M 2

球状星团 M2 (NGC 7089)，类型II，位于宝瓶座

赤经 21 : 33.5（小时:分）

赤纬 -00 : 49（度:分）

距离 37.5（千光年）

视亮度 6.5（星等）

视大小 16.0（角分）

赤经	21 : 33.5（小时:分）
赤纬	-00 : 49（度:分）
距离	37.5（千光年）
视亮度	6.5（星等）
视大小	16.0（角分）

由Jean-Dominique Maraldi在1746年发现。

M2的直径约175光年，包含大约150,000颗恒星，是包含恒星最多、最紧密的球状星团之一。因此它的密度类形被标为II型。从我们的照片上可以看出，这个星团呈明显的椭球形（椭率为9，即E1型）；它的长轴方向为方位角135度。它的距离是大约37,500光年（根据W.E. Harris的数据库），距银河系中心相当远。目视观测可以发现它的视亮度为6.5等，视直径约6到8角分，有一个明亮的、紧密的、大约5'的中心区域。标准的摄影观测可以看出它的直径约12.9角分，长时间暴光的照片上显示出它的视直径可以达到16.0角分。

与大部分球状星团一样，M2的中心部分是相当致密的：球状星团M2的致密核心的视直径只有0.34角分，即20角秒，对应于3.7光年的直径。星团中一半的质量位于半径0.93角分以内（即50角秒，10光年）。另一方向，它的潮汐半径很大：21.45角分，对应于233光年的半径，超过这个距离，球状星团中的成员星就会因为来自银河系的潮汐力而逃离这个星团。

M2中最亮的恒星是13.1等的红巨星和黄巨星，而它的（赫罗图中的）水平分支上恒星的视亮度只有16.1等。星团的整体光谱型被定为F0，色指数为-0.06；现代的数值为光谱型F4，B-V = 0.66。

从它的颜色-星等图中，Halton Arp（1962）估计出M2的年龄大约为130亿年，与球状星团M3和M5的年龄大致相同。

星团中包含21颗已知变星，最初的两颗是由Bailey在1895年发现的（Pickering和Bailley 1895），到1897年共发现了8颗变星。其中的大部分都属于被称为“星团变星”的天琴座RR型变星，变光周期不超过一天。然而，其中有3颗是“经典的”II型造父变星（室女座W型变星），变化周期分别为15.57天，17.55天和19.30天，视亮度大约为13等。H.C. Arp（1955）和G. Wallerstein（1970）研究了这些变星。还有一颗变星是金牛座RV型变星，其视亮度在12.5等和14.0等之间变化，变光周期为69.09天；这颗变星的光度极小值一深一浅交替变化，是由法国业余天文学家A. Chèvremontd 1897年发现的。它位于星团的东侧边缘，稍稍偏北的位置。

M2是在1746年9月11日由Maraldi发现的；Charles Messier在整整14年后的1760年9月11日独立地重新发现，并且将其编入星表，描述为一个“不含恒星的星云”。William Herschel是第一个将其解析为恒星的人。

M2可以很容易地通过宝瓶座的Alpha和Beta星，以及飞马座的Epsilon星找到。它在宝瓶座Beta星北侧5度的地方，与宝瓶座Alpha星的纬度相同。

由于它的视亮度只有6.5等，M2是一个很难用肉眼观测的天体（“通常”条件下刚好看不见），但是在最小的望远镜，比如双向望远镜和观剧镜中，它也是一个很容易看见的目标，尤其是它位于一个恒星很少的天区。一架4英寸的无遮挡望远镜（折射镜或者schiefspiegler式反射镜）无法解析这个星团，只能显示出几颗最明亮的成员星，出现在由无法分辨的恒星构成的斑驳的云雾状背景中。John Mallas报告说，用他的4英寸折射镜观测，可以看到一条弯曲的暗纹穿过星团的东北角，这也可以在照片上看出来。在8英寸镜中，这个球状星团可以被部分解析为恒星，在良好的观测条件下甚至可以深入到中心。完全分解这个星团需要更大的镜子，至少10英寸以上。一条奇特的暗线穿过星团的东北边缘，在我们的图片中也能看出来；更大的望远镜（16英寸以上）还能显示出另外几个比较不明显的黑暗结构和区域。

Marco Castellani的M2数据

SIMBAD的M2数据

NED的M2数据

M2的观测报告（IAAC 网络天文列表）

参考文献：