Thật không may, từ các vĩ độ trung bình của Bắc bán cầu Trái đất, chỉ có thể nhìn thấy một phần của chòm sao Nhân mã và các vật thể trong đó, do vị trí thấp phía trên đường chân trời, có thể được quan sát với một số bất tiện nhất định.
Centaurus - ảnh chụp màn hình từ chương trình cung thiên văn
Ngay cả trong một đêm mùa xuân dài, chòm sao Nhân mã (đôi khi được gọi là Nhân mã) vẫn mọc thấp phía trên đường chân trời phía nam. Đối với hầu hết cư dân ở Bắc bán cầu, khu vực bầu trời này không thể tiếp cận được vì xích vĩ của chòm sao dao động từ -30 đến -64 độ. Ở vĩ độ trung bắc, chỉ có thể nhìn thấy một nửa chòm sao Nhân Mã.
Các ngôi sao chính của chòm sao
Ngôi sao sáng nhất trong chòm sao là α Cen. Đây là một ngôi sao có tổng độ sáng biểu kiến là -0,27m. - một hệ thống nhiều sao vật lý, bao gồm ba thành phần: α Cen A, α Cen B và thường được xem xét riêng biệt.
Hình ảnh Proxima Centauri, Hubble
Các thành phần A và B giống nhau về tất cả các thông số vật lý thiên văn của chúng với ngôi sao sáng của chúng ta, Mặt trời, chúng thuộc các lớp tương tự và có kích thước tương tự nhau. Hơn nữa, ngôi sao α Cen B có . Mặt khác, Proxima là một ngôi sao lùn đỏ nằm cách Mặt trời chỉ 4,24 năm ánh sáng.
Ngôi sao sáng nhất có thể nhìn thấy từ vĩ độ trung bình là ngôi sao ν Cen (Mencent). Ngôi sao có độ sáng 2,1 độ và có thể dễ dàng tìm thấy nếu đường thẳng nối Vindematrix (ε Vir) và (α Vir) kéo dài về phía Đông Nam.
Các vật thể không gian sâu có thể nhìn thấy từ vĩ độ trung bình
Chòm sao Nhân mã rất giàu vật thể trong không gian sâu một cách bất thường, nhưng trong số tất cả sự phong phú này, chỉ có hai vật thể có sẵn cho người quan sát từ Bắc bán cầu. Một trong số đó là cụm sao cầu sáng nhất, NGC 5139, được biết đến từ thời cổ đại với tên gọi ω Cen.
Lịch sử của Omega Centauri
Lịch sử về sự xuất hiện của nó trên bầu trời giống như một cụm đầy rẫy những nghịch lý. Nó từ lâu đã được coi là một ngôi sao, và vào thế kỷ thứ 2 sau Công nguyên, nó đã được Claudius Ptolemy đưa vào cuốn Almagest của ông dưới cái tên ω Centauri. Viện trưởng Nicolas Louis de Laical, người quan sát nó, đã ghi lại cụm sao này trong “Danh mục các vật thể phi sao” của ông với chỉ số 1.5. Năm 1677, Edmund Halley, khi quan sát ω Cen, gọi nó là tinh vân, và chỉ đến nửa đầu thế kỷ 19 John Herschel mới xác định nó là một cụm sao cầu.
Để tìm NGC 5139, trước tiên bạn cần tìm các ngôi sao μ và ζ Cen. Từ ζ Cen về phía Tây, vẽ trực quan một đoạn bằng khoảng cách giữa các ngôi sao này. Ở nơi đó, ngay cả với chiếc ống nhòm khiêm tốn nhất bạn cũng có thể nhìn thấy một quả cầu ánh sáng khá sáng, đầy sương mù. Mặc dù cụm sao này có cường độ 3,7 nhưng việc tìm thấy nó bằng mắt thường ở vĩ độ trung bình không phải là một việc dễ dàng. Nó nhô lên trên đường chân trời không cao hơn năm độ và hình chiếu của cụm lên thiên cầu có thể bị ảnh hưởng nghiêm trọng bởi khúc xạ khí quyển hoặc thậm chí là chiếu sáng ngang nhỏ.
