Naesfera celeste, situa-se cerca de cinco graus ao norte da estrelaBeta Aquarii e a dez graus ao su-sudoeste deEpsilon Pegasi, que tem a mesmadeclinação deAlpha Aquarii, a estrela mais brilhante de Aquário. É visto como uma pequena mancha nebulosa ligeiramente oval embinóculos e suas estrelas mais brilhantes são vistas com pequenostelescópios.[3]
Tem um diâmetro aproximado de 175anos-luz. Segundo a classificação deHarlow Shapley eHelen 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 daVia-Láctea.[2] Tem a formaelipsoidal e dista a 37 500 anos-luz daTerra, estando do lado oposto dodisco galáctico.[4]
Messier 2 (brilho ajustado)
Como a maioria dos aglomerados globulares, seu núcleo é denso, medindo apenas 20segundos de grau de diâmetro aparente em fotografias, equivalendo a 3,7 anos-luz. Seu raio de influênciagravitacional mede 233 anos-luz. Suas estrelas mais brilhantes têm magnitude aparente 13,1 e são compostas principalmente porgigantes amarelas evermelhas, e suas estrelas mais jovens, brancas, têm magnitude aparente 16,1. Aclasse espectral média foi estimada em F4 e seuíndice de cor em 0,66.[2] O astrônomoHalton Arp estimou em 1962 a idade do aglomerado em 13 bilhões de anos.[5]
São conhecidas no aglomerado 21estrelas variáveis, sendo que 2 já eram conhecidas em 1895 porSolon Irving Bailey,[6] e 8 em 1897. A maior parte das estrelas variáveis são da classeRR Lyrae, que têm períodos menores que um dia, embora sejam conhecidas três variáveisW Virginis, com períodos de 15,57, 17,55 e 19,30 dias, respectivamente, e magnitude aparente 13.[7][8] Também há umavariável 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 nohalo galáctico e está se aproximando radialmente daTerra a umavelocidade de 5,3 km/s;[9][10] sido classificado como aglomerado globular de halo classe H2, segundoLodewijk Woltjer e S. Ninkovic. Ninkovic também foi um dos primeiros a estudar a órbita do aglomerado, estimando suaexcentricidade em 0,6.[2]
Em 1993, Kyle M. Cudworth e Robert B. Hanson, noObservatório Lick, estimaram omovimento 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 umainclinação orbital estimada em 40,6° em relação aoplano 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 aoplano 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)
