Миф об Андромеде
Созвездие наблюдалось уже в древние времена, и упомянуто позднеэллинистическим ученым Клавдием Птолемеем в 150 году н.э. в своем знаменитом произведении «Альмагест» среди 48 описанных им созвездий.
Согласно мифам Древней Греции, Андромеда была дочерью царя эфиопов Цефея и царицы Кассиопеи. Царица оскорбила верховного морского бога Посейдона, заявив, что она самая красивая из всех нимф, что разгневало Посейдона; чтобы унять его гнев, Цефей приковал Андромеду к скале, где она стала добычей морского чудовища Кита.
В тот момент, когда Кит пытался убить Андромеду, появился герой Персей и спас ей жизнь. Благодаря спасению Андромеды Персей получил от Цефея разрешение жениться на его дочери.
Андромеду среди звезд, где она располагается между Персеем и Кассиопеей, поместила греческая богиня Афина, от морского чудища Кита ее отделяет только созвездие Рыб.
Структура Млечного Пути
Если внимательно рассмотреть структуру Млечного Пути, то мы увидим следующее:
- Галактический диск. Здесь сосредоточено большинство звезд Млечного Пути.
Сам диск разбит на следующие части:
- Ядро это центр диска;
- Дуги – области вокруг ядра, в том числе непосредственно области выше и ниже плоскости диска.
- Спиральные рукава – это области, которые выступают наружу от центра. Наша Солнечная Система находится в одном из спиральных рукавов Млечного Пути.
- Шаровые скопления. Несколько сотен из них разбросаны выше и ниже плоскости диска.
- Гало. Это большая, тусклая область, которая окружает всю галактику. Гало состоит из газа большой температуры и, возможно, темной материи.
Радиус гало значительно больше размеров диска и по некоторым данным достигает нескольких сот тысяч световых лет. Центр симметрии гало Млечного Пути совпадает с центром галактического диска. Состоит гало в основном из очень старых, неярких звезд. Возраст сферической составляющей Галактики превышает 12 млрд лет. Центральная, наиболее плотная часть гало в пределах нескольких тысяч световых лет от центра Галактики называется балдж (в переводе с английского «утолщение»). Вращается гало в целом очень медленно.
По сравнению с гало диск вращается заметно быстрее. Он представляет собой как бы две сложенные краями тарелки. Диаметр диска Галактики около 30 кпк (100 000 световых лет). Толщина – около 1000 световых лет. Скорость вращения не одинакова на различных расстояниях от центра. Она быстро возрастает от нуля в центре до 200-240 км/с на расстоянии 2 тыс. световых лет от него. Масса диска в 150 млрд раз больше массы Солнца (1,99*1030 кг). В диске концентрируются молодые звезды и звездные скопления. Среди них много ярких и горячих звезд. Газ в диске Галактики распределен неравномерно, образуя гигантские облака. Основным химическим элементом в нашей Галактике является водород. Примерно на 1/4 она состоит из гелия.
Одной из самых интересных областей Галактики считается ее центр, или ядро, расположенное в направлении созвездия Стрельца. Видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи. Поэтому ее начали изучать только после создания приемников инфракрасного и радиоизлучения, которое поглощается в меньшей степени. Для центральных областей Галактики характерна сильная концентрация звезд: в каждом кубическом парсеке их многие тысячи. Ближе к центру отмечаются области ионизированного водорода и многочисленные источники инфракрасного излучения, свидетельствующие о происходящем там звездообразовании. В самом центре Галактики предполагается существование массивного компактного объекта – черной дыры массой около миллиона масс Солнца.
Одним из наиболее заметных образований являются спиральные ветви (или рукава). Они и дали название этому типу объектов – спиральные галактики. Вдоль рукавов в основном сосредоточены самые молодые звезды, многие рассеянные звездные скопления, а также цепочки плотных облаков межзвездного газа, в которых продолжают образовываться звезды. В отличие от гало, где какие-либо проявления звездной активности чрезвычайно редки, в ветвях продолжается бурная жизнь, связанная с непрерывным переходом вещества из межзвездного пространства в звезды и обратно. Спиральные рукава Млечного Пути в значительной мере скрыты от нас поглощающей материей. Подробное их исследование началось после появления радиотелескопов. Они позволили изучать структуру Галактики по наблюдениям радиоизлучения атомов межзвездного водорода, концентрирующегося вдоль длинных спиралей. По современным представлениям, спиральные рукава связаны с волнами сжатия, распространяющимися по диску галактики. Проходя через области сжатия, вещество диска уплотняется, а образование звезд из газа становится более интенсивным. Причины возникновения в дисках спиральных галактик такой своеобразной волновой структуры не вполне ясны. Над этой проблемой работают многие астрофизики.
