今天装修百科网给各位分享星团在哪里的知识，其中也会对昴宿星团的位置在哪里啊？用什么样的望远镜能观测？(昴宿星团的神话传说)进行解释，如果能碰巧解决你现在面临的问题，别忘了关注本站，现在我们开始吧！

昴宿星团的位置在哪里啊？用什么样的望远镜能观测？

昴星团（简称M45）是疏散星团之一。在北半球看，它是位于西方大而明亮的疏散星团，位于金牛座，在晴朗的夜空单用肉眼就可以看到它。

M13球状星团又叫什么？

M13球状星团，又名NGC6205，是一组位于武仙座的球状星团。它的天球坐标位于赤经16h41.7m，赤纬+36°28′。该星团的视星等为5.8，在清晰的夜空勉强可以肉眼看见，其半径约为165光年，拥有大约100颗恒星，距离地球25，100光年。1974年的阿雷西博信息，便是向著M13星团发射的。

昴宿星团的位置在哪里啊？用什么样的望远镜能观测？

昴星团（简称M45）是疏散星团之一。在北半球看，它是位于西方大而明亮的疏散星团，位于金牛座，在晴朗的夜空单用肉眼就可以看到它。

蛇夫座球状星团M107是什么时候发现的？

M107（NGC6171）的赤道坐标为：赤经16时32.5分，赤纬-13°3′；视星等7.8；角直径13′；距离大约为19000光年；1782年PierreMechain发现了他。梅西叶未观测过它。来自M107的光线似乎受到星际尘埃的影响。此星团位于蛇夫座2.6等的ζ星指南偏西3°处。从地球看去，它位于尘埃较多的天蝎座银河中心的上方。长时间曝光的照片可显示出星团中许多可能被隐藏着的区域，透过尘埃，星团藏白的光亮在双筒镜中仍可见到，但肉眼看不到。

在低倍下，会发现周围有的尘埃，并给这些尘埃起了个“匹敌的沙漠”的名字。未见向中心**的现象，但凝视较长时间后便可发现许多分布在不清晰外晕中的相当亮的星，而星团的其余部分看上去是颗粒状的。

在中等倍数和高倍数下，当远离中心的星突现在未分解开来看上去像一蓬乱发的背景前时，是OˊMeara感到惊奇。星团的核心部分显示出由南北方向的暗道隔开的箱形排列的恒星斑点。这个暗道和镶于其边的星星使OˊMeara联想到花园内晨雾中的鹅卵石小路。

鬼星团位于哪里？

球状星团大多分布在银河系的什么地方

球状星团和疏散星团（也叫银河星团）是银河系中两种主要星团。银河系中约有五百个球状星团，全天最亮的球状星团为半人马座ω（NGC5139），它的密度大的惊人，几百万颗恒星**在只有数十光年直径的范围内，它中心部分的恒星彼此相距平均只有0.1光年。而离太阳系最近的恒星在4光年之外。北半天球最亮的球状星团是M13。半人马座ω（NGC5139）和M13两个球状星团，都是由英国天文学家哈雷发现的。

球状星团在银河系中呈球状分布，属晕星族。球状星团和银核一样，是银河系中恒星分布最密集的地方，这里恒星分布的平均密度比太阳附近恒星分布的密度约大50倍，中心密度则大到1000倍左右。

球状星团以偏心率很大的巨大椭圆轨道绕着银心运转，轨道平面与银盘成较大倾角，周期一般在三亿年上下。球状星团的成员星是银河系中形成最早的一批恒星，年龄大约在一百亿年。

