47 Тукана

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 24 мая 2023 года; проверки требуют 3 правки.
Перейти к навигации Перейти к поиску
47 Тукана
Шаровое скопление типа III[1]
История исследования
Открыватель Никола Луи де Лакайль
Дата открытия 14 сентября 1751 года
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 00ч 24м 5,20с
Склонение −72° 04′ 49″
Расстояние 14514 световых лет[2]
Видимая звёздная величина (V) 4,09
Видимые размеры 43,80′
Лучевая скорость (Rv) −17,2 ± 0,1 км/с[6]
Собственное движение
 • прямое восхождение 5,25 ± 0,01 mas/год[3]
 • склонение −2,53 ± 0,01 mas/год[3]
Созвездие Тукан
Физические характеристики
Класс III
Часть от Млечный Путь
Масса 1 500 000 M⊙[4]
Радиус 120 световых лет
Металличность [Fe/H] −0,82[7]
VHB 14,2
Возраст 13,06 млрд. лет[5]
Информация в базах данных
SIMBAD NGC 104
Коды в каталогах
NGC 104, GCL 1, ESO 50-SC9, ξ Tuc, Caldwell 106, Mel 1, 1RXS J002404.6-720456
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

47 Тукана (другие обозначения — NGC 104, GCL 1, ESO 50-SC9) — шаровое скопление в созвездии Тукан. 47 Тукана является вторым по яркости шаровым скоплением после Омеги Центавра (NGC 5139). Расположено в южном полушарии неба. 47 Тукана приближается к нам со скоростью 19 км/с. Имеет кандидата в чёрные дыры средней массы[8][9].

История

[править | править код]

Хотя скопление видно невооружённым глазом, его открыли лишь в 1751 году из-за того, что оно находится далеко на юге. Скопление было зарегистрировано Николой Луи де Лакайлем, сделанным им во время наблюдений на мысе Доброй Надежды, который сначала принял его за ядро яркой кометы[10]. Число «47» было присвоено в «Общем описании и проверке звёзд и указателей», составленном Иоганном Элертом Боде и опубликованном в Берлине в 1801 году. Боде сам не наблюдал это скопление, но переупорядочил звёзды в каталоге Лакайля по созвездиям в порядке прямого восхождения. В XIX веке Бенджамин Апторп Гулд присвоил ему греческую букву ξ (кси), чтобы обозначить его ξ Тукана, но это не получило широкого распространения, и его почти повсеместно называют 47 Тукана[11].

В дальнейшем скопление было исследовано Джеймсом Данлопом в 1826 и Джоном Гершелем в 1834 году. Этот объект входит в число перечисленных в оригинальной редакции Нового общего каталога.

Характеристика

[править | править код]

47 Тукана — второе по яркости шаровое скопление на небе (после Омеги Центавра), известное тем, что имеет маленькое, очень яркое и плотное ядро. Это одно из самых массивных шаровых скоплений в Галактике, содержащее миллионы звёзд. Скопление очень компактное, диаметром около 140 световых лет.

Скопление кажется размером с полную луну на небе в идеальных условиях. Хотя оно кажется смежным с Малым Магеллановым Облаком, последнее удалено примерно на 200 000 ± 3 300 св. лет (60,6 ± 1,0 кпк)[12], что более чем в пятнадцать раз дальше, чем 47 Тукана.

Вид с земли (слева) шарового скопления 47 Тукана и снимок космического телескопа [[Хаббл]] (справа) того же объекта. Жёлтым цветом обведены голубые отставшие

Это шаровое скопление чрезвычайно богатое звёздами и поэтому оно была предметом многочисленных исследований звёздного населения. Благодаря близости и исследованности 47 Тукана, как и ожидалось для старого скопления, молодые звёзды которого давно умерли, обладает наибольшим числом известных пульсаров (более двадцати), большинство из которых являются миллисекундными пульсарами[13]. Также имеется большое количество «голубых отставших», обилие которых свидетельствует о том, что эти объекты образовались в результате тесного взаимодействия или даже столкновения с другими звёздами[14].

Металличность скопления оценивается от -0,72[4] до -0,78 [Fe/H][5], а его масса равна 1 500 000 M⊙[4].

47 Тукана содержит как минимум две популяции звёзд разного возраста или металличности[15]. Плотное ядро содержит ряд экзотических звёзд, представляющих научный интерес, в том числе по меньшей мере 21 голубая отставшая звезда[16]. Шаровые скопления эффективно сортируют звёзды по массе, при этом самые массивные звезды падают в центр[17][18].

