Зодиакальное созвездие дева: расположение и астрономические объекты

Двойное скопление (26 октября)

Двойное скопление (Caldwell 14) на небе занимает площадь равную двум диаметрам полной Луны и состоит из двух рассеянных звездных скоплений. NGC 869 (h Персея) представляет собой западную половину Двойного скопления, а NGC 884 (χ Персея) – его восточную половину. 26 октября рассеянное скопление NGC 869 достигнет яркости в 5,3 звездной величины, а NGC 884 – 6,1 звездной величины. Для наблюдения обеих половин Двойного скопления вы можете воспользоваться биноклем или небольшим телескопом

Обратите внимание на то, что вы не сможете увидеть эти объекты, если вы находитесь южнее 30º южной широты

Удивительная и загадочна звезда – Виндемиатрикс

Фото Виндемиатрикс или эпсилон Девы

У эпсилон Девы достаточно непростое название, однако с латинского оно переводится весьма просто – «винодельница». Видимая звездная величина данного светила составляет 2,83m, и по яркости она лишь немногим уступает, описанным выше, Порриме и Спике. Примечательно, что Виндемиатрикс также относится к желтым звездам-гигантам, и ее спектральный класс G8III. Температура поверхности эпсилон Девы немного меньше чем у Солнца и составляет приблизительно 4990 К. При этом ее светимость приблизительно в 83 раза сильнее солнечной. Укажем также, что от нас до Виндемиатрикс пролегло 102 световых года. Комбинация, приведенных выше, параметров позволяет оценить ее радиус, который равен где-то двенадцати солнечным.

При наблюдении за данной звездой с Земли, можно заметить, что она обладает высокой скоростью движения – примерно 1 угловая секунда. А все потому, что главный вектор движения эпсилон Девы перпендикулярен лучу обзора. Отмечается, что звезда является сильным источником рентгеновского излучения. Данное обстоятельство свидетельствует о серьезной электромагнитной активности Виндемиатрикс. Сила суммарного излучения звезды приблизительно в триста раз выше Cолнечной, благодаря чему эпсилон Девы занимает третье место среди сходных холодных звезд-гигантов.

Отметим также, что и Виндемиатрикс относится к классу двойных звезд. Ее компаньон имеет звездную величину 11.7m и имеет спектральный класс К0. Кроме того, данная звезда на 15% богаче Солнца более тяжелыми, чем водород элементами. К слову сказать, она уже почти израсходовала свои водородные резервы. Поскольку эпсилон Девы в три раза тяжелее Солнца, есть вероятность того, что она «родилась», как бело-голубая звезда из класса В. Возможно сейчас она пребывает в переходной стадии горения водорода к гелию, либо же превращения гелия в углерод уже начало происходить в ее глубинах.

Интересные факты о созвездии крылатого коня

Все звезды созвездия Пегас имеют отношение к лошади. Их названия произошли из арабского. Так Эниф в переводе обозначает «нос», Шеат – «плечо», Маркаб – «седло» или «повозка», Альгениб – «лошадиный пупок». Самые яркие светила (Эниф, Шеат и Маркаб) формируют Большой Квадрат Пегаса. Собственно, по нему это созвездие может найти каждый желающий.

Созвездие Пегас обладает отличительной характерностью: в нем отсутствует звезда Дельта Пегаса. До 1928 года эта звезда, находясь между Андромедой и Пегасом, принадлежала крылатому коню. По впоследствии ее начали относить к Андромеде, так Дельта Пегаса стала Альфой Андромеды. Интересным фактом является то, что в созвездии существует источник метеорного потока Пегасид, а также несколько галактик, среди которых NGC 73331. Это сейфертовская спиральная галактика, изображение которой чаще всего используют для того, чтобы представить вид нашей Галактики.

Источники

• http://fb.ru/article/168264/kak-poyavilos-sozvezdie-pegas-i-gde-ego-iskathttp://2i.by/pegasus/http://www.realsky.ru/articles/constellations/созвездие-пегас-r58/http://v-kosmose.com/sozvezdie-pegas/http://spacegid.com/sozvezdie-pegas.html

Столкновение туманности Андромеды и Млечного пути

Галактика Андромеды, как и Млечный Путь, принадлежит к Местной группе и относится к объектам, имеющим фиолетовое смещение, иными словами, в отличие от большинства космических объектов, M31 не удаляется от Млечного пути, а приближается к нему .

