基本介紹
- 中文名：M15
- 類型：球狀星團
- 發現者：jean-dominique maraldi
- 發現時間：1746年
- 距離：33,600光年左右
- 總視星等：6.2等
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特性
M15距離地球大約33,600光年，直徑約175光年。它的絕對星等是-9.2，轉換成總光度是太陽的360,000倍。M15是銀河系中已知最密集的球狀星團之一。其核心經歷過稱為核心崩潰，並且在它的中心有一個密度尖點，可能有大量的恆星圍繞著可能存在中心的黑洞。
超過100,000顆恆星的家，這個星團擁有大量的變星（112）和脈衝星（8），包括一對雙中子星系統，M15 C。M15也包含一個行星狀星雲豌豆1，因是在球狀星團中發現的第一個而著稱。從1928年迄今，只在球狀星團中另外發現三個。
業餘天文學
M15的視星等為6.2，接近在良好情況下裸眼可見的極限，用雙筒望遠鏡或小望遠鏡觀察，可以看見像是一顆模糊的恆星。使用口徑較大（至少是6英寸/15公分的口徑）可以開始解析出一些恆星，其中最亮的視星等為+12.6。星團的視直徑為18角分。
X射線源
觀測信息
在業餘的儀器中，m30顯得有點小，目視觀測時只有7角分左右，照相觀測為12.3角分。另一方面，這個球狀星團的潮汐半徑相當大，達到了21.5角分，對應於距離星團中心210光年的距離，超出這個距離以外，星團中的成員星就會被銀河系的潮汐引力拖走。（譯註：這段中的m30為原文，應為m15的筆誤）
這個球狀星團包含的已知變星數量排名第三，僅次於m3和半人馬座omega；一共認證出112顆變星。其中一顆顯然是ii型造父變星（即室女座w型變星）。
m15也許是我們銀河系的所有（球狀）星團中最密集的一個。hubble太空望遠鏡的照片分解了它的超密核心，參見這張hst圖片。m15的核心經歷過一種被稱為“核心坍縮（core collapse）”的收縮過程，這在球狀星團的動力學演化中常見的；根據w.e. harris的資料庫，我們銀河系中已知的150個球狀星團中，有21個發現了這種坍縮核心（它們之中，除了m15以外，還包括messier球狀星團m30和m70），另外還有8個候選者，其中包括m62。這個核心與星團相比非常小，視直徑只有約0.14角秒（8.4角分），對應的真實大小接近1.4光年。半質量半徑為1.06角分，即大約10光年——星團中一半的質量聚集在以此為半徑的球體內。還不清楚m15如此緊密的核心是否僅僅是由構成星團的恆星之間的引力相互作用引起的，也不清楚其中是否包含有與星系中心的超大質量天體類似的，緻密的超大質量天體。m15中的超大質量天體是離我們最近、最容易觀測的此類天體之一，僅僅比銀河系中心遠了一點，但是不像銀心那些被大量的星際介質所遮擋。儘管這類天體的本質還不確定，許多科學家相信他們是“黑洞”的有力候選者。
m15是由jean-dominique maraldi（maraldi二世，1709-88）在1746年9月7日，尋找de chéseaux彗星時發現的；他將其形容為“一顆雲霧狀恆星，相當明亮，由許多恆星組成”。梅西耶在1764年6月3日johann elert bode都沒能辨認出其中的恆星，將其形容為“不含恆星的星雲”，直到1783年威廉姆·赫歇耳才將這個美麗的星團分解開來。
m15是第一個被發現其中包含有行星狀星雲的球狀星團，其中的行星狀星雲pease 1即k 648（“k”指的是“kuster”）是由pease在1928年，從1927年wilson山上拍攝的照相底板上發現的。leos ondra提供了更多關於這個行星狀星雲的信息。1976年，peterson報告了這個球狀星團中可能存在的第二個行星狀星雲，位於中心附近，但是此後從未得到證實（感謝leos ondra指出這一事實），因此pease 1仍然是僅有的4個已知的銀河系球狀星團中的行星狀星雲之一。
此外，球狀星團m15還包含了相當多的的脈衝星和中子星，已經發現的有9顆，它們都是星團年輕時爆發的古老超新星的殘骸。它們被名命為 psr 2127+11，即psr 2127+11 a 到 2127 +11 h。其中最令人感興趣的是psr 2127+11 c，顯然是雙中子星中的一顆，即，它還有另一顆中子星伴星（s.b. anderson等，nature 346:42 (1990), t.a. prince等, apjl 374:l41 (1991)）。與著名的hulse-taylor雙中子星psr 1913+16，以及孤立存在的銀河雙中子星psr 1534+12一樣，這種雙中子星系統受到了特殊的關注，因為他們展示了強烈的廣義相對論效應，比如明顯的近日點近動，作用在光上的效應，以及引力輻射，因此是驗證愛因斯坦廣義相對論的天然實驗室。其中的最後一項效應，引力輻射，帶走了轉動能量，使得中子星的頻率以及它們的軌道周期變慢。
m15可以很容易地找到：先找到2等的飛馬座epsilon，及其東南方的飛馬座theta星。沿著theta與epsilon的延長線，可以在epsilon以西3 1/2度，以北2 1/4度的地方找到m15。一顆6等恆星位於其東側20'處，另一顆7.5等的恆星位於北偏東北5'的地方。
由於它的視亮度達到6.2等，m15在非常好的條件下，剛好位於肉眼可見的極限附近。在最小的儀器，比如觀劇鏡或小雙筒鏡中，可以看到一個圓形的雲霧狀天體。在4英寸鏡中就像一個圓形的朦朧的星雲，最好條件下可以看到其中一些最亮的恆星，但其他相當多的恆星是分辨不了的。在更大的望遠鏡中，可以看到更多的恆星，星團的外部可以解析出來，外形輪廓也更不規則，更偏離圓形。儘管在大型的業餘望遠鏡中，緻密的核心也仍然不能分解，但可以瞥見其中最亮的恆星。由恆星組成的星鏈和線條沿各個方向從核心向外輻射，但是西側的密集程度較小。
