മെസ്സിയർ 10
സർപ്പധരൻ രാശിയിലെ ഒരു ഗോളീയ താരവ്യൂഹമാണ് മെസ്സിയർ 10 (M10) അഥവാ NGC 6254. ചാൾസ് മെസ്സിയറാണ് ഈ താരവ്യൂഹത്തെ കണ്ടെത്തുകയും തന്റെ പട്ടികയിൽ പത്താമത്തെ അംഗമായി ചേർക്കുകയും ചെയ്തത്
| മെസ്സിയർ 10 | |
|---|---|
 മെസ്സിയർ 10 ന്റെ കേന്ദ്രഭാഗം, ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി എടുത്ത 3.5′ ചിത്രം കടപ്പാട്: NASA/STScI/WikiSky | |
| Observation data (J2000 epoch) | |
| ക്ലാസ്സ് | VII[1] |
| നക്ഷത്രരാശി | സർപ്പധരൻ |
| റൈറ്റ് അസൻഷൻ | 16h 57m 8.92s[2] |
| ഡെക്ലിനേഷൻ | −04° 05′ 58.07″[2] |
| ദൂരം | 14.3 kly (4.4 kpc)[3] |
| ദൃശ്യകാന്തിമാനം (V) | 6.4[4] |
| പ്രത്യക്ഷവലുപ്പം (V) | 20′.0 |
| ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ | |
| പിണ്ഡം | 2.25 × 105[5] M☉ |
| ആരം | 41.6 ly[6] |
| ലോഹീയത | –1.25[7] dex |
| കണക്കാക്കപ്പെടുന്ന പ്രായം | 11.39 Gyr[7] |
| മറ്റ് പേരുകൾ | GCl-49, NGC 6254[4] |
| ഇതും കാണുക: ഗോളീയ താരവ്യൂഹം | |
ചരിത്രം
തിരുത്തുക1764 മേയ് 29-ന് ചാൾസ് മെസ്സിയറാണ് ഈ താരവ്യൂഹത്തെ ആദ്യമായി നിരീക്ഷിച്ചത്. മെസ്സിയർ പട്ടികയിൽ പത്താമത്തെ അംഗമായി ഇതിനെ ചേർക്കുമ്പോൾ നക്ഷത്രങ്ങളൊന്നുമില്ലാത്ത ഒരു നീഹാരികയാണ് ഇതെന്നാണ് അദ്ദേഹം കരുതിയിരുന്നത്. 1774-ൽ ജർമ്മൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജൊഹാൻ എലെർട്ട് ബോഡെ ഇതിനെ നിരീക്ഷിച്ചപ്പോഴും ഇങ്ങനെത്തന്നെ കരുതി. എന്നാൽ കൂടുതൽ ശക്തിയേറിയ ദൂരദർശിനികളുപയോഗിച്ച വില്യം ഹെർഷലിന് ഇതിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ വേർതിരിച്ച് കാണാൻ സാധിച്ചു. താരവ്യൂഹത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം ഇരുണ്ടിരിക്കുന്നതായി കാണാൻ സാധിക്കുന്നുവെന്ന് വില്യം പാഴ്സൺസ് (റോസെ പ്രഭു) നിരിക്ഷിച്ചു. ഹാർലോ ഷാർപ്ലി ആണ് താരവ്യൂഹത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം ആദ്യമായി കണക്കാക്കാൻ ശ്രമിച്ചത്. എന്നാൽ അദ്ദേഹം കണക്കാക്കിയ 33,000 പ്രകാശവർഷം എന്ന ദുരം ഇന്നംഗീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന വിലയിൽ നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു.[8]
നിരീക്ഷണം
തിരുത്തുകതാരവ്യൂഹത്തിന്റെ ടൈഡൽ ആരം കോണളവിൽ 19.3 ആർക്‌മിനിറ്റ് ആണ്, ചന്ദ്രന്റെ കോണീയവ്യാസത്തിന്റെ മൂന്നിൽ രണ്ട് ഭാഗം വരും ഇത്. എന്നാൽ ഇടത്തരം ദുരദർശിനികളുപയോഗിച്ചാൽ ഇതിന്റെ പകുതിയോളം (8-9') വലിപ്പമേ കാണുകയുള്ളൂ. താരവ്യൂഹത്തിന്റെ പ്രഭയേറിയ കാമ്പ് താരതമ്യേന ചെറുതായതിനാലാണിത്. താരവ്യൂഹകാമ്പിന്റെ കോണീയ ആരം 48 ആർക്‌സെകന്റ് ആണ്, താരവ്യൂഹത്തിന്റെ പകുതി പിണ്ഡം ഉൾക്കൊള്ളുന്ന ആരം 2.5 ആർക്മിനിറ്റും.[2]
സവിശേഷതകൾ
തിരുത്തുകM10 ന്റെ വ്യാസം 83 പ്രകാശവർഷമാണ്. ഇതിൽ താരവ്യൂഹത്തിന്റെ കാമ്പിന്റെ വ്യാസം 35 പ്രകാശവർഷം മാത്രമാണ്. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് 14,300 പ്രകാശവർഷം അകലെയാണ് M10 സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്.[3]
ലോഹീയത കുറഞ്ഞ ("moderately metal–poor") ഒരു താരവ്യൂഹമാണിത്. ഈ താരവ്യൂഹത്തിലെ ഇരുമ്പിന്റെയും ഹൈഡ്രജന്റെയും അനുപാതം സൂര്യന്റെ 3.5 ശതമാനം മാത്രമാണ്. പിണ്ഡമേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ എസ്-പ്രക്രിയ വഴിയും ടൈപ് II സൂപ്പർനോവകൾ വഴിയുമാണ് താരവ്യൂഹത്തിൽ ഉയർന്ന മൂലകങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്നത്, ഈ പ്രക്രിയയിൽ ടൈപ് Iഎ സൂപ്പർനോവകളുടെ പങ്ക് വളരെ കുറവാണ്.[9]
ദ്വന്ദനക്ഷത്രങ്ങൾ പൊതുവെ പിണ്ഡമേറിയവയായതിനാൽ അവ താരവ്യൂഹകേന്ദ്രത്തിനടുത്തായാണ് കൂടുതലും കാണപ്പെടുക. M10 ന്റെ കാമ്പിൽ 14 ശതമാനത്തോളം നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇരട്ടകളാണ്. എന്നാൽ കാമ്പിൽ നിന്ന് അകലുന്തോറും ഈ അനുപാതം കുറഞ്ഞുവരുന്നു, താരവ്യൂഹത്തിന്റെ ബാഹ്യഭാഗങ്ങളിൽ 1.5 ശതമാനം മാത്രമാണ് ഇരട്ടനക്ഷത്രങ്ങൾ.[2] നക്ഷത്രങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള പ്രതിപ്രവർത്തനം വഴി സംജാതമാകുന്ന ബ്ലൂ സ്ട്രാഗ്ലർ നക്ഷത്രങ്ങൾ കാമ്പിൽ ധാരാളമായി കാണപ്പെടുന്നു, ഇവയിലധികവും 200 മുതൽ 500 വരെ വർഷം പ്രായമുള്ളവയാണ്.[10] താരവ്യൂഹകാമ്പിന്റെ സാന്ദ്രത 3.8 സൗരപിണ്ഡം പ്രതി ക്യൂബിക് പാർസെക് ആണ്.[2]