Определив направление движения Солнца по Млечному Пути, астрономы выяснили, что галактика Андромеды и наша Галактика приближаются друг к другу со скоростью 100—140 км/с. Следовательно, столкновение двух галактических систем произойдёт приблизительно через 3—4 миллиарда лет. Если это произойдёт, они обе, скорее всего, сольются в одну большую галактику. Не исключено, что при этом наша Солнечная система будет выброшена в межгалактическое пространство мощными гравитационными возмущениями. Разрушения Солнца и планет, вероятнее всего, при этом процессе не произойдёт.

Согласно опубликованным в сентябре 2014 года данным, по одной из моделей, через 4 млрд лет Млечный Путь «поглотит» Большое и Малое Магеллановы Облака, а через 5 млрд лет сам будет поглощён Туманностью Андромеды. По другим расчётам галактики столкнутся по касательной через 4,5 млрд лет.

Астрофизики из Мичиганского университета рассчитали, что большая часть звёздного гало, окружающего галактику Андромеды, происходит от одной большой галактики M32p, которая 2 млрд лет назад столкнулась с галактикой Андромеды, а остатки погибшей галактики теперь вращаются вокруг галактики Андромеды в виде галактики-спутника М 32.

Для тех кто желает найти галактику M31 на небе, важнейшие ориентиры: созвездия Кассиопеи и Андромеды

Внутрикластерная среда

Как и во многих других богатых скоплениях галактик, у Девы внутрикластерная среда наполнен горячим разреженным плазма при температуре 30 миллионов кельвины что излучает Рентгеновские лучи. Во внутрикластерной среде (ICM) обнаруживается большое количество межгалактические звезды (до 10% звезд в скоплении), включая некоторые планетарные туманности. Предполагается, что они были изгнаны из своих родных галактик взаимодействие с другими галактиками. ICM также содержит некоторые шаровые скопления, возможно сняли карликовые галактики, и даже хотя бы один звездообразование область, край.

Гало

Гало, а простыми словами сферическая форма, которая окутывает диск Млечного пути. Она состоит в основном из звезд и скоплений, которым уже много тысяч лет.

Учеными было выявлено предположение, что Гало образовалось 12 миллиардов лет назад. Данные выводы сделаны после исследований нескольких весьма старых объектов.

К слову, все объекты в гало вращаются по орбитам. Происходит это за счет влияния диска на гало. Гало считается полностью сформированной структурой. Здесь не появляются новых звезд, ведь нет и предпосылок для них. И если в диске имеются пыль, газы, из которых образовываются новые звезды, то в гало этого нет.

Объекты глубокого космоса в созвездии Дева

Созвездие Дева содержит одиннадцать Мессье, объекты Мессье 49 (М49, или NGC 4472), Мессье 58 (М58, или NGC 4579), Мессье 59 (М59, или NGC 4621), Мессье 60 (М60, или NGC 4649), Мессье 61 (М61, или NGC 4303), Мессье 84 (M84, или NGC 4374), Мессье 86 (М86 или NGC 4406), Мессье 87 (М87, или NGC 4486), Мессье 89 (M89, или NGC 4552), Мессье 90 (М90, НГЦ 4569) и Мессье 104 (M104, или NGC 4594, Галактика Сомбреро).

Скопление в созвездии Дева

Центр скопления находится около 53,8 млн. световых лет от Солнечной системы. В центре скопления Девы больше галактик, которые образуют местную группу, которая, в свою очередь, включает в себя галактики Андромеда и Млечного Пути.Скопление Девы содержит около 1 300 галактик, возможно, даже до 2 000.Самые яркие из них были по большей части обнаружены в  XVIII и начале XIX века.

Мессье 49 (М49, или NGC 4472)

Мессье 49 – самая яркая галактика в скоплении Девы и первая галактика,  обнаруженная в скоплении.Это эллиптическая галактика с визуальной величиной 9,4. Находится на расстоянии около 55,9 млн. световых лет от нас. Она была открыта Шарлем Мессье в феврале 1771 года. В настоящее время гравитационно взаимодействует с небольшой карликовой иррегулярной галактикой UGC 7636.

