Омега Центавра

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^[1]. Омега Центавра удалено на 15—17 тысяч световых лет от Земли, что делает его одним из ближайших скоплений^[2]. Диаметр скопления — около 150 световых лет. В его состав входит около 10 миллионов звёзд, масса скопления составляет 4—5 миллионов масс Солнца^[3][4][5][6]. Плотность вблизи центра скопления составляет порядка 2000 M_⊙/пк^3[7]. 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^[8]. В скоплении содержатся переменные звёзды, в частности, типов RR Лиры, SX Феникса, цефеид II типа, а также затменные переменные^[9]. Наконец, в центре скопления обнаружены радиопульсары^[10].

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^[1][11]:

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^[6]. Это скопление стало первым, где были обнаружены звёзды разных популяций^[3][12][13].

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^[2][6][11].

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^[14][15].

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^[6][7][11].

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^[16][17].

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^[12][18].

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^[6][18].

Первым, кто определил, что Омега Центавра — не просто туманность, а скопление звёзд, был Джон Гершель в 1830-х годах^[2][18], по другим данным — Джеймс Данлоп в 1826 году^[8].

В 1999 году было обнаружено, что звёзды в скоплении образовались не одновременно, и, таким образом, возникла гипотеза, что Омега Центавра в прошлом была галактикой^[6].

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^[18][19].

При хороших условиях наблюдения скопление легко видно невооруженным глазом: его видимая величина составляет +3,9^m, а угловой диаметр — 36', что больше диаметра Луны^[6]. 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^[18][19].

• Информация на английском и французском из оригинального «Нового общего каталога»
• Информация (англ.) из Пересмотренного «Нового общего каталога»
• VizieR (англ.)
• NASA/IPAC Extragalactic Database (англ.)
• Список публикаций, посвящённых NGC 5139