Omega Centauri. Gigantyczna gromada gwiazd Omega Centauri

Niestety, ze średnich szerokości geograficznych ziemskiej półkuli północnej widoczna jest tylko część konstelacji Centaura, a znajdujące się w niej obiekty, ze względu na ich niskie położenie nad horyzontem, można obserwować z pewnymi niedogodnościami.

Centaurus - zrzut ekranu z programu planetarium

Nawet w długą wiosenną noc konstelacja Centaura (czasami nazywana Centaurem) wznosi się nisko, nisko nad południowym horyzontem. Dla większości mieszkańców półkuli północnej ten obszar nieba jest niedostępny, ponieważ deklinacja konstelacji waha się od -30 do -64 stopni. Na środkowo-północnych szerokościach geograficznych widoczna jest tylko połowa konstelacji Centaura.

Główne gwiazdy konstelacji

Najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji jest α Cen. Jest to gwiazda o pozornej całkowitej jasności -0,27 m. - fizycznie wielokrotny układ gwiazd składający się z trzech elementów: α Cen A, α Cen B i, który zwykle jest rozpatrywany osobno.

Proxima Centauri, zdjęcie Hubble'a

Składniki A i B są podobne we wszystkich swoich parametrach astrofizycznych do naszego źródła światła, Słońca, należą do podobnych klas i mają podobną wielkość. Co więcej, gwiazda α Cen B ma . Z kolei Proxima to czerwony karzeł położony zaledwie 4,24 lat świetlnych od Słońca.

Najjaśniejszą gwiazdą widoczną ze średnich szerokości geograficznych jest gwiazda ν Cen (Mencent). Gwiazda ma jasność 2,1 mag i można ją łatwo znaleźć, jeśli linię prostą łączącą Vindematrix (ε Vir) i (α Vir) przedłuży się na południowy wschód.

Obiekty głębokiego kosmosu widoczne ze średnich szerokości geograficznych

Konstelacja Centaura jest niezwykle bogata w obiekty głębokiego kosmosu, ale z całej tej obfitości tylko dwa są dostępne dla obserwatora z półkuli północnej. Jedną z nich jest najjaśniejsza gromada kulista, NGC 5139, znana od czasów starożytnych jako ω Cen.

Historia Omega Centauri

Historia jego pojawienia się na niebie właśnie jako gromady jest pełna wielu paradoksów. Od dawna uważana jest za gwiazdę, a w II wieku naszej ery Klaudiusz Ptolemeusz umieścił ją w swoim Almagestie pod nazwą ω Centauri. Opat Nicolas Louis de Laical, który ją obserwował, odnotował gromadę w swoim „Katalogu obiektów niegwiazdowych” pod indeksem 1.5. W 1677 roku Edmund Halley obserwując ω Cen nazwał ją mgławicą, a dopiero w pierwszej połowie XIX wieku John Herschel zidentyfikował ją jako gromadę kulistą.

Aby znaleźć NGC 5139, musisz najpierw znaleźć gwiazdy μ i ζ Cen. Od ζ Cen na zachód narysuj wizualnie odcinek równy odległości między tymi gwiazdami. Tam nawet przez najskromniejszą lornetkę widać dość jasną, zamgloną kulę światła. Chociaż gromada ma jasność 3,7mag, odnalezienie jej gołym okiem na średnich szerokościach geograficznych nie jest łatwym zadaniem. Wznosi się nad horyzontem nie wyżej niż pięć stopni, a na rzut gromady na sferę niebieską może poważnie wpływać załamanie atmosferyczne lub nawet niewielkie poziome oświetlenie.

Obserwacje NGC 5139


Podróż do NGC 5139

W mocniejszych lornetkach gromada wykazuje pewną ziarnistość ze względu na niepełną rozdzielczość poszczególnych gwiazd. Według niektórych astronomów-amatorów całkowite rozdzielenie ω Cen na gwiazdach jest możliwe pod warunkiem, że znajduje się ono odpowiednio wysoko nad horyzontem, już w teleskopie 100 mm. Na szerokości geograficznej 45 stopni (+-)5, do wygodnych obserwacji potrzebny byłby instrument optyczny o aperturze większej niż 5” (125 mm). Porównanie Omega Centauri z Wielką Gromadą Kulistą w Herkulesie jest bardzo interesujące!

Centaurus A

Galaxy Centaurus A. Zdjęcie o całkowitym czasie ekspozycji 120 godzin!

