M 5 (звёздное скопление)

Перейти к навигацииПерейти к поиску
M 5
Шаровое скопление
История исследования
ОткрывательГоттфрид Кирх
Дата открытия5 мая 1702
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение15ч 18м 33,22с
Склонение+02° 04′ 51,70″
Расстояние24 500 св. года (7500 пк)
Видимая звёздная величина (V)5,6
Видимые размеры23,0′
Лучевая скорость (Rv)52,1 ± 0,5 км/с[2] и 51,8 ± 0,5 км/с[2]
Собственное движение
 • прямое восхождение5,11 ± 0,34 mas/год[1]
 • склонение−10,29 ± 0,34 mas/год[1]
СозвездиеЗмея
Физические характеристики
Часть отМлечный Путь
Радиус80 св. лет
Абсолютная звёздная величина (V)−8,76[2]
Металличность [Fe/H]−1,35[3][4]
Возраст13 млрд
Информация в базах данных
SIMBADM 5
Коды в каталогах
NGC 5904
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Messier 5 (англ. M 5, NGC 5904, рус. Мессье 5) — шаровое звёздное скопление в созвездии Змеи.

История открытия

M 5 было открыто немецким астрономом Готтфридом Кирхом в 1702 году во время наблюдения им кометы. Шарль Мессье обнаружил его в 1764 г. и посчитал, что это туманность без звёзд. Уильям Гершель идентифицировал индивидуальные звёзды в скоплении в 1791 г., пересчитав около 200 из них.

Интересные характеристики

Простираясь на 165 световых лет в поперечнике, M 5 является одним из самых крупных известных звёздных шаровых скоплений. Сфера гравитационного влияния M 5, (то есть объём пространства в котором звёзды притягивались бы скоплением, а не отрывались бы гравитационным тяготением Млечного пути) имеет радиус около 200 световых лет. Это большое скопление принадлежит к наиболее массивным в окрестности нашей Галактики, его масса эквивалентна 2 млн масс Солнца.

Имея возраст в 13 миллиардов лет, это скопление является также одним из самых старых скоплений в составе Галактики Млечный Путь. Расстояние от Земли до M 5 около 24 500 световых лет. Скопление содержит по разным оценкам от 100 000 до 500 000 звёзд.

Переменные звёзды

Как минимум 105 звёзд в M 5 являются переменными звёздами, 97 из них принадлежат к типу RR Лиры. Переменные типа RR Лиры, иногда называемые «Переменными Скопления», некоторым образом аналогичны Цефеидам и поэтому могут быть использованы в качестве инструмента для измерения расстояний во внешнем космосе, так как для них хорошо известна зависимость между амплитудой и периодом изменения блеска. Самые яркие и легче всего наблюдаемые переменные в M 5 меняют яркость от 10,6 до 12,1 за период в 26,5 дней. В скоплении также имеется карликовая новая звезда.

Наблюдения

M 5 находится в Созвездии Змеи

На ясном загородном небе в новолуние M 5 можно попытаться найти невооруженным глазом как тусклую «звезду» около звезды 5 Змеи. Наилучшее время наблюдения в России — весна. В бинокль или подзорную трубу скопление видно как округлое диффузное облачко. В телескоп даже и малой апертуры (от 80 мм) при соответствующем увеличении различаются отдельные звёзды. Наиболее яркие из них обладают видимой звёздной величиной 12,2m. В телескоп апертурой 100 мм хорошо видны звёзды по краям (около двух десятков). В 150 мм скопление представляет собой богатый рой звёзд. В 200 мм и более распадается на звёзды почти до самого центра и становится видно неравномерность падения звёздной плотности при движении от центра к краю. Цепочки звёзд выстраиваются в фигуру, напоминающую краба или жука.

Соседи по небу из каталога Мессье

  • M 10 и M 12 — (на восток, в Змееносце) два более тусклых шаровых скопления.

Последовательность наблюдения в «Марафоне Мессье»

…M 13 → M 92 → M 5 → M 57 → M 12…

Изображения

Гал. долгота 3,8587°
Гал. широта +46.7964°
Расстояние 24 500 св. лет

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

Ссылки