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M3 (球狀星團)

M3（梅西耶3或NGC 5272）是在北天星座，獵犬座中的一個球狀星團。它在1764年5月3日被梅西耶發現[8]，並且是他自己發現的第一個梅西耶天體。梅西耶最初把它誤認為是沒有恆星的星雲，直到1784年威廉·赫歇爾解析出其中的恆星，這個錯誤才被改正[9]。從那時起，它就成為被研究得最多的球狀星團之一。1913年，美國天文學家索隆·歐文·貝利（英語：Solon Irving Bailey）開始對星團中為數眾多的變星族群進行辨識，到2004年，新的變星依舊繼續被識別出來[10]。

M 3
獵犬座的球狀星團M3
Credit: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter
觀測數據(J2000 曆元)
分類VI[1]
星座獵犬座
赤經13h 42m 11.62s[2]
赤緯+28° 22′ 38.2″[2]
距離33.9 kly（10.4 kpc）[3]
視星等 (V)+6.2[4]
視直徑(V)18′.0
物理性質
Mass4.5×105[5] M☉
半徑90 ly
金屬量–1.34[6] dex
估計年齡11.39 Gyr[6]
其它名稱NGC 5272[4]
參見：球狀星團，球狀星團表

許多業餘天文學家認為M3是僅次於M13，在北天最易於觀賞的球狀星團[1]。M3的視星等是6.2等[4]，使它即使在足夠黑暗的環境下，也很難以肉眼看見。使用中等大小的望遠鏡，可以明確的辨識這個星團。可以使用大角星（牧夫座α）與常陳一（獵犬座α）連線來尋找它，M3幾乎就在連線中點的西北方。使用口徑 25 cm（9.8英寸）的望遠鏡，可以看見星團的明亮核心，直徑約為6弧分，但它的總跨度是這個的兩倍[1]。

這個星團大約由50萬顆恆星組成，是已知最大和最亮的星團之一[9]，估計它的年齡約114億年[6]。它與地球的距離大約是33,900光年[來源請求]。

M 3相當的孤立，它在銀河平面上方約31.6 kly（9.7 kpc），距離銀河中心約38.8 kly（11.9 kpc）。已知它有274顆變星，這是迄今為止所知擁有最多變星的球狀星團。變星中有133顆是天琴座RR型變星，其中大約三分之一顯示長週期模式的伯拉茲科效應。除了氫和氦之外，其它元素（天文學家都稱之為金屬）的總豐度在-1.34〜-1.50dex之間。這個數值提供了相對於太陽的金屬量豐度的對數值，實際的比例為太陽豐度的3.2%〜4.6%。M3是奧斯特霍夫I型的原型，這種類型被認為是"金屬豐富的"。即對球狀星團而言，M3具有相對較高的重元素豐度[11]。

圖集

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參考資料

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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. 斯特拉斯堡天文資料中心. 
  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]. （原始內容存檔於2020-10-28） （英語）. 
  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]. （原始內容存檔於2020-10-05） （英語）. 

外部連結

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