Kolejnym celem w tej konstelacji jest piąta najjaśniejsza galaktyka na ziemskim niebie – NGC 5128 czyli Centaurus A. Jest to dość bliska galaktyka w kształcie soczewki typu S0 z polarnym obrzeżem (pasem), która jest jednocześnie potężnym źródłem sygnału radiowego i promieniowanie rentgenowskie, w rzeczywistości materia, jest najbliższą nam aktywną galaktyką (nie mylić z AGN).


Wirtualna podróż do galaktyki

Centaurus A jest obiektem bardziej dostępnym niż ω Cen, ponieważ ma deklinację -43,1 stopnia i pozorną jasność 6,6 mag. Przy wszystkich tych parametrach obserwacje NGC 5128 na środkowo-północnych szerokościach geograficznych są bardzo trudne. Na 50. równoleżniku, przez lornetkę 10x50, można rozpoznać niewyraźną, prawie okrągłą plamkę światła, pięć stopni na zachód od μ Cen. Wyróżnienie tak zauważalnego pasa pyłu (tego samego obrzeża polarnego) nie będzie możliwe ze względu na niskie położenie obiektu nad horyzontem.


Głębokie spojrzenie na Centaurus A

Centaurus A w różnych zakresach widmowych

Obiekty Południowego Centauri

W części konstelacji niewidocznej ze średnich szerokości geograficznych znajduje się znaczna liczba godnych uwagi obiektów głębokiego kosmosu. Zdecydowana większość z nich to gromady otwarte, takie jak na przykład NGC 5617, Tr22 i Lynga2, położone pomiędzy Rigel Centaurus i Hadar (α i β Cen). Na terytorium okupowanym przez Centauri znajduje się kolejna atrakcja Południowego Nieba - Wielki Worek Węgla. Część tej ciemnej mgławicy (największa kieszeń pyłowa w Drodze Mlecznej) znajduje się w konstelacji, częściowo w Centaurze. Jest doskonale widoczny gołym okiem.


Krótko o konstelacji

Historia konstelacji

Wszystkie gromady kuliste robią wrażenie, ale Omega Centauri jest niesamowita. Błyszcząca 10 milionami gwiazd, jest największą „kulą” w Drodze Mlecznej.

Przy masie 5 milionów słońc Omega Centauri jest 10 razy masywniejsza niż typowa gromada kulista. Omega Centauri ma średnicę 230 lat świetlnych. To miasto gwiezdne, mieniące się 10 milionami gwiazd.

Gromady kuliste zwykle zawierają gwiazdy w tym samym wieku i składzie. Jednakże badania Omega Centauri pokazują, że w tej gromadzie występują różne populacje gwiazd, które powstają w różnym czasie. Być może Omega Centauri jest pozostałością małej galaktyki, która połączyła się z Drogą Mleczną.

Jak zobaczyć Omega Centauri. Omega Centauri, największą i najjaśniejszą gromadę gwiazd Drogi Mlecznej, widać daleko na południu w kopule nieba. Jest dobrze widoczny od 40 stopni szerokości geograficznej północnej na południe (szerokość geograficzna Ankary, Turcja).

Z półkuli południowej Omega Centauri wydaje się być znacznie wyżej na niebie i stanowi wspaniały widok. Jeśli jesteś na półkuli północnej i chcesz zobaczyć tę gromadę, wiedz, że Omega Centauri można zobaczyć tylko w określonych porach roku. Najlepiej widać go na wieczornym niebie z półkuli północnej w wieczory z końca kwietnia, maja i czerwca. Mieszkańcy półkuli północnej również mogą zobaczyć Omega Centauri od stycznia do kwietnia, ale muszą być przygotowani na to, że nie będą mogli spać po północy lub wstaną przed świtem.

Spica, najjaśniejsza gwiazda w konstelacji Panny, będzie Twoją gwiazdą przewodnią w poszukiwaniach Omega Centauri. Kiedy Spica i Omega Centauri przemieszczają się na południe i osiągają najwyższy punkt na niebie, robią to zgodnie. Jednakże Omega Centauri przechodzi około 35 stopni na południe od (lub poniżej) wspaniałej, niebiesko-białej Spica. Dla porównania, twoja pięść na wyciągnięcie ręki znajduje się pod kątem około 10 stopni na niebie. .

