M - 2

Descubierta por Jean-Dominique Maraldi en 1746.

M 2 había sido descubierta por Maraldi el 11 de Septiembre de 1746; Charles Messier independientemente la redescubrió y catalogó exactamente 14 años después, el 11 de Septiembre de 1760 como una 'nebulosa sin estrellas'. William Herschel fue el primero que definió sus estrellas.

M 2 tiene un diámetro de unos 175 años luz, contiene unas 150 000 estrellas y es uno de los más ricos y compactos cúmulos globulares, como indica su clasificación en la clase de densidad II. Este cúmulo es de notable elipticidad (elipticidad 9, o forma E1), como puede verse en nuestra fotografía; está extendida en un ángulo de posición de 135 grados. A unos 37 500 años luz (de acuerdo con la base de datos de W.E. Harris), se sitúa bastante más allá del Centro Galáctico. Visualmente es de una magnitud aparente de 6,5 y de unos 6 a 8 minutos de arco de diámetro, con una brillante región central comprimida de unos 5'. En las fotografías típicas puede extenderse hasta los 12,9 minutos de arco, y las fotografías detalladas revelan que se extiende hasta un diámetro de 16,0 minutos de arco.

Como la mayoría de los cúmulos globulares, la parte central de M 2 está bastante comprimida. El denso núcleo central de M 2 es de sólo 0,34 minutos de arco o unos 20 segundos de arco de diámetro, correspondiendo a un diámetro de 3,7 años luz. Su Radio de masa media es de 0,93 minutos de arco (56 segundos de arco, o 10 años luz linealmente). En el otro extremo, su radio mareal es grande: 21,45 minutos de arco, correspondiendo a un radio de 233 años luz mas allá del cual las estrellas escaparían a causa de las fuerzas de marea gravitatorias de la Vía Láctea.

Las estrellas más brillantes de M 2 son gigantes rojas y amarillas de magnitud 13,1, mientras que las estrellas de su rama horizontal tienen un brillo aparente de 16,1. El tipo espectral global del cúmulo ha sido asignado a F0, su índice de color a -0,06; valores modernos asignan un tipo espectral F4, y B-V =0,66.

De su diagrama de color-magnitud, Halton Arp (1962) ha deducido la edad de M 2 en unos 13 000 millones de años y aproximadamente la misma que los cúmulos globulares M 3 y M 5.

De sus 21 variables conocidas, las dos primeras han sido descubiertas por Bailey en 1895 (Pickering and Bailley 1895), y un total de 8 hasta 1897. La mayoría de ellas son también llamadas 'variables de cúmulo' del tipo de RR Lyrae, con periodos cortos de menos de un día. Tres de ellas, sin embargo, son Cefeidas 'clásicas' del tipo II (estrellas W Virginis) con periodos de 15,57, 17,55 y 19,30 días respectivamente, y un brillo visual aparente de magnitud aproximada 13. Estas estrellas han sido estudiadas por H.C. Arp (1955) y G. Wallerstein (1970). Una variable es una estrella RV Tauri cuya magnitud aparente varía entre 12,5 y 14,0 con un periodo de 69,09 días; esta estrella tiene alternancias mínimas entre profunda y somera, y fue descubierta en 1897 por el aficionado francés A. Chèvremont. Se sitúa en el borde occidental del cúmulo, ligeramente hacia el norte.

M 2 se encuentra fácilmente desde Alfa y Beta Aquarii, así como Epsilon Pegasi. Está 5 grados al norte de Beta Aquarii, en la misma declinación que Alfa Aquarii.

Con su magnitud visual de 6,5, M 2 es un objeto difícil para la observación a simple vista (no visible bajo condiciones 'medias'), pero es un objetivo fácil para instrumentos ópticos ligeros como binoculares o anteojos de ópera, en particular por que está situado en un campo poco estrellado. Un telescopio de 4 pulgadas libre de obstrucción (refractor o Schiefspiegler*) no resuelve este cúmulo, sino que muestra solo algunas de sus estrellas más brillantes diseminadas sobre la imagen nebulosa de fondo causada por las estrellas no definidas. Observando con su refractor de 10 centímetros, John Mallas detecta un curvado surco oscuro que atraviesa la esquina noroccidental del cúmulo, que también puede verse en las fotografías. Con uno de 20 centímetros, este cúmulo globular se define parcialmente en estrellas, incluso en el centro con buenas condiciones de visibilidad. Se necesitan telescopios más grandes, de 25 centímetros y más, para definir completamente este cúmulo. Un surco oscuro peculiar cruza el borde noroccidental del cúmulo, una idea del cual se aprecia en nuestra imagen; telescopios más grandes (de 40 centímetros en adelante) muestran otras varias estructuras o regiones más oscuras, menos prominentes.