М49 содержит около 5 900 шаровых скоплений. Возраст составляет около 10 млрд лет. В Мессье 49 за последнее десятилетие были обнаружены два кандидата в черные дыры.

В галактике находится сверхмассивная черная дыра с 565 млн солнечных масс в ее центре. В июне 1969 года была замечена сверхновая звезда  SN 1969Q .

М49 можно найти 4.1° к юго-западу от яркой звезды Виндемиатрикс.

Мессье 58 (М58, или NGC 4579)

Мессье 58 является закрытой спиральной галактикой в созвездии Дева. Это одна из самых ярких галактик в скоплении Девы. Она имеет видимую величину 10,5. Находится на расстоянии около 62 млн световых лет от Земли.

М58 был обнаружен вместе с эллиптическими галактиками М59 и М60 Чарльзом Мессье в апреле 1779 года.

Две сверхновых наблюдались в галактике: SN 1988A в январе 1988 года и SN 1989М в июне 1989 года.

Галактика Сомбреро – Мессье 104 (M104, NGC 4594)

Галактика Сомбреро – это спиральная галактика с визуальной величиной 8,98. Галактика находится на расстоянии примерно 29,3 млн световых лет от нас. Её легко можно увидеть в любительский телескоп.

Галактика Сомбреро расположена в южной части скопления Девы, примерно на 11,5° к западу от звезды Спика (Альфа Девы). Она содержит от 1 200 до 2 000 шаровых скоплений.

Галактика Сомбреро получил название, потому что его необычайно большая центральная выпуклость в диске делают ее похожей на сомбреро. Она содержит сверхмассивную черную дыру в своем центре.

Галактика Сомбреро была обнаружена Пьером Мешенон 11 мая 1781 года  и позже включен в каталог Мессье.

Могучая куча

M87 — несомненно достойный объект для нахождения в центре скопления галактик, такого как скопление Девы. Однако, несмотря на это, M87 всё же не играет той доминирующей роли, которую, скажем, играет Солнце в Солнечной системе. Поскольку скопление галактик не работает как планетная система, в которой все вращается вокруг центрального объекта. Это возможно только в том случае, если один объект – например, Солнце – значительно массивнее всех остальных. А остальные (планеты) находятся относительно близко нему. И хотя галактики в скоплении галактик имеют разную массу, различия, однако, не так велики, как различия между Солнцем и планетами. И расстояния между галактиками намного больше, чем в Солнечной системе.

Поэтому скопление галактик, такое как скопление Девы, делится на несколько подгрупп. Каждая из трех крупных эллиптических галактик в центральной области скопления Девы представляет собой центр своего собственного мини-скопления. Группа М87 называется (немного оригинально) – «куча А». И эта «куча» сама распадается на две подгруппы. Вокруг всех этих небольших скоплений собираются внешние спиральные галактики, которые сами образуют свои собственные группы.

И все вместе они образуют скопление галактик Дева.

Каждая галактика в нём движется по-своему. У каждой из них в своё направление и своя скорость. И только гравитационная сила всей массы, собранной в скоплении Девы, не позволяет отдельным галактикам просто разлететься кто куда.

Часть скопления Девы. Из открытых источников.

Ярчайшие звезды созвездия Дева

Созвездие Дева имеет 20 звезд с известными планетами, более чем любое другое созвездие. Самая яркая звезда в созвездии – это Спика (Альфа Девы), с видимой величиной 0,98. Существует два метеорных потока, связанных с созвездием – это Виргиниды и Мю Виргиниды. ₽

Звезда Спика или α Девы (Альфа Девы)

Звезда Спика – самая яркая звезда в созвездии Дева. Является 15-ой по яркости звездой на небе. Она имеет видимую величину 1,04. Спика классифицируется как голубой гигант спектрального типа B1 с III-IV. Находится на расстоянии примерно в 260 световых лет от Солнечной системы. Это одна из ближайших массивных двойных звезд к Солнечной системе. Спика в 12 100 раз ярче, чем Солнце.

