Звезда омега или созвездие

История наблюдений

В 150 году нашей эры греко-римский писатель и астроном Птолемей каталогизировал этот объект в своем Альмагест как звезда на спине лошади, «Quae est in Principio scapulae». Немецкий юрист и картограф Иоганн Байер использовал данные Птолемея для назначить этот объект «Омега Центавра» с его публикацией 1603 г. Уранометрия. Используя телескоп с южноатлантического острова Святой Елены, Английский астроном Эдмонд Галлей повторно открыл этот объект в 1677 году, указав его как незвездный объект. В 1716 году он был опубликован Галлеем среди его списка шести «светящихся пятен или пятен» в Философские труды Королевского общества.

Швейцарский астроном Жан-Филипп де Шезо включил Омегу Центавра в свой список из 21 туманности 1746 года, как и французский астроном Lacaille в 1755 г., откуда каталожный номер обозначен L I.5. Шотландский астроном впервые признал его шаровым скоплением. Джеймс Данлоп в 1826 году, который описал его как «красивый шар из звезд, очень постепенно и умеренно сжатый к центру».

Свидетельства центральной черной дыры [ править ]

Центральный регион Омеги Центавра. На нижнем рисунке показано будущее положение звезд, выделенных белым прямоугольником на верхнем изображении. Каждая полоса представляет собой прогнозируемое движение звезды в течение следующих 600 лет. Промежуток между точками соответствует 30 годам. Октябрь 2010 г.

Исследование 2008 года представило доказательства наличия черной дыры промежуточной массы в центре Омега Центавра, основанные на наблюдениях, сделанных космическим телескопом Хаббла и обсерваторией Близнецов на Серро-Пачоне в Чили. Хаббл ‘s Усовершенствованная камера для исследований показала, что звезды собираются в группы около центра Омеги Центавра, о чем свидетельствует постепенное усиление звездного света около центра. Используя инструменты обсерватории Близнецов для измерения скорости звезд, вращающихся в ядре скопления, Э. Нойола и его коллеги обнаружили, что звезды ближе к ядру движутся быстрее, чем звезды дальше. Это измерение было интерпретировано как означающее, что невидимая материя в ядре гравитационно взаимодействует с близлежащими звездами. Сравнивая эти результаты со стандартными моделями, астрономы пришли к выводу, что наиболее вероятной причиной было гравитационное притяжение плотного массивного объекта, такого как черная дыра. Они вычислили массу объекта в 40 000 солнечных масс .

Однако более поздние исследования поставили под сомнение эти выводы, в частности, оспаривая предложенное местоположение центра кластера. Расчеты с использованием измененного местоположения центра показали, что скорость основных звезд не меняется с расстоянием, как можно было бы ожидать, если бы присутствовала черная дыра промежуточной массы. Те же исследования также показали, что звездный свет не увеличивается к центру, а остается относительно постоянным. Авторы отметили, что их результаты не исключают полностью черную дыру, предложенную Нойолой и его коллегами, но не подтверждают ее и ограничивают ее максимальную массу 12 000 масс Солнца .

Свидетельства центральной черной дыры [ править ]

Центральный регион Омеги Центавра. На нижнем рисунке показано будущее положение звезд, выделенных белым прямоугольником на верхнем изображении. Каждая полоса представляет собой прогнозируемое движение звезды в течение следующих 600 лет. Промежуток между точками соответствует 30 годам. Октябрь 2010 г.

Исследование 2008 года представило доказательства наличия черной дыры промежуточной массы в центре Омега Центавра, основанные на наблюдениях, сделанных космическим телескопом Хаббла и обсерваторией Близнецов на Серро-Пачоне в Чили. Хаббл ‘s Усовершенствованная камера для исследований показала, что звезды собираются в группы около центра Омеги Центавра, о чем свидетельствует постепенное усиление звездного света около центра. Используя инструменты обсерватории Близнецов для измерения скорости звезд, вращающихся в ядре скопления, Э. Нойола и его коллеги обнаружили, что звезды ближе к ядру движутся быстрее, чем звезды дальше. Это измерение было интерпретировано как означающее, что невидимая материя в ядре гравитационно взаимодействует с близлежащими звездами. Сравнивая эти результаты со стандартными моделями, астрономы пришли к выводу, что наиболее вероятной причиной было гравитационное притяжение плотного массивного объекта, такого как черная дыра. Они вычислили массу объекта в 40 000 солнечных масс .

Однако более поздние исследования поставили под сомнение эти выводы, в частности, оспаривая предложенное местоположение центра кластера. Расчеты с использованием измененного местоположения центра показали, что скорость основных звезд не меняется с расстоянием, как можно было бы ожидать, если бы присутствовала черная дыра промежуточной массы. Те же исследования также показали, что звездный свет не увеличивается к центру, а остается относительно постоянным. Авторы отметили, что их результаты не исключают полностью черную дыру, предложенную Нойолой и его коллегами, но не подтверждают ее и ограничивают ее максимальную массу 12 000 масс Солнца .

