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 +3,9 ^m 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

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 . Омега Центавра удалено на 15—17 тысяч световых лет от Земли, что делает его одним из ближайших скоплений . Диаметр скопления — около 150 световых лет. В его состав входит около 10 миллионов звёзд, масса скопления составляет 4—5 миллионов масс Солнца . Плотность вблизи центра скопления составляет порядка 2000 M _⊙ / пк ³ . 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 . В скоплении содержатся переменные звёзды, в частности, типов RR Лиры , SX Феникса , цефеид II типа , а также затменные переменные . Наконец, в центре скопления обнаружены радиопульсары .

Омега Центавра как бывшая галактика

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 :

Различный возраст звёзд

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 . Это скопление стало первым, где были обнаружены звёзды разных популяций .

Чёрная дыра в центре скопления

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 .

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 .

Другие признаки

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 .

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 .

История изучения

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 .

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 .

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

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

Наблюдения

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 .

При хороших условиях наблюдения скопление легко видно невооруженным глазом: его видимая величина составляет +3,9 ^m , а угловой диаметр — 36', что больше диаметра Луны . 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 .

Примечания

Ссылки

• и из оригинального « Нового общего каталога »
• (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
• (англ.)
• (англ.)