Na esfera celeste, situa-se cerca de cinco graus ao norte da estrela Beta Aquarii e a dez graus ao su-sudoeste de Epsilon Pegasi, que tem a mesma declinação de Alpha Aquarii, a estrela mais brilhante de Aquário. É visto como uma pequena mancha nebulosa ligeiramente oval em binóculos e suas estrelas mais brilhantes são vistas com pequenos telescópios.[3]
Sua magnitude aparente é de 6,3 a 6,5 e tem, em fotografiasCCD de longa exposição, 16 minutos de arco de diâmetro aparente. É fracamente visível a olho nu, mesmo em um céu noturno excepcionalmente escuro, embora seja facilmente localizável como uma nebulosa com o auxílio de lunetas ou binóculos. Apenas telescópios com abertura superior a 0,25 m são capazes de resolver suas estrelas mais brilhantes.[2]
Características
Tem um diâmetro aproximado de 175 anos-luz. Segundo a classificação de Harlow Shapley e Helen Sawyer Hogg, M2 é um aglomerado globular classe II, onde aglomerados de classe I são os mais densos e os de classe XII são os menos densos: contém cerca de 150 000 estrelas, sendo um dos mais ricos e compactos aglomerados globulares da Via-Láctea.[2] Tem a forma elipsoidal e dista a 37 500 anos-luz da Terra, estando do lado oposto do disco galáctico.[4]
Messier 2 (brilho ajustado)
Como a maioria dos aglomerados globulares, seu núcleo é denso, medindo apenas 20 segundos de grau de diâmetro aparente em fotografias, equivalendo a 3,7 anos-luz. Seu raio de influência gravitacional mede 233 anos-luz. Suas estrelas mais brilhantes têm magnitude aparente 13,1 e são compostas principalmente por gigantes amarelas e vermelhas, e suas estrelas mais jovens, brancas, têm magnitude aparente 16,1. A classe espectral média foi estimada em F4 e seu índice de cor em 0,66.[2] O astrônomo Halton Arp estimou em 1962 a idade do aglomerado em 13 bilhões de anos.[5]
São conhecidas no aglomerado 21 estrelas variáveis, sendo que 2 já eram conhecidas em 1895 por Solon Irving Bailey,[6] e 8 em 1897. A maior parte das estrelas variáveis são da classe RR Lyrae, que têm períodos menores que um dia, embora sejam conhecidas três variáveis W Virginis, com períodos de 15,57, 17,55 e 19,30 dias, respectivamente, e magnitude aparente 13.[7][8] Também há uma variável RV Tauri, descoberta pelo francês A. Chèvremont em 1897, com magnitude aparente variando periodicamente a cada 69,09 dias entre 12,5 e 14,0.[2]
O aglomerado situa-se no halo galáctico e está se aproximando radialmente da Terra a uma velocidade de 5,3 km/s;[9][10] sido classificado como aglomerado globular de halo classe H2, segundo Lodewijk Woltjer e S. Ninkovic. Ninkovic também foi um dos primeiros a estudar a órbita do aglomerado, estimando sua excentricidade em 0,6.[2]
Em 1993, Kyle M. Cudworth e Robert B. Hanson, no Observatório Lick, estimaram o movimento próprio do aglomerado na esfera celeste em 4,7 milissegundos de arco.[11] Três anos mais tarde, Bertrand Dauphole revisou esses valores para 6,9 milissegundos de arco. Com base nisso, Dauphole calculou sua excentricidade orbital 0,67, com a distância máxima do centro galáctico em 91 000 anos-luz e uma inclinação orbital estimada em 40,6° em relação ao plano galáctico.[12] Com a revisão de Michael Geffert e de Peter Brosche dos valores dos movimentos próprios de vários aglomerados, incluindo M2, a órbita do aglomerado foi recalculada: sua excentricidade foi estimada em 0,76, sua distância perigaláctica (menor distância em relação ao centro galáctico) em 23 500 anos luz, sua distância apogaláctica (maior distância) em 171 000 anos-luz e sua inclinação em relação ao plano galáctico em 44,0°.[13]
↑Halton C. Arp (1962). «The Effect of Reddening on the Derived Ages of Globular Clusters and the Absolute Magnitudes of RR Lyrae Cepheids». Astronomical Journal. 135. pp. 971–5. Bibcode:1962ApJ...135..971A ADS: 1962ApJ...135..971AVerifique |bibcode= length (ajuda)
↑Dauphole, M. Geffert, J. Colin, C. Ducourant, M. Odenkirchen, & H.-J. Tucholke (1996). «The kinematics of globular clusters, apocentric distances and a halo metallicity gradient». Astronomy and Astrophysics. 313. pp. 119–28. Bibcode:1996A&A...313..119D ADS: 1996A&A...313..119DVerifique |bibcode= length (ajuda) !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
↑P. Brosche, M. Odenkirchen, M. Geffert, & H.-J. Tucholke (1997). «Space Motions and Orbits of Globular Clusters». Proceedings of the ESA Symposium, Hipparcos - Venice '97. Itália. pp. 531–6. Bibcode:1997hipp.conf..531B ADS: 1997hipp.conf..531BVerifique |bibcode= length (ajuda) !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)