M 15 (звёздное скопление)

Перейти к навигацииПерейти к поиску
Шаровое скопление M 15
Шаровое скопление
История исследования
ОткрывательЖан Доминик Маральди
Дата открытия1746
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение21ч 29м 58,33с
Склонение12° 10′ 1,20″
Расстояние33 600 св. года (10 300 пк)
Видимая звёздная величина (V)6,2
Видимые размеры18,0′
Лучевая скорость (Rv)−107,5 ± 0,3 км/с[2] и −106,6 ± 0,6 км/с[2]
Собственное движение
 • прямое восхождение−0,46 ± 0,26 mas/год[1]
 • склонение−4,98 ± 0,26 mas/год[1]
СозвездиеПегас
Физические характеристики
КлассIV
Часть отМлечный Путь
Радиус~100 св. лет
Абсолютная звёздная величина (V)−9,11[2]
Металличность [Fe/H]−2,34[3][4]
Информация в базах данных
SIMBADM 15
Коды в каталогах
NGC 7078, M 15
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

M 15 (также известно как Мессье 15 и NGC 7078) — шаровое звёздное скопление в созвездии Пегаса.

История открытия

Было открыто Жаном Домиником Маральди в 1746 году. Шарль Мессье включил скопление в каталог кометоподобных объектов в 1764.

Интересные характеристики

M 15 находится на расстоянии около 33 600 световых лет от Земли. Оно обладает абсолютной звёздной величиной −9,2m, что соответствует суммарной светимости, в 360 000 раз превышающей светимость Солнца. М15 — одно из самых плотных шаровых скоплений в нашей Галактике. Оно состоит из более чем 100 000 звёзд.

Ядро этого скопления подверглось сжатию (явлению, известному как «схлопывание ядра») и имеет центральный пик плотности, окружённый громадным количеством звёзд и, возможно, содержащий чёрную дыру.

M 15 содержит довольно большое количество переменных звёзд, 112 из которых находятся в ядре. В скоплении было найдено по меньшей мере 9 пульсаров, включая одну возможную систему двойного пульсара. M 15 также содержит планетарную туманность Pease 1,которая была обнаружена в 1928 году и является одной из четырёх открытых планетарных туманностей в шаровых скоплениях.

На одном луче зрения с M 15, но на значительном удалении (35 тыс. св. лет до M 15 и 7,2 тыс. св. лет до VLA J2130+12), находится бинарная звёздная система VLA J213002.08+120904 (VLA J2130+12, M15 S2), состоящая из маломассивной звезды (10—15 M⊙) и низкотемпературной карликовой нейтронной звезды (>1+ M⊙) — малоактивной чёрной дыры[5].

Любительские наблюдения

M 15 в Созвездии Пегаса

M 15 — один из самых ярких представителей шаровых скоплений на осеннем небе. В отсутствие искусственной (уличное освещение) и естественной (Луна) засветки при хорошем зрении его нетрудно увидеть и невооружённым глазом на продолжении отрезка θ — ε Пегаса в виде туманной звёздочки. Впрочем, тут возможны и ошибки — рядом со скоплением находится примерно равная ему по яркости одиночная звезда. M 15 хорошо видна в полевой бинокль, хотя диффузная природа скопления не сразу различается, что связано с высокой концентрацией звёзд к центру. В телескоп даже умеренной апертуры становится отчётливо наблюдаемой разница в плотности звёзд между центром скопления и его гало.

Почти точно в центре скопления располагается крошечная (звездообразная) планетарная туманность PK 66-27.1. Её можно обнаружить при помощи узкополосного интерференционного фильтра OIII (из числа так называемых «дипскай»-фильтров). Большая часть излучения этой туманности излучается в зелёной линии дважды ионизированного кислорода, и фильтр, который существенно затемняет свет звёзд скопления, оставляет яркость туманности почти без изменений. В итоге при рассматривании шарового скопления M 15 с фильтром планетарная туманность выделяется как более яркая «звезда» на фоне тусклых.

Соседи по небу из каталога Мессье

  • M 2 — (к югу в Водолее) ещё более концентрированное, хотя и менее яркое шаровое скопление;
  • M 71 — (на запад в Стреле) очень рыхлое шаровое скопление, более похожее на рассеянное;
  • M 27 — (на запад в Лисичке) одна из самых ярких планетарных туманностей

Последовательность наблюдения в «Марафоне Мессье»

…M 69 → M 54 → M 15 → M 70 → M 72…

Изображения


Гал.долгота 65.0126°
Гал.широта -27.3126°
Расстояние 33000 св. лет

См. также


Примечания

  1. ↑ 1 2 Kharchenko N. V., Piskunov A. E., Schilbach E., Röser S., R.-D. Scholz Global survey of star clusters in the Milky Way (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2013. — Vol. 558. — P. 53–53. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201322302 — arXiv:1308.5822
  2. ↑ 1 2 3 Harris W. E. A catalog of parameters for globular clusters in the Milky Way (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 1996. — Vol. 112, Iss. 4. — P. 1487. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/118116
  3. ↑ Willman B., Strader J. "Galaxy," defined (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2012. — Vol. 144. — P. 76. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/144/3/76 — arXiv:1203.2608
  4. ↑ Leaman R. Insights into pre-enrichment of star clusters and self-enrichment of dwarf galaxies from their intrinsic metallicity dispersions (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2012. — Vol. 144, Iss. 6. — P. 183. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/144/6/183 — arXiv:1209.4648
  5. ↑ Clandestine Black Hole May Represent New Population Архивировано 1 июля 2016 года.

Ссылки