Quan sát của NGC 5139
Hành trình tới NGC 5139
Trong các ống nhòm mạnh hơn, cụm sao cho thấy một số hạt do độ phân giải của từng ngôi sao không hoàn chỉnh. Theo một số nhà thiên văn nghiệp dư, có thể phân giải hoàn toàn ω Cen trên các ngôi sao, miễn là nó đủ cao so với đường chân trời, vốn có trong kính thiên văn 100 mm. Ở vĩ độ 45 độ (+-)5, để quan sát thoải mái, cần có một thiết bị quang học có khẩu độ lớn hơn 5” (125 mm). Thật thú vị khi so sánh Omega Centauri với Cụm sao cầu lớn ở Hercules!
Nhân mã A
Galaxy Centaurus A. Bức ảnh có tổng thời gian phơi sáng là 120 giờ!
Mục tiêu tiếp theo trong chòm sao này là thiên hà sáng thứ năm trên bầu trời trái đất - NGC 5128 hay Centaurus A. Đây là một thiên hà hình thấu kính khá gần thuộc loại S0 có vành (vành đai) cực, cũng là nguồn phát sóng vô tuyến mạnh mẽ. và bức xạ tia X, trên thực tế, có một thiên hà đang hoạt động gần chúng ta nhất (đừng nhầm với AGN).
Hành trình ảo đến thiên hà
Centaurus A là một vật thể dễ tiếp cận hơn ω Cen, vì nó có xích vĩ -43,1 độ với độ sáng biểu kiến là 6,6 độ lớn. Với tất cả các thông số này, việc quan sát NGC 5128 ở vĩ độ trung bắc là rất khó khăn. Ở vĩ tuyến 50, qua ống nhòm 10x50, bạn có thể nhận ra một điểm sáng mơ hồ, gần như hình tròn, cách μ Cen 5 độ Tây. Sẽ không thể phân biệt được làn bụi đáng chú ý như vậy (cùng một vành cực) do vị trí của vật thể ở phía trên đường chân trời.
Một cái nhìn sâu sắc về Centaurus A
Nhân mã A ở các dải quang phổ khác nhau
Vật thể Nam Centauri
Trong phần của chòm sao không thể nhìn thấy được từ vĩ độ trung bình, có một số lượng đáng kể các vật thể không gian sâu đáng chú ý. Phần lớn trong số này là các cụm mở, chẳng hạn như NGC 5617, Tr22 và Lynga2, nằm giữa Rigel Centaurus và Hadar (α và β Cen). Trên lãnh thổ do Centauri chiếm đóng còn có một điểm thu hút khác của Bầu trời phía Nam - Bao Than Lớn. Một phần của tinh vân tối này (túi bụi lớn nhất trong Dải Ngân hà) nằm trong chòm sao, một phần ở Centaurus. Nó hoàn toàn có thể nhìn thấy được bằng mắt thường.
Nói ngắn gọn về chòm sao
Lịch sử của chòm sao
Tất cả các cụm sao hình cầu đều rất ấn tượng, nhưng Omega Centauri thì thật đáng kinh ngạc. Lấp lánh với 10 triệu ngôi sao, nó là "quả cầu" lớn nhất trong Dải Ngân hà.
Với khối lượng gấp 5 triệu mặt trời, Omega Centauri nặng gấp 10 lần so với cụm sao cầu thông thường. Omega Centauri có đường kính 230 năm ánh sáng. Đây là một thành phố đầy sao, lấp lánh với 10 triệu ngôi sao.
Các cụm sao cầu thường có các ngôi sao có cùng độ tuổi và thành phần. Tuy nhiên, các nghiên cứu về Omega Centauri cho thấy có nhiều quần thể sao khác nhau trong cụm này hình thành ở những thời điểm khác nhau. Có lẽ Omega Centauri là tàn dư của một thiên hà nhỏ đã hợp nhất với Dải Ngân hà.
Làm thế nào để xem Omega Centauri. Omega Centauri, cụm sao lớn nhất và sáng nhất của Dải Ngân hà, có thể được nhìn thấy ở phía nam trong vòm bầu trời. Nó có thể nhìn thấy rõ ràng từ vĩ độ 40 độ Bắc đến phía Nam (vĩ độ của Ankara, Türkiye).