Звезда Завийява или β Девы (Бета Девы)

Бета Девы принадлежит к спектральному классу F9 V. Находится на расстоянии 35,65 световых лет от Солнца. Хотя звезда Завийява обозначена как Бета – это лишь пятая по яркости звезда в созвездии.Название  Завийява (иногда Zavijah, Zavyava или Zawijah), является производным от арабского zāwiyat Аль-cawwa’ что означает “угол”. Она также был известен как Алараф.

Звезда Поррима или γ Девы (Гамма Девы)

Звезда Поррима или гамма Девы – это двойная звезда. Поррима названа в честь спутницы богини пророчества  Карменты. Звезда также иногда известна как Арих.Вместе с Бетой, Этой, Дельтой и Эпсилон Девы, звезда сформировала астеризм, известный как Баркер. Гамма Девы имеет визуальную величину 2,74. Находится на расстоянии примерно 38,1 световых лет от нас.Обе звезды в системе Порримы имеют спектральный тип F0V и имеют схожие видимые величины 3,65 и 3,56.

Звезда Минелаува или δ Девы (Дельта Девы)

Звезда Минелаува – это красный гигант, принадлежащий к спектральному классу М3 III. Находится на расстоянии примерно 198 световых лет от Солнца. Она имеет видимую величину 3,4 и видна без бинокля. Звезда Дельта Девы имеет массу в 1,4 раза, а радиус в 48 раз больше чем у Солнца. Звезда примерно в 468 раз ярче нашего светила. Звезда Минелаува движущиеся со скоростью более 30 км/с относительно движения соседних звезд.

Есть предположение, что это двойная звезда  с  карликом 11-й звездной величины K-типа. Звезда находится в 80 угловых секунд от основной звезды. Орбитальный период составляет более 200 000 лет, но это не было подтверждено.Звезда также известна под названием Auva и ее вариантов Аwwa, являются производными от арабского عوى cawwa’, что означает “Баркер.”

Характеристики

Инфракрасное изображение M58 , сделанное космическим телескопом Spitzer (SST) .

Как и многие другие спиральные галактики скопления Девы (например , Мессье 90 ), Мессье 58 — анемичная галактика с низкой активностью звездообразования , сконцентрированной в оптическом диске галактики, и относительно небольшим количеством нейтрального водорода , также расположенного внутри ее диска, сосредоточенного в сгустков, по сравнению с другими галактиками подобного морфологического типа . Считается, что этот дефицит газа вызван взаимодействием с внутрикластерной средой Девы .

Мессье 58 имеет активное галактическое ядро ​​низкой светимости , в котором может присутствовать вспышка звездообразования , а также сверхмассивную черную дыру с массой около 70 миллионов солнечных масс . Это также одна из очень немногих известных галактик, обладающих UCNR ( сверхкомпактным ядерным кольцом ), рядом областей звездообразования, расположенных в очень маленьком кольце вокруг центра галактики. Это привело к тому, что популярная астрономическая программа YouTube «Deep Sky videos» окрестила ее «галактикой-носителем колец».

