ओमेगा सेंटौरी। ओमेगा सेंटौरी स्टार क्लस्टर में एक विशाल ब्लैक होल की खोज की गई है। ओमेगा सेंटौरी का इतिहास

हमारे सौर मंडल के बारे में 10 अप्रत्याशित और पेचीदा तथ्य - हमारा सूर्य और उसके ग्रहों का परिवार - जिसके बारे में आप नहीं जानते होंगे!

सौर मंडल के उन मॉडलों को याद करें जिनका आपने अध्ययन किया था? सौर मंडल और भी ठंडा है! यहां 10 चीजें हैं जो आप नहीं जानते होंगे।

1. सबसे गर्म ग्रह सूर्य के सबसे नजदीक नहीं है... बहुत से लोग जानते हैं कि बुध सूर्य के सबसे निकट का ग्रह है। इसलिए, इस बारे में कुछ भी रहस्यमय नहीं है कि लोग बुध को सबसे गर्म ग्रह क्यों मानते हैं। हम जानते हैं कि शुक्र, सूर्य से दूसरा ग्रह, बुध की तुलना में सूर्य से औसतन 45 मिलियन किलोमीटर दूर है। स्वाभाविक धारणा यह है कि यह और ठंडा होना चाहिए। लेकिन धारणाएं गलत हो सकती हैं। सूर्य को गर्म रखने में मदद करने के लिए बुध के पास कोई वातावरण नहीं है, कोई इन्सुलेशन कंबल नहीं है। दूसरी ओर, शुक्र, अप्रत्याशित रूप से घने वातावरण में पृथ्वी की तुलना में 100 गुना अधिक मोटा है।

यह, अपने आप में, कुछ सौर ऊर्जा को अंतरिक्ष में वापस लौटने से रोकने का काम करेगा और इस प्रकार ग्रह के समग्र तापमान में वृद्धि करेगा। लेकिन वातावरण की मोटाई के अलावा, यह लगभग पूरी तरह से कार्बन डाइऑक्साइड, एक शक्तिशाली ग्रीनहाउस गैस से बना है। कार्बन डाइऑक्साइड स्वतंत्र रूप से सौर ऊर्जा प्रसारित करता है, लेकिन एक गर्म सतह द्वारा उत्सर्जित लंबी-तरंग दैर्ध्य विकिरण के लिए बहुत कम पारदर्शी होता है। इस प्रकार, तापमान अपेक्षा से बहुत अधिक स्तर तक बढ़ जाता है, जिससे शुक्र सबसे गर्म ग्रह बन जाता है।

वास्तव में, शुक्र पर औसत तापमान लगभग 875 डिग्री फ़ारेनहाइट (468.33 सेल्सियस) है, जो टिन और सीसा को पिघलाने के लिए पर्याप्त है। सूर्य के सबसे करीब ग्रह बुध पर अधिकतम तापमान लगभग 800 डिग्री फ़ारेनहाइट (426.67 सेल्सियस) है। इसके अलावा, वायुमंडल की अनुपस्थिति से बुध की सतह के तापमान में सैकड़ों डिग्री का परिवर्तन होता है, जबकि कार्बन डाइऑक्साइड का एक मोटा आवरण शुक्र की सतह के तापमान को स्थिर रखता है, लगभग बिल्कुल भी नहीं बदलता है, कहीं भी ग्रह या दिन या रात के किसी भी समय!

1. प्लूटो संयुक्त राज्य अमेरिका से छोटा है... संयुक्त राज्य की सीमाओं के बीच सबसे लंबी दूरी लगभग 4,700 किलोमीटर (उत्तरी कैलिफोर्निया से मेन तक) है। सर्वोत्तम वर्तमान अनुमानों के अनुसार, प्लूटो 2,300 किमी से अधिक की दूरी पर है, संयुक्त राज्य अमेरिका की चौड़ाई के आधे से भी कम है। बेशक, आकार में यह किसी भी बड़े ग्रह की तुलना में बहुत छोटा है, शायद इसलिए, यह समझना थोड़ा आसान है कि क्यों कुछ साल पहले इसे "डिमोट" किया गया था और ग्रहों की स्थिति को छीन लिया गया था। प्लूटो को अब "बौना ग्रह" कहा जाता है

1. "क्षुद्रग्रह क्षेत्र"।कई विज्ञान कथा फिल्मों में, घने क्षुद्रग्रह क्षेत्रों के कारण अंतरिक्ष यान अक्सर खतरे में पड़ जाते हैं। वास्तव में, हम जानते हैं कि एकमात्र "क्षुद्रग्रह क्षेत्र" मंगल और बृहस्पति के बीच मौजूद है, और यद्यपि हजारों क्षुद्रग्रह (संभवतः अधिक) हैं, उनके बीच बहुत बड़ी दूरी है, और क्षुद्रग्रहों के साथ टकराव की संभावना कम है। वास्तव में, अंतरिक्ष यान को जानबूझकर और सावधानी से क्षुद्रग्रहों की ओर निर्देशित किया जाना चाहिए ताकि उन्हें उनकी तस्वीर लेने का भी मौका मिल सके। इसे देखते हुए, यह अत्यधिक संभावना नहीं है कि अंतरिक्ष यान कभी भी गहरे अंतरिक्ष में क्षुद्रग्रहों के झुंड या बेल्ट से टकराएगा।

1. आप पानी को मैग्मा के रूप में इस्तेमाल करके ज्वालामुखी बना सकते हैं।ज्वालामुखियों का उल्लेख करें और हर कोई तुरंत माउंट सेंट हेलेंस, माउंट वेसुवियस, या शायद हवाई में मौना लोआ लावा काल्डेरा के बारे में सोचेगा। ज्वालामुखी को पिघली हुई चट्टान को लावा (या "मैग्मा" जब अभी भी भूमिगत है) कहा जाता है, है ना? ज़रुरी नहीं। ज्वालामुखी तब बनता है जब किसी ग्रह या अन्य गैर-तारकीय खगोलीय पिंड की सतह पर गर्म, तरल खनिज या गैस का भूमिगत भंडार फूटता है। एक खनिज की सटीक संरचना बहुत भिन्न हो सकती है।

पृथ्वी पर, अधिकांश ज्वालामुखियों में सिलिकॉन, लोहा, मैग्नीशियम, सोडियम और कई जटिल खनिजों के साथ लावा (या मैग्मा) होता है। चंद्रमा Io के ज्वालामुखी मुख्य रूप से सल्फर और सल्फर डाइऑक्साइड से बने प्रतीत होते हैं। शनि का चंद्रमा, नेपच्यून का चंद्रमा ट्राइटन और कई अन्य बर्फ से संचालित होते हैं, अच्छे पुराने जमे हुए H20!

