがかった色のグラデーションが形成された可能性がある。[13]
参照
参考文献と脚注
- ^ 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。
- ^ ab Lugger, Phyllis M.; et al. (2007 年 3 月)、「Chandra X 線源 in the Collapsed-Core Globular Cluster M30 (NGC 7099)」、The Astrophysical Journal、657 (1): 286–301、arXiv : astro-ph/0606382、Bibcode :2007ApJ...657..286L、doi :10.1086/507572、S2CID 14188771
- ^ ab Kains, N.; et al. (2016)、「時系列測光による球状星団 M 30 (NGC 7099) のパラメータの推定」、天文学と天体物理学、555 (1): 36–50、arXiv : 1305.3606、Bibcode :2013A&A...555A..36K、doi :10.1051/0004-6361/201321819、S2CID 53669510
- ^ 「メシエ30」。SEDSメシエカタログ。 2024年7月22日閲覧。
- ^ ab Vande Putte, D.; Cropper, Mark (2009 年 1 月)、「天の川銀河の円盤に対する球状星団の衝突の影響の検出」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、392 (1): 113–124、arXiv : 0811.3106、Bibcode :2009MNRAS.392..113V、doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.14072.x、S2CID 17244698
- ^ 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。
- ^ abc Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (2010年5月)、「集積型と原位置の天の川球状星団」、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
- ^ “M30”.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。
- ^ abc Bone, NM (2008年8月)、「Sky notes, 2008 August & September」、英国天文学協会誌、118 (4): 231–232、Bibcode :2008JBAA..118..231B
- ^ ab オメーラ、スティーブン・ジェームズ（1998）、メシエ天体、深空の伴星、ケンブリッジ大学出版局、p. 108、ISBN 978-0-521-55332-2
- ^ Dinescu, Dana I.; et al. (1999 年 1 月)、「南半球状星団の空間速度。II. 10 個の星団に関する新しい結果」、The Astronomical Journal、117 (1): 277–285、Bibcode :1999AJ....117..277D、doi : 10.1086/300699
- ^ Howell, Justin H.; Guhathakurta, Puragra; Tan, Amy (2000 年 3 月)、「M30 (NGC 7099) における放射状の色勾配と主系列質量分離」、The Astronomical Journal、119 (3): 1259–1267、arXiv : astro-ph/9912002、Bibcode :2000AJ....119.1259H、doi :10.1086/301270、S2CID 15083719
注記
- ^ したがって、良好な視界の北限は、一年中北極圏の数度南である。
- ^ これは、夜通し昇る太陽が真夜中頃に最高潮に達するときです。地球の軌道では、太陽は山羊座を離れ、北北東数度東に向かうかのように、2 月 15 日または 16 日頃に、1 か月間この星座に現れます。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、メシエ30に関連するメディアがあります。
- 球状星団 M30 @ SEDS メシエページ
- メシエ 30、銀河球状星団データベース ページ
- グレイ、メーガン。「M30 – 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 30 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