Открытие туманности Орла
Мессье 16 был открыт швейцарским астрономом Жаном-Филиппом Луа де Шез в 1745-1746 годах. Он описал объект как «звездное скопление между созвездиями Змееносца, Стрельца и Щита».
Сама туманность была открыта Шарлем Мессье 3 июня 1764 года. Мессье описал «скопление маленьких звезд, опутанных слабым сиянием, около хвоста змеи в одноименном созвездии» Он занёс туманность в свой каталог в 1771 году.
В 1895 году американский астроном Эдвард Эмерсон Барнард был первым, кто сделал фотографию туманности. А изображение, сделанное астрономом-любителем и пионером астрофотографии Исааком Робертсом в 1897 году, внесло Туманность Орёл в каталог IC 1908 года.
Наблюдательные данные, физические характеристики Туманности Ориона
| История исследования | |
| Обозначения | NGC 1976, M 42 |
|---|---|
| Наблюдательные данные | |
| Тип | Эмиссионная туманность |
| Прямое восхождение | 05ч 35м 16,4789с |
| Склонение | -05° 23′ 22,844″ |
| Расстояние | 1344 ± 20св. лет |
| Видимые размеры (V) | 85 × 60 ′ |
| Созвездие | Орион |
Туманность Ориона находится ниже Пояса Ориона. Отображается в виде размытой звезды в Мече Ориона (южнее пояса). Ее видно в бинокль или небольшой телескоп. В небе будет казаться в 4 раза крупнее видимой Луны. В небольшой инструмент удается разрешить 4 ярчайших звезды открытого скопления Трапеции Ориона. Они массивные, яркие и были рождены в М 42. Своим свечением освещают туманность. Вы можете разглядеть этот процесс на фото от космического телескопа Хаббл.
Космическому телескопу Хаббл удалось снять новый и невероятный вид Туманности Ориона. Перед вами участок с турбулентным формированием звезд. В кадре уместилось больше 3000 звезд разных размеров. Некоторые из них никогда не появлялись в видимых наблюдениях. Проживают в пыльно-газовом ландшафте, напоминающем по внешнему виду Большой каньон. М42 можно воспринимать как иллюстрированный учебник по звездообразованию. Вы увидите массивные молодые звезды, создающие туманность, и столбы плотного газа, играющие роль колыбели для рождающихся объектов.
Вы быстро найдете созвездие Орион, потому что напоминает по форме песочные часы. Сверху и внизу расположены Бетельгейзе и Ригель. Пояс Ориона формируют Альнитак, Альнилам и Минтака. Благоприятный период для обзора – зима.
Площадь туманности Ориона – 65 х 69 угловых минут (диаметр – 24 световых лет). По массе превосходит солнечную в 2000 раз. На его территории находятся звездные ассоциации, отражающие туманности и нейтральные облака пыли, газа и ионизированного газа. Входит в группу молекулярных облаков Ориона, где также отмечены туманность Конской головы, Пламя, Петля Барнарда, Мессье 43 и Мессье 78. Этот комплекс тянется на 10 градусов (половина созвездия).
М 42 – участок с активным процессом рождения звезд, поэтому выступает излюбленным местом для исследования (позволяет изучить рождение и эволюционные процессы звезд). По всей туманности заметны появления новых звезд. Температурные показатели в центре стоят на отметке в 10000 К.
Панорамный вид Туманности Орион (М42)
Звезды скопления Трапеция производят ультрафиолетовые лучи, нагревающие окружающий газ и освещая туманность. Кроме того, звездный ветер создает удивительную форму туманности. Большая часть ультрафиолетовых лучей поступают из Тета 1 Ориона С – наиболее массивная в Трапеции. Ее спектральный тип – O6pe V, а температурная отметка поверхности замирает на 40000 К.
На светящейся области видны пузыри и дуги, сформированные в момент, когда звездные ветры (потоки заряженных частиц) сталкиваются с материалом.
Туманность Ориона состоит из нескольких частей, каждая из которых получила персональное название. Яркие участки по бокам – Крылья, а темная линия с севера к светлой области – Рот рыбы. На юге заметно расширение крыла – Меч, а более слабое на западе – Парус. Под скоплением Трапеции также заметна яркая территории – Засов.
В М 42 вмещается очень много молодых звезд, которые еще не достигли по возрасту миллиона лет, а также протозвезды, спрятанные в газовых коконах. Всего существует 700 звезд на разных эволюционных этапах. Самым маленьким еще не исполнилось 300000 лет, а ярчайшим – 10000 лет.
