Kahjuks on Maa põhjapoolkera keskmistelt laiuskraadidelt näha vaid osa Kentauruse tähtkujust ja selles olevaid objekte on nende madala asukoha tõttu horisondi kohal teatud ebamugavustega jälgida.
Centaurus – ekraanipilt planetaariumi programmist
Isegi pikal kevadööl tõuseb Kentauri tähtkuju (mõnikord ka Kentauriks kutsutud) madalale, madalale lõunahorisondi kohale. Enamiku põhjapoolkera elanike jaoks on see taevapiirkond ligipääsmatu, kuna tähtkuju deklinatsioon on vahemikus -30 kuni -64 kraadi. Põhjapoolsetel laiuskraadidel on näha vaid pool Centauruse tähtkujust.
Tähtkuju peamised tähed
Tähtkuju heledaim täht on α Cen. See on täht, mille näiv koguheledus on -0,27 m. - füüsiliselt mitmekordne tähesüsteem, mis koosneb kolmest komponendist: α Cen A, α Cen B ja mida tavaliselt käsitletakse eraldi.
Proxima Centauri, Hubble'i pilt
Komponendid A ja B on kõigi oma astrofüüsikaliste parameetrite poolest sarnased meie valgusti Päikesele, nad on sarnastes klassides ja on sarnase suurusega. Lisaks on tähel α Cen B . Proxima seevastu on punane kääbustäht, mis asub Päikesest vaid 4,24 valgusaasta kaugusel.
Heledaim täht, mis on nähtav keskmistelt laiuskraadidelt, on täht ν Cen (Mencent). Tähe heledus on 2,1 tähesuurust ja seda on lihtne leida, kui Vindemaatriksit (ε Vir) ja (α Vir) ühendavat sirgjoont pikendada kagusse.
Süvakosmose objektid, mis on nähtavad keskmistelt laiuskraadidelt
Kentauruse tähtkujus on süvakosmoseobjekte ebatavaliselt rikas, kuid kogu sellest küllusest on põhjapoolkeralt vaatlejale kättesaadavad vaid kaks. Üks neist on heledaim kerasparv NGC 5139, mida iidsetest aegadest tuntakse ω Cen nime all.
Omega Centauri ajalugu
Selle taevasse ilmumise ajalugu täpselt kobarana on täis palju paradokse. Seda on pikka aega peetud täheks ja 2. sajandil pKr lisas selle Claudius Ptolemaios oma Almagestis nime all ω Centauri. Abt Nicolas Louis de Laiical, kes seda jälgis, registreeris klastri oma "Mittetähtede objektide kataloogis" indeksi 1.5 all. 1677. aastal nimetas Edmund Halley ω Ceni jälgides seda udukoguks ja alles 19. sajandi esimesel poolel tuvastas John Herschel selle kerasparvena.
NGC 5139 leidmiseks peate esmalt leidma tähed μ ja ζ Cen. Joonistage visuaalselt lõigud, mis on võrdne nende tähtede vahelise kaugusega, alates ζ Cen läände. Selles kohas on isegi kõige tagasihoidlikuma binokliga näha üsna eredat udust valguskera. Kuigi klastri suurus on 3,7, ei ole selle leidmine palja silmaga keskmisel laiuskraadil lihtne ülesanne. See tõuseb horisondi kohal mitte kõrgemale kui viis kraadi ja parve projektsiooni taevasfäärile võib tõsiselt mõjutada atmosfääri murdumine või isegi väike horisontaalne valgustus.
NGC 5139 vaatlused
Reis NGC 5139 juurde
Võimsamates binoklites näitab parv mõningast teralisust üksikute tähtede puuduliku eraldusvõime tõttu. Mõnede amatöörastronoomide arvates on juba 100 mm teleskoobis võimalik ω Cen täielikult lahendada tähtedel, eeldusel, et see on horisondi kohal piisavalt kõrgel. Laiuskraadil 45 kraadi (+-)5 oleks mugavate vaatluste jaoks vaja optilist instrumenti, mille ava on üle 5” (125 mm). Väga huvitav on võrrelda Omega Centauri suure kerasparvega Herakleses!