Omega Centauri to gromada kulista, a nie otwarta. Symetryczny, okrągły wygląd Omega Centauri odróżnia ją od gromad takich jak Plejady i Hiady, które są otwartymi gromadami gwiazd.

Gromada otwarta gwiazd to luźny zbiór dziesiątek do setek młodych gwiazd w dysku galaktyki Drogi Mlecznej. Odsłonięte gromady są słabo utrzymywane razem przez grawitację i zazwyczaj rozpraszają się po kilkuset milionach lat. Gromady kuliste krążą wokół Drogi Mlecznej poza dyskiem galaktycznym. Zawierają dziesiątki tysięcy lub miliony gwiazd. Ściśle związane grawitacją gromady kuliste pozostają niezmienione po 12 miliardach lat. Zwykle gromady otwarte widoczne gołym okiem znajdują się od setek do kilku tysięcy lat świetlnych. Natomiast gromady kuliste są zwykle położone w odległości dziesiątek tysięcy lat świetlnych.

Znajdująca się 16 000–18 000 lat świetlnych od Ziemi Omega Centauri jest jedną z niewielu z około 200 gromad kulistych w naszej galaktyce widocznych gołym okiem. Wygląda jak słaba, rozmyta gwiazda, ale sama obecność Omega Centauri jest świadectwem jej wielkości i majestatu. Jak każda gromada sferyczna, Omega Centauri jest najlepsza.

Podsumowując, gromada kulista gwiazd Omega Centauri jest zdecydowanie największą znaną gromadą kulistą gwiazd widoczną z Ziemi. Jest około 10 razy większa od zwykłej gromady sferycznej. Najlepiej widać go z półkuli południowej Ziemi, ale na półkuli północnej można go również zobaczyć w określonych porach roku.

Pozycja Omega Centauri - rektascensja: 13 h 26,8 m; deklinacja: 47 stopni 29′ na południe.

tak jak( 10 ) Nie lubię( 0 )

Omega Centauri i
znane od czasów starożytnych

ω Centaury(omega Centauri, NGC 5139) to gromada kulista w konstelacji Centaura. Znajduje się 18 300 lat świetlnych od nas. Obiekt ten jest jednym z obiektów wymienionych w pierwotnym wydaniu Nowego Katalogu Ogólnego.

  • 1 Historia badania
  • 2 Charakterystyka
  • 3 Zobacz także
  • 4 Uwagi
  • 5 Linków

Historia badania

Gromada ω Centauri została skatalogowana jako gwiazda przez Ptolemeusza 2000 lat temu. Lacaille zapisał to w swoim katalogu pod tytułem I.5. Edmond Halley, badając ją w 1677 roku, umieścił ją w katalogu jako mgławicę. Angielski astronom John Herschel po raz pierwszy zidentyfikował ją jako gromadę gwiazd w latach trzydziestych XIX wieku.

Charakterystyka

ω Centauri należy do naszej galaktyki Drogi Mlecznej i jest jej największą znaną obecnie gromadą kulistą. Zawiera kilka milionów gwiazd II populacji. Centrum gromady jest tak gęsto zaludnione gwiazdami, że odległość między nimi wynosi 0,1 roku świetlnego. Wiek ω Centauri określa się na 12 miliardów lat.

Gromada składa się z kilku pokoleń gwiazd. Astronomowie spekulują, że mogła to być kiedyś galaktyka karłowata, pochłonięta przez Drogę Mleczną wiele wieków temu. Obliczenia opublikowane w 2008 roku wskazują, że w centrum gromady może znajdować się czarna dziura o masie pośredniej.

Zobacz też

  • Lista obiektów Messiera
  • Nowy udostępniony katalog

Notatki

  1. Eva Noyola, Karl Gebhardt i Marcel Bergmann. Dowody z teleskopu Gemini i Kosmicznego Teleskopu Hubble'a na istnienie czarnej dziury o masie pośredniej w ω Centauri // The Astrophysical Journal. - 2008. - T. 676, nr 2. - s. 1008-1015.
  2. Centralna czarna dziura znaleziona w gromadzie gwiazd Omega Centauri

Spinki do mankietów

  • Informacje w języku angielskim i francuskim z oryginalnego „Nowego katalogu ogólnego”
  • Informacje ze zmienionego „Nowego katalogu ogólnego”
  • SIMBAD (angielski)
  • Wezyr (angielski)
  • Pozagalaktyczna baza danych NASA/IPAC
  • Lista publikacji poświęconych NGC 5139

Obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a i naziemnego Teleskopu Gemini dostarczyły mocnych przesłanek, że gromada gwiazd Omega Centauri zawiera czarną dziurę o masie około 30 000–50 000 mas Słońca. To po pierwsze potwierdza, że ​​Omega Centauri nie jest zwykłą gromadą kulistą naszej Galaktyki, ale pozostałością po galaktyce karłowatej przechwyconej przez naszą. Po drugie, masa odkrytej czarnej dziury doskonale wpisuje się w znaną zależność tej wielkości od masy składnika sferycznego w galaktykach, co pozwala rozszerzyć tę korelację na obszar małych (jak na standardy galaktyczne) mas. Wcześniej nie można było dotrzeć do tak małych mas.

Omega Centauri (ω Centauri), czyli NGC 5139, to gigantyczna gromada gwiazd o masie około 5 milionów Słońca. Ma kształt kulisty, jednak szczegółowa analiza jej właściwości od dawna budziła w naukowcach wątpliwości, czy mamy do czynienia po prostu z największą gromadą kulistą w naszej Galaktyce. Uważa się, że Omega Centauri to mała galaktyka przechwycona przez naszą około 10 miliardów lat temu i „odebrana”, to znaczy widzimy tylko gęste jądro, a zewnętrzne powłoki gwiazdowe galaktyki karłowatej zostały zniszczone przez siły pływowe i gwiazdy z nich stały się częścią naszej Galaktyki.

Wiele właściwości Omega Centauri wskazuje na takie pochodzenie, na przykład zróżnicowany skład gwiazd, który wymaga kilku epizodów powstawania gwiazd (w gromadach kulistych gwiazdy mają w przybliżeniu ten sam wiek i skład chemiczny, chociaż ostatnio zaczęło się pewne zróżnicowanie populacji gwiazd do odkrycia w zwykłych „gromadach kulistych”).

Omega Centauri nie jest jedyną gromadą, o której uważa się, że w przeszłości była niezależną galaktyką. Ponadto obserwujemy obecnie proces absorpcji galaktyki karłowatej w konstelacji Strzelca (gromada kulista M54 może być jądrem tej galaktyki). Jednakże Omega Centauri jest największą z tych gromad, a jej badanie jest szczególnie interesujące.

Jeśli ta gromada była kiedyś odrębną galaktyką, można by podejrzewać, że w jej centrum znajduje się masywna czarna dziura, ponieważ aktualne dane mówią nam, że każda galaktyka z masywnym zgrubieniem (składnik kulisty; od język angielski wybrzuszenie „wybrzuszenie, obrzęk”) ma czarną dziurę. Im masywniejsze jest zgrubienie, tym masywniejsza jest czarna dziura.

Autorzy artykułu przeprowadzili szczegółowe badania rozkładu gęstości gwiazd w gromadzie, a także prędkości gwiazd. Faktem jest, że obecność dużej masy centralnej prowadzi do małego szczytu - wierzchołka (od język angielski wierzchołek „szczyt, występ”) - w rozmieszczeniu gwiazd, a dodatkowo masywny obiekt zmusi gwiazdy do szybszego obracania się - czyli zwiększy się rozproszenie prędkości w samym centralnym obszarze gromady (niestety trudno jest zmierzyć prędkości poszczególnych gwiazd w gromadzie ze względu na ich dużą gęstość przestrzenną, dlatego określa się rozproszenie).

Na ryc. Rysunek 1 na początku artykułu przedstawia dwa rozkłady gęstości w klastrze. Dolna krzywa odpowiada rozkładowi gwiazd – materii świetlnej (w przybliżeniu policzyliśmy liczbę gwiazd na jednostkę objętości i w ten sposób oszacowaliśmy masę). Górna krzywa odzwierciedla udział ciemnego (niewidocznego) składnika masy. Krzywą tę uzyskano z badania rozkładu prędkości gwiazd w centralnej części gromady. Przecież prędkości gwiazd nie zależą od tego, czy materia, która je przyciąga, świeci, czy nie. Rozproszenie prędkości gwiazd określa się na podstawie widma. Badane są linie widmowe przesunięte pod wpływem efektu Dopplera. Mierząc rozproszenie prędkości gwiazd w różnych odległościach od centrum gromady, można skonstruować w niej profil rozkładu masy.

