Messier 55

Messier 55
Dữ liệu quan sát (Kỷ nguyên J2000)
Kiểu quang phổ	XI[1]
Chòm sao	Nhân Mã
Xích kinh	19^h 39^m 59,71^s[2]
Xích vĩ	−30° 57′ 53,1″[2]
Khoảng cách	17,6 kly (5,4 kpc)[3]
Cấp sao biểu kiến (V)	+7,42[4]
Kích thước (V)	19′.0
Đặc trưng vật lý
Khối lượng	269×10^5[3] M☉
Bán kính	48 ly[5]
Độ kim loại	${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}$ = –1,94[3] dex
Tuổi dự kiến	12,3 tỷ năm[6]
Tên gọi khác	M55, NGC 6809, GCl 113, C 1936-310[4]
Xem thêm: Cụm sao cầu, Danh sách cụm sao cầu

Messier 55 (còn được gọi là M55 hay NGC 6809) là cụm sao cầu trong chòm sao Nhân Mã. Nó được Nicolas Louis de Lacaille phát hiện vào ngày 16 tháng 6 năm 1752 trong khi quan sát từ Nam Phi ngày nay.^[7] Bắt đầu từ năm 1754, Charles Messier đã thực hiện một số cố gắng tìm kiếm thiên thể này từ Paris, Pháp, nhưng xích vĩ thấp của nó đồng nghĩa với việc nó không bao giờ mọc đủ cao trên đường chân trời để cho phép quan sát dễ dàng. Cuối cùng ông đã quan sát và lập danh lục nó vào năm 1778. Cụm sao này có thể được nhìn thấy với một ống nhòm 50 mm, mặc dù việc phân biệt các ngôi sao riêng lẻ cần có kính viễn vọng cỡ trung bình.^[7]

M55 ở cách Trái Đất khoảng 17.600 năm ánh sáng. Nó có khối lượng gấp khoảng 269.000 lần so với Mặt Trời.^[3] Giống như các cụm sao cầu khác của dải Ngân Hà, nó có độ phổ biến của các nguyên tố khác (ngoài hydro và heli) thấp so với Mặt Trời, điều mà các nhà thiên văn học gọi là độ kim loại của cụm sao. Đại lượng này thường được liệt kê là logarit cơ sở 10 của tỷ lệ so với Mặt Trời; đối với NGC 6809, độ kim loại được tính ra là: [Fe/H] = -1,94.^[3] Lấy lũy thừa 10 của số này sẽ có kết quả độ phổ biến bằng 1,15% tỷ lệ các nguyên tố như vậy có trong Mặt Trời.

Chỉ có khoảng 55 sao biến quang được phát hiện ở phần trung tâm của M55.^[8]

Thư viện ảnh

• 
  Messier 55 với kính viễn vọng nghiệp dư.
• 
  Bản đồ hiển thị vị trí của M55.

Tham khảo

1. Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. (tháng 8 năm 1927), “A Classification of Globular Clusters”, Harvard College Observatory Bulletin, 849 (849): 11–14, Bibcode:1927BHarO.849...11S.
2. ^ Goldsbury, Ryan; và đồng nghiệp (tháng 12 năm 2010), “The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. X. New Determinations of Centers for 65 Clusters”, The Astronomical Journal, 140 (6): 1830–1837, arXiv:1008.2755, Bibcode:2010AJ....140.1830G, doi:10.1088/0004-6256/140/6/1830
3. ^ Boyles, J.; và đồng nghiệp (tháng 11 năm 2011), “Young Radio Pulsars in Galactic Globular Clusters”, The Astrophysical Journal, 742 (1): 51, arXiv:1108.4402, Bibcode:2011ApJ...742...51B, doi:10.1088/0004-637X/742/1/51
4. ^ “M 55”. SIMBAD. Trung tâm dữ liệu thiên văn Strasbourg. Truy cập ngày 16 tháng 11 năm 2006.
5. Từ lượng giác: bán kính = khoảng cách × sin(đường kính góc/2) = 17.600 × sin(19′/2) = 48,6 ly.
6. Sollima, A.; và đồng nghiệp (tháng 4 năm 2008), “The correlation between blue straggler and binary fractions in the core of Galactic globular clusters”, Astronomy and Astrophysics, 481 (3): 701–704, arXiv:0801.4511, Bibcode:2008A&A...481..701S, doi:10.1051/0004-6361:20079082
7. ^ Thompson, Robert Bruce; Thompson, Barbara Fritchman (2007), Illustrated guide to astronomical wonders, DIY science, O'Reilly Media, Inc., tr. 413, ISBN 978-0-596-52685-6
8. Kaluzny, J.; và đồng nghiệp (tháng 9 năm 2010), “The Cluster AgeS Experiment (CASE). Variable Stars in the Globular Cluster M55”, Acta Astronomica, 60 (3): 245–260, arXiv:1011.0831, Bibcode:2010AcA....60..245K