Centaurus A
Galaxy Centaurus A. Foto kogusäritusega 120 tundi!
Järgmine sihtmärk selles tähtkujus on Maa taeva heleduselt viies galaktika – NGC 5128 ehk Centaurus A. See on üsna lähedase läätsekujuline S0-tüüpi galaktika polaarveljega (vööga), mis on ühtlasi ka võimas raadioallikas. ja röntgenikiirgus, tegelikult mateeria, on meile lähim aktiivne galaktika (mitte segi ajada AGN-iga).
Virtuaalne teekond galaktikasse
Centaurus A on ligipääsetavam objekt kui ω Cen, kuna selle deklinatsioon on -43,1 kraadi ja näiv heledus on 6,6 magnituudi. Kõigi nende parameetritega on NGC 5128 jälgimine põhjapoolsetel laiuskraadidel väga keeruline. 50. paralleelil tunnete 10x50 binokli kaudu ära ebamäärase, peaaegu ringikujulise valgustäpi, mis asub viis kraadi μCen lääne pool. Sellist märgatavat tolmurada (sama polaarvelg) ei ole võimalik eristada objekti madala asukoha tõttu horisondi kohal.
Sügav pilk Centaurus A-le
Centaurus A erinevates spektrivahemikes
Lõuna-Centauri objektid
Keskmistelt laiuskraadidelt nähtamatus tähtkuju osas on märkimisväärne hulk tähelepanuväärseid süvakosmose objekte. Valdav enamus neist on avatud klastrid, nagu näiteks NGC 5617, Tr22 ja Lynga2, mis asuvad Rigel Centauruse ja Hadari vahel (α ja β Cen). Centauri poolt hõivatud territooriumil asub veel üks lõunataeva vaatamisväärsus - Suur söekott. Osa sellest tumedast udukogust (Linnutee suurim tolmutasku) asub tähtkujus, osaliselt Kentauruses. See on palja silmaga täiesti nähtav.
Lühidalt tähtkujust
Tähtkuju ajalugu
Kõik kerakujulised täheparved on muljetavaldavad, kuid Omega Centauri on uskumatu. See on 10 miljonist tähest sädelev Linnutee suurim "gloobus".
Oma 5 miljonist päikesest koosneva massiga on Omega Centauri 10 korda massiivsem kui tavaline kerasparv. Omega Centauri läbimõõt on 230 valgusaastat. See on tähelinn, mis särab 10 miljonist tähest.
Kerasparvedes on tavaliselt sama vanuse ja koostisega tähed. Omega Centauri uuringud näitavad aga, et selles klastris on erinevad tähepopulatsioonid, mis tekivad erinevatel aegadel. Võib-olla on Omega Centauri väikese galaktika jäänuk, mis ühines Linnuteega.
Kuidas Omega Centauri näha. Omega Centauri, Linnutee suurim ja heledaim täheparv, on näha taevakuplis kaugel lõunas. See on selgelt nähtav 40 põhjalaiuskraadist lõunasse (Ankara laiuskraad, Türgi).
Lõunapoolkeralt paistab Omega Centauri olevat taevas palju kõrgemal ja on suurepärane vaatepilt. Kui asute põhjapoolkeral ja soovite seda klastrit näha, siis teadke, et Omega Centauri saab näha ainult teatud aastaaegadel. Seda on kõige paremini näha õhtutaevas põhjapoolkeralt aprilli lõpu, mai ja juuni õhtuti. Põhjapoolkera elanikud võivad Omega Centaurit näha ka jaanuarist aprillini, kuid nad peavad olema valmis olema üle kesköö või tõusma enne koitu.
Spica, Neitsi tähtkuju eredaim täht, on teie teejuht Omega Centauri otsingul. Kui Spica ja Omega Centauri liiguvad lõunasse ja saavutavad taeva kõrgeima punkti, teevad nad seda üheskoos. Omega Centauri möödub aga säravast sinivalgest Spicast umbes 35 kraadi lõuna pool (või alla selle). Võrdluseks, teie rusikas käekõrval on taevas umbes 10 kraadi. .