Телескоп Хаббл смог уловить больше 150 протопланетных дисков на фото – этап в начале формирования систем.
В М42 находятся десятки «детских» планетных систем. В этом кадре удалось запечатлеть 6 скромных «пятен», несущих большой потенциал (сверху вниз): 132-1832, 206-446, 180-331, 106-417, 231-838 и 181-825. В газообразных складках нашли две разновидности дисков: близкие к яркой звезде (Тета1 Ориона С) и отдаленные. Она нагревает газ, что увеличивает их сияние. Удаленные диски лишены такого энергетического излучения, поэтому не зажигают газ и выглядят как темные силуэты (их пыль поглощает видимый свет фона). Они также важны, потому что позволяют исследовать характеристики пылевых зерен, способных сформировать планету земного типа. Яркие диски выделяются выступом и повернуты к звезде. Еще одна примечательная особенность – струи вещества и ударные волны. Вторые появляются, когда звездный ветер из соседней массивной звезды сталкивается с газом туманности. В результате получаются интересные формы, напоминающие стрелу или бумеранг
Полагают, что пройдет еще 100000 лет и большая часть туманности Ориона исчезнет, оставив после себя лишь яркое и молодое скопление, окруженное остатками.
Характеристика туманности Орла
Мессье 16 находится на расстоянии 7 000 световых лет от Земли и имеет видимую звездную величину 6,0. В новом общем каталоге скопление обозначается как NGC 6611, а туманность как IC 4703.
Туманность Орёл занимает площадь размером 70Х55 световых лет. А рассеянное звездное скопление имеет радиус 15 световых лет.
Название Орёл происходит от формы туманности, которая, как говорят, напоминает орла с распростертыми крыльями.
IC 4703, которая окружает рассеянное скопление, представляет собой диффузную эмиссионную туманность, обширную область активного звездообразования с визуальной величиной 8. Она расположена в рукаве Стрельца галактики Млечный Путь, следующем внутреннем спиральном рукаве от нашего.
Столпы Творения в Туманности Орла, изображение: Hubblesite.org
Как наблюдать туманность Орла
Чтобы наблюдать Мессье 16, вы должны иметь телескоп хорошего качества, иметь наилучшие погодные условия, для этого небо должно быть в самой темной точке, вдали от светового загрязнения, и иметь точное местоположение туманности. Это не означает, что вы не будете время от времени спотыкаться при просмотре туманности.
Один из самых простых способов найти M16 — найти созвездие Орла и двигаться к его хвосту. Где находится звезда Аквила? Когда вы доберетесь до этой точки, вы перейдете прямо к созвездию Щита. В этом пинтове вам просто нужно двигаться на юг, чтобы добраться до звезды Гамма Щита.
Найдя звезду Гамма Щита, вы проверяете ее. Там вы найдете звездное скопление, известное как Мессье 16, с призменным биноклем лучшего качества и условиями вашего неба вы сможете наблюдать его облачность, а с помощью телескопа с большой апертурой вы сможете наблюдать туманность Орла в ее Лучший.
Немного истории
Швейцарский астроном Жан-Филипп Луа де Шезо был одним из первых, кто обсудил парадокс Ольберса. Он сделал это за несколько лет до рождения самого Генриха Ольберса, но парадокс в конечном итоге привел к названию последнего.
Он также был первым, кто наблюдал туманность Орла, что он и сделал в 1745 году. Хотя Шезо на самом деле не видел туманность, он смог идентифицировать только звездное скопление в ее центре: NGC 6611 (как оно теперь известно). Это первое зарегистрированное упоминание о туманности Орла.
Но всего через несколько лет (1774 г.) Шарль Мессье включил это скопление в свой каталог и классифицировал его как M16. Каталог Мессье — это список из 110 туманностей и звездных скоплений, который до сих пор широко используется энтузиастами астрономии. Это, наверное, самый известный список небесных тел в мире.
Спустя годы, с развитием телескопов, астрономы смогли увидеть части туманности, окружающей NGC 6611 (звездное скопление). Люди начали говорить о туманности, но так как они все еще не могли видеть орла, Ее называли Королевой звезд.
Но появление астрофотографии — это новый поворотный момент, потому что здесь гораздо больше деталей, чем могут получить астрономические наблюдения. Оказывается, туманность имеет темные области, большие газовые шлейфы и форму, напоминающую орла. Так у этой туманности появилось новое название: Туманность Орла.
Я надеюсь, что с помощью этой информации вы сможете больше узнать о туманности Орла и ее характеристиках.