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела скопления предполагает возраст звёзд примерно в 13 миллиардов лет, то есть является необычайно старым[19].

Скопление содержит и некоторые редчайшие наблюдаемые звёзды. Например имеется голубая гигантская звезда со спектральным классом B8III, одна из самых ярких звёзд в видимом и ультрафиолетовом свете, её светимость примерно в 1100 раз больше, чем у Солнца, и она по праву известна как «Яркая звезда». Скорее всего она возникла в результате слияния нескольких звёзд — в частности об этом свидетельствует её расположение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела левее асимптотической ветви гигантов (post-AGB). Она имеет эффективную температуру около 10 850 К[20].

NGC 104 содержит сотни источников рентгеновского излучения, в том числе звёзды с повышенной хромосферной активностью из-за их присутствия в двойных звездных системах, катаклизмические переменные звёзды, содержащие белые карлики, аккрецирующие от звёзд-компаньонов, и маломассивные рентгеновские двойные системы, содержащие не аккрецирующие нейтронные звёзды, излучение горячей поверхности которых можно наблюдать в рентгеновском диапазоне[21]. Имеются 25 известных[22] миллисекундных пульсаров, что является второй по величине популяцией пульсаров в известных шаровых скоплениях[23]. Считается, что эти пульсары раскручиваются в результате аккреции материала двойных звёзд-компаньонов в предшествующей рентгеновской двойной фазе. Компаньон одного из пульсаров, 47 Тукан W, по-видимому, всё ещё переносит массу на нейтронную звезду, указывая на то, что эта система завершает переход от аккрецирующей маломассивной рентгеновской двойной системы к миллисекундному пульсару[24]. Отдельное рентгеновское излучение было обнаружено от большинства миллисекундных пульсаров скопления с помощью рентгеновской обсерватории Чандра (вероятно это излучение с поверхности нейтронных звёзд), а гамма-излучение было обнаружено с помощью космического гамма-телескопа Ферми (что делает 47 Тукана первым шаровым скоплением, обнаруженным в гамма-лучах)[25].

Существование чёрной дыры средних масс

[править | править код]

Первоначальные данные 2006 года космического телескопа Хаббла ограничивали массу любой возможной чёрной дыры в центре скопления менее примерно 1500 масс Солнца[26]. Однако в феврале 2017 года американские и австралийские астрофизики обнаружили кандидата в чёрные дыры средней массы в центре 47 Тукана[27]. Её масса оценивается в диапазоне 2300+1500
−850 M⊙[28]. Исследователи обнаружили сигнатуру чёрной дыры по движению и распределению пульсаров в скоплении[8]. Благодаря данным, полученным телескопом Gaia, исследованием окрестностей чёрной дыры удалось уточнить расстояние до скопления[2]. Оно приблизительно равно 4450 парсек (14514 световых лет). Однако работа другой научной группы, вышедшая в этом же году, где также исследовались пульсары не даёт убедительных доказательств в пользу существования чёрной дыры средней массы[9]. Поэтому вопрос о её существовании остаётся открытым.

Прочие научные работы

[править | править код]

В декабре 2008 года Рагбир Бхатал[англ.] из Университета Западного Сиднея заявил об обнаружении сильного лазерного сигнала со стороны 47 Тукана[29]. Но эти данные были получены в рамках программы SETI и был лишь доклад на астробиологической научной конференции 2010 года, но не в виде научной публикации. Дальнейшее изучение этого участка неба не выявило других подобных сигналов.

Галерея

[править | править код]
47 Тукана на Большом Южноафриканском Телескопе
47 Тукана находится рядом с Малым Магеллановым Облаком в небе южного полушария