Omega Centauri on kerakujuline, mitte avatud täheparv. Omega Centauri sümmeetriline ümar välimus eristab seda sellistest klastritest nagu Plejaadid ja Hüaadid, mis on avatud täheparved.
Avatud täheparv on kümnetest kuni sadadest noortest tähtedest koosnev lahtine kogum Linnutee galaktika ketas. Katmata klastreid hoiab gravitatsioon nõrgalt koos ja need hajuvad tavaliselt mõnesaja miljoni aasta pärast. Kerasparved tiirlevad Linnuteel väljaspool galaktilist ketast. Need sisaldavad kümneid tuhandeid või miljoneid tähti. Gravitatsiooniga tihedalt seotud kerasparved jäävad 12 miljardi aasta pärast muutumatuks. Tavaliselt asuvad palja silmaga nähtavad avatud klastrid sadade kuni mitme tuhande valgusaasta kaugusel. Seevastu kerasparved asuvad tavaliselt kümnete tuhandete valgusaastate kaugusel.
Maast 16 000–18 000 valgusaasta kaugusel asuv Omega Centauri on üks väheseid meie galaktika umbes 200 kerasparvest, mis on palja silmaga nähtav. See näeb välja nagu tuhm ja udune täht, kuid ainuüksi Omega Centauri olemasolu annab tunnistust selle suurusest ja majesteetlikkusest. Nagu iga sfääriline kobar, on Omega Centauri parim.
Kokkuvõtteks võib öelda, et kerakujuline täheparv Omega Centauri on seni teadaolevalt suurim Maa pealt nähtav kerakujuline täheparv. See on umbes 10 korda suurem kui tavaline sfääriline kobar. Seda on kõige paremini näha Maa lõunapoolkeralt, kuid meie põhjapoolkeral võime seda näha ka teatud aastaaegadel.
Omega Centauri asend - parem tõus: 13 h 26,8 m; deklinatsioon: 47 kraadi 29′ lõunat.
meeldib( 10 ) Mulle ei meeldi( 0 )
Omega Centauri jatuntud iidsetest aegadest
ω Centauri(omega Centauri, NGC 5139) on kerasparv Kentauruse tähtkujus. See asub 18 300 valgusaasta kaugusel. See objekt on üks neist, mis on loetletud uue üldkataloogi algses väljaandes.
- 1 Uuringu ajalugu
- 2 Omadused
- 3 Vt ka
- 4 Märkused
- 5 linki
Uuringu ajalugu
Ptolemaios kataloogis ω Centauri klastri tähena 2000 aastat tagasi. Lacaille salvestas selle oma kataloogi pealkirjaga I.5. Edmond Halley, olles seda 1677. aastal uurinud, lisas selle kataloogi udukoguna. Inglise astronoom John Herschel tuvastas selle esmakordselt täheparvena 1830. aastatel.
Omadused
ω Centauri kuulub meie Linnutee galaktikasse ja on selle suurim praegu teadaolev kerasparv. See sisaldab mitut miljonit II populatsiooni tähte. Parve keskpunkt on tähtedega nii tihedalt asustatud, et nende vaheline kaugus on 0,1 valgusaastat. ω Centauri vanuseks on määratud 12 miljardit aastat.
Klastris on mitu põlvkonda tähti. Astronoomid oletavad, et see võis kunagi olla kääbusgalaktika, mille Linnutee sajandeid tagasi alla neelas. 2008. aastal avaldatud arvutused näitavad, et klastri keskel võib olla keskmise massiga must auk.
Vaata ka
- Messieri objektide loend
- Uus jagatud kataloog
Märkmed
- Eva Noyola, Karl Gebhardt ja Marcel Bergmann. Kaksikute ja Hubble'i kosmoseteleskoobi tõendid keskmise massiga musta augu kohta ω Centauris // The Astrophysical Journal. - 2008. - T. 676, nr 2. - Lk 1008-1015.