Từ Nam bán cầu, Omega Centauri dường như ở cao hơn nhiều trên bầu trời và là một cảnh tượng tuyệt đẹp. Nếu bạn đang ở Bắc bán cầu và muốn xem cụm này, hãy biết rằng Omega Centauri chỉ có thể được nhìn thấy vào những thời điểm nhất định trong năm. Nó được nhìn thấy rõ nhất trên bầu trời buổi tối từ Bắc bán cầu vào các buổi tối cuối tháng 4, tháng 5 và tháng 6. Cư dân ở bán cầu bắc cũng có thể nhìn thấy Omega Centauri từ tháng 1 đến tháng 4, nhưng họ phải sẵn sàng thức quá nửa đêm hoặc dậy trước bình minh.
Spica, ngôi sao sáng nhất trong chòm sao Xử Nữ, sẽ đóng vai trò là ngôi sao dẫn đường cho bạn trong quá trình tìm kiếm Omega Centauri. Khi Spica và Omega Centauri di chuyển về phía nam và đạt đến điểm cao nhất trên bầu trời, họ đã đồng loạt làm như vậy. Tuy nhiên, Omega Centauri vượt qua khoảng 35 độ về phía nam của (hoặc bên dưới) Spica màu trắng xanh rực rỡ. Để tham khảo, nắm tay của bạn ở độ dài cánh tay là khoảng 10 độ trên bầu trời. .
Omega Centauri là một cụm sao hình cầu, không mở. Vẻ ngoài tròn trịa, đối xứng của Omega Centauri giúp phân biệt nó với các cụm như Pleiades và Hyades, là những cụm sao mở.
Cụm sao mở là một tập hợp rời rạc gồm hàng chục đến hàng trăm ngôi sao trẻ trong đĩa thiên hà Milky Way. Các cụm bị lộ ra được liên kết với nhau một cách yếu ớt bởi lực hấp dẫn và thường tiêu tan sau vài trăm triệu năm. Các cụm sao cầu quay quanh Dải Ngân hà bên ngoài đĩa thiên hà. Chúng chứa hàng chục ngàn hoặc hàng triệu ngôi sao. Bị ràng buộc chặt chẽ bởi lực hấp dẫn, các cụm sao cầu vẫn không thay đổi sau 12 tỷ năm. Thông thường, các cụm mở có thể nhìn thấy bằng mắt thường nằm cách xa hàng trăm đến vài nghìn năm ánh sáng. Ngược lại, các cụm sao cầu thường nằm cách xa hàng chục nghìn năm ánh sáng.
Ở cách Trái đất 16.000-18.000 năm ánh sáng, Omega Centauri là một trong số ít trong số 200 cụm sao hình cầu của thiên hà chúng ta có thể nhìn thấy được bằng mắt thường. Trông giống như một ngôi sao mờ ảo, nhưng chỉ sự hiện diện của Omega Centauri cũng là minh chứng cho kích thước và sự uy nghi của nó. Giống như bất kỳ cụm hình cầu nào, Omega Centauri là tốt nhất.
Tóm lại, cụm sao hình cầu Omega Centauri cho đến nay là cụm sao hình cầu lớn nhất được biết đến có thể nhìn thấy từ Trái đất. Nó lớn hơn khoảng 10 lần so với cụm hình cầu thông thường. Nó được nhìn thấy rõ nhất từ Nam bán cầu của Trái đất, nhưng chúng ta ở Bắc bán cầu cũng có thể nhìn thấy nó vào những thời điểm nhất định trong năm.
Vị trí của Omega Centauri - thăng thiên bên phải: 13 h 26,8 m; Xích vĩ: 47 độ 29′ Nam.
giống( 10 ) Tôi không thích( 0 )
Omega Nhân Mã vàđược biết đến từ thời xa xưa
ω nhân mã(omega Centauri, NGC 5139) là cụm sao cầu trong chòm sao Nhân Mã. Nó nằm cách chúng ta 18.300 năm ánh sáng. Đối tượng này là một trong những đối tượng được liệt kê trong ấn bản gốc của Danh mục chung mới.
