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M62 (球狀星團)

天球赤道座標：星圖 17h 01m 12.60s, −30° 06′ 44.5″
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Messier 62
哈伯太空望遠鏡所見的M62
觀測數據（J2000 曆元）
分類IV[1]
星座蛇夫座
赤經17h 01m 12.60s[2]
赤緯–30° 06′ 44.5″[2]
距離21.5 ± 1.3 kly（6.6 ± 0.4 kpc）[3]
視星等（V）6.5[4]
視直徑（V）15′
物理性質
Mass1.22×106[5] M☉
半徑48 ly[6]
金屬量–1.02[7] dex
估計年齡11.78 Gyr[7]
其它名稱C 1658-300, GCl 51, M62, NGC 6266[8]
參見：球狀星團，球狀星團表

M62（Messier 62，也稱為NGC 6266或閃爍球狀星團）是在天球赤道星座蛇夫座南部的一個球狀星團[a]。它是由查爾斯·梅西耶在1771年發現的[b]，八年後，它才被添加到他的目錄中[9]。

M62距離地球大約21.5 kly[3]，距離銀河中心5.5 kly[2]。它是銀河系中質量最大、亮度最高的十個球狀星團之一，整體顯示出 -9.18等的絕對星等[10]。以V波段觀察核心的可見光波段，估計它的質量為1.22×106 M☉[5]，質光比2.05±0.04[11]。它的投影扁率為0.01，這意味著它基本上是球形的[12]。其成員星的密度分布表明它還沒有經歷過核心塌縮 [13]。它的芯半徑為1.3 ly（0.39 pc）倍，半質量半徑為9.6 ly（2.95 pc），和半光度半徑為 6.0 ly（1.83 pc）。在核心的恆星密度為每立方秒差距5.13 M☉[14]。它的潮汐半徑為 59 ly（18.0 pc）[15]。

這個星團顯示了至少兩個不同的恆星群，這很可能代表了恆星形成的兩個獨立事件。在星團中的主序帶恆星中，79%±1%來自第一代，和21%±1%來自第二代。第二代接收了第一代釋出的元素，使第二代的元素更豐富。特別是氦、碳、鎂、鋁和鈉的豐度在這兩者之間有所不同[10]。

跡象表明這是一個奧斯特霍夫I型或「富金屬」系統。2010年的一項研究在星團的視場中發現了245顆變星，其中209顆是天琴座RR型變星，4顆是第二型造父變星，25顆是長週期變星，1顆是食雙星。就天琴座RR型變星而言，這個星系團可能被證明是星系中最豐富的變星[16]。它有10顆毫秒脈衝星聯星，其中1顆（M62B）從其伴星流出的氣體顯示出食變星的行為[17]，還有一顆（M62H）有一顆圍繞軌道運行的系外行星，質量大約是木星的三倍[18]。有多個X射線源，包括半質量半徑內的50個[13]。47顆已經確定是藍掉隊星候選者，它們是由聯星系統中的兩顆恆星合併形成的，它們優先集中在核心區域附近[13]。

據推測，這個星團可能是中等質量黑洞（IMBH）的宿主；它被認為非常適合搜索此類物件。在2013年之前，對恆星內部自行的簡要研究 17″的核心不需要IMBH來解釋。然而，模擬不能排除在M62的核心中質量為幾千M☉的磁源。例如，根據在核心 弧秒內的徑向速度測量，基謝廖夫英語：Kiselec等人（2008）在M15，同樣質量為(1–9)×103 M☉[11]。

圖集

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相關條目

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參考資料和註解

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  1. ^ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B., A Classification of Globular Clusters, Harvard College Observatory Bulletin, August 1927, 849 (849): 11–14, Bibcode:1927BHarO.849...11S. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 Di Criscienzo, M.; et al, RR Lyrae-based calibration of the Globular Cluster Luminosity Function, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, February 2006, 365 (4): 1357–1366, Bibcode:2006MNRAS.365.1357D, S2CID 17838243, arXiv:astro-ph/0511128 可免费查阅, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09819.x 可免费查阅. 
  3. ^ 3.0 3.1 Oliveira, R. A. P.; Ortolani, S.; Barbuy, B.; Kerber, L. O.; Maia, F. F. S.; Bica, E.; Cassisi, S.; Souza, S. O.; Pérez-Villegas, A. Precise distances from OGLE-IV member RR Lyrae stars in six bulge globular clusters. Astronomy & Astrophysics. 2022, 657: A123. Bibcode:2022A&A...657A.123O. S2CID 239998638. arXiv:2110.13943 可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361/202141596. 
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  5. ^ 5.0 5.1 Boyles, J.; et al, Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters, The Astrophysical Journal, November 2011, 742 (1): 51, Bibcode:2011ApJ...742...51B, S2CID 118649860, arXiv:1108.4402 可免费查阅, doi:10.1088/0004-637X/742/1/51. 
  6. ^ distance × sin( diameter_angle / 2 ) = 48 ly. radius
  7. ^ 7.0 7.1 Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry, Accreted versus in situ Milky Way globular clusters, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, May 2010, 404 (3): 1203–1214, Bibcode:2010MNRAS.404.1203F, S2CID 51825384, arXiv:1001.4289 可免费查阅, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x 可免费查阅. 
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  1. ^ In daily rising of this star, whether in day- or nighttime, it will reach 15° above the due southern horizon, at the 90°−30°−15° parallel thus the 45th parallel north, the furthest north for very detailed observation for this object
  2. ^ On June 7

外部連結

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