- Omega Centauri täheparvest leiti keskne must auk
Lingid
- Teave inglise ja prantsuse keeles originaalsest "Uuest üldkataloogist"
- Teave muudetud "Uuest üldkataloogist"
- SIMBAD (inglise)
- VizieR (inglise)
- NASA/IPAC ekstragalaktika andmebaas
- NGC 5139-le pühendatud väljaannete loend
Hubble'i kosmoseteleskoobi ja maapealse Gemini teleskoobi vaatlused on andnud tugevaid viiteid sellele, et Omega Centauri täheparv sisaldab musta auku, mille mass on umbes 30 000-50 000 päikesemassi. See kinnitab esiteks, et Omega Centauri ei ole meie galaktika tavaline kerasparv, vaid meie oma tabatud kääbusgalaktika jäänuk. Teiseks sobib avastatud musta augu mass suurepäraselt selle suuruse teadaolevasse sõltuvusse galaktikate sfäärilise komponendi massist, võimaldades seda korrelatsiooni laiendada väikeste (galaktiliste standardite järgi) masside piirkonnale. Varem nii väikeseid masse kätte ei saanud.
Omega Centauri (ω Centauri) või NGC 5139 on hiiglaslik täheparv, mille mass on umbes 5 miljonit päikeseenergiat. See on sfäärilise kujuga, kuid selle omaduste üksikasjalik analüüs on pannud teadlased juba ammu kahtlema, et tegemist on lihtsalt meie galaktika suurima kerasparvega. Arvatakse, et Omega Centauri on väike galaktika, mille meie oma püüdis umbes 10 miljardit aastat tagasi ja mis on ära eemaldatud, see tähendab, et me näeme ainult tihedat tuuma ning kääbusgalaktika välimised tähekestad hävitasid loodete jõud ja nende tähed said osaks meie galaktikast.
Paljud Omega Centauri omadused viitavad sellisele päritolule, näiteks mitmekesine tähtede koostis, mis nõuab mitut tähtede moodustumise episoodi (kerasparvedes on tähtedel ligikaudu sama vanus ja keemiline koostis, kuigi viimasel ajal on tähepopulatsioonides tekkinud teatav mitmekesisus avastada tavalistes "kerasparvedes").
Omega Centauri pole ainus parv, mis arvatakse olevat minevikus iseseisev galaktika. Lisaks näeme praegu Amburi tähtkujus asuva kääbusgalaktika neeldumisprotsessi (kerasparv M54 võib olla selle galaktika tuum). Omega Centauri on aga nendest klastritest suurim ja selle uurimine pakub erilist huvi.
Kui see parv oli kunagi omaette galaktika, siis võib kahtlustada, et selle keskmes on massiivne must auk, kuna praegused andmed näitavad, et iga galaktika, millel on massiivne kühm (sfääriline komponent; alates Inglise punnis "punn, paistetus") on must auk. Mida massiivsem on kühm, seda massiivsem on must auk.
Artikli autorid uurisid üksikasjalikult tähtede tiheduse jaotust parves, aga ka tähtede liikumiskiirusi. Fakt on see, et suure tsentraalse massi olemasolu viib väikese tipuni - tipuni (alates Inglise tipp "tipp, eend") - tähtede jaotuses ja lisaks sunnib massiivne objekt tähti kiiremini pöörlema - see tähendab, et kiiruste hajumine parve keskses piirkonnas suureneb (kahjuks üksikute tähtede kiirusi parves on raske mõõta nende suure ruumitiheduse tõttu, seetõttu määratakse dispersioon).
Joonisel fig. Artikli alguses olev joonis 1 näitab kahte tiheduse jaotust klastris. Alumine kõver vastab tähtede jaotusele - helendav aine (jämedalt öeldes lugesime tähtede arvu ruumalaühiku kohta ja seega hindasime massi). Ülemine kõver peegeldab tumeda (nähtamatu) massikomponendi panust. See kõver saadi parve keskosas asuvate tähtede kiirusjaotuse uuringust. Tähtede kiirused ei sõltu ju sellest, kas neid ligitõmbav aine helendab või mitte. Tähtede kiiruse hajuvus määratakse spektrist. Uuritakse Doppleri efekti tõttu nihutatud spektrijooni. Mõõtes parve keskpunktist erinevatel kaugustel olevate tähtede kiiruse hajumist, on võimalik konstrueerida selles massijaotuse profiil.