- 1 Lịch sử nghiên cứu
- 2 Đặc điểm
- 3 Xem thêm
- 4 Lưu ý
- 5 liên kết
Lịch sử nghiên cứu
Cụm ω Centauri được Ptolemy phân loại là một ngôi sao cách đây 2000 năm. Lacaille đã ghi lại nó trong danh mục của mình với tựa đề I.5. Edmond Halley, sau khi khám phá nó vào năm 1677, đã đưa nó vào danh mục dưới dạng tinh vân. Nhà thiên văn học người Anh John Herschel lần đầu tiên xác định nó là một cụm sao vào những năm 1830.
Đặc trưng
ω Centauri thuộc thiên hà Milky Way của chúng ta và là cụm sao cầu lớn nhất hiện nay được biết đến. Nó chứa vài triệu ngôi sao thuộc Nhóm II. Trung tâm của cụm sao có mật độ sao dày đặc đến mức khoảng cách giữa chúng là 0,1 năm ánh sáng. Tuổi của ω Centauri được xác định là 12 tỷ năm.
Cụm sao có nhiều thế hệ sao. Các nhà thiên văn suy đoán rằng nó có thể từng là một thiên hà lùn, bị Dải Ngân hà nuốt chửng từ nhiều thế kỷ trước. Các tính toán được công bố năm 2008 chỉ ra rằng có thể có một lỗ đen có khối lượng trung bình ở trung tâm của cụm sao.
Xem thêm
- Danh sách các vật thể Messier
- Thư mục chia sẻ mới
Ghi chú
- Eva Noyola, Karl Gebhardt và Marcel Bergmann. Bằng chứng về một lỗ đen khối lượng trung bình ở ω Centauri // Tạp chí Vật lý thiên văn. - 2008. - T. 676, số 2. - P. 1008-1015.
- Lỗ đen trung tâm được tìm thấy trong cụm sao Omega Centauri
Liên kết
- Thông tin bằng tiếng Anh và tiếng Pháp từ "Danh mục chung mới" ban đầu
- Thông tin từ "Danh mục chung mới" đã sửa đổi
- SIMBAD (tiếng Anh)
- VizieR (tiếng Anh)
- Cơ sở dữ liệu ngoài thiên hà của NASA/IPAC
- Danh sách các ấn phẩm dành riêng cho NGC 5139
Các quan sát từ Kính viễn vọng Không gian Hubble và Kính viễn vọng Gemini trên mặt đất đã cung cấp những dấu hiệu mạnh mẽ rằng cụm sao Omega Centauri chứa một lỗ đen có khối lượng khoảng 30.000-50.000 khối lượng mặt trời. Điều này trước hết xác nhận rằng Omega Centauri không phải là một cụm sao cầu thông thường trong Thiên hà của chúng ta, mà là tàn tích của một thiên hà lùn bị chúng ta bắt giữ. Thứ hai, khối lượng của lỗ đen được phát hiện hoàn toàn phù hợp với sự phụ thuộc đã biết của đại lượng này vào khối lượng của thành phần hình cầu trong các thiên hà, cho phép mối tương quan này được mở rộng đến vùng có khối lượng nhỏ (theo tiêu chuẩn thiên hà). Trước đây, khối lượng nhỏ như vậy không thể đạt được.
Omega Centauri (ω Centauri), hay NGC 5139, là cụm sao khổng lồ có khối lượng gấp khoảng 5 triệu lần khối lượng mặt trời. Nó có dạng hình cầu, nhưng phân tích chi tiết về đặc tính của nó từ lâu đã khiến các nhà khoa học nghi ngờ rằng chúng ta chỉ đơn giản đang xử lý cụm sao cầu lớn nhất trong Thiên hà của chúng ta. Người ta tin rằng Omega Centauri là một thiên hà nhỏ bị chúng ta bắt giữ khoảng 10 tỷ năm trước và bị "lột bỏ", tức là chúng ta chỉ nhìn thấy một lõi dày đặc và lớp vỏ sao bên ngoài của thiên hà lùn đã bị phá hủy bởi lực thủy triều và lực thủy triều. các ngôi sao từ chúng đã trở thành một phần của Thiên hà của chúng ta.
