известно с древнейших времён
ω Центавра (омега Центавра, NGC 5139) - шаровое скопление в созвездии Центавр. Оно находится на расстоянии 18 300 световых лет. Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции «Нового общего каталога».
- 1 История изучения
- 2 Характеристики
- 3 См. также
- 4 Примечания
- 5 Ссылки
История изучения
Скопление ω Центавра было включено в каталог Птолемеем 2000 лет назад как звезда. Лакайль записал его в свой каталог под названием I.5. Эдмонд Галлей, исследовав его в 1677 году, включил в каталог как туманность. Английский астроном Джон Гершель впервые в 1830-х годах определил, что это звёздное скопление.
Характеристики
ω Центавра принадлежит нашей галактике Млечный Путь и является её крупнейшим шаровым скоплением, известным на данный момент. Оно содержит несколько миллионов звёзд населения II. Центр скопления настолько плотно заселён звёздами, что расстояние между ними составляет 0,1 световых лет. Возраст ω Центавра определяется в 12 миллиардов лет.
Скопление имеет несколько поколений звёзд. Астрономы предполагают, что, возможно, в прошлом оно было карликовой галактикой, поглощённой Млечным Путём много веков назад. Опубликованные в 2008 году расчёты свидетельствуют о том, что в центре скопления может находиться чёрная дыра средней массы.
См. также
- Список объектов Мессье
- Новый общий каталог
Примечания
- Eva Noyola, Karl Gebhardt, and Marcel Bergmann. Gemini and Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in ω Centauri // The Astrophysical Journal. - 2008. - Т. 676, № 2. - С. 1008-1015.
- звездном скоплении Омега Центавра найдена центральная черная дыра
Ссылки
- Информация на английском и французском из оригинального «Нового общего каталога»
- Информация (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
- SIMBAD (англ.)
- VizieR (англ.)
- NASA/IPAC Extragalactic Database (англ.)
- Список публикаций, посвящённых NGC 5139
К сожалению, со средних широт Северного полушария Земли видно лишь часть созвездия Центавр, а объекты в нем из-за своего низкого положения над горизонтом могут наблюдаться с определенными неудобствами.
Центавр — скриншот из программы планетария
Еще длительной весенней ночью низко-низко над южным горизонтом поднимается созвездие Центавр (иногда его называют Кентавр). Для большинства жителей Северного полушария это область неба является недосягаемой, так как по склонению созвездие располагается от -30 до -64 градусов. На средних северных широтах видно лишь половину созвездия Центавр.
Основные звезды созвездия
Самой яркой звездой созвездия является α Cen. Это звезда, имеющая видимую суммарную яркость в -0,27m. — физически кратная звездная система, состоящая из трех компонентов: α Cen А, α Cen В и , которая обычно рассматривается обособленно.
Проксима Центавра, снимок Хаббла
Компоненты А и В по всем своим астрофизическим параметрам схожи с нашим светилом — Солнцем, они находятся в близких классах и похожие по размерам. Более того у звезды α Cen В есть . Проксима же — красный карлик, является , расположенной всего в 4,24 световых лет от Солнца.
Самым ярким светилом, видимым со средних широт является звезда ν Cen (Менкент). Звезда имеет яркость в 2,1 звездных величин и может быть легко найдена, если продлить на Юго-Восток прямую, соединяющую Виндематрикс (ε Vir) и (α Vir).
Объекты далекого космоса, видимые со средних широт
Созвездие Центавр необычайно богато объектами далекого космоса, но наблюдателю из Северного полушария изо всего этого обилия доступно всего два. Одно из них — самое яркое шаровое скопление NGC 5139, с древних времен известное как ω Cen.
История Омеги Центавра
История его появления на небе именно в качестве скопления пестрит множеством парадоксов. Издавна оно считалось звездой, и во II веке нашей эры было внесено Клавдием Птолемеем в его “Альмагест” под названием ω Центавра. Наблюдавший его аббат Никола Луи де Лайкаль записал скопление в свой “Каталог незвездных объектов” под индексом 1.5. В 1677 году Эдмунд Галлей, наблюдая ω Cen назвал его туманностью, и лишь в первой половине XIX века Джон Гершель идентифицировал его как шаровое скопление.