Märkimisväärne erinevus kahe kõvera vahel viitab sellele, et klastri keskel on nähtamatu mass. Tume komponent domineerib ainult keskel, mis viitab sellele, et selle mass on klastri tähtede kogumassiga võrreldes väike ja ka keskosas on nähtamatu aine väga kontsentreeritud.
Seega on pildilt selgelt näha, et klastri keskosas “istub” midagi tumedat. Mis see võiks olla? Muidugi võib see olla üks massiivne must auk. Aga äkki on mingeid alternatiive? Näiteks võib see olla 10 000 tähejäägi (neutrontähed või mustad augud) kobar. Selle võimaluse analüüs numbriliste mudelite abil näitab, et Omega Centauris ei saanud selline struktuur tekkida. See tähendab, et tegemist on ühe musta auguga.
Lubage mul teile meelde tuletada, et musti auke on kahte tüüpi: tähemassilised ja ülimassiivsed. Esimesed tekivad pärast massiivsete tähtede kokkuvarisemist. Vastavalt sellele ulatuvad selliste mustade aukude massid mõnest kuni mitmekümne päikese massini. Viimased asuvad paljude galaktikate tsentrites (vt ülevaadet). Supermassiivsed mustad augud omandavad oma massi gaasi ja tumeaine kogunemise kaudu ning ühinemisel teiste kesksete mustade aukudega galaktikate ühinemisel. Kui galaktika on piisavalt massiivne, võib must auk kasvada mitme miljardi päikese massini. Ülimassiivsete mustade aukude massi kasvu küsimuse lahendamisel on aga veel palju ebakindlust (vt näiteks artikleid 0705.2269 ja astro-ph/0506040). Lisaks räägivad astrofüüsikud ka keskmise massiga mustadest aukudest. Esiteks räägitakse sellest, kui arutatakse nn. Teiseks kahtlustatakse keskmise massiga musti auke kahes kerasparves. Omega Centauri puhul on suure tõenäosusega tegemist ülimassiivsete mustade aukude sugulasega. See tähendab, et musta augu tekkemehhanism oli sama, mis selle "sugulastel" galaktikate keskustes. Selline mehhanism ei tohiks tavaliste kerasparvede puhul toimida, kuna nende tekke- ja elulugu on erinev.
Joonisel fig. Joonis 3 näitab teadaolevat seost mustade aukude masside ja tähtede kiiruse hajumise vahel.
Dispersioon määratakse spektraalvaatluste põhjal. Mustade aukude masside määramiseks on mitu meetodit, mis annavad üsna häid hinnanguid (määramatused on punktides näidatud vuntsidena). Näiteks järelkaja kaardistamise meetod või huvitav meetod, mis on seotud musta auku ümbritseva ketta omaduste üksikasjaliku uurimisega objektiiviandmete abil. Kuid rääkimine kõigist ülimassiivsete mustade aukude masside määramise meetoditest viiks meid kaugele.
Graafik näitab lisaks galaktikatele ka kahe kerasparve ja Omega Centauri punkte. On näha, et parvede ja galaktikate mustade aukude punktid asuvad ligikaudu samal sirgel. See tähendab, et mustade aukude "perekonnaportree" kinnitab nende "sugulust".
Huvitav oleks näha mingit tegevust mustast august, näiteks röntgeni- või infrapuna lainepikkustel. “Meie” must auk, olles väga rahulik koletis, reedab end siiski oma tegevusega. Tõsi, Omega Centauri musta augu mass on sada korda väiksem kui meie galaktika keskel asuva musta augu mass ja lisaks on selles klastris vähem gaasi, mis võiks musta auku koguneda. Nii et äsja avastatud augu vaatluslikud ilmingud on tõenäoliselt nõrgemad - pole asjata, et Omega Centauri uurimise aastate jooksul ei märgatud "koletise" ilminguid. Kuid kuna sügavama otsingu jaoks on motiiv, võib Omega Centauris avastada midagi sarnast. Lõppude lõpuks algab nüüd tõeline jaht kummalise metsalise järele.