Nhiều đặc tính của Omega Centauri chỉ ra nguồn gốc như vậy, ví dụ, thành phần sao đa dạng, đòi hỏi nhiều giai đoạn hình thành sao (trong các cụm sao cầu, các ngôi sao có cùng độ tuổi và thành phần hóa học, mặc dù gần đây hơn một số sự đa dạng trong quần thể sao đã bắt đầu). được phát hiện trong các “cụm cầu” thông thường).
Omega Centauri không phải là cụm duy nhất được cho là một thiên hà độc lập trong quá khứ. Ngoài ra, hiện nay chúng ta đang chứng kiến quá trình hấp thụ của một thiên hà lùn trong chòm sao Nhân Mã (cụm sao cầu M54 có thể là lõi của thiên hà này). Tuy nhiên, Omega Centauri là cụm lớn nhất trong số các cụm này và nghiên cứu của nó được đặc biệt quan tâm.
Nếu cụm này từng là một thiên hà thì người ta có thể nghi ngờ rằng có một lỗ đen khổng lồ ở trung tâm của nó, vì dữ liệu hiện tại cho chúng ta biết rằng mọi thiên hà đều có một khối phình khổng lồ (thành phần hình cầu; từ Tiếng Anh phình "phình, sưng") có một lỗ đen. Khối phình càng lớn thì lỗ đen càng nặng.
Các tác giả của bài báo đã tiến hành một nghiên cứu chi tiết về sự phân bố mật độ sao trong cụm, cũng như vận tốc của các sao. Thực tế là sự hiện diện của khối trung tâm lớn dẫn đến một đỉnh nhỏ - đỉnh (từ Tiếng Anhđỉnh đỉnh, phần lồi ra) - trong sự phân bố của các ngôi sao, và ngoài ra, một vật thể có khối lượng lớn sẽ buộc các ngôi sao quay nhanh hơn - nghĩa là sự phân tán vận tốc ở khu vực trung tâm của cụm sẽ tăng lên (thật không may, nó rất khó đo vận tốc của từng ngôi sao trong cụm do mật độ không gian cao của chúng, do đó độ phân tán được xác định).
Trong bộ lễ phục. Hình 1 ở đầu bài viết cho thấy hai phân bố mật độ trong cụm. Đường cong phía dưới tương ứng với sự phân bố của các ngôi sao - vật chất phát sáng (nói một cách đại khái, chúng ta đã đếm số lượng sao trên một đơn vị thể tích và từ đó ước tính được khối lượng). Đường cong phía trên phản ánh sự đóng góp của thành phần khối lượng tối (vô hình). Đường cong này thu được từ một nghiên cứu về sự phân bố vận tốc của các ngôi sao ở phần trung tâm của cụm. Suy cho cùng, tốc độ của các ngôi sao không phụ thuộc vào việc vật chất thu hút chúng có phát sáng hay không. Sự phân tán vận tốc của các sao được xác định từ quang phổ. Các vạch quang phổ bị dịch chuyển do hiệu ứng Doppler được nghiên cứu. Bằng cách đo sự phân tán vận tốc của các sao ở những khoảng cách khác nhau tính từ tâm cụm, người ta có thể xây dựng một sơ đồ phân bố khối lượng trong đó.
Sự khác biệt đáng kể giữa hai đường cong cho thấy có một khối lượng vô hình ở trung tâm cụm sao. Thành phần tối chỉ chiếm ưu thế ở trung tâm, điều này cho thấy khối lượng của nó nhỏ so với tổng khối lượng sao của cụm và vật chất vô hình cũng tập trung cao độ ở phần trung tâm.
Vì vậy, từ bức ảnh có thể thấy rõ có thứ gì đó tối đen đang “ngồi” ở phần trung tâm của cụm. Nó có thể là gì? Tất nhiên, nó có thể là một lỗ đen khổng lồ. Nhưng có lẽ có một số lựa chọn thay thế? Ví dụ, nó có thể là một cụm gồm 10.000 tàn dư sao (sao neutron hoặc lỗ đen). Phân tích khả năng này bằng cách sử dụng các mô hình số cho thấy cấu trúc như vậy không thể hình thành ở Omega Centauri. Điều này có nghĩa là chúng ta đang xử lý một lỗ đen.