Для того, чтоб найти NGC 5139, сперва следует отыскать звезды μ и ζ Cen. От ζ Cen на Запад визуально отложить отрезок, равный расстоянию между данными звездами. На том месте, даже в самый скромный бинокль видно довольно яркий туманный клубок света. Хотя скопление и имеет 3,7 звездных величин, найти его невооруженным глазом на средней широте задача не из легких. Оно поднимается над горизонтом не выше пяти градусов и проекция скопления на небесную сферу может серьезно пострадать от атмосферной рефракции или, даже незначительной, пригоризонтальной засветки.
Наблюдения NGC 5139
Путешествие к NGC 5139
В более мощный бинокль скопление проявляет некую зернистость, обусловленную неполным разрешением его на отдельные светила. По словам некоторых астрономов-любителей, полностью разрешить ω Cen на звезды, при условии его достаточной высоты над горизонтом, можно уже в 100 мм телескоп. На широте 45 градусов (+-)5 для его комфортных наблюдений понадобился бы оптический прибор с апертурой более 5” (125 мм). Весьма любопытно сравнить Омегу Центавра с Большим Шаровым Скоплением в Геркулесе!
Центавр А
Галактики Центавр А. Фотография с общей выдержкой 120 часов!
Следующей целью в этом созвездии является пятая по яркости галактика на земном небе – NGC 5128 или Центавр А. Это довольно близкая к нам линзообразная галактика типа S0 с полярным ободом (поясом), которая к тому же мощнейший источник радио- и рентгеновского излучения, по сути дела, есть ближайшей к нам активной галактикой (не путать с АГЯ).
Виртуальное путешествие галактике
Центавр А более доступный объект, нежели ω Cen, так как имеет склонение -43,1 градусов при видимой яркости в 6,6 звездных величин. При всех этих параметрах, наблюдения NGC 5128 в средних северных широтах весьма затруднены. На 50-й параллели в бинокль 10х50 можно распознать смутное, почти круглое пятно света, в пяти градусах на Запад от μ Cen. Различить столь заметную пылевую полосу (тот самый полярный обод) не получится из-за низкого расположения объекта над горизонтом.
Глубокий взгляд на Центавр A
Центавр А в разных диапазонах спектра
Южные объекты Центавра
В невидимой со средних широт части созвездия есть немалое количество достойных внимания объектов далекого космоса. В подавляющем большинстве это рассеянные скопления, такие, как, например, NGC 5617, Tr22 и Lynga2, находящиеся межу Ригель Центаурус и Хадар (α и β Cen). На территории, занимаемой Центавром находится еще одна достопримечательность Южного неба — Большой Угольный Мешок. Частично эта темная туманность (самый большой пылевой карман Млечного Пути) находится в созвездии , частично в Центавре. Она превосходно видна невооруженным глазом.
Коротко о созвездии
История созвездия
По наблюдениям на космическом телескопе «Хаббл» и наземном телескопе «Джемини» получены серьезные указания на то, что в звездном скоплении Омега Центавра находится черная дыра с массой около 30 000-50 000 масс Солнца. Это, во-первых, подтверждает, что Омега Центавра — не обычное шаровое скопление нашей Галактики, а остаток карликовой галактики, захваченной нашей. Во-вторых, масса открытой черной дыры прекрасно укладывается в известную зависимость этой величины от массы сферической составляющей в галактиках, позволяя продлить эту корреляцию в область небольших (по галактическим меркам) масс. Раньше до столь малых масс не дотягивались .
Омега Центавра (ω Centauri), или NGC 5139 , — гигантское звездное скопление с массой около 5 миллионов солнечных. По форме оно похоже на шаровое, однако детальный анализ его свойств давно заставил ученых усомниться в том, что мы просто имеем дело с самым большим шаровым скоплением нашей Галактики. Полагают, что Омега Центавра — это небольшая галактика, захваченная нашей около 10 миллиардов лет назад и «ободранная», то есть мы видим лишь плотное ядро, а внешние звездные оболочки карликовой галактики были разрушены приливными силами и звезды из них вошли в состав нашей Галактики.
На такое происхождение указывают многие свойства Омеги Центавра, например разнообразный звездный состав, который требует нескольких эпизодов звездообразования (у шаровых скоплений звезды имеют примерно одинаковый возраст и химический состав, хотя совсем недавно и у обычных «шаровиков» стали обнаруживать некоторое разнообразие звездных населений).
Омега Центавра — не единственное скопление, для которого предполагают, что в прошлом оно было самостоятельной галактикой. Кроме того, сейчас мы видим процесс поглощения карликовой галактики в созвездии Стрельца (шаровое скопление М54 может быть ядром этой галактики). Тем не менее Омега Центавра — самое крупное из таких скоплений, и его изучение представляет особый интерес.