पानी जमने के साथ फैलता है, और जबरदस्त दबाव बन सकता है, ठीक वैसे ही जैसे पृथ्वी पर एक "सामान्य" ज्वालामुखी में होता है। जब बर्फ सतह पर टूटती है, तो एक "" बनता है। इस प्रकार, ज्वालामुखी पानी और पिघली हुई चट्टान दोनों पर काम कर सकते हैं। वैसे, हमारे पास पृथ्वी पर अपेक्षाकृत छोटे जल विस्फोट हैं जिन्हें गीजर कहा जाता है। वे अत्यधिक गर्म पानी से जुड़े होते हैं जो एक गर्म मैग्मा जलाशय के संपर्क में आता है।

1. सौर मंडल का किनारा प्लूटो से 1,000 गुना अधिक दूर है।आप अभी भी सोच रहे होंगे कि सौर मंडल बहुचर्चित बौने ग्रह प्लूटो की कक्षा तक फैला हुआ है। खगोलविद आज भी प्लूटो को पूर्ण ग्रह नहीं मानते हैं, लेकिन छाप बनी हुई है। फिर भी, खगोलविदों ने सूर्य की परिक्रमा करने वाली कई वस्तुओं की खोज की है जो प्लूटो से बहुत दूर हैं।

ये "ट्रांस-नेप्च्यूनियन ऑब्जेक्ट" या "" हैं। माना जाता है कि कुइपर बेल्ट, सौर हास्य सामग्री के दो जलाशयों में से पहला, 50-60 खगोलीय इकाइयों (एयू या सूर्य से पृथ्वी की औसत दूरी) का विस्तार करने के लिए माना जाता है। सौर मंडल का एक और भी आगे का हिस्सा, ऊर्ट धूमकेतु का विशाल बादल, 50,000 AU तक बढ़ सकता है। सूर्य से, या लगभग डेढ़ प्रकाश वर्ष - प्लूटो से एक हजार गुना अधिक दूर।

1. पृथ्वी पर लगभग सब कुछ एक दुर्लभ तत्व है।पृथ्वी ग्रह की मौलिक संरचना लोहा, ऑक्सीजन, सिलिकॉन, मैग्नीशियम, सल्फर, निकल, कैल्शियम, सोडियम और एल्यूमीनियम है। हालांकि ये तत्व पूरे ब्रह्मांड में स्थानों पर पाए गए हैं, लेकिन ये केवल ऐसे तत्व हैं जो बड़े पैमाने पर हाइड्रोजन और हीलियम की अधिकता से ढके हुए हैं। इस प्रकार, अधिकांश भाग के लिए, पृथ्वी दुर्लभ तत्वों से बनी है। हालांकि, इसका मतलब यह नहीं है कि पृथ्वी का कोई विशेष स्थान है। जिस बादल से पृथ्वी का निर्माण हुआ, उसमें हाइड्रोजन और हीलियम की मात्रा बहुत अधिक थी, लेकिन हल्की गैसें होने के कारण, पृथ्वी के बनने पर उन्हें सौर ताप से अंतरिक्ष में धकेल दिया गया।

1. पृथ्वी पर मंगल की चट्टानें हैं।अंटार्कटिका, सहारा रेगिस्तान और अन्य जगहों पर पाए गए उल्कापिंडों के रासायनिक विश्लेषण से पता चला है कि उनकी उत्पत्ति मंगल ग्रह पर हुई थी। उदाहरण के लिए, कुछ में गैस के पॉकेट होते हैं जो रासायनिक रूप से मंगल ग्रह के वातावरण के समान होते हैं। हो सकता है कि ये उल्कापिंड मंगल ग्रह पर किसी उल्कापिंड या क्षुद्रग्रह के मजबूत प्रभाव के कारण, या एक विशाल ज्वालामुखी विस्फोट के कारण और फिर पृथ्वी से टकराने के कारण मंगल से दूर हो गए हों।

1. बृहस्पति के पास सौरमंडल का सबसे बड़ा महासागर है।पृथ्वी की तुलना में सूर्य से पांच गुना दूर ठंडे स्थान में घूमते हुए, बृहस्पति ने हमारे ग्रह की तुलना में हाइड्रोजन और हीलियम के उच्च स्तर को बनाए रखा। वास्तव में, बृहस्पति मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम से बना है। ग्रह के द्रव्यमान और रासायनिक संरचना को देखते हुए, भौतिकी को तरल में बदलने के लिए हाइड्रोजन की आवश्यकता होती है। वास्तव में, तरल हाइड्रोजन का एक गहरा ग्रह महासागर होना चाहिए। कंप्यूटर मॉडल बताते हैं कि यह न केवल सौर मंडल में ज्ञात सबसे बड़ा महासागर है, बल्कि इसकी गहराई लगभग 40,000 किमी है - लगभग शेष पृथ्वी जितनी गहरी!

