Messier 10

Messier 10 atau M10 adalah sebuah gugus bola yang terletak di rasi bintang Ophiuchus. Gugus ini ditemukan oleh Charles Messier pada 29 Mei 1764, dan mengkatalogkan sebagai entri nomor 10 dalam katalognya. Dia mendeskripsikan objek ini sebagai nebula tanpa bintang, tetapi pengamatan lebih lanjut mengungkapkan bahwa objek tersebut merupakan gugus bola dengan anggota ribuan bintang. Pada tahun 1774, astronom Jerman Johann Elert Bode juga menyebutnya sebagai "tambalan samar tanpa bintang; sangat pucat". Menggunakan instrumentasi yang lebih besar, astronom kelahiran Jerman William Herschel mampu menguraikan gugus menjadi anggota individualnya. Dia menggambarkannya sebagai "indah gugusan bintang yang sangat padat". William Parsons, Earl of Rosse ke-3 mengira dia dapat membedakan jalur gelap melalui bagian gugus. Orang pertama yang memperkirakan jarak ke gugus adalah Harlow Shapley, meskipun penurunannya dari 33.000 tahun cahaya jauh lebih jauh daripada nilai modern. M10 memiliki diameter sekitar 19,3 arcmin, sekitar dua pertiga diameter Bulan. Jika diamati dengan teleskop ukuran sedang, ukurannya kira-kira hanya setengahnya, karena bagian inti yang terang hanya berdiameter 35 tahun cahaya. Ia memiliki radius inti 48 detik busur dan radius setengah massa 147 arcsec atau 2,5 arcmin), dan memiliki diameter spasial 83 tahun cahaya dan diperkirakan sejauh 14.300 tahun cahaya dari Bumi. Angkanya satu derajat ke barat dari 30 Ophiuchi, bintang oranye pusat konstelasi. Pusat konstelasi ini adalah bintang raksasa tua dengan klasifikasi bintang K4III. Dalam hal kelimpahan unsur-unsur selain hidrogen dan helium, yang oleh para astronom disebut metalisitas, Messier 10 "cukup miskin logam". Kelimpahan besi, diukur sebagai [Fe/H] sama dengan – –1.45 ± 0.04 dex, hanya 3,5% dari kelimpahan yang ditemukan di permukaan Matahari. Gugus ini menunjukkan bukti diperkaya oleh unsur-unsur yang dihasilkan melalui proses s pada bintang masif dan supernova Tipe II. Gugus ini menunjukkan sedikit bukti pengayaan oleh supernova Tipe Ia. Karena bintang biner rata-rata lebih masif dari bintang normal, bintang biner cenderung bermigrasi ke pusat gugus. Fraksi bintang biner di wilayah inti sekitar 14% di wilayah terluar gugus. Sejalan dengan itu, wilayah inti berisi konsentrasi interaksi-membentuk bintang biru straggler, yang sebagian besar terbentuk 2-5 miliar tahun yang lalu. Kepadatan bintang di wilayah inti adalah sekitar 3,8 massa matahari per kubik parsec. Empat bintang variabel telah ditemukan di wilayah ini gugus. Gugus ini mengorbit pusat Galaksi Bima Sakti sekali setiap 140 juta tahun, dan melintasi bidang piringan galaksi setiap 53 juta tahun sekali, dan Orbit rosette ini memiliki eksentrisitas orbit sebesar 0,21.