Если это скопление когда-то было самостоятельной галактикой, то вполне можно заподозрить, что в его центре находится массивная черная дыра, поскольку современные данные говорят нам, что каждая галактика с массивным балджем (сферической составляющей; от англ. bulge «выпуклость, вздутие») имеет черную дыру. Чем массивнее балдж, тем массивнее черная дыра.
Авторы статьи провели детальное исследование распределения звездной плотности в скоплении, а также скоростей звезд. Дело в том, что наличие большой центральной массы приводит к небольшому пику — каспу (от англ. cusp «пик, выступ») — в распределении звезд, а кроме того, массивный объект будет заставлять звезды вращаться быстрее — то есть возрастет дисперсия скоростей в самой центральной области скопления (к сожалению, измерять скорости отдельных звезд в скоплении трудно из-за их высокой пространственной плотности, поэтому определяют дисперсию).
На рис. 1 в начале статьи показаны два распределения плотности в скоплении. Нижняя кривая соответствует распределению звезд — светящегося вещества (грубо говоря, подсчитали число звезд в единице объема и таким образом оценили массу). Верхняя кривая отражает вклад темной (невидимой) составляющей массы. Эта кривая получена по результатам изучения распределения скоростей звезд в центральной части скопления. Ведь скорости звезд не зависят от того, светится притягивающее их вещество или нет. Дисперсия скоростей звезд определяется по спектру. Исследуются спектральные линии, которые смещаются из-за эффекта Доплера. Измеряя дисперсию скоростей звезд на разном расстоянии от центра скопления, можно построить профиль распределения массы в нём.
Существенная разница между двумя кривыми свидетельствует о том, что в центре скопления есть невидимая масса. Темная составляющая доминирует только в центре, что говорит о том, что масса ее невелика по сравнению с полной звездной массой скопления, а также о том, что невидимое вещество сильно сконцентрировано в центральной части.
Итак, из рисунка видно, что что-то темное «сидит» в центральной части скопления. Что это может быть? Конечно, это может быть одна массивная черная дыра. Но, может быть, есть какие-то альтернативы? Например, это может быть скопление 10 000 звездных остатков (нейтронных звезд или черных дыр). Анализ такой возможности с помощью численных моделей показывает, что подобная структура не могла образоваться в Омеге Центавра. Значит, мы имеем дело с одной черной дырой.
Напомню, что наблюдается два типа черных дыр: звездных масс и сверхмассивные. Первые образуются после коллапса массивных звезд. Соответственно, массы таких черных дыр лежат в пределах от единиц до нескольких десятков масс Солнца. Вторые находятся в центрах множества галактик (см. обзор). Сверхмассивные черные дыры набирают свою массу за счет аккреции газа и темной материи, а также за счет слияний с другими центральными черными дырами, когда происходит слияние галактик . Если галактика достаточно массивна, то черная дыра может вырасти до нескольких миллиардов масс Солнца. Однако в решении вопроса о росте массы сверхмассивных черных дыр еще много неясностей (см., например, статьи 0705.2269 и astro-ph/0506040). Кроме того, астрофизики говорят и о черных дырах промежуточных масс. Во-первых, об этом идет речь при обсуждении так называемых . Во-вторых, черные дыры промежуточных масс заподозрены у двух шаровых скоплений . В случае Омеги Центавра мы, скорее всего, имеем дело с родственницей сверхмассивных черных дыр. То есть механизм образования черной дыры был таким же, как и у ее «родственников» в центрах галактик. Такой механизм не должен работать для обычных шаровых скоплений, поскольку история их формирования и жизни иная.
На рис. 3 показана известная зависимость между массами черных дыр и дисперсией скоростей звезд.
Дисперсия определяется из спектральных наблюдений. Для определения масс черных дыр существует несколько способов, дающих достаточно хорошие оценки (неопределенности показаны «усами» у точек). Например, метод реверберационного картирования или интереснейший способ , связанный с детальным изучением свойств диска вокруг черной дыры по данным о линзировании. Но разговор о всех методах определения масс сверхмассивных черных дыр увел бы нас далеко в сторону.
Кроме галактик на график нанесены также точки для двух шаровых скоплений и для Омеги Центавра. Видно, что точки для черных дыр в скоплениях и в галактиках лежат примерно на одной прямой. То есть «семейный портрет» черных дыр подтверждает их «родство».