1. छोटे ब्रह्मांडीय पिंडों में भी चंद्रमा हो सकते हैं।एक बार यह सोचा गया था कि केवल ग्रह के आकार की वस्तुओं में ही प्राकृतिक उपग्रह या चंद्रमा हो सकते हैं। वास्तव में, चंद्रमा का अस्तित्व, या किसी ग्रह की कक्षा में चंद्रमा को गुरुत्वाकर्षण में हेरफेर करने की क्षमता का उपयोग कभी-कभी यह परिभाषित करने के लिए किया जाता है कि ग्रह वास्तव में क्या है। यह उचित नहीं लगा कि छोटे खगोलीय पिंडों में चंद्रमा को धारण करने के लिए पर्याप्त गुरुत्वाकर्षण था। आखिरकार, बुध और शुक्र के पास बिल्कुल भी नहीं है, और मंगल के पास केवल छोटे चंद्रमा हैं। लेकिन 1993 में, गैलीलियो जांच ने 35 किमी चौड़ा क्षुद्रग्रह इडा देखा, इसका डेढ़ किलोमीटर का चंद्रमा - डैक्टिल। तब से, चंद्रमाओं को लगभग 200 अन्य छोटे ग्रहों की परिक्रमा करते हुए पाया गया है, जो एक "सच्चे" ग्रह की परिभाषा को और अधिक जटिल बनाता है।

1. हम सूरज के अंदर रहते हैं।हम आमतौर पर सूर्य को 150 मिलियन किलोमीटर दूर प्रकाश की एक बड़ी, गर्म गेंद के रूप में सोचते हैं। लेकिन वास्तव में, सूर्य का बाहरी वातावरण दृश्य सतह से बहुत आगे तक फैला हुआ है। हमारा ग्रह इस धुंधले वातावरण के चारों ओर घूमता है, और हम इसका प्रमाण देखते हैं जब सौर हवा के झोंके औरोरा बोरेलिस और ऑरोरा बोरेलिस बनाते हैं। इस अर्थ में, हम निश्चित रूप से सूर्य के "अंदर" रहते हैं। लेकिन सौर वातावरण पृथ्वी पर समाप्त नहीं होता है। औरोरस बृहस्पति, शनि, यूरेनस और यहां तक ​​कि दूर नेपच्यून पर भी देखे गए। वास्तव में, बाहरी सौर वातावरण, जिसे "हेलिओस्फीयर" कहा जाता है, को कम से कम 100 खगोलीय इकाइयों तक विस्तारित होना चाहिए। यह लगभग 16 अरब किलोमीटर है। वास्तव में, अंतरिक्ष में सूर्य की गति के कारण वायुमंडल शायद एक बूंद के रूप में है, और "पूंछ" दसियों और सैकड़ों अरबों किलोमीटर तक फैली हुई है।

सौर मंडल शांत है। ये थे 10 तथ्य जो आप सौर मंडल के बारे में नहीं जानते होंगे।

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> ओमेगा सेंटौरी

यह कैसा दिखता है गोलाकार क्लस्टर ओमेगा सेंटॉरीतारामंडल सेंटोरस: विवरण, एक तस्वीर के साथ विशेषताएँ, व्यास, कितने तारे, उत्पत्ति, आयु, तथ्य।

(NGC 5139) लगभग 15,800 प्रकाश वर्ष दूर एक गोलाकार समूह है। यह सेंटौरी के क्षेत्र में रहता है और पूरी आकाशगंगा में चमक, आकार और द्रव्यमान के मामले में पहले स्थान पर है।

150 प्रकाश वर्ष के व्यास के साथ, सेंटोरस नक्षत्र के गोलाकार समूह में 10 मिलियन तारे हैं। मिल्की वे में कम से कम 200 गोलाकार क्लस्टर पाए जा सकते हैं, लेकिन ओमेगा सेंटॉरी का मूल अलग है। बहुत से लोग मानते हैं कि यह हमारी टक्कर में नष्ट हुई एक बौनी आकाशगंगा के अवशेष से बनी है।

ऐसे क्लस्टर डिस्क में प्रवेश किए बिना आकाशगंगा के चारों ओर परिक्रमा करते हैं। उनमें हजारों और लाखों तारे होते हैं, जो गुरुत्वाकर्षण द्वारा एकजुट होते हैं। आमतौर पर उनकी उम्र लगभग समान होती है, लेकिन ओमेगा सेंटॉरी में विविधता का शासन होता है: 12 अरब वर्ष से लेकर बहुत कम उम्र तक।

इस स्थिति ने वैज्ञानिकों को यह मानने के लिए प्रेरित किया कि यह एक विशिष्ट गोलाकार समूह नहीं है, बल्कि बाहरी तारों से रहित एक बौनी आकाशगंगा है।

ओमेगा सेंटॉरी क्लस्टर कई मिलियन जनसंख्या II सितारों का घर है। उम्र 12 अरब साल है। माना जाता है कि गतिविधि में कई चोटियों के साथ तारे 2 अरब वर्षों में प्रकट हुए हैं। केंद्र इतना कसकर संकुचित है कि सदस्य 0.1 प्रकाश वर्ष अलग हैं।

2008 में, शोधकर्ताओं ने जेमिनी ऑब्जर्वेटरी और हबल टेलीस्कोप की जानकारी का उपयोग क्लस्टर के कोर में एक मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल का पता लगाने के लिए किया। छवियां उच्च गति पर चलती हुई एक बड़ी तारकीय सांद्रता दिखाती हैं।

यह स्पष्ट था कि गोलाकार क्लस्टर के केंद्र में एक वस्तु छिपी हुई थी, जो गुरुत्वाकर्षण का उपयोग करके तारों के संपर्क में थी। इसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का 40,000 गुना था। ऐसे मापदंडों के लिए केवल एक ब्लैक होल उपयुक्त था। बाद के विश्लेषणों ने परिणामों को चुनौती देने की कोशिश की, लेकिन एक छेद की उपस्थिति को खारिज करने में विफल रहे। लेकिन अधिकतम द्रव्यमान 12,000 सौर तक सीमित था।

