M 4 ( NGC 6121 ) — шаровое звёздное скопление в созвездии Скорпиона , ближайшее к Земле или одно из ближайших. Находится на расстоянии в 1,89 килопарсека (6160 световых лет ). Скопление имеет не очень большие размеры и массу: приливной радиус скопления равен 70 световым годам, а звёзды скопления в основном сосредоточены в области с радиусом 38 световых лет.

В скоплении содержится более 100 тысяч звёзд и около 40 тысяч белых карликов . По разным оценкам, возраст звёздного населения в скоплении составляет 11,5—13,3 миллиарда лет. Среди переменных звёзд скопления — миллисекундный пульсар , в системе которого находится экзопланета под названием PSR B1620−26 b — старейшая из известных экзопланет.

Скопление открыл Жан Филипп де Шезо в 1746 году. В 1784 году Шарль Мессье различил в скоплении отдельные звёзды — M 4 стало первым шаровым скоплением, где это было сделано.

Видимая звёздная величина скопления 5,8 ^m делает его наблюдаемым невооружённым глазом на очень тёмном небе, а угловой диаметр составляет 35 минут дуги , что больше угловых размеров Луны .

Параметры

Расположение

M 4 — шаровое звёздное скопление . Расстояние до скопления по тригонометрическому параллаксу , измеренному телескопом Gaia , составляет около 1,89 килопарсека (6160 световых лет ), а более ранние, косвенные оценки расстояния принимают значения 1,7 до 2,2 кпк (5500—7200 световых лет) .

M 4 считается ближайшим шаровым скоплением к Земле , либо одним из ближайших. Хотя в 2007 году было открыто звёздное скопление , которое находится ещё ближе, чем M 4 — на расстоянии 4900 световых лет , в различных исследованиях этот объект рассматривается и как шаровое , и как рассеянное скопление . В некоторых исследованиях природа FSR 1767 как скопления в принципе оспаривалась . Второе по близости подтверждённое шаровое скопление, NGC 6397 , находится на расстоянии 2,4 кпк (7800 световых лет) от Земли .

M 4 расположено в направлении центра Галактики , на фоне балджа , и сравнительно близко к плоскости галактического диска : на расстоянии 2000 световых лет от него, из-за чего на скопление достаточно сильно влияет межзвёздное поглощение . M 4 удаляется от Солнца со скоростью 70 км/с .

Физические характеристики

M 4 ― сравнительно небольшое скопление. скопления составляет 70 световых лет. Звёзды скопления в основном сосредоточены в области с радиусом 38 световых лет, но на фотографиях с небольшой выдержкой и при визуальных наблюдениях заметна область меньшего размера. В центральной части с радиусом 8 световых лет содержится половина массы всего скопления, а радиус ядра скопления — 1,8 светового года. M 4 принадлежит к классу концентрации Шепли — Сойер IX, что означает довольно низкую концентрацию звёзд — одну из наименьших среди шаровых скоплений каталога Мессье .

Масса скопления также невелика и составляет около 6,25—6,3⋅10 ⁴ M _⊙ . По всей видимости, скопление в прошлом потеряло значительную часть массы из-за приливных взаимодействий с другими объектами: согласно разным теоретическим моделям, при формировании масса скопления составляла 3,4—7,5⋅10 ⁵ M _⊙ . Моделирование также показывает, что в скоплении произошёл , хотя наблюдаемый профиль яркости характерен для скоплений, в которых его не происходило .

Абсолютная звёздная величина M 4 равна −7,2 ^m , светимость составляет 6,25⋅10 ⁴ L _⊙ . Интегральный спектральный класс скопления — F8, показатель цвета B−V — 1,03 .

Звёздное население

В скоплении M 4, по теоретическим расчётам, насчитывается более 100 тысяч звёзд и около 40 тысяч белых карликов . По разным оценкам, возраст звёздного населения M 4 составляет 11,5—13,3 миллиарда лет, а металличность ${\displaystyle {\ce {[Fe/H]}}}$ — от −1,20 до −1,05, что соответствует относительному содержанию железа в 6—9 % от солнечного . Обогащение элементами альфа-процесса относительно железа ${\displaystyle {\ce {[\alpha/Fe]}}}$ составляет +0,39, то есть, содержание альфа-элементов относительно железа в 2,5 раза превышает солнечное . Возможно, в скоплении присутствует два звёздных населения разных возрастов, но разница в их возрасте не должна превышать 214 миллионов лет .

