Messiera 30 - Messier 30
Messiera 30 | |
---|---|
Dane obserwacyjne ( epoka J2000 ) | |
Klasa | V |
Konstelacja | Koziorożec |
rektascensja | 21 godz. 40 m 22,12 s |
Deklinacja | -23° 10′ 47,5″ |
Dystans | 27,14 ± 0,65 kg (8,3 ± 0,20 kpc ) |
Pozorna wielkość (V) | +7,7 |
Pozorne wymiary (V) | 12'.0 |
Charakterystyka fizyczna | |
Masa | 1,6 x 10 5 M ☉ |
Metaliczność | = –2,27 dex |
Szacowany wiek | 12.93 Gyr |
Inne oznaczenia | M30, NGC 7099, GCl 122 |
Messier 30 (znana również jako M30 lub NGC 7099 ) to gromada gwiazd w południowo-wschodniej części południowej konstelacji z Capricornus , co o deklinacji Słońca, gdy ten ostatni jest w przesilenia grudnia . Został odkryty przez francuskiego astronoma Charlesa Messiera w 1764 roku, który opisał ją jako okrągłą mgławicę bez gwiazdy. W New General Catalog , opracowanym w latach 80. XIX wieku, został opisany jako „niezwykły kulisty, jasny, duży, lekko owalny”. Można go łatwo oglądać w lornetce 10×50, tworząc plamę zamglonego światła o szerokości około 4 minut kątowych, która jest lekko wydłużona wzdłuż osi wschód-zachód. Dzięki większemu instrumentowi poszczególne gwiazdy mogą zostać rozdzielone, a gromada obejmie kąt do 12 minut kątowych w poprzek, przechodząc w skompresowane jądro o szerokości około jednej minuty kątowej, które ma większą gęstość gwiazd wewnątrz.
Najdłużej można ją zaobserwować (w przeciwieństwie do słońca) w pierwszej połowie sierpnia.
M30 jest wyśrodkowana 27 100 lat świetlnych od Ziemi z około 2,5% marginesem błędu i ma około 93 lata świetlne średnicy . Szacowany wiek wynosi około 12,9 miliarda lat i tworzy masę około 160 000 mas Słońca ( M ☉ ). Gromada porusza się po orbicie wstecznej (wbrew ogólnemu przepływowi) przez wewnętrzne halo galaktyczne, co sugeruje, że została pobrana z galaktyki satelitarnej, a nie uformowana w Drodze Mlecznej . Znajduje się w tej epoce 22,2 kly (6,8 kpc) od centrum galaktyki, w porównaniu do około 26 kly (8,0 kpc) dla Słońca .
Gromada przeszła dynamiczny proces zwany zapadaniem się jądra i obecnie ma koncentrację masy w jądrze około miliona mas Słońca na parsek sześcienny . To sprawia, że jest to jeden z obszarów o największej gęstości w galaktyce Drogi Mlecznej . Gwiazdy znajdujące się w tak bliskiej odległości będą doświadczać wysokiego tempa interakcji, które mogą tworzyć układy podwójne gwiazd , a także rodzaj gwiazdy zwanej niebieskim marudderem, który powstaje w wyniku transferu masy. Proces segregacji masy mógł spowodować, że region centralny zyskał większą proporcję gwiazd o większej masie, tworząc gradient kolorów ze wzrostem błękitu w kierunku środka gromady.
Odniesienia i przypisy
Zewnętrzne linki
- Gromada kulista M30 na stronach SEDS Messier
- Messier 30, strona Galaktyczna baza danych gromad kulistych
- Szary, Meghan. "M30 – Gromada kulista" . Filmy z głębokim niebem . Brady Haran .
- Messier 30 na WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Wodór α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artykuły i obrazy