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| NGC 6522 | |
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| 観測データ（J2000 エポック） | |
| クラス | VI [引用が必要] |
| 星座 | 射手座 |
| 赤経 | 18時間3分34.08秒[1] |
| 偏角 | −30° 02′ 02.3″ [1] |
| 距離 | 25.1 キロ光年（7.7 キロパーセンテージ）[2] |
| 見かけの等級 （V） | 8.3 [3] |
| 見かけの寸法（V） | 9.4分[3] |
| 身体的特徴 | |
| 絶対等級 | −7.67 [1] |
| 質量 | 5.93 × 10 4 [4] メートル☉ |
| 金属性 | = –1.34 [2]デックス |
| 推定年齢 | 12.0 ギガ[5] |
| その他の指定 | GCl 82、C 1800-300 [6] |
![{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4c0821bd80891e071c08e7c7ee8e022baedf522c)
NGC 6522は、南のいて座にある球状星団です。 1784年6月24日にドイツ系イギリス人の天文学者ウィリアム・ハーシェルによって発見されました。この星団の見かけの等級は8.3、角直径は9.4′。[3]太陽からの距離は 25.1 千光年(7.7 kpc ) で[2] 、天の川銀河の中央バルジ[7]に位置し、銀河中心から約 2.0 千光年 (0.6 kpc)離れている。[1]この星団は、バーデの窓として知られる空の領域の中心に位置している。[8]星間塵による赤化の影響を強く受けており、視野はフィールドの星によって著しく汚染されているため、メンバーの特定が困難になっている。[9]
NGC 6522は、おそらく天の川銀河で最も古い星団であり[10]、その年齢は120億年以上である。[11] [12]これは、コア半径が0.5フィートと半光度半径1.0フィート。 [9]この銀河団は天の川銀河の棒状構造が出現する40億年前に形成され、しばらくの間は棒状構造内に閉じ込められていた可能性がある。現在、銀河団は中心核の周りを周回しており、棒状構造の後を追っている。[13]
これは低質量の球状星団で、推定質量は太陽の5.93 × 10 4倍である。メンバー間の特徴的な化学物質の存在量は、この星団が複数の星の種族から成り、若い種族は以前の世代からの汚染を示していることを示している。 [4] NGC 6522のメンバーとして20の変光星が特定されており、8つのRR Lyrae、3つのタイプIIセフェイド、および9つの長周期変光星で構成されています。[9] 6つのパルサーが発見されています。[14]
ギャラリー
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球状星団NGC 6528（左下）はNGC 6522（右上）に近い -
参考文献
- ^ abcd ディ・クリシエンツォ、M.;他。 (2006 年 2 月)。 「RR Lyrae ベースの球状星団光度関数の校正」。王立天文協会の月次通知。365 (4): 1357–1366。arXiv : astro-ph/0511128。ビブコード:2006MNRAS.365.1357D。土井: 10.1111/j.1365-2966.2005.09819.x。S2CID 17838243。
- ^ abc 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 オメーラ、スティーブン・ジェームズ（2013）。ディープスカイ・コンパニオンズ：南の宝石。ケンブリッジ大学出版局。p. 367。ISBN 9781107015012。
- ^ ab Fernández-Trincado, JG; et al. (2019年7月). 「APOGEEとGaiaによる観測による、銀河バルジ球状星団NGC 6522におけるHバンドによる第二世代星の発見」.天文学と天体物理学. 627. id. A178. arXiv : 1801.07136 . Bibcode :2019A&A...627A.178F. doi :10.1051/0004-6361/201834391.
- ^ Koleva, M.; et al. (2008年4月). 「恒星集団の分光年齢と金属量：フルスペクトルフィッティングの検証」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 385 (4): 1998–2010. arXiv : 0801.0871 . Bibcode :2008MNRAS.385.1998K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12908.x . S2CID 17571531.
- ^ 「SIMBAD Astronomical Database」。NGC 6522 の結果。 2011年3月13日閲覧。
- ^ Ness, Melissa; et al. (2014年12月). 「NGC 6522: 急速に回転する種族IIIの星の兆候のない、銀河バルジ内の典型的な球状星団」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (3): 2994−2998. arXiv : 1408.0290 . Bibcode :2014MNRAS.445.2994N. doi : 10.1093/mnras/stu2144 .
- ^ 「NGC 6522」。宇宙探査開発学生協会。 2020年9月23日閲覧。
- ^ abc Arellano Ferro, A.; et al. (2023年10月). 「銀河バルジ球状星団NGC 6522の領域における変光星」.天体物理学と宇宙科学. 368 (10). id. 91. arXiv : 2310.16257 . Bibcode :2023Ap&SS.368...91A. doi :10.1007/s10509-023-04249-4.
- ^ Barbuy, B.; et al. (2009年11月). 「バルジ金属欠乏球状星団NGC 6522の8つの巨星のVLT-FLAMES解析：銀河系最古の星団？」天文学と天体物理学. 507 (1): 405–415. arXiv : 0908.3603 . Bibcode :2009A&A...507..405B. doi :10.1051/0004-6361/200912748.
- ^ シガ、デイビッド（2011年4月30日）。「宇宙の最初の星は渦巻く修道僧だった」。ニューサイエンティスト：20。2024年9月9日閲覧。
- ^ Chiappini, Cristina; et al. (2011年4月28日). 「銀河バルジにおける高速回転する大質量星の痕跡」. Nature . 472 (7344): 454–457. Bibcode :2011Natur.472..454C. doi :10.1038/nature10000. PMID 21525928.
- ^ Barbuy, B.; et al. (2021年10月). 「バルジ球状星団NGC 6522の赤色巨星のUVES分析」.天文学と天体物理学. 654. id. A29. arXiv : 2107.08746 . Bibcode :2021A&A...654A..29B. doi :10.1051/0004-6361/202140815.
- ^ Abbate, F.; et al. (2023年12月). 「MeerKATによる球状星団NGC 6522のパルサーの観測」.天文学と天体物理学. 680. id. A47. arXiv : 2310.03800 . Bibcode :2023A&A...680A..47A. doi :10.1051/0004-6361/202347725.
外部リンク
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