Znacząca różnica pomiędzy obiema krzywymi sugeruje, że w centrum gromady znajduje się niewidzialna masa. Ciemny składnik dominuje tylko w centrum, co sugeruje, że jego masa jest niewielka w porównaniu z całkowitą masą gwiazdową gromady, a także, że niewidzialna materia jest silnie skoncentrowana w części centralnej.

Zatem ze zdjęcia wyraźnie widać, że w centralnej części gromady „siedzi” coś ciemnego. Co to mogło być? Oczywiście może to być jedna masywna czarna dziura. Ale może są jakieś alternatywy? Może to być na przykład gromada 10 000 pozostałości gwiazd (gwiazd neutronowych lub czarnych dziur). Analiza tej możliwości za pomocą modeli numerycznych pokazuje, że w Omega Centauri taka struktura nie mogłaby powstać. Oznacza to, że mamy do czynienia z jedną czarną dziurą.

Przypomnę, że istnieją dwa rodzaje czarnych dziur: o masie gwiazdowej i supermasywne. Pierwsze powstają po zapadnięciu się masywnych gwiazd. W związku z tym masy takich czarnych dziur wahają się od kilku do kilkudziesięciu mas Słońca. Te ostatnie znajdują się w centrach wielu galaktyk (patrz recenzja). Supermasywne czarne dziury zyskują masę poprzez akrecję gazu i ciemnej materii oraz poprzez łączenie się z innymi centralnymi czarnymi dziurami, gdy następuje łączenie galaktyk. Jeśli galaktyka jest wystarczająco masywna, czarna dziura może urosnąć do kilku miliardów mas Słońca. Jednakże nadal istnieje wiele niejasności w rozwiązaniu kwestii wzrostu masy supermasywnych czarnych dziur (patrz np. artykuły 0705.2269 i astro-ph/0506040). Ponadto astrofizycy mówią także o czarnych dziurach o masach pośrednich. Po pierwsze, omawia się to przy omawianiu tzw. Po drugie, podejrzewa się, że w dwóch gromadach kulistych znajdują się czarne dziury o masach pośrednich. W przypadku Omega Centauri najprawdopodobniej mamy do czynienia z krewną supermasywnych czarnych dziur. Oznacza to, że mechanizm powstawania czarnej dziury był taki sam, jak jej „krewnych” w centrach galaktyk. Taki mechanizm nie powinien działać w przypadku zwykłych gromad kulistych, ponieważ historia ich powstawania i życia jest inna.

Na ryc. Rysunek 3 pokazuje znaną zależność pomiędzy masami czarnych dziur i rozproszeniem prędkości gwiazd.

Dyspersję określa się na podstawie obserwacji spektralnych. Istnieje kilka metod określania mas czarnych dziur, które dają dość dobre szacunki (niepewności są pokazywane jako „wąsy” w punktach). Na przykład metoda mapowania pogłosu lub ciekawa metoda związana ze szczegółowym badaniem właściwości dysku wokół czarnej dziury z wykorzystaniem danych soczewkowych. Ale mówienie o wszystkich metodach określania mas supermasywnych czarnych dziur zaprowadziłoby nas daleko.

Oprócz galaktyk wykres pokazuje także punkty dla dwóch gromad kulistych i Omega Centauri. Można zauważyć, że punkty czarnych dziur w gromadach i galaktykach leżą w przybliżeniu na tej samej linii prostej. Oznacza to, że „portret rodzinny” czarnych dziur potwierdza ich „pokrewieństwo”.

Interesujące byłoby zaobserwowanie pewnego rodzaju aktywności czarnej dziury, na przykład w zakresie fal rentgenowskich lub podczerwonych. „Nasza” czarna dziura, będąc bardzo spokojnym potworem, zdradza się jednak swoją aktywnością. To prawda, że ​​​​masa czarnej dziury w Omega Centauri jest sto razy mniejsza niż masa czarnej dziury w centrum naszej Galaktyki, a ponadto w tej gromadzie jest mniej gazu, który mógłby akreować na czarnej dziurze. Zatem obserwacyjne objawy nowo odkrytej dziury będą najprawdopodobniej słabsze - nie bez powodu przez wszystkie lata badań Omega Centauri nie zauważono żadnych przejawów „potwora”. Ponieważ jednak istnieje motyw do głębszych poszukiwań, być może w Omega Centauri uda się odkryć coś podobnego. W końcu teraz rozpocznie się prawdziwe polowanie na dziwną bestię.