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M3 (球状星团)

M3（梅西耶3或NGC 5272）是在北天星座，猎犬座中的一个球状星团。它在1764年5月3日被梅西耶发现[8]，并且是他自己发现的第一个梅西耶天体。梅西耶最初把它误认为是没有恒星的星云，直到1784年威廉·赫歇尔解析出其中的恒星，这个错误才被改正[9]。从那时起，它就成为被研究得最多的球状星团之一。1913年，美国天文学家索隆·欧文·贝利（英语：Solon Irving Bailey）开始对星团中为数众多的变星族群进行辨识，到2004年，新的变星依旧继续被识别出来[10]。

M 3
猎犬座的球状星团M3
Credit: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter
观测数据(J2000 历元)
分类VI[1]
星座猎犬座
赤经13h 42m 11.62s[2]
赤纬+28° 22′ 38.2″[2]
距离33.9 kly（10.4 kpc）[3]
视星等 (V)+6.2[4]
视直径(V)18′.0
物理性质
Mass4.5×105[5] M☉
半径90 ly
金属量–1.34[6] dex
估计年龄11.39 Gyr[6]
其它名称NGC 5272[4]
参见：球状星团，球状星团表

许多业馀天文学家认为M3是仅次于M13，在北天最易于观赏的球状星团[1]。M3的视星等是6.2等[4]，使它即使在足够黑暗的环境下，也很难以肉眼看见。使用中等大小的望远镜，可以明确的辨识这个星团。可以使用大角星（牧夫座α）与常陈一（猎犬座α）连线来寻找它，M3几乎就在连线中点的西北方。使用口径 25 cm（9.8英寸）的望远镜，可以看见星团的明亮核心，直径约为6弧分，但它的总跨度是这个的两倍[1]。

这个星团大约由50万颗恒星组成，是已知最大和最亮的星团之一[9]，估计它的年龄约114亿年[6]。它与地球的距离大约是33,900光年[来源请求]。

M 3相当的孤立，它在银河平面上方约31.6 kly（9.7 kpc），距离银河中心约38.8 kly（11.9 kpc）。已知它有274颗变星，这是迄今为止所知拥有最多变星的球状星团。变星中有133颗是天琴座RR型变星，其中大约三分之一显示长周期模式的伯拉兹科效应。除了氢和氦之外，其它元素（天文学家都称之为金属）的总丰度在-1.34〜-1.50dex之间。这个数值提供了相对于太阳的金属量丰度的对数值，实际的比例为太阳丰度的3.2%〜4.6%。M3是奥斯特霍夫I型的原型，这种类型被认为是"金属丰富的"。即对球状星团而言，M3具有相对较高的重元素丰度[11]。

图集

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参考资料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Thompson, Robert Bruce; Thompson, Barbara Fritchman, Illustrated guide to astronomical wonders, DIY science O'Reilly Series, O'Reilly Media, Inc.: 137, 2007, ISBN 978-0-596-52685-6. 
  2. ^ 2.0 2.1 Goldsbury, Ryan; et al, The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. X. New Determinations of Centers for 65 Clusters, The Astronomical Journal, December 2010, 140 (6): 1830–1837, Bibcode:2010AJ....140.1830G, arXiv:1008.2755  , doi:10.1088/0004-6256/140/6/1830. 
  3. ^ Paust, Nathaniel E. Q.; et al, The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VIII. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions, The Astronomical Journal, February 2010, 139 (2): 476–491, Bibcode:2010AJ....139..476P, doi:10.1088/0004-6256/139/2/476, hdl:2152/34371  . 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 M 3. SIMBAD. 斯特拉斯堡天文资料中心. 
  5. ^ Marks, Michael; Kroupa, Pavel, Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, August 2010, 406 (3): 2000–2012, Bibcode:2010MNRAS.406.2000M, arXiv:1004.2255  , doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16813.x.  Mass is from MPD on Table 1.
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry, Accreted versus in situ Milky Way globular clusters, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, May 2010, 404 (3): 1203–1214, Bibcode:2010MNRAS.404.1203F, arXiv:1001.4289  , doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x. 
  7. ^ Brosche, P.; Odenkirchen, M.; Geffert, M. Instantaneous and average tidal radii of globular clusters. New Astronomy. March 1999, 4 (2): 133–139. Bibcode:1999NewA....4..133B. doi:10.1016/S1384-1076(99)00014-7. 
  8. ^ Machholz, Don, The observing guide to the Messier marathon: a handbook and atlas, Cambridge University Press, 2002, ISBN 978-0-521-80386-1. 
  9. ^ 9.0 9.1 Garner, Rob. Messier 3. NASA. 2017-10-06 [2018-04-13]. （原始内容存档于2020-10-28） （英语）. 
  10. ^ Valcarce, A. A. R.; Catelan, M., A semi-empirical study of the mass distribution of horizontal branch stars in M 3 (NGC 5272), Astronomy and Astrophysics, August 2008, 487 (1): 185–195, Bibcode:2008A&A...487..185V, arXiv:0805.3161  , doi:10.1051/0004-6361:20078231. 
  11. ^ Cacciari, C.; Corwin, T. M.; Carney, B. W., A Multicolor and Fourier Study of RR Lyrae Variables in the Globular Cluster NGC 5272 (M3), The Astronomical Journal, January 2005, 129 (1): 267–302, Bibcode:2005AJ....129..267C, arXiv:astro-ph/0409567  , doi:10.1086/426325. 
  12. ^ Blue rejuvenation. www.spacetelescope.org. [8 April 2019]. （原始内容存档于2020-10-05） （英语）. 

外部链接

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