ओमेगा सेंटॉरी तकनीक के उपयोग के बिना पाया जा सकता है, लेकिन अपने साथ एक दूरबीन लाना बेहतर है। एक अंधेरे आकाश में, यह दृश्यमान चंद्रमा के आकार को कवर करेगा। उत्तरी गोलार्ध के निवासियों को केवल विशिष्ट समय पर ही देखा जा सकता है। समीक्षा के लिए अनुकूल अवधि अप्रैल-जून है। जनवरी से अप्रैल तक भी देखा जा सकता है, लेकिन सूर्योदय से पहले दिखाया जाता है। यदि आप भूमध्य रेखा के दक्षिण में रहते हैं, तो मार्च से अक्टूबर तक शिकार करें।

खोजने के लिए स्पिका (कन्या राशि में सबसे चमकीला) का उपयोग करें। साथ में वे दक्षिण में आकाश के उच्चतम बिंदु पर पहुँचते हैं। क्लस्टर तारे के 35 डिग्री दक्षिण में स्थित है। एक टेलीस्कोप में स्वयं ओमेगा सेंटॉरी को खोजने के लिए साइट पर ऑनलाइन स्टार मैप का उपयोग करना सुनिश्चित करें।

5 मिलियन सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान के साथ, ओमेगा सेंटॉरी अपनी प्रजातियों के एक विशिष्ट सदस्य (लगभग एक आकाशगंगा की तरह) की तुलना में 10 गुना अधिक विशाल है। द्रव्यमान के मामले में, यह केवल मायाल II (एम 31 में) से आगे निकल गया है। इसके अलावा, क्लस्टर में बहुत अधिक घूर्णन गति होती है, और इसका आकार थोड़ा चपटा होता है।

ओमेगा सेंटॉरी स्टार क्लस्टर के बारे में तथ्य

1667 में, सेंट हेलेना से एडमंड हैली द्वारा नक्षत्र सेंटौरी में क्लस्टर की खोज की गई थी। उन्होंने इसे एक गैर-तारकीय वस्तु का नाम दिया था। उन्होंने इसे छह "चमकदार धब्बे" की सूची में जोड़ा। पहले भी टॉलेमी ने इसे एक तारे के साथ जोड़ा था।

जोहान बेयर ने टॉलेमी की जानकारी का इस्तेमाल किया। पहली बार, ओमेगा सेंटॉरी नाम इसके यूरेनोमेट्री (1603) में परिलक्षित हुआ था। ऑब्जेक्ट को 1826 तक गोलाकार क्लस्टर के रूप में मान्यता नहीं मिली थी। जेम्स डनलप ने इसे "संकुचित सितारों की एक सुंदर गेंद" कहा। नतीजतन, जॉन हर्शल ने 1830 के दशक में अपने शक्तिशाली टेलीस्कोप का इस्तेमाल किया और अंत में अपनी आधुनिक स्थिति को समेकित किया।

१७४६ में, जीन फिलिप डी चेज़ोट ने इसे २१वें नेबुला के रूप में सूचीबद्ध किया, और १७५५ में, निकोलस लुई डी लैकेल ने इसे सूची में एल आई.५ के रूप में चिह्नित किया।

ऐसा माना जाता है कि हमारे सबसे करीबी सितारों में से एक, कप्तान, क्लस्टर के भीतर बना है। हम बात कर रहे हैं एक लाल बौने की, जो 13 प्रकाश वर्ष दूर (पेंटर) है।

दुर्भाग्य से, सेंटोरस नक्षत्र का केवल एक हिस्सा पृथ्वी के उत्तरी गोलार्ध के मध्य अक्षांशों से दिखाई देता है, और इसमें वस्तुएं, क्षितिज के ऊपर उनकी कम स्थिति के कारण, कुछ असुविधाओं के साथ देखी जा सकती हैं।

सेंटोरस - तारामंडल कार्यक्रम से स्क्रीनशॉट

यहां तक ​​​​कि एक लंबी वसंत की रात में, नक्षत्र सेंटोरस (कभी-कभी सेंटौर कहा जाता है) दक्षिणी क्षितिज से ऊपर और नीचे उगता है। उत्तरी गोलार्ध के अधिकांश निवासियों के लिए, आकाश का यह क्षेत्र दुर्गम है, क्योंकि नक्षत्र -30 से -64 डिग्री की गिरावट में स्थित है। मध्य-उत्तरी अक्षांशों पर, सेंटोरस नक्षत्र का केवल आधा भाग ही दिखाई देता है।

नक्षत्र के मुख्य सितारे

नक्षत्र का सबसे चमकीला तारा α सेन है। यह -0.27m की स्पष्ट कुल चमक वाला एक तारा है। - एक भौतिक रूप से कई स्टार सिस्टम, जिसमें तीन घटक होते हैं: α सेन , α सेन और, जिसे आमतौर पर अलग से माना जाता है।

प्रॉक्सिमा सेंटॉरी, हबल छवि

अवयव ए और बी अपने सभी ज्योतिषीय मापदंडों में हमारे प्रकाशमान - सूर्य के समान हैं, वे निकट वर्गों में हैं और आकार में समान हैं। इसके अलावा, स्टार α सेन बी है। प्रॉक्सिमा, एक लाल बौना, सूर्य से सिर्फ 4.24 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।

मध्य अक्षांशों से दिखाई देने वाला सबसे चमकीला तारा सेन (मेनकेंट) है। तारे में 2.1 तारकीय परिमाण की चमक होती है और इसे आसानी से दक्षिण-पूर्व में विन्डेमैट्रिक्स (ε वीर) और (α वीर) को जोड़ने वाली सीधी रेखा तक फैलाकर पाया जा सकता है।