Было бы интересно увидеть какую-то активность черной дыры, например в рентгеновском или инфракрасном диапазонах. «Наша» черная дыра, являясь очень спокойным монстром, тем не менее выдает себя своей активностью . Правда, масса черной дыры в Омеге Центавра в сто раз меньше массы черной дыры в центре нашей Галактики, и, кроме того, в этом скоплении меньше газа, который мог бы аккрецировать на черную дыру. Так что наблюдательные проявления свежеоткрытой дыры будут, скорее всего, слабее — не зря же за все годы исследований Омеги Центавра никаких проявлений «монстра» не заметили. Но поскольку появился мотив для более глубокого поиска, что-то подобное, может быть, удастся открыть и в Омеге Центавра. Ведь теперь начнется настоящая охота на диковинного зверя.
)
Шаровое скопление типа VIII
История изучения
Скопление ω Центавра было включено в каталог Птолемеем 2000 лет назад как звезда. Лакайль записал его в свой каталог под названием I.5. Эдмонд Галлей , исследовав его в 1677 году , включил в каталог как туманность. Английский астроном Джон Гершель впервые в 1830-х годах определил, что это звёздное скопление.
Характеристики
ω Центавра принадлежит нашей галактике Млечный Путь и является её крупнейшим шаровым скоплением, известным на данный момент. Оно содержит несколько миллионов звёзд населения II . Центр скопления настолько плотно заселён звёздами, что расстояние между ними составляет 0,1 световых лет . Возраст ω Центавра определяется в 12 миллиардов лет.
Скопление имеет несколько поколений звёзд. Астрономы предполагают, что, возможно, в прошлом оно было карликовой галактикой, поглощённой Млечным Путём много галактических лет назад. Опубликованные в 2008 году расчёты свидетельствуют о том, что в центре скопления может находиться чёрная дыра средней массы .
См. также
Напишите отзыв о статье "Омега Центавра"
Примечания
Ссылки
- и из оригинального «Нового общего каталога »
- (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
- (англ.)
- (англ.)
- (англ.)
Отрывок, характеризующий Омега Центавра
– То то оно, сладкая ветчина то. – отвечал другой с хохотом.И они прошли, так что Несвицкий не узнал, кого ударили в зубы и к чему относилась ветчина.
– Эк торопятся, что он холодную пустил, так и думаешь, всех перебьют. – говорил унтер офицер сердито и укоризненно.
– Как оно пролетит мимо меня, дяденька, ядро то, – говорил, едва удерживаясь от смеха, с огромным ртом молодой солдат, – я так и обмер. Право, ей Богу, так испужался, беда! – говорил этот солдат, как будто хвастаясь тем, что он испугался. И этот проходил. За ним следовала повозка, непохожая на все проезжавшие до сих пор. Это был немецкий форшпан на паре, нагруженный, казалось, целым домом; за форшпаном, который вез немец, привязана была красивая, пестрая, с огромным вымем, корова. На перинах сидела женщина с грудным ребенком, старуха и молодая, багроворумяная, здоровая девушка немка. Видно, по особому разрешению были пропущены эти выселявшиеся жители. Глаза всех солдат обратились на женщин, и, пока проезжала повозка, двигаясь шаг за шагом, и, все замечания солдат относились только к двум женщинам. На всех лицах была почти одна и та же улыбка непристойных мыслей об этой женщине.
– Ишь, колбаса то, тоже убирается!
– Продай матушку, – ударяя на последнем слоге, говорил другой солдат, обращаясь к немцу, который, опустив глаза, сердито и испуганно шел широким шагом.
– Эк убралась как! То то черти!
– Вот бы тебе к ним стоять, Федотов.
– Видали, брат!
– Куда вы? – спрашивал пехотный офицер, евший яблоко, тоже полуулыбаясь и глядя на красивую девушку.
Немец, закрыв глаза, показывал, что не понимает.
– Хочешь, возьми себе, – говорил офицер, подавая девушке яблоко. Девушка улыбнулась и взяла. Несвицкий, как и все, бывшие на мосту, не спускал глаз с женщин, пока они не проехали. Когда они проехали, опять шли такие же солдаты, с такими же разговорами, и, наконец, все остановились. Как это часто бывает, на выезде моста замялись лошади в ротной повозке, и вся толпа должна была ждать.
– И что становятся? Порядку то нет! – говорили солдаты. – Куда прешь? Чорт! Нет того, чтобы подождать. Хуже того будет, как он мост подожжет. Вишь, и офицера то приперли, – говорили с разных сторон остановившиеся толпы, оглядывая друг друга, и всё жались вперед к выходу.