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. A Classification of Globular Clusters (англ.) // Harvard College Observatory Bulletin. — 1927-08. — P. 11-14. — Bibcode: 1927BHarO.849...11S.
  2. ↑ 1 2 Seery Chen, Harvey Richer, Ilaria Caiazzo, Jeremy Heyl. Distances to the globular clusters 47 Tucanae and NGC 362 using Gaia DR2 parallaxes (англ.). Arxiv.org (18 июля 2018). Дата обращения: 21 июля 2018. Архивировано 21 июля 2018 года.
  3. ↑ 1 2 Baumgardt H., Hilker M., Sollima A., Bellini A. Mean proper motions, space orbits, and velocity dispersion profiles of Galactic globular clusters derived from Gaia DR2 data (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2018. — Vol. 482, Iss. 4. — P. 5138–5155. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STY2997 — arXiv:1811.01507
  4. ↑ 1 2 3 J. Boyles, D. R. Lorimer, P. J. Turk, R. Mnatsakanov, R. S. Lynch. YOUNG RADIO PULSARS IN GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2011-11-03. — Vol. 742, iss. 1. — P. 51. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637x/742/1/51. — Bibcode: 2011ApJ...742...51B. Архивировано 13 мая 2022 года.
  5. ↑ 1 2 Duncan A. Forbes, Terry Bridges. Accreted versus in situ Milky Way globular clusters // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2010-05-01. — Т. 404. — С. 1203–1214. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x. — Bibcode: 2010MNRAS.404.1203F. Архивировано 21 апреля 2022 года.
  6. ↑ Baumgardt H., Hilker M. A catalogue of masses, structural parameters, and velocity dispersion profiles of 112 Milky Way globular clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2018. — Vol. 478, Iss. 2. — P. 1520–1557. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STY1057 — arXiv:1804.08359
  7. ↑ Leaman R. Insights into pre-enrichment of star clusters and self-enrichment of dwarf galaxies from their intrinsic metallicity dispersions (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2012. — Vol. 144, Iss. 6. — P. 183. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/144/6/183 — arXiv:1209.4648
  8. ↑ 1 2 Bülent Kızıltan, Holger Baumgardt, Abraham Loeb. An intermediate-mass black hole in the centre of the globular cluster 47 Tucanae (англ.) // Nature. — 2017-02-09. — Vol. 542, iss. 7640. — P. 203–205. — ISSN 1476-4687 0028-0836, 1476-4687. — doi:10.1038/nature21361. — Bibcode: 2017Natur.542..203K. — arXiv:1702.02149. — PMID 28179649. Архивировано 13 мая 2022 года.
  9. ↑ 1 2 P. C. C. Freire, A. Ridolfi, M. Kramer, C. Jordan, R. N. Manchester. Long-term observations of the pulsars in 47 Tucanae - II. Proper motions, accelerations and jerks // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2017-10. — Т. 471, вып. 1. — С. 857–876. — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966. — doi:10.1093/mnras/stx1533. — Bibcode: 2017MNRAS.471..857F. — arXiv:1706.04908. Архивировано 13 мая 2022 года.
  10. ↑ Stephen James O'Meara. Southern gems. — Cambridge: Cambridge University Press, 2012. — 1 online resource с. — ISBN 978-1-139-84008-8, 1-139-84008-8, 978-1-139-05746-2, 1-139-05746-4, 978-1-139-84482-6, 1-139-84482-2.
  11. ↑ Stephen James O'Meara. Deep-Sky Companions: The Caldwell Objects. — 2nd ed. — Cambridge, 2016. — 1 online resource с. — ISBN 978-1-316-01874-3, 1-316-01874-1.
  12. ↑ R. W. Hilditch, I. D. Howarth, T. J. Harries. Forty eclipsing binaries in the Small Magellanic Cloud: fundamental parameters and Cloud distance: SMC eclipsing binaries (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2005-01-12. — Vol. 357, iss. 1. — P. 304–324. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08653.x. — Bibcode: 2005MNRAS.357..304H. — arXiv:astro-ph/0411672. Архивировано 21 января 2022 года.
  13. ↑ P. B. Cameron, R. E. Rutledge, F. Camilo, L. Bildsten, S. M. Ransom. Variability of 19 Millisecond Pulsars in 47 Tucanae with Chandra HRC‐S (англ.) // The Astrophysical Journal : журнал. — 2007-05. — Vol. 660, iss. 1. — P. 587–594. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/512229. — arXiv:astro-ph/0701077. Архивировано 13 мая 2022 года.