मध्य अक्षांशों से दिखाई देने वाली गहरी अंतरिक्ष वस्तुएं

तारामंडल सेंटोरस दूर की अंतरिक्ष वस्तुओं में असामान्य रूप से समृद्ध है, लेकिन इस बहुतायत में से केवल दो ही उत्तरी गोलार्ध के एक पर्यवेक्षक के लिए उपलब्ध हैं। उनमें से एक सबसे चमकीला गोलाकार समूह NGC 5139 है, जिसे प्राचीन काल से सेन के नाम से जाना जाता है।

ओमेगा सेंटौरी का इतिहास

एक समूह के रूप में ठीक आकाश में इसके प्रकट होने का इतिहास कई विरोधाभासों से भरा हुआ है। इसे लंबे समय से एक तारा माना जाता है, और द्वितीय शताब्दी ईस्वी में इसे क्लॉडियस टॉलेमी ने अपने "अल्मागेस्ट" में सेंटौरी नाम से पेश किया था। एबॉट निकोलस लुई डी लैकल, जिन्होंने इसे देखा, ने सूचकांक 1.5 के तहत क्लस्टर को "गैर-तारकीय वस्तुओं की सूची" में दर्ज किया। १६७७ में, एडमंड हैली ने सेन का अवलोकन करते हुए, इसे एक नीहारिका कहा, और केवल १९वीं शताब्दी के पूर्वार्द्ध में, जॉन हर्शल ने इसे एक गोलाकार क्लस्टर के रूप में पहचाना।

एनजीसी 5139 को खोजने के लिए, आपको पहले सितारों μ और ζ सेन को ढूंढना होगा। सेन से पश्चिम तक, इन तारों के बीच की दूरी के बराबर एक खंड को दृष्टिगत रूप से स्थगित करें। उस स्थान पर, सबसे मामूली दूरबीन के साथ भी, प्रकाश की एक चमकीली धुंधली गेंद दिखाई देती है। हालांकि क्लस्टर का परिमाण 3.7 है, लेकिन इसे मध्य अक्षांश पर नग्न आंखों से खोजना कोई आसान काम नहीं है। यह क्षितिज से ऊपर पांच डिग्री से अधिक नहीं उगता है, और आकाशीय क्षेत्र पर क्लस्टर का प्रक्षेपण वायुमंडलीय अपवर्तन या यहां तक ​​​​कि नगण्य, निकट-क्षैतिज रोशनी से गंभीर रूप से प्रभावित हो सकता है।

एनजीसी 5139 . की टिप्पणियां

एनजीसी की यात्रा 5139

अधिक शक्तिशाली दूरबीन में, अलग-अलग सितारों के लिए इसके अधूरे रिज़ॉल्यूशन के कारण क्लस्टर एक निश्चित दाने का प्रदर्शन करता है। कुछ शौकिया खगोलविदों के अनुसार, सेन को सितारों में पूरी तरह से हल करना संभव है, बशर्ते यह क्षितिज से पर्याप्त रूप से ऊपर हो, पहले से ही 100 मिमी दूरबीन के साथ। 45 डिग्री (+ -) 5 के अक्षांश पर, 5 "(125 मिमी) से अधिक के एपर्चर के साथ एक ऑप्टिकल डिवाइस को आरामदायक अवलोकन के लिए आवश्यक होगा। ओमेगा सेंटॉरी की तुलना हरक्यूलिस में ग्रेट ग्लोब क्लस्टर से करना बहुत दिलचस्प है!

सेंटोरस ए

गैलेक्सी सेंटोरस ए। 120 घंटे के कुल एक्सपोजर के साथ फोटो!

इस नक्षत्र में अगला लक्ष्य पृथ्वी के आकाश में पांचवीं सबसे चमकीली आकाशगंगा है - एनजीसी 5128 या सेंटॉरस ए। मामलों, हमारे लिए निकटतम सक्रिय आकाशगंगा है (एजीएन के साथ भ्रमित नहीं होना)।

आकाशगंगा की आभासी यात्रा

सेंटोरस ए सेन की तुलना में अधिक सुलभ वस्तु है, क्योंकि इसमें ६.६ परिमाण की स्पष्ट चमक के साथ ४३.१ डिग्री की गिरावट है। इन सभी मापदंडों के साथ, मध्य-उत्तरी अक्षांशों में NGC 5128 का अवलोकन बहुत कठिन है। ५०वें समानांतर में, १०x५० दूरबीन एक मंद, प्रकाश के लगभग वृत्ताकार स्थान, μ सेन के पांच डिग्री पश्चिम को पहचान सकते हैं। क्षितिज के ऊपर वस्तु के निम्न स्थान के कारण इस तरह की ध्यान देने योग्य धूल पट्टी (एक ही ध्रुवीय रिम) को भेद करना संभव नहीं होगा।

सेंटोरस ए पर दीप देखो

सेंटोरस ए स्पेक्ट्रम की विभिन्न श्रेणियों में

दक्षिण सेंटौरी वस्तुएं

मध्य अक्षांशों से नक्षत्र के अदृश्य भाग में दूर के अंतरिक्ष में उल्लेखनीय संख्या में उल्लेखनीय वस्तुएं हैं। इनमें से अधिकतर खुले क्लस्टर हैं, जैसे, उदाहरण के लिए, एनजीसी 5617, ट्र 22 और लिंगा 2, रिगेल सेंटोरस और हैदर (α और β सेन) के बीच स्थित है। सेंटोरस के कब्जे वाले क्षेत्र में दक्षिणी आकाश का एक और आकर्षण है - बिग कोल बैग। इस डार्क नेबुला (मिल्की वे में सबसे बड़ी धूल की जेब) का एक हिस्सा नक्षत्र में स्थित है, आंशिक रूप से सेंटोरस में। यह पूरी तरह से नंगी आंखों से दिखाई देता है।

संक्षेप में नक्षत्र के बारे में

नक्षत्र इतिहास

सभी गोलाकार तारा समूह प्रभावशाली हैं, लेकिन ओमेगा सेंटॉरी अविश्वसनीय है। 10 मिलियन तारों से जगमगाता यह आकाशगंगा में सबसे बड़ा ग्लोब है।

