Войти
| Mayall II | |
|---|---|
 Изображение Mayall II, полученное телескопом Хаббл - цветное изображение, составленное из отдельных изображений, сделанных в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах волн в июле 1994 г. Авторы: Майкл Рич, Кеннет Мигелл, Джеймс Д. Нил (Колумбийский университет), Венди Фридман (Обсерватории Карнеги) и НАСА | |
| Данные наблюдений ( эпоха J2000 ) | |
| Созвездие | Андромеда |
| Прямое восхождение | 00 ч 32 м 46,51 с |
| Склонение | + 39 ° 34 ′ 39,7 ″ |
| Расстояние | 2,52 ± 0,14 Млй (770 ± 40 кпк ) |
| Видимая звездная величина (V) | +13,81 |
| Физические характеристики | |
| Масса | 1 × 10 7 M☉ (2 × 10 37 кг) |
| Радиус | 21,2 ± 1,0 св. Лет (6,5 ± 0,3 пк) (радиус полусвета r h) и приливный радиус 263,2 ± 12,7 св. Лет (80,7 ± 3,9 пк) |
| Примерный возраст | ~ 12 млрд лет |
| Прочие обозначения | СХБ 1, ХБК 0-1 |
| См. Также: Шаровое скопление, Список шаровых скоплений. | |
Mayall II, также известный как NGC-224-G1, SKHB 1, GSC 2788: 2139, HBK 0-1, M31GC J003247 + 393440 или скопление Андромеды, представляет собой шаровое скопление, вращающееся вокруг M31, галактики Андромеды.
Оно расположено на 130 000 световых лет (40 кпк ) от галактического ядра Андромеды и является самым ярким (по абсолютной величине ) шаровым скоплением в Местной группе с видимой величиной 13,81 в полосе V. МАЙАЛЛ II, как считается, в два раза большую массу Омега Центавра, и может содержать центральную, промежуточной массы (~ 2 × 10 4 M ⊙ ) черной дыры.
Впервые оно было идентифицировано как возможное шаровое скопление американскими астрономами Николасом Мэйоллом и Олином Дж. Эггеном в 1953 году с помощью 48-дюймовой (1,2 м) пластины Шмидта Palomar, обнаженной в 1948 году.
Из-за широкого распространения металличности, указывающего на множественные звездные поколения и большой период создания звезд, многие утверждают, что это не настоящее шаровое скопление, а на самом деле галактическое ядро, которое осталось от карликовой галактики, поглощенной Андромедой.
