Эта статья входит в число добротных статей

Омега Центавра

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «NGC 5139»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
Омега Центавра
Шаровое скопление типа VIII
История исследования
Открыватель известно с древнейших времён
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 13ч 26м 47,00с
Склонение −47° 28′ 51″
Расстояние 15—17 тыс. световых лет
Видимая звёздная величина (V) 3,9
Видимые размеры 36'
Лучевая скорость (Rv) 232,7 ± 0,2 км/с[2]
Собственное движение
 • прямое восхождение −3,24 ± 0,01 mas/год[1]
 • склонение −6,73 ± 0,01 mas/год[1]
Созвездие Центавр
Металличность [Fe/H] −1,511[3]
Информация в базах данных
SIMBAD NGC 5139
Коды в каталогах
GCL 24, ESO 270-SC11
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

ω Центавра (Омега Центавра, NGC 5139) — шаровое звёздное скопление в созвездии Центавр, крупнейшее известное шаровое скопление в нашей Галактике, а также одно из самых близких к Земле. Его видимая звёздная величина +3,9m делает это шаровое скопление одним из немногих, которые видны невооружённым глазом. Возможно, Омега Центавра является остатком карликовой галактики, которую поглотил Млечный Путь, на что указывает не только большая масса скопления, но и другие его особенности. Скопление известно с древних времён, но долгое время считалось звездой.

Характеристики

[править | править код]
Центральная область скопления. В нижней части рисунка показаны расчётные траектории звёзд, отмеченных цветом в верхней части, на ближайшие 600 лет.

Омега Центавра находится в нашей Галактике и является её крупнейшим, самым ярким и массивным шаровым скоплением из известных. Лишь одно скопление в Местной группе превосходит его по этим параметрам — Майалл II, расположенное в галактике Андромеды[4]. Омега Центавра удалено на 15—17 тысяч световых лет от Земли, что делает его одним из ближайших скоплений[5]. Диаметр скопления — около 150 световых лет. В его состав входит около 10 миллионов звёзд, масса скопления составляет 4—5 миллионов масс Солнца[6][7][8][9]. Плотность вблизи центра скопления составляет порядка 2000 M⊙/пк3[10]. Большинство звёзд в скоплении — звёзды главной последовательности с небольшой массой, примерно равной или меньшей массы Солнца. Кроме них, имеется некоторое количество красных гигантов — звёзд на завершающих стадиях эволюции, а также голубых отставших звёзд — объектов, которые горячее и массивнее обычных звёзд и которые возникают в результате их слияний[11]. В скоплении содержатся переменные звёзды, в частности, типов RR Лиры, SX Феникса, цефеид II типа, а также затменные переменные[12]. Наконец, в центре скопления обнаружены радиопульсары[13].

Омега Центавра как бывшая галактика

[править | править код]

Существуют теории, что Омега Центавра является ядром карликовой галактики, которую в прошлом поглотил Млечный Путь. На это указывают, в частности, крупный размер и другие необычные для шаровых скоплений характеристики, представленные ниже[4][14]:

Различный возраст звёзд

[править | править код]

Одна из особенностей скопления Омега Центавра — то, что звёзды в нём имеют разный возраст и металличность, в то время как в большинстве скоплений они образуются практически одновременно и практически не отличаются по химическому составу. В скоплении звёзды имеют возрасты от 10 до 12 миллиардов лет и образовывались не равномерно, а в течение как минимум двух вспышек звездообразования[9]. Это скопление стало первым, где были обнаружены звёзды разных популяций[6][15][16].

Чёрная дыра в центре скопления

[править | править код]

В 2008 году была опубликована работа, в которой утверждалось, что в центре скопления находится чёрная дыра средней массы. Об этом свидетельствовало увеличение концентрации звёзд к центру и большие скорости в нём, и масса чёрной дыры оценивалась в 40000 масс Солнца[5][9][14].

Однако позднее, в работе 2010 года, было показано, что в скоплении не может быть чёрной дыры такой массы. Существование чёрной дыры в принципе не было опровергнуто, но была установлена верхняя граница её возможной массы — 12000 масс Солнца[17][18].

Другие признаки

[править | править код]

К другим отличительным особенностям Омеги Центавра относится некоторая сплюснутость, вызванная вращением со скоростью до 8 км/с. Она не распространена у шаровых скоплений и присуща в основном галактикам. Отношение малой оси к большой для данного скопления составляет 0,88[9][10][14].

Изображение центра скопления в высоком разрешении, сделанное телескопом Хаббл

Также известно, что некоторые звёзды с аномально большими скоростями движения, такие как звезда Каптейна, образовались в данном скоплении и покинули его. Это также указывает на столкновение скопления с нашей Галактикой в прошлом[19][20].

История изучения

[править | править код]

Скопление Омега Центавра было известно с древнейших времён, но считалось звездой: в частности, в II веке н.э. оно было включено в каталог Клавдия Птолемея как звезда. В 1603 году Иоганн Байер, также принявший скопление за звезду, обозначил его в своём каталоге как «Омега Центавра», и с тех пор за скоплением закрепилось такое название, типичное для звёзд[15][21].

Эдмунд Галлей, исследовав скопление в 1677 году, впервые включил его в каталог как туманность. Никола Луи де Лакайль записал скопление в свой «Каталог незвёздных объектов» под названием I.5[9][21].