5 मिलियन सूर्यों के द्रव्यमान के साथ, ओमेगा सेंटॉरी एक विशिष्ट गोलाकार क्लस्टर की तुलना में 10 गुना अधिक विशाल है। ओमेगा सेंटॉरी 230 प्रकाश वर्ष के पार है। यह 10 मिलियन सितारों से जगमगाता एक सितारा शहर है।

गोलाकार समूहों में आमतौर पर एक ही उम्र और संरचना के तारे होते हैं। हालांकि, ओमेगा सेंटॉरी के शोध से पता चलता है कि इस क्लस्टर में अलग-अलग तारकीय आबादी हैं, जो अलग-अलग समय पर बनती हैं। शायद ओमेगा सेंटॉरी एक छोटी आकाशगंगा का अवशेष है जो मिल्की वे में विलीन हो गई है।

ओमेगा सेंटॉरी कैसे देखें।आकाशगंगा में सबसे बड़ा और सबसे चमकीला तारा समूह ओमेगा सेंटॉरी, आकाश के गुंबद पर दक्षिण की ओर दूर तक देखा जा सकता है। यह 40 डिग्री उत्तरी अक्षांश से दक्षिण (अंकारा, तुर्की का अक्षांश) तक पूरी तरह से दिखाई देता है।

दक्षिणी गोलार्ध से, ओमेगा सेंटॉरी आकाश में बहुत ऊँचा प्रतीत होता है और यह एक शानदार दृश्य है। यदि आप उत्तरी गोलार्ध में हैं और इस समूह को देखना चाहते हैं, तो ध्यान रखें कि ओमेगा सेंटॉरी को वर्ष के कुछ निश्चित समय पर ही देखा जा सकता है। यह उत्तरी गोलार्ध से शाम के आकाश में अप्रैल, मई और जून के अंत में शाम को सबसे अच्छा देखा जाता है। उत्तरी गोलार्ध के निवासी जनवरी से अप्रैल तक ओमेगा सेंटॉरी भी देख सकते हैं, लेकिन उन्हें आधी रात के बाद या भोर से पहले जागने के लिए तैयार रहना चाहिए।

स्पिका, नक्षत्र कन्या राशि का सबसे चमकीला तारा, ओमेगा सेंटॉरी की खोज में आपके मार्गदर्शक सितारे के रूप में कार्य करेगा। जब स्पिका और ओमेगा सेंटॉरी दक्षिण की ओर बढ़ते हैं और आकाश में अपने उच्चतम बिंदु पर पहुंचते हैं, तो वे इसे एक साथ करते हैं। हालांकि, ओमेगा सेंटॉरी स्पार्कलिंग, नीले और सफेद स्पिका के दक्षिण (या नीचे) से लगभग 35 डिग्री दक्षिण में गुजरता है। संदर्भ के लिए, हाथ की लंबाई पर आपकी मुट्ठी आकाश में लगभग 10 डिग्री है। ...

ओमेगा सेंटॉरी एक गोलाकार है, खुला तारा समूह नहीं है।ओमेगा सेंटॉरी की सममित, गोलाकार उपस्थिति इसे प्लीएड्स और हाइड्स जैसे समूहों से अलग करती है, जो सितारों के खुले समूह हैं।

एक खुला तारा समूह मिल्की वे आकाशगंगा की डिस्क में दसियों से सैकड़ों युवा सितारों का एक निःशुल्क संग्रह है। खुले गुच्छों को गुरुत्वाकर्षण द्वारा कमजोर रूप से एक साथ रखा जाता है और कुछ सौ मिलियन वर्षों के बाद विलुप्त होने की प्रवृत्ति होती है। ग्लोबुलर क्लस्टर गेलेक्टिक डिस्क के बाहर मिल्की वे की परिक्रमा करते हैं। उनमें दसियों हज़ार या लाखों तारे होते हैं। गुरुत्वाकर्षण से निकटता से बंधे, गोलाकार समूह 12 अरब वर्षों के बाद अपरिवर्तित रहते हैं। आमतौर पर, नग्न आंखों को दिखाई देने वाले खुले समूह सैकड़ों से कई हजार प्रकाश वर्ष दूर होते हैं। इसके विपरीत, गोलाकार समूह आमतौर पर हजारों प्रकाश वर्ष दूर होते हैं।

पृथ्वी से १६,०००-१८,००० प्रकाश वर्ष की दूरी पर, ओमेगा सेंटॉरी हमारी आकाशगंगा में २०० या इतने गोलाकार समूहों में से एक है जो नग्न आंखों को दिखाई देता है। यह एक मंद, अस्पष्ट तारे की तरह दिखता है, लेकिन केवल ओमेगा सेंटॉरी की उपस्थिति ही इसके आकार और भव्यता की गवाही देती है। किसी भी गोलाकार क्लस्टर की तरह, ओमेगा सेंटॉरी सबसे अच्छा है।

संक्षेप में, सितारों का गोलाकार समूह ओमेगा सेंटॉरी पृथ्वी से दिखाई देने वाला अब तक का सबसे बड़ा ज्ञात गोलाकार तारा समूह है। यह एक नियमित गोलाकार क्लस्टर से लगभग 10 गुना बड़ा है। यह पृथ्वी के दक्षिणी गोलार्ध से सबसे अच्छा देखा जाता है, लेकिन हम उत्तरी गोलार्ध में भी इसे वर्ष के निश्चित समय पर देख सकते हैं।