  14. ↑ F. Paresce, M. Shara, G. Meylan, D. Baxter, P. Greenfield. Blue stragglers in the core of the globular cluster 47 Tucanae (англ.) // Nature. — 1991-07. — Vol. 352, iss. 6333. — P. 297–301. — ISSN 1476-4687. — doi:10.1038/352297a0. Архивировано 13 мая 2022 года.
  15. ↑ J. Anderson, G. Piotto, I. R. King, L. R. Bedin, P. Guhathakurta. Mixed Populations in Globular Clusters: Et Tu, 47 Tuc? // The Astrophysical Journal. — 2009-05-20. — Т. 697, вып. 1. — С. L58–L62. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637X/697/1/L58. — arXiv:0904.1626. Архивировано 13 мая 2022 года.
  16. ↑ NASA's Hubble Space Telescope Finds "Blue Straggler" Stars in the Core of a Globular Cluster (англ.). HubbleSite.org. Дата обращения: 13 мая 2022.
  17. ↑ Jeanna Bryner published. Mass Migration: How Stars Move in Crowd (англ.). Space.com (30 октября 2006). Дата обращения: 13 мая 2022. Архивировано 13 мая 2022 года.
  18. ↑ Hubble Catches Stellar Exodus in Action. spacedaily.com. Дата обращения: 16 мая 2022. Архивировано 18 августа 2016 года.
  19. ↑ The Hertzsprung-Russell Diagrams of Star Clusters (англ.). The Astrophysics Spectator (6 июня 2008). Дата обращения: 16 мая 2022. Архивировано 9 сентября 2021 года.
  20. ↑ William V. Dixon, Pierre Chayer, Marcelo Miguel Miller Bertolami, Valentina Sosa Fiscella, Robert A. Benjamin. Observations of the Bright Star in the Globular Cluster 47 Tucanae (NGC 104) // The Astronomical Journal. — 2021-10-01. — Т. 162, вып. 4. — С. 126. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.3847/1538-3881/ac0dbb. Архивировано 8 июля 2022 года.
  21. ↑ Jonathan E. Grindlay, Craig Heinke, Peter D. Edmonds, Stephen S. Murray. High Resolution X-ray Imaging of a Globular Cluster Core: Compact Binaries in 47Tuc // Science. — 2001-06-22. — Т. 292, вып. 5525. — С. 2290–2295. — ISSN 1095-9203 0036-8075, 1095-9203. — doi:10.1126/science.1061135. — Bibcode: 2001Sci...292.2290G. — arXiv:astro-ph/0105528. Архивировано 13 мая 2022 года.
  22. ↑ The 29 millisecond radio pulsars in 47 Tucanae (англ.). Институт Макса Планка. Дата обращения: 13 мая 2022. Архивировано 18 мая 2022 года.
  23. ↑ Pulsars in Globular Clusters. www.naic.edu. Дата обращения: 13 мая 2022. Архивировано 18 марта 2021 года.
  24. ↑ Slavko Bogdanov, Jonathan E. Grindlay, Maureen van den Berg. An X-ray Variable Millisecond Pulsar in the Globular Cluster 47 Tucanae: Closing the Link to Low Mass X-ray Binaries // arXiv:astro-ph/0506031. — 2005-06-01. — doi:10.1086/432249. — Bibcode: 2005ApJ...630.1029B. — arXiv:astro-ph/0506031. Архивировано 13 мая 2022 года.
  25. ↑ A. A. Abdo, M. Ackermann, M. Ajello, W. B. Atwood, M. Axelsson. Detection of high-energy gamma-ray emission from the globular cluster 47 Tucanae with Fermi // Science (New York, N.Y.). — 2009-08-14. — Т. 325, вып. 5942. — С. 845–848. — ISSN 1095-9203. — doi:10.1126/science.1177023. — Bibcode: 2009Sci...325..845A. — PMID 19679807. Архивировано 13 мая 2022 года.
  26. ↑ Dean E. McLaughlin, Jay Anderson, Georges Meylan, Karl Gebhardt, Carlton Pryor. HST Proper Motions and Stellar Dynamics in the Core of the Globular Cluster 47 Tucanae // The Astrophysical Journal Supplement Series. — 2006-09. — Т. 166, вып. 1. — С. 249–297. — ISSN 1538-4365 0067-0049, 1538-4365. — doi:10.1086/505692. — arXiv:astro-ph/0607597. Архивировано 16 мая 2022 года.
  27. ↑ Тяжёлый случай Доказано существование невозможного типа чёрных дыр. Дата обращения: 10 февраля 2017. Архивировано 10 февраля 2017 года.
  28. ↑ Bülent Kızıltan, Holger Baumgardt, Abraham Loeb. An intermediate-mass black hole in the centre of the globular cluster 47 Tucanae (англ.) // Nature. — 2017-02. — Vol. 542, iss. 7640. — P. 203–205. — ISSN 1476-4687. — doi:10.1038/nature21361. — arXiv:1702.02149. Архивировано 13 мая 2022 года.
  29. ↑ Источник. Дата обращения: 16 мая 2022. Архивировано 21 декабря 2018 года.

Ссылки

[править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=47_Тукана&oldid=140521857