Оглянувшись под мост на воды Энса, Несвицкий вдруг услышал еще новый для него звук, быстро приближающегося… чего то большого и чего то шлепнувшегося в воду.
– Ишь ты, куда фатает! – строго сказал близко стоявший солдат, оглядываясь на звук.
– Подбадривает, чтобы скорей проходили, – сказал другой неспокойно.
> Омега Центавра
Как выглядит шаровое скопление Омега Центавра созвездия Центавр: описание, характеристика с фото, диаметр, сколько звезд, происхождение, возраст, факты.
(NGC 5139) – шаровое скопление, удаленное на 15800 световых лет. Проживает на территории Центавра и занимает первые позиции по уровню светимости, размерам и массивности во всей галактике.
При диаметре в 150 световых лет шаровое скопление созвездия Центавр вмещает 10 миллионов звезд. В Млечном Пути можно найти минимум 200 скоплений шарового типа, но Омега Центавра отличается происхождением. Многие полагают, что сформировалось от остатка карликовой галактики, уничтоженной при столкновении с нашей.
Такие скопления движутся по орбите вокруг галактики, не заходя в диск. В них вмещаются десятки тысяч и миллионы звезд, объединенных гравитацией. Обычно их возраст практически одинаковый, но в Омега Центавра царствует разнообразие: от 12 миллиардов лет до совсем юных.
Подобная ситуация заставила ученых предположить, что перед нами не типичное шаровое скопление, а лишенная внешних звезд карликовая галактика.
Скопление Омега Центавра приютило несколько миллионов звезд населения II. Возраст – 12 миллиардов лет. Полагают, что звезды появились в течение 2 миллиардов лет с несколькими пиками активности. Центр так сильно сжат, что промежуток между членами составляет 0.1 световой год.
В 2008 году исследователи использовали сведения Обсерватории Джемини и телескопа Хаббл, чтобы обнаружить черную дыру промежуточной массы в ядре скопления. На снимках отобразилась крупная звездная концентрация, передвигающаяся на высоких скоростях.
Было ясно, что в центре шарового скопления прячется объект, контактирующий со звездами при помощи гравитации. По массе в 40000 раз превосходил солнечную. Под такие параметры подходила только черная дыра. Поздние анализы пытались оспорить результаты, но исключить наличие дыры не удавалось. Но максимум массы ограничили до 12000 солнечных.
Омега Центавра можно найти без использования техники, но лучше захватить с собою телескоп. В темном небе по размерам охватит видимую Луну. Жителям северного полушария можно наблюдать только в конкретное время. Благоприятный период для обзора – апрель-июнь. Также можно смотреть с января по апрель, но показывается перед восходом Солнца. Если проживаете южнее экваториальной линии, то выслеживайте с марта по октябрь.
Для поиска используйте Спику (ярчайшая в Деве). Они вместе достигают наивысшей небесной точки на юге. Скопление отдалено от звезды на 35 градусов южнее. Обязательно примените онлайн карту звездного неба на сайте, чтобы отыскать Омега Центавра самостоятельно в телескоп.
Из-за массы в 5 миллионов солнечных, Омега Центавра в 10 раз массивнее типичного представителя своего вида (практически как галактика). По массивности его превосходит только Майалл II (в М31). Также у скопления намного выше скорость вращения, а форма немного приплюснута.
Факты о звездном скоплении Омега Центавра
В 1667 году скопление в созвездии Центавра обнаружил Эдмунд Галлей с острова Святой Елены. Он стал первым, кто наименовал его не звездным объектом. Он добавил его в список из шести «светящихся пятен». Еще раньше Птолемей соотнес со звездой.
Иоганн Байер пользовался информацией Птолемея. Впервые наименование Омега Центавра отразилось в его Уранометрии (1603). Объект не признавали скоплением шарового типа до 1826 года. Джеймс Данлоп назвал его «прекрасным шаром сжатых звезд». В итоге, Джон Гершель использовал свой мощный телескоп в 1830-х годах и окончательно закрепил современный статус.
В 1746 году Жан Филипп де Шезо вносит его в список из 21-й туманности, а в 1755 году Николя Луи де Лакайль отмечает в каталоге как L I.5.
Полагают, что одна из наиболее близких к нам звезд Каптейн сформировалась в пределах скопления. Речь идет о красном карлике, удаленном на 13 световых лет (Живописец).
