Войти
| Мессье 62 | |
|---|---|
 Мессье 62 с космического телескопа Хаббла Авторы: ЕКА / Хаббл и НАСА, С. Андерсон и др. | |
| Данные наблюдений ( эпоха J2000 ) | |
| Класс | IV |
| Созвездие | Змееносец |
| Прямое восхождение | 17 ч 01 м 12.60 с |
| Склонение | –30 ° 06 ′ 44,5 ″ |
| Расстояние | 22,2 Kly (6.8 кпс ) |
| Видимая звездная величина (V) | +6,45 |
| Видимые размеры (V) | 15 ' |
| Физические характеристики | |
| Абсолютная величина | -9,18. |
| Масса | 1,22 × 10 6 М☉ |
| Радиус | 49 св. Лет |
| Приливный радиус | 59 л. |
| Металличность | = –1.02 dex |
| Приблизительный возраст | 11,78 млрд лет |
| Прочие обозначения | С 1658-300, GCl 51, M62, NGC 6266 |
| См. Также: Шаровое скопление, Список шаровых скоплений. | |
Messier 62 или M62, также известная как NGC 6266, является шаровое скопление из звезд на юге экваториального созвездия из Змееносца. Он был открыт в 1771 году Шарлем Мессье, а восемь лет спустя добавлен в его каталог.
M62 о 22,2 км от Земли и5.5 км от центра Галактики. Оно входит в десятку самых массивных и ярких шаровых скоплений в Млечном Пути, показывая интегральную абсолютную звездную величину -9,18. Ориентировочная масса1,22 × 10 6 M ☉ и отношение массы к световому потоку2,05 ± 0,04 в основном диапазоне видимого света, V-диапазон. Он имеет проектируемую эллиптичность 0,01, что означает, что он по существу сферический. Профиль плотности входящих в нее звезд предполагает, что ядро еще не коллапсировало. Он имеет радиус сердцевины 1,3 световых лет (0,39 пк), радиус полумассы 9,6 световых лет (2,95 пк) и радиус полусвета 6,0 световых лет (1,83 пк). Звездная плотность в ядре равна5,13 М ☉ на кубический парсек. Имеет приливный радиус 59 св. Лет (18,0 пк).
Скопление показывает по крайней мере две различные популяции звезд, которые, скорее всего, представляют два отдельных эпизода звездообразования. Из звезд главной последовательности в скоплении79% ± 1% относятся к первому поколению и21% ± 1% от второго. Второй загрязнен материалами, выделяемыми первым. В частности, содержание гелия, углерода, магния, алюминия и натрия у этих двух веществ различается.
По показаниям, это система Остерхоффа I типа или " богатая металлами " система. Исследование 2010 года выявило 245 переменных звезд в поле скопления, из которых 209 являются переменными RR Лиры, четыре - цефеидами II типа, 25 - долгопериодическими переменными и одна - затменной двойной. Скопление может оказаться самым богатым в галактике с точки зрения переменных RR Лиры. У него шесть бинарных миллисекундных пульсаров, в том числе один (COM6266B), который демонстрирует поведение затмения от газа, истекающего от своего компаньона. Есть несколько источников рентгеновского излучения, в том числе 50 в радиусе полумассы. Было идентифицировано 47 кандидатов- синих отставших, образовавшихся в результате слияния двух звезд в двойной системе, и они преимущественно сконцентрированы вблизи области ядра.
Предполагается, что в этом скоплении может находиться черная дыра промежуточной массы (IMBH) - считается, что он хорошо подходит для поиска такого объекта. Краткое исследование до 2013 г. собственного движения звезд внутри17 ″ ядра не требовали IMBH для объяснения. Однако моделирование не может исключить один с массой несколько тысяч М☉. Основываясь на измерениях лучевой скорости в пределах угловой секунды от ядра, Киселев и др. (2008) заявили о IMBH, также с массой(1–9) × 10 3 M ☉.
Мессье 62 космическим телескопом Хаббла ;1,65 ' поле зрения
Шаровое скопление M62 с любительским телескопом.
Карта с указанием местонахождения M62.
![{\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} \ left [{\ ce {Fe}} / {\ ce {H}} \ right] \ end {smallmatrix}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4c0821bd80891e071c08e7c7ee8e022baedf522c)
= –1.02 