Туманность NGC 5189
Планетарные туманности получили название потому, что первые из найденных объектов такого типа выглядели в телескоп правильными дисками, напоминающими диски планет. Более совершенная оптика, а главное, фотография, показала их сложную структуру, часто совсем не похожую на идеальный диск. Однако объединяет планетарные туманности в один класс вовсе не форма, а происхождение — все они представляют собой сброшенные оболочки звезд.
Одна из планетарных туманностей успешно замаскировалась совсем под другой тип астрономических объектов. NGC 5189, расположенную в южном созвездии Муха, при наблюдении в небольшой инструмент легко спутать со спиральной галактикой. Она напоминает букву S.
Сложная форма туманности может быть объяснена существованием звезды-компаньона у ее центральной звезды, доживающей свои дни в виде белого карлика. Гравитация второй звезды, вращающейся вокруг белого карлика, могла закрутить вещество в такие спирали. Однако этот гипотетический спутник пока не обнаружен.
Наш космический дом
Мы видим Млечный Путь таким, потому что находимся внутри него. Так как наша Галактика спиральной формы, снаружи она напоминает две яичницы-глазуньи, приклеенные друг к другу. В ее центре находится похожий на желток балдж, окруженный значительно более плотным диском. Мы находимся примерно на середине пути до края этого диска, на одном из малых спиральных рукавов нашей Галактики.
Большинство астрономов полагают, что ширина Млечного Пути равняется по крайне мере 100 тысячам световых лет. Как пишет в своей книге «Вселенная на ладони» научный журналист Колин Стюарт, луч света, отправившийся в путь с одной стороны галактики 100 тысяч лет назад (когда Homo Sapiens делили планету с неандертальцами), только сейчас добрался бы до другой стороны.
Многие из нас никогда не видели Млечный Путь во всей красе из-за светового загрязнения.
Начиная с 1990-х годов астрономы пытались понять и точно установить вокруг чего вращается Галактика. Пристально вглядевшись сквозь 27 тысяч световых лет света и газа, они заметили звезды, которые со свистом вращались вокруг яркого источника радиоволн, сегодня известного как Стрелец А (Sgr A*, произносится как «Звезда А созвездия Стрельца»). Со временем исследователи выяснили колоссальную массу этого объекта – она составила 4 миллиарда Солнц.
Альфа Центавра
Альфа Центавра — ближайшая к нам звезда, точнее, система из трех звезд. Две из них похожи на Солнце и составляют тесную пару. Они обращаются вокруг общего центра масс за 80 земных лет. Третья, маленький красный карлик, очень далека от них. Именно она является ближайшей к нам звездой, за что получила свое имя Проксима (от лат. — «ближайшая»). Несмотря на близость, она не видна невооруженным глазом.
Вокруг одной из звезд главной пары обращается планета. Ее масса приблизительно равна массе Земли, однако она находится так близко к звезде, что «год» на ней длится всего 3,236 земного дня. Температура на поверхности планеты составляет 1200 °C. Это выше температуры расплавленной магмы, что исключает возможность жизни.
На рисунке выше показано представление художника об этой планете и ее звезде. Вторая звезда пары — слева внизу. Яркая звезда в правом верхнем углу — Солнце.
Каким мы видим Млечный путь
То, как мы видим галактику, зависит от расположения в ней. Мы находимся между рукавами. Поэтому на небе мы видим Млечный путь как полосу, а добраться до ядра вообще крайне сложно. Поэтому поиски истины находятся в руках астрофизиков. Млечный путь хорошо видно и невооружённым глазом, в виде большого скопления звёзд в туманном ореоле. В северном полушарии лучше выбрать для наблюдения лето, а в южном полушарии – наоборот зиму. Полностью галактику с Земли увидеть невозможно, потому что мы находимся внутри неё. Часть видно только в марте, а другую наоборот, только в августе. Для наблюдения лучше выбрать время между 2 часами после заката и 2 часами до восхода. Лучше выехать за город, туда, где нет лишнего светового шума.
Метеорный поток – остатки разрушенной кометы
В период с 15 ноября по 6 декабря из созвездия разлетается метеорный рой Андромедидов или Биэлидов (с радиантом вблизи звезды гамма Андромеды), максимум которого приходится на 20 ноября. Этот рой связан с потерянной короткопериодической кометой Биела.
Комета с периодом обращения вокруг Солнца в 6,46 года была открыта в 1872 (после чего ее теряли и вновь переоткрывали), а с 1872 года, года ожидаемого очередного возвращения кометы, с периодичностью в 7 лет стали наблюдаться метеорные дожди, что позволило связать их с наблюдавшимся в 1846 году распадом кометы Биелы на 2 части.