ओमेगा सेंटौरी की स्थिति - दायां उदगम: 13h 26.8m; गिरावट: 47 डिग्री 29 दक्षिण।

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हबल स्पेस टेलीस्कोप और जेमिनी ग्राउंड टेलीस्कोप के अवलोकन ने मजबूत संकेत दिए हैं कि ओमेगा सेंटॉरी स्टार क्लस्टर में लगभग 30,000-50,000 सौर द्रव्यमान वाला एक ब्लैक होल है। यह, सबसे पहले, पुष्टि करता है कि ओमेगा सेंटॉरी हमारी आकाशगंगा का एक साधारण गोलाकार समूह नहीं है, बल्कि हमारे द्वारा कब्जा की गई एक बौनी आकाशगंगा का अवशेष है। दूसरा, एक खुले ब्लैक होल का द्रव्यमान आकाशगंगाओं में गोलाकार घटक के द्रव्यमान पर इस मात्रा की ज्ञात निर्भरता में पूरी तरह से फिट बैठता है, जिससे इस सहसंबंध को छोटे (गांगेय मानकों द्वारा) द्रव्यमान के क्षेत्र में विस्तारित किया जा सकता है। पहले, इतने छोटे द्रव्यमान तक नहीं पहुंचे थे।

ओमेगा सेंटॉरी (ω सेंटौरी), या एनजीसी 5139, लगभग 5 मिलियन सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान वाला एक विशाल तारा समूह है। यह आकार में एक गोलाकार जैसा दिखता है, लेकिन इसके गुणों के विस्तृत विश्लेषण ने वैज्ञानिकों को लंबे समय से संदेह किया है कि हम अपनी गैलेक्सी में सबसे बड़े गोलाकार क्लस्टर के साथ काम कर रहे हैं। ऐसा माना जाता है कि ओमेगा सेंटॉरी एक छोटी आकाशगंगा है जिसे लगभग 10 अरब साल पहले हमारे द्वारा कब्जा कर लिया गया था और "छीन" गया था, यानी, हम केवल एक घने कोर देखते हैं, और बौने आकाशगंगा के बाहरी तारकीय लिफाफे ज्वारीय बलों और सितारों द्वारा नष्ट कर दिए गए थे। उनमें से हमारी आकाशगंगा का हिस्सा बन गया।

यह उत्पत्ति ओमेगा सेंटॉरी के कई गुणों से संकेतित होती है, उदाहरण के लिए, एक विविध तारकीय रचना, जिसके लिए स्टार गठन के कई एपिसोड की आवश्यकता होती है (गोलाकार समूहों में, सितारों की उम्र और रासायनिक संरचना लगभग समान होती है, हालांकि हाल ही में कुछ प्रकार की तारकीय आबादी शुरू हुई है) साधारण ग्लोब्यूल्स में पाया जाना)।

ओमेगा सेंटॉरी एकमात्र ऐसा समूह नहीं है जिसके बारे में माना जाता है कि वह अतीत में अपने आप में एक आकाशगंगा रहा है। इसके अलावा, अब हम नक्षत्र धनु (गोलाकार क्लस्टर M54 इस आकाशगंगा का केंद्रक हो सकता है) में एक बौनी आकाशगंगा के अवशोषण की प्रक्रिया देख रहे हैं। फिर भी, ओमेगा सेंटॉरी इन समूहों में सबसे बड़ा है, और इसका अध्ययन विशेष रुचि का है।

यदि यह क्लस्टर कभी अपने आप में एक आकाशगंगा था, तो यह संदेह करना काफी संभव है कि इसके केंद्र में एक विशाल ब्लैक होल है, क्योंकि आधुनिक डेटा हमें बताते हैं कि हर आकाशगंगा एक विशाल उभार (गोलाकार घटक; से अंग्रेज़ीउभार "उभार, उभार") में एक ब्लैक होल होता है। उभार जितना बड़ा होगा, ब्लैक होल उतना ही विशाल होगा।

लेख के लेखकों ने क्लस्टर में तारकीय घनत्व के वितरण के साथ-साथ सितारों के वेगों का विस्तृत अध्ययन किया। तथ्य यह है कि एक बड़े केंद्रीय द्रव्यमान की उपस्थिति एक छोटी चोटी की ओर ले जाती है - एक पुच्छ (से .) अंग्रेज़ी cusp "पीक, लेज") - सितारों के वितरण में, और इसके अलावा, एक विशाल वस्तु सितारों को तेजी से घूमने के लिए मजबूर करेगी - यानी, क्लस्टर के बहुत मध्य क्षेत्र में वेग फैलाव बढ़ जाएगा (दुर्भाग्य से, यह है क्लस्टर में अलग-अलग सितारों की गति को उनके उच्च स्थानिक घनत्व के कारण मापना मुश्किल है, इसलिए, विचरण निर्धारित किया जाता है)।

अंजीर में। 1 लेख की शुरुआत में क्लस्टर में दो घनत्व वितरण दिखाता है। निचला वक्र सितारों के वितरण से मेल खाता है - चमकदार पदार्थ (मोटे तौर पर बोलते हुए, प्रति इकाई मात्रा में सितारों की संख्या गिना जाता था और इस प्रकार द्रव्यमान का अनुमान लगाया जाता था)। ऊपरी वक्र द्रव्यमान के अंधेरे (अदृश्य) घटक के योगदान को दर्शाता है। यह वक्र क्लस्टर के मध्य भाग में तारकीय वेगों के वितरण के अध्ययन के परिणामों से प्राप्त किया गया था। आखिरकार, तारों की गति इस बात पर निर्भर नहीं करती है कि उन्हें आकर्षित करने वाला पदार्थ चमकता है या नहीं। तारकीय वेगों का फैलाव स्पेक्ट्रम से निर्धारित होता है। डॉपलर प्रभाव के कारण स्थानांतरित होने वाली वर्णक्रमीय रेखाओं की जांच की जाती है। क्लस्टर केंद्र से अलग-अलग दूरी पर तारों के वेग फैलाव को मापकर, इसमें बड़े पैमाने पर वितरण की रूपरेखा बनाना संभव है।

