Messier 2
| Messier 2 | |
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| Descoberto por | Jean-Dominique Maraldi |
| Data | 1746 |
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Aquarius |
| Tipo | Aglomerado globular |
| Asc. reta | 21h 33m 27s[1] |
| Declinação | -00° 49′ 24″[1] |
| Distância | 37 500 anos-luz (11 500 pc) |
| Magnit. apar. | +6,5[2] |
| Dimensões | 16′,0 |
| Características físicas | |
| Raio | 87,5 anos-luz[3] |
| Idade estimada | 13 bilhões de anos[2] |
| Outras denominações | NGC 7089,[1] GC 4678, Bode 70[3] |
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Messier 2 (NGC 7089) é um aglomerado globular de estrelas na constelação de Aquário, descoberto pelo astrônomo Jean-Domenique Maraldi em 1746. É um dos maiores aglomerados globulares conhecidos da Via-Láctea.
Na esfera celeste, situa-se cerca de cinco graus ao norte da estrela Beta Aquarii e a dez graus ao su-sudoeste de Epsilon Pegasi, que tem a mesma declinação de Alpha Aquarii, a estrela mais brilhante de Aquário. É visto como uma pequena mancha nebulosa ligeiramente oval em binóculos e suas estrelas mais brilhantes são vistas com pequenos telescópios.[3]
Descoberta e visibilidade[editar | editar código-fonte]
O aglomerado globular foi descoberto pelo astrônomo franco-italiano Giovanni Domenico Maraldi em 11 de setembro de 1746 enquanto observava com Jacques Cassini um cometa.[3] Exatos quatorze anos depois, Charles Messier descobriu-o de forma independente, listando o objeto astronômico em seu catálogo de aglomerados e nebulosas e descrevendo-o como uma nebulosa sem estrelas. Anos mais tarde, William Herschel, descobridor de Urano e utilizando uma instrumentação mais eficiente, percebeu que a nebulosa na realidade era formada por incontáveis estrelas que não passavam de um borrão para Messier.[2]
Sua magnitude aparente é de 6,3 a 6,5 e tem, em fotografias CCD de longa exposição, 16 minutos de arco de diâmetro aparente. É fracamente visível a olho nu, mesmo em um céu noturno excepcionalmente escuro, embora seja facilmente localizável como uma nebulosa com o auxílio de lunetas ou binóculos. Apenas telescópios com abertura superior a 0,25 m são capazes de resolver suas estrelas mais brilhantes.[2]
Características[editar | editar código-fonte]
Tem um diâmetro aproximado de 175 anos-luz. Segundo a classificação de Harlow Shapley e Helen Sawyer Hogg, M2 é um aglomerado globular classe II, onde aglomerados de classe I são os mais densos e os de classe XII são os menos densos: contém cerca de 150 000 estrelas, sendo um dos mais ricos e compactos aglomerados globulares da Via-Láctea.[2] Tem a forma elipsoidal e dista a 37 500 anos-luz da Terra, estando do lado oposto do disco galáctico.[4]
Como a maioria dos aglomerados globulares, seu núcleo é denso, medindo apenas 20 segundos de grau de diâmetro aparente em fotografias, equivalendo a 3,7 anos-luz. Seu raio de influência gravitacional mede 233 anos-luz. Suas estrelas mais brilhantes têm magnitude aparente 13,1 e são compostas principalmente por gigantes amarelas e vermelhas, e suas estrelas mais jovens, brancas, têm magnitude aparente 16,1. A classe espectral média foi estimada em F4 e seu índice de cor em 0,66.[2] O astrônomo Halton Arp estimou em 1962 a idade do aglomerado em 13 bilhões de anos.[5]
São conhecidas no aglomerado 21 estrelas variáveis, sendo que 2 já eram conhecidas em 1895 por Solon Irving Bailey,[6] e 8 em 1897. A maior parte das estrelas variáveis são da classe RR Lyrae, que têm períodos menores que um dia, embora sejam conhecidas três variáveis W Virginis, com períodos de 15,57, 17,55 e 19,30 dias, respectivamente, e magnitude aparente 13.[7][8] Também há uma variável RV Tauri, descoberta pelo francês A. Chèvremont em 1897, com magnitude aparente variando periodicamente a cada 69,09 dias entre 12,5 e 14,0.[2]
O aglomerado situa-se no halo galáctico e está se aproximando radialmente da Terra a uma velocidade de 5,3 km/s;[9][10] sido classificado como aglomerado globular de halo classe H2, segundo Lodewijk Woltjer e S. Ninkovic. Ninkovic também foi um dos primeiros a estudar a órbita do aglomerado, estimando sua excentricidade em 0,6.[2]