Интенсивность потока 1872 года составляла 3000 метеоров в час, в дальнейшем видимая активность потока постепенно сошла на нет. На данный момент метеоры потока уже нельзя увидеть невооруженным глазом, интенсивность потока в максимуме составляет около 3 метеоров в час.
Выше изложены древние мифы, связанные с созвездием Андромеды, и описаны наиболее интересные космические объекты в пределах границ созвездия, некоторые из которых можно наблюдать невооруженным глазом или через бинокль. Сведения о них уточняются с каждым годом, к исследованию привлекаются самые совершенные инструменты. Нет никакого сомнения, что впереди еще множество замечательных открытий.
Молодые звезды в NGC 3572
Звезды рассеянных скоплений хоть и являются близкими родственниками, однако вовсе не похожи друг на друга, как близнецы. У них примерно одинаковый возраст, но разные масса и температура.
На этом снимке — молодые горячие звезды из рассеянного скопления NGC 3572. Самые яркие из них намного массивнее Солнца. Наши знания о звездной эволюции позволяют утверждать, что их жизнь будет яркой, но короткой — через несколько миллионов лет они взорвутся, как сверхновые.
Однако не следует сожалеть о том, что этим юным звездам суждена такая короткая жизнь. Ведь сверхновые — это залог того, что во Вселенной родятся новые звезды и планеты. В их природных реакторах образуются тяжелые элементы. Каждая частичка Земли, каждая молекула в каждой клетке нашего тела когда-то были частицами звезды.
Типы звездных скоплений
Рассеянные звездные скопления
Рассеянные звездные скопления называют так, потому что отдельные звезды можно легко разрешить. Например, Плеяды и Гиады настолько близки, что отдельные звезды без проблем удается рассмотреть невооруженным глазом. Иногда их называют галактическими скоплениями, так как они расположены в пыльных спиральных рукавах. Звезды в открытом скоплении обладают общим происхождением (сформировались и одного и того же начального молекулярного облака). Обычно в скоплении вмещается несколько сотен звезд (могут достигать нескольких тысяч).
Звезды связаны гравитацией, но она довольно слабая. Скопление вращается вокруг галактики и на финальной стадии рассеивается из-за гравитационного контакта с более сильными объектами. Полагают, что Солнце появилось в открытом скоплении, которого сейчас уже нет. Поэтому это всегда молодые объекты. В Плеядах все еще заметна туманность, намекающая на недавнее формирование.
Открытые скопления наполнены звездами населения I – молодые и с высоким уровнем металличности. В ширине охватывают от 2 до 20 парсеков.
Шаровые звездные скопления
Шаровые скопления галактик вмещают от пары тысяч до миллиона звезд, расположенных в сферической гравитационной системе. Они находятся в ореоле и представляют собою наиболее древние звезды – население II (развитые, но низкая металличность). Скопления настолько старые, что любая звезда (выше G или F класса) уже перешагнула главную последовательность. В шаровом скоплении мало пыли и газа, потому что там не формируются новые звезды. Плотность во внутренних областях намного выше, чем на участках возле Солнца.
В шаровых скоплениях звезды также разделяют общее происхождение. Но этот тип прочно удерживает объекты гравитацией (звезды не рассеиваются). Во Млечном Пути находится примерно 200 шаровых скоплений. Среди них можно вспомнить 47 Тукана, М4 и Омега Центавра. Хотя насчет последнего есть предположения, что это может быть карликовая сфероидальная галактика.
Протозвезда IRAS 20324+4057
Этот объект похож на гусеницу. Как по внешнему виду настоящей гусеницы трудно представить, какая бабочка из нее получится, так и здесь можно гадать, что ожидает в будущем небольшую туманность.
Внутренняя часть туманности сжимается — там формируется новая звезда. Однако снаружи идут довольно опасные для протозвезды процессы. От расположенных поблизости очень горячих и массивных молодых звезд дует сильный звездный ветер, и их излучение разрушает оболочку протозвезды, унося большую часть газа и пыли — ее строительного материала.
В зависимости от того, сколько массы в итоге останется у сформировавшейся звезды, сложится и ее дальнейшая судьба. Если вещества будет достаточно, чтобы получилась массивная звезда, то она проживет относительно короткую жизнь и однажды взорвется, как сверхновая. Если звезда будет менее массивная, похожая на Солнце, — в конце эволюции ее ожидает превращение в планетарную туманность. Она, возможно, будет похожа на бабочку.