M10 ൽ ഇതുവരെ നാല് ചരനക്ഷത്രങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ആകാശഗംഗയുടെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്ന് 5 kiloparsec (16 kly) ദുരത്തായാണ് താരവ്യൂഹം ഇപ്പോൾ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. 0.21 വികേന്ദ്രതയുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിൽ 14 കോടി വർഷമെടുത്തുകൊണ്ട് M10 ആകാശഗംഗയെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നു.[5]
അവലംബം
തിരുത്തുക- ↑ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. (1927), "A Classification of Globular Clusters", Harvard College Observatory Bulletin (849): 11–14, Bibcode:1927BHarO.849...11S.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help) - ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Dalessandro, E.; et al. (2011), "The Binary Fraction in the Globular Cluster M10 (NGC 6254): Comparing Core and Outer Regions", The Astrophysical Journal, 743: 11, arXiv:1108.5675, Bibcode:2011ApJ...743...11D, doi:10.1088/0004-637X/743/1/11.
{{citation}}: Unknown parameter|Issue=ignored (|issue=suggested) (help) - ↑ 3.0 3.1 Bica, E.; et al. (2006), "Globular cluster system and Milky Way properties revisited", Astronomy and Astrophysics, 450 (1): 105–115, arXiv:astro-ph/0511788, Bibcode:2006A&A...450..105B, doi:10.1051/0004-6361:20054351.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help) - ↑ 4.0 4.1 "M 10 -- Globular Cluster", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, retrieved 2010-03-19.
- ↑ 5.0 5.1 Ostriker, Jeremiah P. (1999), "Effects of Tidal Shocks on the Evolution of Globular Clusters", Astrophysical Journal, 522 (2): 935–949, arXiv:astro-ph/9806245, Bibcode:1999ApJ...522..935G, doi:10.1086/307659.
- ↑ distance × sin( diameter_angle / 2 ) = 41.6 ly. radius
- ↑ 7.0 7.1 Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (2010), "Accreted versus in situ Milky Way globular clusters", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 404 (3): 1203–1214, arXiv:1001.4289, Bibcode:2010MNRAS.404.1203F, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help)CS1 maint: unflagged free DOI (link) - ↑ Burnham, Robert (1978), Burnham's celestial handbook: an observer's guide to the universe beyond the Solar System, Dover Books on Astronomy, vol. 2 (2nd ed.), Courier Dover Publications, p. 1261, ISBN 0486235688.
- ↑ Pilachowski, Catherine A. (2008), "Chemical Analysis of Five Red Giants in the Globular Cluster M10 (NGC 6254)", The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 120 (872): 1097–1102, arXiv:0808.2480, Bibcode:2008PASP..120.1097H, doi:10.1086/592717.
{{citation}}: Invalid|display-authors=1(help); Unknown parameter|month=ignored (help) - ↑ Ferraro, Francesco R.; et al. (2003), "Blue Straggler Stars: A Direct Comparison of Star Counts and Population Ratios in Six Galactic Globular Clusters", The Astrophysical Journal, 588 (1): 464–477, arXiv:astro-ph/0301261, Bibcode:2003ApJ...588..464F, doi:10.1086/374042.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help)
