Messier 10 o M10 (también designado NGC 6254 ) es un cúmulo globular de estrellas en la constelación ecuatorial de Ofiuco . El objeto fue descubierto por el astrónomo francés Charles Messier el 29 de mayo de 1764, quien lo catalogó como el número 10 en su catálogo y lo describió como una « nebulosa sin estrellas». En 1774, el astrónomo alemán Johann Elert Bode también lo llamó una «mancha nebulosa sin estrellas; muy pálida». Utilizando una instrumentación más grande, el astrónomo nacido en Alemania William Herschel pudo resolver el cúmulo en sus miembros individuales. Lo describió como un «hermoso cúmulo de estrellas extremadamente comprimidas». William Parsons, tercer conde de Rosse pensó que podía distinguir un carril oscuro a través de parte del cúmulo. El primero en estimar la distancia al cúmulo fue Harlow Shapley , aunque su derivación de 33.000 años luz fue mucho mayor que el valor moderno. [9]
El radio de marea de M10 es de 19,3 minutos de arco , lo que supone aproximadamente dos tercios del diámetro aparente de la Luna . Visto a través de telescopios de tamaño medio parece tener aproximadamente la mitad de ese tamaño (8-9 minutos de arco), ya que su núcleo brillante tiene solo 35 años luz de diámetro. Tiene un radio de núcleo de 48 segundos de arco y un radio de media masa de 147 segundos de arco (2,5 minutos de arco). [2] M10 tiene un diámetro espacial de 83 años luz y se estima que está a 14.300 años luz de la Tierra . [3] Se encuentra un grado al oeste de 30 Ophiuchi , una estrella naranja del centro de la constelación. [10]
En términos de abundancia de elementos distintos del hidrógeno y el helio, lo que los astrónomos denominan metalicidad , Messier 10 es "moderadamente pobre en metales". La abundancia de hierro, medida como [Fe/H] es igual a -1,45 ± 0,04 dex , es solo el 3,5% de la abundancia encontrada en la superficie del Sol . [11] El cúmulo muestra evidencia de estar enriquecido por los elementos generados a través del proceso s en estrellas masivas y supernovas de Tipo II . Muestra poca evidencia de enriquecimiento por supernovas de Tipo Ia . [12]
Debido a que las estrellas binarias son, en promedio, más masivas que las estrellas normales, las binarias tienden a migrar hacia el centro del cúmulo. La fracción de estrellas binarias en la región del núcleo es de alrededor del 14%. Esta proporción disminuye con el aumento del radio hasta aproximadamente el 1,5% en las regiones periféricas del cúmulo. [2] En consecuencia, la región del núcleo contiene una concentración de estrellas azules rezagadas formadas por interacción , la mayoría de las cuales se formaron hace entre 2 y 5 mil millones de años. [13] La densidad de estrellas en la región del núcleo es de aproximadamente 3,8 masas solares por pársec cúbico. [2] Se han descubierto cuatro estrellas variables en este cúmulo.
El cúmulo se encuentra actualmente a unos 5 kiloparsecs (16 kly) del centro galáctico . [12] Completa una órbita alrededor de la Vía Láctea cada 140 millones de años aproximadamente, durante la cual cruza el plano del disco galáctico cada 53 millones de años. Su órbita en roseta tiene una excentricidad de 0,21. [5]