球状星团的星团成份

球状星团通常由数十万颗的低金属含量的老年恒星组成，这些在球状星团中的恒星与在螺旋星系的球核的恒星相似，但体积却被局限在仅有数立方秒差距之内。它们之中没有气体和尘埃，因为假设在很早以前就都已经凝聚成为恒星了。由于球状星团是恒星的高密度区，因此被认为是不利于行星系统发展的地区。行星轨道再恒星密集的区域内，因为其他恒星经过时的摄动，使得行星轨道在动力学上是不稳定的。在杜鹃座 47的核心区域，距离恒星1天文单位的行星，大概只能存在108年（数量级）。然而，至少已经有1个环绕波霎（PSR B1620?26）的行星系统在球状星团M4内被发现。除了几个著名的例外，每个球状星团都有明确的年龄，也就是说，大多数星团中的恒星在恒星演化的阶段中都有相似的年龄，暗示她们几乎都是同时形成的。所有的球状星团看起来都没有活跃的恒星形成的活动，这与球状星团是星系中年老的成员的看法是一致的，而且是第一批形成的恒星。有一些球状星团，像是在我们的银河系内的半人马座ω和在M31的G 1，有异乎寻常大的质量（数百万太阳质量），成员包含多种星族。这两者可以被认为是矮星系被大星系吞噬的证据，超重球状星团是矮星系残余的核心。有些球状星团（像是M15）有极端大质量的核心，可能是怀有黑洞，虽然摹拟的模型建议集中在中心的中子星、巨型的白矮星、或小型的黑洞都能解释。 球状星团通常拥有的是第二星族星，与第一星族星比较，例如太阳，金属的含量是较少的。（在天文学中所称的金属是比氦重的元素，像锂和碳等。）荷兰天文学家Pieter Oosterhoff注意到球状星团会有两种不同的恒星，目前已经被认知为Oosterhoff 群。其中的第二型是周期稍长的天琴座RR变星。这两群恒星都有微弱的金属元素谱线，但是在第一型（OoI）中的谱线比第二型（OoⅡ）明显一些，因为第一形是富金属的，而第二型是贫金属的。在许多星系（特别是大质量的椭圆星系）中都观察到了这两种类型的恒星，而且两型的年龄都一样老（几乎与宇宙同年龄），只有金属含量上的差异。许多理论都尝试解释解释这两个次群的成因，包括含有大量气体的星系剧烈的合并、矮星系的累积、和在一个星系中多个阶段的恒星诞生。在我们的银河系，贫金属星团**在银晕中，而富金属星团则在球核中。在银河系内，贫金属星团被发现呈一直线的分布在银河平面和外围的银晕中，这种结果支持第二型恒星是被从卫星星系中剥离出来的，而不是早先认为原来就存在于银河系中的球状星团系统。这两种星群之间的差异，或许可以用来解释两个星系在形成各自的星团系统时间上的差异。 球状星团有非常高的恒星密度，因此恒星仳此间相互的接近和碰撞便会经常发生。由于这些遭遇的机会，西些奇特的恒星类型便产生了，像是蓝掉队星、毫秒脉冲星、和低质量X射线双星，在球状星团中都很常见。蓝掉队星是由两颗恒星因遭遇而合并形成的，而可能原本就是双星，结果便是星团中温度比一般恒星高，但是发光度相同，有别于主序星的恒星。在球状星团M15的核心中有一个约4000太阳质量的黑洞NASA image。从1970年**始，天文学家就在球状星团内寻找黑洞。这项任务是艰苦和难以达成的，估计只有哈勃太空望远镜有可能达成，而他也真的确认了第一个的发现。在一个**的计划中，哈柏太空望远镜对M15球状星团的观测显示在其核心中有一个质量是太阳4000倍的中等质量黑洞（摹拟提供了可能的目标选择）；在仙女座星系的球状星团梅欧Ⅱ则有一个20000太阳质量的黑洞。特别令人感兴趣的是首度发现了质量介于常规的恒星黑洞和位于星系核心的超重质量黑洞之间的中等质量黑洞。这种中等质量黑洞存在于球状星团中的比例是很高的，一如预期的模式，在超重质量黑洞存在的星系周围被发现。中间质量黑洞还有许多被怀疑的争议，球状星团中质量密集的这一部份，由于许多质量的离析，被预期会偏离星团的核心；应该像球状星团一样，充斥着白矮星和中子星这些老年的恒星族群。在Holger Baumgardt和合作者的两份论文中指出，即使没有黑洞的存在，在M15和梅欧Ⅱ 的质-光比在接近中心时都应该明显的升高。

宇宙中的鬼星团位于哪里？

鬼星团位于巨蟹座，因其位置在鬼宿而得名，又称蜂巢星团，中国古代称为积尸气。在西方古罗马神话中，火星被称之为“战神”。而火星的右上角则是第四号小行星“灶神星”，它是第四颗被发现的小行星，亮度很暗，肉眼见不到。但从5月31日至6月上旬，它会慢慢地接近巨蟹星座的蜂巢星团，所以用巨蟹星座内的上述天体定位，可以比较容易地找到它。天文爱好者凭借小型天文望远镜就能看到其神秘的色彩。