Примечания и ссылки

1. ↑ и (en) , результаты для NGC 4579 (по состоянию на 3 сентября 2020 г. )
2. ↑ and
3. Поверхностная яркость (S) рассчитывается исходя из видимой звездной величины (м) и поверхности галактики в соответствии с уравнениемSзнак равном+2,5×бревно10⁡В{\ displaystyle S = m + 2,5 \ times \ log _ {10} A}
4. полученная скорость удаления галактики с использованием уравнения v = z × c, где z — красное смещение ( красное смещение ), а c — скорость света. Относительная погрешность скорости Д об / V равно, что из г заданной высокой точности с .
5. ↑ и Мы получаем расстояние, которое отделяет нас от галактики, используя закон Хаббла  : v = H _o d, где H _o — постоянная Хаббла (70 ± 5 (км / с) / Мпк). Относительная погрешность Δ д / д на расстояние равно сумме относительных погрешностей скорости и от H _O .
6. ↑ и (en) (по состоянию на 3 сентября 2020 г. )
7. ↑ и (in) (по состоянию на 3 сентября 2020 г. )
8. Мы получаем диаметр галактики как произведение расстояния между нами и угла, выраженного в радианах, от ее наибольшего измерения.
9. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
10. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
11. ↑ и
12. (in) (по состоянию на 19 сентября 2020 г. )
13. (in) (по состоянию на 31 августа 2020 г. )
14. ↑ и Ребекка А. Купманн и Джеффри Д. П. Кенни, «  Морфология Hα и влияние окружающей среды в спиральных галактиках скопления Девы  », The Astrophysical Journal, vol.  613, п о  2Октябрь 2004 г., стр.  866-885
15. Рене Bourtembourg, «  Пропущенные Discovery Мессье Палласа в апреле 1779 года  », журнал по истории астрономии, вып.  43, п о  2Май 2012 г., стр.  209-214
16. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
17. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
18. ↑ и (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
19. С. Комерон, Дж. Х. Кнапен, Дж. Э. Бекман, Э. Лаурикайнен, Х. Сало, И. Мартинес-Вальпуэста и Р. Дж. Бута, «  АИНУР: Атлас изображений ядерных колец  », Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, т.  402 # 4,март 2010, стр.  2462-2490
20. А. Бейфиори, М. Сарци, Э. М. Корсини, Э. Далла Бонта, А. Пиццелла, Л. Коккато и Ф. Бертола, «  ВЕРХНИЕ ОГРАНИЧЕНИЯ МАССЫ 105 СУПЕРМАССИВНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫр, полученных от космического телескопа HUBBLE. ДАННЫЕ  », Астрофизический журнал, т.  692 # 1,Февраль 2009 г., стр.  856-868 ( DOI 692/1/856 , )
21. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
22. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
23. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
24. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
25. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
26. (in) (по состоянию на 7 сентября 2020 г. )
27. ↑ и A.M. Гарсия, «  Общее изучение членства в группах. II — Определение близких групп  », Серия дополнений к астрономии и астрофизике, т.  100 # 1,Июль 1993 г., стр.  47-90 ( Bibcode   )
28. Авраам Махтессиан, «  Группы галактик. III. Некоторые эмпирические характеристики  ”, Астрофизика, т.  41 # 3,Июль 1998 г., стр.  308-321
29. (in) (по состоянию на 22 апреля 2020 г. )
30. (in) П. Фук, Э. Гургулхон, П. Шамаро, Г. Патрель, «  Группы галактик в пределах 80 Мпк. II — Каталог групп и членов групп  », Приложение по астрономии и астрофизике, т.  93,1992 г., стр.  211-233
31. (in) Талли, Р. Б., «  Местное сверхскопление  », Astrophysical Journal, vol.  257,1982 г., стр.  389-422

Почему галактика M83 называется Южной Вертушкой?

Галактика М83 известная как Южная Вертушка была открыта Николо Лакайлем в 1752 году, а в 1781 году Шарль Мессье включил её в знаменитый каталог туманностей Мессье.

Спиральная галактика M83 – южная вертушка или южное колесо, как ей иногда называют. И с одного взгляда понятно почему

Галактика M83 – самая южная из 27 спиральный галактик этого каталога и расположена в 30 градусах к югу от небесного экватора. По этой причине, наблюдать её с большой территории России проблематично: выше 60-ой широты она совершенно не видна, а вплоть до 40-ой, видна практически только над горизонтом. Лучшее время для наблюдения Южной Вертушки – апрель, когда она находится выше всего над горизонтом.

Совмещенный снимок галактики M83 в радио и ультрафиолетовом диапазонах. Красным отмечены зоны нейтрального водорода опутывающие галактику, а голубым – зоны интенсивного звездообразования

Во многом, галактика M83 отличается от другого “популярного объекта Мессье: ” туманности Андромеды (M31). M83 в 4 раза меньше Андромеды, и находится от нас значительно дальше (примерно 15 миллионов световых лет), поэтому значительно уступает ей в яркости при наблюдениях и плохо видна невооруженным глазом .