В скоплении известно не менее 90 переменных звёзд , значительная часть которых — переменные типа RR Лиры . Среди других переменных — PSR B1620−26 , миллисекундный пульсар с периодом в 11 мс , что в три раза быстрее, чем у пульсара в Крабовидной туманности . Пульсар — часть системы из трёх объектов, в которую входят белый карлик и экзопланета под названием PSR B1620−26 b . По всей видимости, экзопланета сформировалась приблизительно тогда же, когда и звёзды в скоплении и является старейшей из известных экзопланет .

В скоплении есть звезда Y 453, довольно яркая в ультрафиолетовом диапазоне : её температура составляет 72000 K , а светимость — около 690 L _⊙ . Y 453 — проэволюционировавшая звезда, покинувшая асимптотическую ветвь гигантов , её масса составляет 0,53 M _⊙ .

История изучения

Скопление M 4 открыл Жан Филипп де Шезо в 1746 году. Однако его открытие не было опубликовано, и в 1752 году независимо от Шезо скопление открыл Никола Луи де Лакайль .

Шезо и Лакайль не сумели различить звёзды в скоплении и приняли его за туманность: первым, кто смог это сделать, стал Шарль Мессье в 1764 году, и он же внёс скопление в свой каталог . Скопление M 4 было единственным в наблюдениях Мессье и первым за всю историю шаровым скоплением, где были разрешены отдельные звёзды .

В 1987 году был открыт миллисекундный пульсар PSR B1620−26 , ставший вторым открытым в шаровом скоплении: первым был в скоплении M 28 . В 1992 году выяснилось, что кроме пульсара и белого карлика в системе присутствует ещё один маломассивный объект PSR B1620−26 b : его масса была известна с невысокой точностью. В результате дальнейших наблюдений значение уточнялось, и к 2003 году было подтверждено, что этот объект является планетой — значительный вклад в это открытие внесли наблюдения с помощью телескопа «Хаббл» . Кроме того, в 1997 году с помощью этого же телескопа была сделана фотография 258 белых карликов в скоплении, а в 2001 году на фотографии с длительной выдержкой были запечатлены звёзды с видимой величиной до 30 ^m .

Наблюдение

Скопление M 4 имеет видимую звёздную величину 5,8 ^m , что делает его видимым невооружённым глазом на очень тёмном небе. Угловой диаметр скопления достигает 35 минут дуги при фотографировании с длинной выдержкой, что больше угловых размеров Луны . При небольшой выдержке видна область меньшего размера, а при визуальных наблюдениях угловой диаметр составляет не более 15 минут дуги. Скопление наблюдается в созвездии Скорпиона , лучший месяц для наблюдения — июль .

M 4 находится в 1,3 градусах к западу от Антареса . Скопление легко обнаружить с помощью небольшого бинокля : в таком случае оно выглядит как туманное пятнышко, а при использовании небольшого телескопа становится видна круглая форма скопления. Телескоп с диаметром объектива 50 мм позволяет различать отдельные звёзды скопления, самая яркая из которых имеет звёздную величину 10,8 ^m . При использовании более крупного телескопа, с диаметром объектива 120 мм, становится видна вытянутая структура из нескольких ярких звёзд .

В 50 минутах дуги к востоку от M 4 и в 30 минутах дуги от Антареса находится ещё одно шаровое скопление — NGC 6144 . Оно тусклее M 4 — его видимая звёздная величина составляет 9,0 ^m , и для его наблюдения нужно использовать телескоп с диаметром объектива не менее 200 мм .

Примечания

Литература

• Stoyan, R., Binnewies S., Friedrich S., Schroeder K. . — Cambridge, UK: Cambridge University Press , 2008. — ISBN 978-0-511-42329-1 .