鬼星团

宇宙有哪些星系团？

相互之间有一定力**系的十几个、几十个以至成百上千个星系集聚在一起组成的星系集团。其中的每一个星系称为星系团的成员星系。有时候把成员数目较少（不超过100个）的星系团称为星系群。目前已发现上万个星系团，距离远达70亿光年之外。至少有85％的星系是各种星系群或星系团的成员。小的星系团如本星系群由银河系以及包括仙女星系在内的40个左右大小不等的星系组成。大的星系团如后发星系团有上千个比较明亮的成员星系，如果把一些暗星系也包括进去，总数可能上万。但像这一类范围大、星系众多的星系团是不多的。平均而言，每个星系团团内的成员数约为 130个。有时又称成员数较多的星系团为富星系团，但贫、富的划分标准也是相对的。尽管不同星系团内成员星系的数目相差悬殊，但星系团的线直径最多相差一个数量级；平均直径约为5百万秒差距。

星系团按形态大致可分为规则星系团和不规则星系团两类。规则星系团以后发星系团为代表，大致具有球对称的外形，有点像恒星世界中的球状星团，所以又可以叫球状星系团。规则星系团往往有一个星系高度密集的中心区，团内常常包含有几千个成员星系，其中至少有1,000个的绝对星等亮于-16等。规则星系团内的成员星系全部或几乎全部都是椭圆星系或透镜型。近来发现这种星系团往往又是X射线源。不规则星系团,又称疏散星系团。它们结构松散，没有一定的形状，也没有明显的**星系集中区，例如武仙星系团。它们的数目比规则星系团更多。大的不规则星系团的成员星系数多达 2,500个以上；小的只包含几十个甚至更少的成员星系，本星系群就属这一类。范围比较大的不规则星系团可以有几个凝聚中心，在团内形成一种次一级的成群结构。整个团就是这些较小群的松散集合体，又可称为星云或超星系。不规则星系团总是各种类型星系的混合体，其中往往以暗星系占绝对优势，这也是与规则星系团的不同之处。另外，就目前所知，只有少数不规则星系团发射X射线。

星系团的运动特征可以从两个方面，即从整个团的视向运动和团内各成员星系间的随机性相对运动来认识。星系团作为整体的视向速度同星系团的距离满足哈勃定律，即距离越远视向速度越大。例如较近的室女星系团我们约19百万秒差距,视向速度为1,180公里/秒;而长蛇Ⅱ星系团离我们约有1,000百万秒差距,视向速度则高 60,000公里/秒。一个星系团内不同成员星系间的相对运动情况可用速度弥散度来表示。一般说来，随着星系团的范围的扩大和成员数的增加，速度弥散度也就越来越大。小星系团的速度弥散度约为 250～500公里/；大星系团的速度弥散度高达2,000公里/秒。星系团速度散度的研究具有重要的意义。一方面我们可以根据速度弥散度，利用维里定理来估算团内每个星系的平均质量；另一方面，对星系团内部运动的研究又与探索星系团的稳定性问题密切相关。目前对这一问题有两种相反的看法：一种认为整个星系团的能量是负的，因而星系一种稳定的天体系统；另一种看法认为，星系团内成员星系的速度弥散度很大,整个系统的能量是正的,因此它们是不稳定的,整个团正处在膨胀、瓦解之中。

相互间有力**系的大量星系组成的星系集团。星系团包含的星系数相差很大，少的只有十几个星系，多的可达数千。通常把成员星系数较少（十几个到几十个）的星系团称为星系群。星系团的线直径相差不大，平均约为500万秒差距。按照形态结构，星系团可分为规则星系团和不规则星系团两大类。规则星系团具有球对称的外形，往往有一个星系高度密集的中心区域，又称为球状星系团。它们包含的星系数较多，常有几千个。规则星系团的成员星系绝大多数是椭圆星系和透镜形星系，其他类型的星系很少。规则星系团往往又是X射线源。不规则星系团的结构松散，没有一定的外形，也没有明显的**星系密集区，又称为疏散星系团。星系群都是不规则星系团。不规则星系团的成员星系数相差很大，大的不规则星系团可包含几千个星系。不规则星系团里各种类型的星系都有。另外，只有很少的不规则星系团是X射线源。目前发现的星系团约一万个。比较著名的有室女座星系团、后发座星系团、武仙座星系团等。