А вот при наличии телескопа или бинокля, M83 смотрится очень даже эффектно. Причин тут две:

Во-первых, не зря же M83 называют Южной Вертушкой – дело в том, что эта галактика обращена к нам не плоской боковой стороной или не в 3/4 как M31, а всей поверхностью своего диска. Во-вторых, Вертушка классифицируется как спиральная галактика с перемычкой. Это значит, что в центре этой галактики активно идет процесс звездообразования, постоянно появляются молодые звезды и как результат – яркая центральная часть галактики, обычно шарообразная, здесь становится похожей на веретено. Спиральные ветви в таких галактиках начинаются на концах перемычек, тогда как в обычных спиральных галактиках они выходят непосредственно из ядра.

Снимок галактики M83 в инфракрасном диапазоне. Хорошо заметен вытянутый, а не шарообразный балдж

У галактики M83 хорошо различимо центральное ядро и перемычка, занимающая больше трети диаметра М83, видны по крайней мере четыре рукава с множеством регионов звёздообразования. Почему именно в M83 появляется так много новых звезд, нам пока не известно, но вероятно это как-то связано с “межгалактической катастрофой” постигшей M83: судя по всему, не так уж давно (по космическим меркам) “Вертушка” столкнулась с какой-то карликовой галактикой и успешно её “переварила”.

Место Солнечной системы в галактике Млечный путь

Наше Солнце в галактике Млечный путь расположено между спиральными рукавами Стрельца и Персея. Солнце (а вместе с ним и вся солнечная система) движется со скоростью около 220 км/с, и делает полный оборот вокруг центра Галактики за 200 миллионов лет. Всего за время своего существования (4,5 млрд.лет) Солнце облетело Галактику примерно 30 раз.

Скорость вращения Солнца вокруг центра Галактики практически совпадает с той скоростью, с которой в данном районе движутся спиральные рукава галактики. Такая зона внутри галактики, где скорости звезд и спиральных рукавов совпадают, называется коротационной окружностью и является расчетной “зоной жизни”, т.е. если и есть внутри галактики благоприятные “тихие гавани”, где может развиться жизнь, то это именно коротационная окружность.

Как вы догадались, наше Солнце находится в её пределах.

Образование в галактике звезд I и II поколения

Галактика Млечный путь (впрочем и другие спиральные галактики) образовалась из медленно вращавшегося газового облака, по своим размерам превосходившего ее в десятки раз.

Первоначально это газовое облако состояло из смеси 75% водорода и 25% гелия и почти не содержало тяжелых элементов. В течение примерно миллиарда лет это облако свободно сжималось под действием сил гравитации. Этот коллапс неизбежно привел к фрагментации и началу процесса звездообразования.

Сначала газа было много, и он находился на больших расстояниях от плоскости вращения. Возникли звезды первого поколения,  в том числе и весьма массивные, а также шаровые скопления. Их современное пространственное распределение  соответствует первоначальному распределению газа, близкому к сферическому.

Наиболее массивные звезды первого поколения быстро проэволюционировали и обогатили межзвездную среду тяжелыми элементами, главным образом за счет вспышек сверхновых. Та часть газа, которая не превратилась в звезды, продолжала свой процесс сжатия к центру Галактики. Из-за сохранения момента количества движения, ее вращение становилось быстрее, образовался диск, и, в нем снова начался процесс звездообразования.

Это второе поколение звезд оказалось богатым тяжелыми элементами. Оставшийся газ сжался в более тонкий слой, так возникла плоская составляющая – основная арена современного звездообразования. Разумеется, выделения двух или трех поколений звезд весьма условно: скорее всего, звездообразование было единым непрерывным процессом, хотя в нем и возможны были отдельные этапы замедления.

Тем не менее, общее правило верно: к галактическому диску относятся звезды ранних спектральных классов О и В, т.е. молодые звезды. Гало, наоборот, составляют объекты, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики, старые звезды. Их возраст составляет порядка 10 –  12 миллиардов лет.

Почему с Земли не видно ярко сияющий центр нашей галактики?

Почти все молекулярное вещество межзвездной среды (облака пыли и газа) находится на расстоянии до 3-7 килопарсек от центра, поэтому  и видимое излучение центральных областей Галактики полностью скрыто от нас мощными слоями поглощающей материи (к счастью мы можем наблюдать эти области в инфракрасном диапазоне).

Эволюция спиральных галактик: от Большого взрыва до наших дней