Em 1993, Kyle M. Cudworth e Robert B. Hanson, no Observatório Lick, estimaram o movimento próprio do aglomerado na esfera celeste em 4,7 milissegundos de arco.[11] Três anos mais tarde, Bertrand Dauphole revisou esses valores para 6,9 milissegundos de arco. Com base nisso, Dauphole calculou sua excentricidade orbital 0,67, com a distância máxima do centro galáctico em 91 000 anos-luz e uma inclinação orbital estimada em 40,6° em relação ao plano galáctico.[12] Com a revisão de Michael Geffert e de Peter Brosche dos valores dos movimentos próprios de vários aglomerados, incluindo M2, a órbita do aglomerado foi recalculada: sua excentricidade foi estimada em 0,76, sua distância perigaláctica (menor distância em relação ao centro galáctico) em 23 500 anos luz, sua distância apogaláctica (maior distância) em 171 000 anos-luz e sua inclinação em relação ao plano galáctico em 44,0°.[13]
Galeria[editar | editar código-fonte]
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Messier 2, visualizado pelo 2MASS -
Messier 2 (parte inferior da imagem) com estrelas vizinhas
Ver também[editar | editar código-fonte]
Referências
- ↑ a b c «SIMBAD Astronomical Database». Results for NGC 7089. Consultado em 15 de novembro de 2006
- ↑ a b c d e f g h Hartmut Frommert e Christine Kronberg (21 de agosto de 2007). «Messier Object 2» (em inglês). SEDS. Consultado em 9 de fevereiro de 2012
- ↑ a b c d «Messier 2» (em inglês). Universe Today. 20 de maio de 2009. Consultado em 9 de fevereiro de 2012
- ↑ William E. Harris (1996). «Catalogue of Milky Way Globular Cluster Parameters». Astronomical Journal. 112 (4). pp. 1487–8. Bibcode:1996AJ....112.1487H ADS: 1996AJ....112.1487H Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ Halton C. Arp (1962). «The Effect of Reddening on the Derived Ages of Globular Clusters and the Absolute Magnitudes of RR Lyrae Cepheids». Astronomical Journal. 135. pp. 971–5. Bibcode:1962ApJ...135..971A ADS: 1962ApJ...135..971A Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ Edward C. Pickering & Solon I. Bailey (1895). «Harvard College Observatory, circular no. 2. Variable star clusters». Astrophysical Journal. 2. pp. 321–3. Bibcode:1895ApJ.....2..321P ADS: 1895ApJ.....2..321P Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ Halton C. Arp (1955). «Cepheids of period greater than 1 day in globular clusters». Astronomical Journal. 60. pp. 1–17. Bibcode:1955AJ.....60....1A ADS: 1955AJ.....60....1A Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ George Wallerstein (1970). «On the incidence of cepheids in globular clusters». Astrophysical Journal. 160. Bibcode:1970ApJ...160..345W ADS: 1970ApJ...160..345W Verifique
|bibcode=length (ajuda) Texto "páginas 345-7" ignorado (ajuda) - ↑ Nincovic (1983). «On Eccentricities of Globular Cluster Galactocentric Orbits». Astronomische Nachrichten. 304 (6). pp. 305–11. Bibcode:1983AN....304..305N ADS: 1983AN....304..305N Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ L. Woltjer (1975). «The Galactic Halo: Globular Clusters». Astronomy and Astrophysics. 42. pp. 109–18. Bibcode:1975A&A....42..109W ADS: 1975A&A....42..109W Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ Cudworth and Hanson (1993). «Space Velocities of 14 Globular Clusters». Astronomical Journal. 105. 168 páginas. Bibcode:1993AJ....105..168C ADS: 1993AJ....105..168C Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ Dauphole, M. Geffert, J. Colin, C. Ducourant, M. Odenkirchen, & H.-J. Tucholke (1996). «The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient». Astronomy and Astrophysics. 313. pp. 119–28. Bibcode:1996A&A...313..119D ADS: 1996A&A...313..119D Verifique
|bibcode=length (ajuda) - ↑ P. Brosche, M. Odenkirchen, M. Geffert, & H.-J. Tucholke (1997). «Space Motions and Orbits of Globular Clusters». Proceedings of the ESA Symposium, Hipparcos - Venice '97. Itália. pp. 531–6. Bibcode:1997hipp.conf..531B ADS: 1997hipp.conf..531B Verifique
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Ligações externas[editar | editar código-fonte]
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