Hãy để tôi nhắc bạn rằng có hai loại lỗ đen: khối lượng sao và siêu lớn. Đầu tiên được hình thành sau sự sụp đổ của các ngôi sao lớn. Theo đó, khối lượng của các lỗ đen như vậy dao động từ vài đến vài chục lần khối lượng Mặt Trời. Cái sau nằm ở trung tâm của nhiều thiên hà (xem đánh giá). Các lỗ đen siêu lớn tăng khối lượng thông qua sự tích tụ khí và vật chất tối, cũng như thông qua việc sáp nhập với các lỗ đen trung tâm khác khi xảy ra sáp nhập thiên hà. Nếu thiên hà đủ lớn, lỗ đen có thể tăng khối lượng lên vài tỷ mặt trời. Tuy nhiên, vẫn còn nhiều điều không chắc chắn trong việc giải quyết vấn đề tăng khối lượng của các lỗ đen siêu lớn (ví dụ, xem các điều 0705.2269 và astro-ph/0506040). Ngoài ra, các nhà vật lý thiên văn còn nói về các lỗ đen có khối lượng trung bình. Đầu tiên, điều này được thảo luận khi thảo luận về cái gọi là. Thứ hai, các lỗ đen có khối lượng trung bình được nghi ngờ nằm trong hai cụm sao cầu. Trong trường hợp của Omega Centauri, rất có thể chúng ta đang đối mặt với họ hàng của các lỗ đen siêu lớn. Nghĩa là, cơ chế hình thành lỗ đen giống như cơ chế hình thành của “họ hàng” của nó ở trung tâm các thiên hà. Cơ chế như vậy sẽ không hoạt động đối với các cụm sao cầu thông thường, vì lịch sử hình thành và sự sống của chúng là khác nhau.
Trong bộ lễ phục. Hình 3 cho thấy mối quan hệ đã biết giữa khối lượng của lỗ đen và sự phân tán vận tốc của các sao.
Sự phân tán được xác định từ quan sát quang phổ. Có một số phương pháp xác định khối lượng của lỗ đen đưa ra những ước tính khá chính xác (sự không chắc chắn được thể hiện dưới dạng “râu” tại các điểm). Ví dụ: phương pháp lập bản đồ âm vang hoặc một phương pháp thú vị liên quan đến nghiên cứu chi tiết về các đặc tính của đĩa xung quanh lỗ đen bằng cách sử dụng dữ liệu thấu kính. Nhưng nói về tất cả các phương pháp xác định khối lượng của các lỗ đen siêu lớn sẽ đưa chúng ta đi quá xa.
Ngoài các thiên hà, biểu đồ còn hiển thị các điểm của hai cụm sao cầu và của Omega Centauri. Có thể thấy rằng các điểm của lỗ đen trong các cụm và thiên hà gần như nằm trên cùng một đường thẳng. Nghĩa là, “bức chân dung gia đình” của các lỗ đen khẳng định “mối quan hệ họ hàng” của chúng.
Sẽ rất thú vị khi quan sát một số hoạt động từ lỗ đen, ví dụ như ở bước sóng tia X hoặc hồng ngoại. Lỗ đen “của chúng ta”, vốn là một con quái vật rất bình tĩnh, tuy nhiên lại phản bội chính mình bằng hoạt động của nó. Đúng vậy, khối lượng của lỗ đen ở Omega Centauri nhỏ hơn hàng trăm lần so với khối lượng của lỗ đen ở trung tâm Thiên hà của chúng ta, và ngoài ra, trong cụm này có ít khí hơn có thể tích tụ lên lỗ đen. Vì vậy, các biểu hiện quan sát của lỗ mới được phát hiện rất có thể sẽ yếu hơn - không phải vô cớ mà trong suốt nhiều năm nghiên cứu về Omega Centauri, không có biểu hiện nào của “con quái vật” được chú ý. Nhưng vì có động cơ để tìm kiếm sâu hơn nên điều gì đó tương tự có thể được phát hiện ở Omega Centauri. Rốt cuộc, bây giờ cuộc săn lùng quái thú thực sự sẽ bắt đầu.