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| NGC 6352 | |
|---|---|
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| 観測データ（J2000 エポック） | |
| クラス | XI: [1] |
| 星座 | アラ |
| 赤経 | 17時間25分29.11秒[2] |
| 偏角 | –48° 25′ 19.8″ [2] |
| 距離 | 18.3 キロ光年（5.6 キロパーセンテージ）[3] |
| 見かけの等級 （V） | +7.8 [4] |
| 見かけの寸法（V） | 7.1 ′ [5] |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 3.7 × 10 4 [6] メートル☉ |
| 潮汐半径 | 10.5インチ[7] |
| 金属性 | = –0.70 [8]デックス |
| 推定年齢 | 12.67 ギガ[8] |
| その他の指定 | コールドウェル81、Cr328 、 NGC6352 [ 9] |
![{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4c0821bd80891e071c08e7c7ee8e022baedf522c)
NGC 6352（別名コールドウェル81）は、南の星座アラにある球状星団で、太陽から約18.3 キロ[3]の距離にあります。 1826年5月14日にスコットランドの天文学者ジェームズ・ダンロップによって発見されました。[10]この星団のシャプレー・ソーヤー集中度はXIです。[1]このゆるやかな星団内の星を解像するには、口径15cm（5.9インチ）の望遠鏡が必要です。 [4]
この星団はおよそ126.7 億歳[8]で、2つの異なる恒星集団から構成されています。第2世代は第1世代よりわずか1000万年ほど若いだけです。 [3]銀河中心から約13kly (4kpc) 、銀河面から1.6kly (0.5kpc) の距離にあります。[11]この星団の天の川銀河を通る軌道運動は、この星団がバルジまたはディスク集団の一員であることを示唆しています。[12]このクラスの天体としては比較的金属に富んでおり、[3]金属量は–0.70 です。[8]コアの半径は49.8″ [3]潮汐半径は10.5″ . [7]
参考文献
- ^ ab 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。
- ^ abcde Libralato, Mattia; et al. (2019年3月)、「ハッブル宇宙望遠鏡による銀河球状星団のUVレガシー調査。XVIII. NGC 6352の中心核領域における複数の恒星集団の固有運動運動学」、The Astrophysical Journal、873 (2): 12、arXiv : 1902.02787、Bibcode :2019ApJ...873..109L、doi : 10.3847/1538-4357/ab0551、S2CID 119222605、109。
- ^ ab ダンロップ、ストーム（2005年）。夜空の地図帳。ハーパーコリンズ。ISBN 978-0-00-717223-8。
- ^ オメーラ、スティーブン・ジェームズ（2002年）。ディープスカイ・コンパニオンズ：コールドウェル天体。ケンブリッジ大学出版局。324ページ。ISBN 0-521-82796-5。
- ^ 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 Johnston, HM; et al. (1996年5月)、「ROSATによる大きなコア半径を持つ10個の球状星団の観測」、天文学と天体物理学、309 :116–122、Bibcode :1996A&A...309..116J。
- ^ abcd 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。
- ^ “NGC 6352”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2020年2月26日に取得。
- ^ セリグマン、コートニー。「新総合カタログ天体：NGC 6350 - 6399」。cseligman.com 。 2020年9月20日閲覧。
- ^ Fullton, LK; et al. (1995年8月)、「ハッブル宇宙望遠鏡の惑星カメラ観測による球状星団NGC 6352のVIC色等級図」、天文学ジャーナル、110 :652、Bibcode :1995AJ....110..652F、doi :10.1086/117552。
- ^ Wagner-Kaiser, R.; et al. (2016年7月). 「銀河系球状星団の2つの恒星集団のベイズ分析。II. NGC 5024、NGC 5272、NGC 6352」. The Astrophysical Journal . 826 (1): 18. arXiv : 1604.06074 . Bibcode :2016ApJ...826...42W. doi : 10.3847/0004-637X/826/1/42 . S2CID 119244229. 42.
外部リンク
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