दो वक्रों के बीच महत्वपूर्ण अंतर बताता है कि क्लस्टर के केंद्र में अदृश्य द्रव्यमान है। अंधेरा घटक केवल केंद्र में हावी है, जो इंगित करता है कि क्लस्टर के कुल तारकीय द्रव्यमान की तुलना में इसका द्रव्यमान छोटा है, और यह भी कि अदृश्य पदार्थ मध्य भाग में अत्यधिक केंद्रित है।

तो, आंकड़ा दिखाता है कि क्लस्टर के मध्य भाग में कुछ अंधेरा "बैठता है"। यह क्या हो सकता है? बेशक, यह एक विशाल ब्लैक होल हो सकता है। लेकिन शायद कुछ विकल्प हैं? उदाहरण के लिए, यह 10,000 तारकीय अवशेषों (न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल) का समूह हो सकता है। संख्यात्मक मॉडल का उपयोग करके इस संभावना के विश्लेषण से पता चलता है कि ओमेगा सेंटौरी में ऐसी संरचना नहीं बन सकती थी। इसका मतलब है कि हम एक ब्लैक होल से निपट रहे हैं।

मैं आपको याद दिला दूं कि ब्लैक होल दो प्रकार के होते हैं: तारकीय द्रव्यमान और सुपरमैसिव। पूर्व बड़े सितारों के पतन के बाद बनते हैं। तदनुसार, ऐसे ब्लैक होल का द्रव्यमान कुछ से लेकर कई दसियों सौर द्रव्यमान तक होता है। उत्तरार्द्ध कई आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित हैं (समीक्षा देखें)। सुपरमैसिव ब्लैक होल गैस और डार्क मैटर के अभिवृद्धि के माध्यम से अपना द्रव्यमान प्राप्त करते हैं, और अन्य केंद्रीय ब्लैक होल के साथ विलय के माध्यम से भी जब आकाशगंगाएं विलीन हो जाती हैं। यदि आकाशगंगा पर्याप्त विशाल है, तो ब्लैक होल सूर्य के द्रव्यमान का कई अरब गुना तक बढ़ सकता है। हालांकि, सुपरमैसिव ब्लैक होल के द्रव्यमान की वृद्धि के प्रश्न के समाधान में अभी भी कई अस्पष्टताएं हैं (उदाहरण के लिए, लेख 0705.2269 और एस्ट्रो-ph / 056040 देखें)। इसके अलावा, खगोल भौतिकीविद मध्यवर्ती-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की बात करते हैं। सबसे पहले, तथाकथित पर चर्चा करते समय हम इस बारे में बात कर रहे हैं। दूसरे, दो गोलाकार समूहों में मध्यवर्ती द्रव्यमान के ब्लैक होल संदिग्ध हैं। ओमेगा सेंटॉरी के मामले में, हम सबसे अधिक संभावना है कि हम सुपरमैसिव ब्लैक होल के एक रिश्तेदार के साथ काम कर रहे हैं। यानी ब्लैक होल के बनने का तंत्र आकाशगंगाओं के केंद्रों में उसके "रिश्तेदारों" के समान ही था। सामान्य गोलाकार समूहों के लिए ऐसा तंत्र काम नहीं करना चाहिए, क्योंकि उनके गठन और जीवन का इतिहास अलग है।

अंजीर में। 3 ब्लैक होल के द्रव्यमान और तारों के वेग फैलाव के बीच ज्ञात संबंध को दर्शाता है।

विचरण वर्णक्रमीय टिप्पणियों से निर्धारित होता है। ब्लैक होल के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए, कई तरीके हैं जो काफी अच्छे अनुमान देते हैं (अनिश्चितताओं को बिंदुओं पर "मूंछ" द्वारा दिखाया जाता है)। उदाहरण के लिए, लेंसिंग डेटा का उपयोग करके ब्लैक होल के चारों ओर डिस्क के गुणों के विस्तृत अध्ययन से जुड़ी रीवरबेरेशन मैपिंग की विधि या एक दिलचस्प विधि। लेकिन सुपरमैसिव ब्लैक होल के द्रव्यमान को निर्धारित करने के सभी तरीकों के बारे में बात करना हमें बहुत दूर ले जाएगा।

आकाशगंगाओं के अलावा, दो गोलाकार समूहों और ओमेगा सेंटॉरी के लिए अंक भी ग्राफ पर प्लॉट किए जाते हैं। यह देखा जा सकता है कि गुच्छों और आकाशगंगाओं में ब्लैक होल के बिंदु लगभग एक ही सीधी रेखा पर स्थित होते हैं। यानी ब्लैक होल का "पारिवारिक चित्र" उनके "रिश्ते" की पुष्टि करता है।

किसी प्रकार की ब्लैक होल गतिविधि को देखना दिलचस्प होगा, उदाहरण के लिए एक्स-रे या इन्फ्रारेड रेंज में। "हमारा" ब्लैक होल, एक बहुत ही शांत राक्षस होने के बावजूद, अपनी गतिविधि से खुद को धोखा देता है। सच है, ओमेगा सेंटॉरी में ब्लैक होल का द्रव्यमान हमारी आकाशगंगा के केंद्र में ब्लैक होल के द्रव्यमान से सौ गुना कम है, और इसके अलावा, इस क्लस्टर में कम गैस है जो ब्लैक होल पर जमा हो सकती है। तो नए खोजे गए छेद की अवलोकन संबंधी अभिव्यक्तियां कमजोर होने की संभावना है - यह कुछ भी नहीं है कि ओमेगा सेंटौरी द्वारा अनुसंधान के सभी वर्षों के लिए, "राक्षस" की कोई अभिव्यक्ति नहीं देखी गई है। लेकिन चूंकि एक गहरी खोज के लिए एक मकसद था, कुछ ऐसा ही, शायद, ओमेगा सेंटौरी में खोजा जा सकता है। आखिरकार, अब विदेशी जानवर की असली तलाश शुरू होगी।