M13

Nuevo procesado de la M13 Rafael Leon Batista©2016

Gran Canaria

El Cúmulo de Hércules (también conocido como Gran Cúmulo de Hércules, Objeto Messier 13, Messier 13, M13 o NGC 6205) es un cúmulo globular de la constelación de Hércules. Fue descubierto por el astrónomo inglés Edmond Halley en el año 1714 y añadido posteriormente por Charles Messier en su famoso catálogo de objetos astronómicos. William Herschel, por medio de su gran telescopio reflector, pudo descubrir varias alineaciones de estrellas (conocidas como patas de araña) y comprobó finalmente que estaba ante un cúmulo. Haciendo un primer recuento de sus componentes, dató aproximadamente unas 8.500 según sus cómputos. M13 Se encuentra a aproximadamente 25100 años luz (7695 pársec) de la Tierra y pertenece a la clase V en la clasificación de concentración de Shapley-Sawyer.

Su magnitud conjunta en banda V (filtro verde) es igual a la 5.80; su tipo espectral es F6: fotográficamente se aprecia de color amarillento debido a la gran cantidad de estrellas gigantes rojas (de color amarillento o dorado) que contiene; la magnitud absoluta es igual a -8.53 (banda V). El radio de su núcleo es próximo a 45", el radio de marea es cercano a 27': se calcula que el 90% de sus miembros brillan dentro de un radio de 6.5' a partir del centro de gravedad.

De su velocidad radial, -246.6 km/s, se deduce que se aproxima a la Tierra a más 887.700 km/h: esta velocidad está originada por la combinación de su movimiento orbital alrededor del núcleo de la Vía Láctea, además de la velocidad propia del Sol y de la Tierra.

Se calcula que su luminosidad es similar a la de 500000 soles, aunque su masa (determinada por el estudio del dinamismo de sus estrellas) está situada en la banda 600-800 mil veces la solar: evidentemente una buena parte de sus estrellas son astros invisibles (enanas blancas y estrellas de neutrones). En el año 2005 se ha descubierto una estrella de neutrones emisora de Rayos X y en órbita cerrada con una compañera. Sus astros más brillantes son estrellas amarillentas del tipo gigante roja que aparecen con magnitud 11,87 (la variable V11), su estrella variable Cefeida más brillante (V2) es de magnitud 12.85 mientras que las estrellas RR Lyrae (utilizadas como patrón de distancias) aparecen con magnitud 14.82. El período de las variables V38 es de 81 días, mientras que la de V43 es de 97 días.

Aunque es muy similar a M3 por su edad (entre 11 y 13 mil millones de años) y composición química, se diferencia de éste en su bajo número de estrellas variables conocidas: sólo 45 (hasta inicios del año 2006) contra las más de 240 de M3, de las cuales sólo 3 (V1, V2 y V6) son Cefeidas y 8 del tipo RR Lyrae. Todas estas estrellas variables son asequibles a telescopios de aficionado a partir de los 200 mm de abertura equipados con cámaras CCD y un buen mapa del cúmulo. Sus principales estrellas aparecen listadas en el Catálogo de Ludendorff (1905) y en el menos utilizado Catálogo de Kadla (1966): en este último caso se analizan también los movimientos propios (medidos en mili-segundos de arco por año), lo cual permite conocer cuáles de ellas pertenecen realmente al cúmulo. Un estudio más exhaustivo de los movimientos propios (443 estrellas) fue efectuado en 1979 por los astrónomos norteamericanos Cudworth y Monet, comparando placas fotográficas tomadas con el refractor de 1 metro de Yerkes entre los años 1900 y 1977: el movimiento propio de sus estrellas está en el intervalo 0.001- 0.075" por siglo.

processing the new M13 Rafael Leon Batista © 2016

Gran Canaria

The Hercules Cluster (also known as Great Hercules Cluster, Messier Object 13, Messier 13, M13 or NGC 6205) is a globular cluster in the constellation of Hercules. It was discovered by astronomer Edmond Halley English in 1714 and subsequently added by Charles Messier in his famous catalog of astronomical objects. William Herschel, through its large reflector telescope, could discover several alignments of stars (known as spider legs) and finally found that was before a cluster. Making a first count of its components, it dates back approximately 8,500 according to their calculations. M13 is located (7695 parsecs) approximately 25100 light years from Earth and belongs to the class V in the classification of concentration Shapley-Sawyer.

Its joint magnitude in V band (green filter) is equal to 5.80; its spectral type F6: photographically it is appraised of yellowish color due to the great amount of red giant stars (yellow or gold) contained therein; the absolute magnitude is equal to -8.53 (band V). The radius of the core is close to 45, "the tidal radius is close to 27 ': it is estimated that 90% of its members shine within 6.5' from the center of gravity.

Its radial velocity, -246.6 km / s, it follows that approaches the Earth to more 887,700 km / h: this speed is caused by the combination of its orbital motion around the nucleus of the Milky Way, besides the own speed Sun and Earth.

It is estimated that its luminosity is similar to that of 500,000 soles, although its mass (determined by the study of the dynamism of its stars) is located in the band 600-800 thousand times the sun: obviously a good part of their stars are invisible stars (white dwarfs and neutron stars). In 2005 it was discovered a neutron star emitting X-ray and closed orbit with a companion. Its brightest stars are yellowish red giant stars that appear magnitude type 11.87 (V11 variable), its brightest Cepheid variable star (V2) is of magnitude 12.85 while the stars RR Lyrae (used as pattern distances) they appear magnitude 14.82. The variables V38 period is 81 days, while the V43 is 97 days.

Although very similar to M3 for their age (between 11 and 13 billion years) and chemical composition differs from it in its low number of variable stars known: only 45 (until early 2006) against more than 240 M3, the (V1, V2 and V6) which only 3 are Cepheids and RR Lyrae type 8. All these variable stars are affordable to amateur telescopes from 200 mm aperture equipped with CCD cameras and a good map of the cluster. Its main stars are listed in the Catalog of Ludendorff (1905) and the least used catalog Kadla (1966): in the latter case the movements (measured in milli-arcseconds per year), which can also discusses know which of them actually belong to the cluster. A more thorough study of the movements (443 stars) was made in 1979 by American astronomers Cudworth and Monet, comparing photographic plates taken with the refractor of 1 meter Yerkes between 1900 and 1977: the proper motion of the star in the range 0.001- 0.075 "per century.