Messier 92 (also known as M92, M 92, or NGC 6341) is a globular cluster of stars in the northern constellation of Hercules.
It was discovered by Johann Elert Bode on December 27, 1777, then published in the Berliner Astronomisches Jahrbuch during 1779. It was inadvertently rediscovered by Charles Messier on March 18, 1781, and added as the 92nd entry in his catalogue. William Herschel first resolved individual stars in 1783.
It is one of the brighter of its sort in apparent magnitude in the northern hemisphere and in its absolute magnitude in the galaxy, but it is often overlooked by amateur astronomers due to angular proximity to bright cluster Messier 13, about 20% closer. Though when compared to M13, M92 is only slightly less bright, but about 1/3 less extended. It is visible to the naked eye under very good viewing conditions. With a small telescope, M92 can be seen as a nebulous smudge even in a severely light-polluted sky, and can be further resolved in darker conditions.
It is also one of the galaxy's oldest clusters. It is around 16×103 ly (4.9 kpc) above/below the galactic plane and 33×103 ly (10 kpc) from the Galactic Center. It is about 26,700 light-years away from the Solar System.The half-light radius, or radius containing the upper half of its light emission, is 1.09 arcminutes (′), while the tidal radius, the broadest standard measure, is 15.17′. It appears only slightly flattened: its minor axis is about 89% ± 3% of the major.
Characteristic of other globulars, it has little of the elements other than hydrogen and helium; astronomers term this low metallicity. Specifically, relative to the Sun, its iron abundance is [Fe/H] = –2.32 dex, which is 0.5% of 1.0, on this logarithmic scale, the solar abundance. This puts the estimated age range for the cluster at 11 ± 1.5 billion years.
Its true diameter is 108 ly, and may have a mass corresponding to 330,000 suns.
The cluster is not yet in, nor guaranteed to undergo, core collapse and the core radius figures as about 2 arcseconds (″). It is an Oosterhoff type II (OoII) globular cluster, which means it belongs to the group of metal-poor clusters with longer period RR Lyrae variable stars. The 1997 Catalogue of Variable Stars in Globular Clusters listed 28 candidate variable stars in the cluster, although only 20 have been confirmed. As of 2001, there are 17 known RR Lyrae variables in Messier 92. 10 X-ray sources have been detected within the 1.02 arcminute half-mass radius of the cluster, of which half are candidate cataclysmic variable stars.
M92 is approaching us at 112 km/sec. Its coordinates indicate that the Earth's North Celestial Pole periodically passes less than one degree of this cluster during the precession of Earth's axis. Thus, M92 was a "Polarissima Borealis", or "North Cluster", about 12,000 years ago (10,000 BC), and it will again in about 14,000 years (16,000 AD).
The multiple stellar populations in this cluster, revealing that it hosts at least two stellar generations of stars named 1G and 2G, as well as two distinct groups of 2G stars (2GA and 2GB). The helium abundances of 2GA and 2GB stars have higher mass fractions than that of the 1G stars by 0.01 and 0.04, respectively.
Source: Wikipedia
Messier 92 (también conocido como M92, M 92 o NGC 6341) es un cúmulo globular de estrellas en la constelación septentrional de Hércules.
Fue descubierto por Johann Elert Bode el 27 de diciembre de 1777 y publicado en el Berliner Astronomisches Jahrbuch durante 1779. Fue redescubierto inadvertidamente por Charles Messier el 18 de marzo de 1781 y añadido como la entrada número 92 en su catálogo. William Herschel fue el primero en resolver estrellas individuales en 1783.
Es uno de los más brillantes de su tipo en magnitud aparente en el hemisferio norte y en su magnitud absoluta en la galaxia, pero los astrónomos aficionados a menudo lo pasan por alto debido a la proximidad angular al brillante cúmulo Messier 13, aproximadamente un 20 % más cercano. Sin embargo, en comparación con M13, M92 es solo un poco menos brillante, pero aproximadamente 1/3 menos extenso. Es visible a simple vista en muy buenas condiciones de observación. Con un telescopio pequeño, M92 puede verse como una mancha nebulosa incluso en un cielo severamente contaminado por la luz, y puede resolverse aún más en condiciones más oscuras.
También es uno de los cúmulos más antiguos de la galaxia. Se encuentra a unos 16×103 años luz (4,9 kpc) por encima/por debajo del plano galáctico y a 33×103 años luz (10 kpc) del centro galáctico. Está a unos 26.700 años luz del Sistema Solar. El radio de semiluz, o radio que contiene la mitad superior de su emisión de luz, es de 1,09 minutos de arco (′), mientras que el radio de marea, la medida estándar más amplia, es de 15,17′. Parece solo ligeramente aplanado: su eje menor es aproximadamente el 89% ± 3% del mayor.
Característico de otros globulares, tiene poco de los elementos distintos del hidrógeno y el helio; Los astrónomos denominan a esto baja metalicidad. En concreto, en relación con el Sol, su abundancia de hierro es [Fe/H] = –2,32 dex, que es el 0,5% de 1,0, en esta escala logarítmica, la abundancia solar. Esto sitúa el rango de edad estimado para el cúmulo en 11 ± 1.500 millones de años.
Su diámetro real es de 108 años luz, y puede tener una masa correspondiente a 330.000 soles.
El cúmulo aún no ha sufrido un colapso del núcleo, ni se garantiza que lo sufra, y el radio del núcleo es de unos 2 segundos de arco (″). Es un cúmulo globular de tipo II de Oosterhoff (OoII), lo que significa que pertenece al grupo de cúmulos pobres en metales con estrellas variables RR Lyrae de período más largo. El Catálogo de estrellas variables en cúmulos globulares de 1997 enumeraba 28 estrellas variables candidatas en el cúmulo, aunque sólo 20 han sido confirmadas. En 2001 se conocían 17 estrellas variables RR Lyrae en Messier 92. Se han detectado 10 fuentes de rayos X dentro del radio de media masa de 1,02 minutos de arco del cúmulo, de las cuales la mitad son estrellas variables cataclísmicas candidatas.
M92 se acerca a nosotros a 112 km/s. Sus coordenadas indican que el Polo Norte Celeste de la Tierra pasa periódicamente a menos de un grado de este cúmulo durante la precesión del eje de la Tierra. Por lo tanto, M92 era una "Polarissima Borealis" o "cúmulo del Norte" hace unos 12.000 años (10.000 a. C.) y lo volverá a ser dentro de unos 14.000 años (16.000 d. C.).
Las múltiples poblaciones estelares de este cúmulo revelan que alberga al menos dos generaciones estelares de estrellas denominadas 1G y 2G, así como dos grupos distintos de estrellas 2G (2GA y 2GB). Las abundancias de helio de las estrellas 2GA y 2GB tienen fracciones de masa más altas que las de las estrellas 1G en 0,01 y 0,04, respectivamente.
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