മെസ്സിയർ 9
| മെസ്സിയർ 9 | |
|---|---|
 | |
| Observation data (J2000 epoch) | |
| ക്ലാസ്സ് | VIII[1] |
| നക്ഷത്രരാശി | സർപ്പധരൻ |
| റൈറ്റ് അസൻഷൻ | 17h 19m 11.78s[2] |
| ഡെക്ലിനേഷൻ | –18° 30′ 58.5″[2] |
| ദൂരം | 25.8 kly (7.9 kpc)[3] |
| ദൃശ്യകാന്തിമാനം (V) | +8.42[2] |
| പ്രത്യക്ഷവലുപ്പം (V) | 12′.0 |
| ഭൗതിക സവിശേഷതകൾ | |
| പിണ്ഡം | 4.22×105[3] M☉ |
| ആരം | 45 ly[3] |
| ലോഹീയത | –1.77[3] dex |
| കണക്കാക്കപ്പെടുന്ന പ്രായം | 12.0 Gyr[4] |
| മറ്റ് പേരുകൾ | NGC 6333[2] |
| ഇതും കാണുക: ഗോളീയ താരവ്യൂഹം | |
സർപ്പധരൻ രാശിയിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഒരു ഗോളീയ താരവ്യൂഹമാണ് മെസ്സിയർ 9 (M9) അഥവാ NGC 6333. 1764-ൽ ചാൾസ് മെസ്സിയറാണ് ഈ താരവ്യൂഹത്തെ ആദ്യമായി നിരീക്ഷിക്കുകയും തന്റെ പട്ടികയിൽ ഉൾപ്പെടുത്തുകയും ചെയ്തത്.
നിരീക്ഷണം
[തിരുത്തുക]തെളിഞ്ഞ ആകാശത്തുപോലും നഗ്നനേത്രങ്ങൾ കൊണ്ട് ഈ താരവ്യൂഹത്തെ കാണാനാകില്ല. എന്നാൽ ബൈനോകൂലറുകളുടെയും ദൂരദർശിനികളുടെയും സഹായത്തോടെ M9 ദൃശ്യമാകും. താരവ്യൂഹത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രഭയേറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ദൃശ്യകാന്തിമാനം 13.5 ആണ്. ഇടത്തരം ദൂരദർശിനികളുപയോഗിച്ചാൽ ഇവയെ വേർതിരിച്ചുകാണാനാകും. NGC 6356, NGC 6342 എന്നീ ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങൾ M9ൽ നിന്ന് 80' മാത്രം കോണീയ അകലത്തിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു.
സവിശേഷതകൾ
[തിരുത്തുക]13 ചരനക്ഷത്രങ്ങൾ M9ൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. ആകാശഗംഗയുടെ കേന്ദ്രത്തിന് ഏറ്റവും അടുത്തായി സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങളിലൊന്നാണിത്, 5500 പ്രകാശവർഷം മാത്രമാണ് താരാപഥകേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ദൂരം. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് M9 ലേക്കുള്ള ദൂരം 25,800 പ്രകാശവർഷമാണ്. താരവ്യൂഹത്തിന്റെ കേവലകാന്തിമാനം -8.04 ആണ്, തേജസ്സ് സൂര്യന്റെ 1,20,000 ഇരട്ടിയും.
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 "SIMBAD Astronomical Database". Results for NGC 6333. Retrieved 2006-11-15.
- ↑ 3.0 3.1 3.2 3.3 Boyles, J.; et al. (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.
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help) - ↑ Koleva, M.; et al. (2008), "Spectroscopic ages and metallicities of stellar populations: validation of full spectrum fitting", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 385 (4): 1998–2010, arXiv:0801.0871, Bibcode:2008MNRAS.385.1998K, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.12908.x
{{citation}}: Unknown parameter|month=ignored (help)
