Unordentlicher 62 - Messier 62

Unordentlicher 62
Messier62 - HST - Potw1915a.jpg
Messier 62 vom Hubble Space Telescope
Credit: ESA/Hubble & NASA, S. Anderson et al.
Beobachtungsdaten ( J2000 Epoche )
Klasse NS
Konstellation Ophiuchus
Rektaszension 17 h 01 m 12,60 s
Deklination –30° 06′ 44,5″
Distanz 22,2  kly (6,8  kpc )
Scheinbare Größe (V) +6.45
Scheinbare Abmessungen (V) 15 '
Physikalische Eigenschaften
Absolute Größe −9.18.
Masse 1,22 × 10 6  M ☉
Radius 49 ly
Gezeitenradius 59 ly.
Metallizität  = –1.02 dex
Geschätztes Alter 11.78  Gyr
Andere Bezeichnungen C 1658-300, GCl 51, M62, NGC  6266
Siehe auch: Kugelsternhaufen , Liste der Kugelsternhaufen

Messier 62 oder M62 , auch bekannt als NGC 6266 , ist ein Kugelsternhaufen von Sternen im Süden der äquatorialen Konstellation von Ophiuchus . Es wurde 1771 von Charles Messier entdeckt und acht Jahre später in seinen Katalog aufgenommen.

M62 ist ungefähr 22.2 kly von der Erde und5,5 kly vom galaktischen Zentrum entfernt . Er gehört zu den zehn massereichsten und leuchtendsten Kugelsternhaufen in der Milchstraße und zeigt eine integrierte absolute Helligkeit von −9,18. Es hat eine geschätzte Masse von1,22 × 10 6  M ☉ und ein Masse-zu-Licht-Verhältnis von2,05 ± 0,04 im Kernband des sichtbaren Lichts, dem V-Band . Es hat eine projizierte Elliptizität von 0,01, was bedeutet, dass es im Wesentlichen kugelförmig ist. Das Dichteprofil seiner Mitgliedssterne deutet darauf hin, dass es noch keinen Kernkollaps durchgemacht hat . Es hat einen Kernradius von 1,3 ly (0,39 pc), einen halben Massenradius von 9,6 ly (2,95 pc) und einen halben Lichtradius von 6,0 ly (1,83 pc). Die Sternendichte im Kern beträgt5,13  M ☉ pro Kubikparsec. Es hat einen Gezeitenradius von 59 ly (18,0 pc).

Der Haufen zeigt mindestens zwei verschiedene Sternenpopulationen, die höchstwahrscheinlich zwei separate Episoden der Sternentstehung darstellen. Von den Hauptreihensternen im Haufen,79% ± 1% stammen aus der ersten Generation und21% ± 1% vom zweiten. Die zweite wird durch Materialien verschmutzt, die von der ersten freigesetzt werden. Insbesondere die Häufigkeiten von Helium, Kohlenstoff, Magnesium, Aluminium und Natrium unterscheiden sich zwischen diesen beiden.

Indikationen sind, dass es sich um ein Oosterhoff Typ I oder " metallreiches " System handelt. Eine Studie aus dem Jahr 2010 identifizierte 245 veränderliche Sterne im Feld des Haufens, von denen 209 RR-Lyrae-Variablen sind , vier Typ-II-Cepheiden sind , 25 langperiodische Variablen sind und einer ein verdunkelndes Binär ist . Der Cluster könnte sich in Bezug auf RR-Lyrae-Variablen als der reichste der Galaxie erweisen. Es hat sechs binäre Millisekunden- Pulsare , darunter einen (COM6266B), der ein verdunkelndes Verhalten durch Gas zeigt, das von seinem Begleiter strömt. Es gibt mehrere Röntgenquellen , darunter 50 im Halbmassenradius. Es wurden 47 blaue Nachzügler- Kandidaten identifiziert, die aus der Verschmelzung zweier Sterne in einem Doppelsternsystem entstanden sind, und diese sind vorzugsweise in der Nähe der Kernregion konzentriert.

Es wird vermutet, dass dieser Cluster ein Schwarzes Loch mit mittlerer Masse (IMBH) beherbergt – er gilt als gut geeignet für die Suche nach einem solchen Objekt. Eine kurze Studie vor 2013 über die Eigenbewegung von Sternen im Inneren17 ″ des Kerns erforderten keine IMBH zur Erklärung. Simulationen können jedoch einen mit einer Masse von einigen tausend M ☉ nicht ausschließen . Basierend auf Radialgeschwindigkeitsmessungen innerhalb einer Bogensekunde des Kerns haben Kiselev et al. (2008) behauptete eine IMBH, ebenfalls mit der Masse(1-9) × 10 3  M ☉ .

Galerie

Referenzen und Fußnoten

Externe Links

Koordinaten : Himmelskarte 17 h 01 m 12,60 s , -30° 06′ 44,5″