Первым, кто определил, что Омега Центавра — не просто туманность, а скопление звёзд, был Джон Гершель в 1830-х годах[5][21], по другим данным — Джеймс Данлоп в 1826 году[11].

В 1999 году было обнаружено, что звёзды в скоплении образовались не одновременно, и, таким образом, возникла гипотеза, что Омега Центавра в прошлом была галактикой[9].

Наблюдения

[править | править код]
Вид Млечного Пути из Южного полушария. Яркое белое пятнышко у правого края — Омега Центавра (в информации об изображении объект указан).

Омега Центавра имеет значительное отрицательное склонение, поэтому наблюдения возможны на широтах южнее 40° северного полушария. На средних широтах оно поднимается на малую высоту над горизонтом и земная атмосфера может сильно мешать. Лучшее время для наблюдения в северном полушарии — весна[21][22].

При хороших условиях наблюдения скопление легко видно невооруженным глазом: его видимая величина составляет +3,9m, а угловой диаметр — 36', что больше диаметра Луны[9]. Для того, чтобы разрешить отдельные звёзды в скоплении, нужен телескоп с диаметром объектива от 125 мм, в более слабые инструменты будет видна только некоторая зернистость скопления[21][22].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 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
  2. ↑ 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. — P. 1520–1557. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STY1057 — arXiv:1804.08359
  3. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  4. ↑ 1 2 Hartmut Frommert, Christine Kronberg. NGC 5139 (Omega Centauri). www.maa.clell.de. Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 28 июня 2020 года.
  5. ↑ 1 2 3 Omega Centauri (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 3 сентября 2020 года.
  6. ↑ 1 2 APOD: 2010 March 31 - Millions of Stars in Omega Centauri. apod.nasa.gov. Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.
  7. ↑ D'Souza R., Rix H. Mass estimates from stellar proper motions: the mass of ω Centauri (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2013. — Vol. 429, Iss. 3. — P. 1887–1901. — 15 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STS426 — arXiv:1211.4399
  8. ↑ Peering into the Core of a Globular Cluster (англ.). HubbleSite.org. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 David Darling. Omega Centauri. www.daviddarling.info. Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 27 февраля 2021 года.
  10. ↑ 1 2 Merritt D., Meylan G., Mayor M. The stellar dynamics of omega centauri (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 1997. — Vol. 114. — P. 1074–1086. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/118538 — arXiv:astro-ph/9612184
  11. ↑ 1 2 New General Catalog Objects: NGC 5100 - 5149. cseligman.com. Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 25 марта 2019 года.
  12. ↑ David T. F. Weldrake, Penny D. Sackett, Terry J. Bridges. A Deep Wide-Field Variable Star Catalog of Omega Centauri (англ.) // The Astronomical Journal. — 2007. — April (vol. 133, iss. 4). — P. 1447—1469. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1086/510454.
  13. ↑ A Pulsed Discovery in Omega Centauri. aasnova.org. Дата обращения: 18 сентября 2020. Архивировано 27 октября 2020 года.
  14. ↑ 1 2 3 Black hole found in Omega Centauri (англ.). www.esa.int. Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 29 сентября 2020 года.
  15. ↑ 1 2 NASA - Omega Centauri (англ.). www.nasa.gov. Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 26 января 2021 года.
  16. ↑ Stanford L. M., Da Costa G. S., Norris J. E., Cannon R. D. The Age and Metallicity Relation of Omega Centauri (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2006. — 20 August (vol. 647, iss. 2). — P. 1075—1092. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/505571.
  17. ↑ Jay Anderson, Roeland P. van der Marel. New limits on an intermediate-mass black hole in Omega Centauri. I. Hubble Space Telescope photometry and proper motions (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2010. — 20 February (vol. 710, iss. 2). — P. 1032—1062. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637X/710/2/1032. Архивировано 11 июля 2020 года.
  18. ↑ Roeland P. van der Marel, Jay Anderson. New limits on an intermediate-mass black hole in Omega Centauri. II. Dynamical models (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2010. — 27 January (vol. 710, iss. 2). — P. 1063—1088. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637x/710/2/1063. Архивировано 11 июля 2020 года.
  19. ↑ Elizabeth Wylie-de Boer, Ken Freeman, Mary Williams. Evidence of tidal debris from ω Cen in the Kapteyn Group (англ.) // The Astronomical Journal. — 2010. — 14 January (vol. 139, iss. 2). — P. 636—645. — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881. — doi:10.1088/0004-6256/139/2/636.
  20. ↑ Kotoneva E., Innanen K., Dawson P. C., Wood P. R., De Robertis M. M. A study of Kapteyn's star (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — 2005. — August (vol. 438, iss. 3). — P. 957—962. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361:20042287. Архивировано 24 октября 2020 года.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 Созвездие Центавр (Кентавр). spacegid.com (8 декабря 2013). Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 29 января 2020 года.
  22. ↑ 1 2 How To Get a Glimpse of Omega Centauri. Sky & Telescope (19 февраля 2016). Дата обращения: 11 сентября 2020. Архивировано 23 сентября 2020 года.

Ссылки

[править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Омега_Центавра&oldid=137436989