Интересные объекты для наблюдения

Созвездие Лира включает не только различные звезды, но и прочие космические объекты. Это всевозможные скопления, туманности, галактики и прочие системы. Далее будут рассмотрены их наименования и описательные характеристики.

1. Планетарная туманность «Кольцо» (M 57 или NGC 6720)

Распространенная планетарная туманность, находящаяся южнее звезды Вега. Найти ее несложно. Показатель ВВ равен 8,8 ед. Время открытия объекта – январь 1779 г. Туманность возникла как следствие перехода красного гиганта к процессу трансформации в белого карлика. Она является биполярной и оснащена плотным кольцом.

Это изумительное «небесное око», смотрящее на нас из глубин космоса, таит в самом центре голубую очень горячую звезду, температура которой близка к 100 тысячам градусов по Цельсию.

Расстояние от нас до туманности составляет 2100 световых лет, в некоторых источниках можно встретить число 4100. Радиус кольца — треть светового года. Возраст туманности не превышает 10 тысяч лет.

Особенно приятно различить цветные оттенки на любительских фотографиях, которые невозможно увидеть в телескоп. Туманность лучше всего наблюдать в телескоп с апертурой от 200 мм, но и в 150 мм агрегаты удастся рассмотреть небольшой туманный диск и тёмную сердцевину. M 57 продолжает расширяться со скоростью чуть больше 1″ в столетие, что конечно незаметно для наблюдателя.

2. Спиральная галактика IC 1296

Туманность М57 «Кольцо» и галактика IC1296

IC 1296 – cпиpaльнaя гaлaктикa c пepeмычкoй. Pacпoлoжeнa в 221 миллиoнax cвeтoвыx лeт oт нac, a ee видимaя визуaльнaя вeличинa cocтaвляeт 14.8. Haxoдитcя в 4 гpaдуcax к ceвepo-зaпaду oт Tумaннocти Koльцa.  Изучить coзвeздиe Лиpa бoлee внимaтeльнo можно используя ЗD-мoдeли и тeлecкoп oнлaйн. Для caмocтoятeльнoгo пoиcкa пoдoйдeт кapтa звeзднoгo нeбa.

3. Шаровое звёздное скопление M 56

M 56 — ярчайшее шаровое скопление в созвездии Лира. Имеет яркость — 8,3m и видимые размеры 8,8′. Диаметр скопления около 80 световых лет (в некоторых источниках можно встретить число 60). Удалено от Солнца на расстояние чуть больше 30 тысяч световых лет (снова в разных источниках разные значения). Расхождение измерений скорее всего связано с неточностью вычислений.

Свойства этого скопления позволяют предположить, что он мог быть приобретен во время слияния карликовой галактики , из которой Омега Центавра образует выживающее ядро.

Уже в 130 — 150 миллиметровые телескопы M 56 можно детально изучить. Конечно, на звёзды оно ещё не распадается, но насыщенную сердцевину и неоднородную структуру по краям рассмотреть получится.

Самые яркие звезды в M56 имеют 13-ю звездную величину , в то время как она содержит только около дюжины известных переменных звезд. Крайние звезды – Сулафат, Альбирео. В бинокле есть возможность увидеть и рассмотреть лишь нечеткую звезду. Поэтому в целях наблюдения удобнее всего использовать специальный телескоп 8 дюймов.

4. Рассеянное звёздное скопление NGC 6791

Мудрейшее Старейшее (возраст около 8 миллиардов лет), крупное и детально изученное рассеянное скопление NGC 6791 имеет яркость 9,5m, угловой диаметр — 16′ и удалено от нас на расстояние около 20 тысяч световых лет. Рассеянное скопление включает в себя около 100 звёзд, среди которых обнаружены белые карлики возрастом старше 6 миллиардов лет.

Отношение количества железа к водороду превышает характерное для Солнца более чем вдвое. Это одно из самых старых и богатых металлами скоплений в Млечном Пути (хотя обычным для таких старых скоплений является крайне малое количество тяжёлых элементов).

При наблюдении в окуляр с небольшой кратностью рассеянное скопление выглядит как слабое и небольшое шаровое скопление, но при смене окуляра на более «мощный» становится понятно, что скопление рассеянное. Из-за множества звёзд 10-13 звёздной величины на фоне скопления крайне сложно различить границы искомого объекта и чётко выделить его на неоднородном фоне.

5. Галактика NGC 6745

NGC 6745  является неправильной галактикой около 206 миллионов световых лет (63,5 мегапроектов парсек ) далеки в созвездии Лиры . Это на самом деле трио галактик в процессе столкновения .

Три галактики сталкивались в течение сотен миллионов лет. Пройдя через большую галактику (NGC 6745A), меньшая (NGC 6745B) теперь удаляется. Большая галактика до столкновения была, вероятно, спиральной галактикой , но была повреждена и теперь кажется странной . Вряд ли какие-либо звезды в двух галактиках столкнулись напрямую из-за огромных расстояний между ними. Однако газ , пыль и окружающие магнитные поля галактик взаимодействуют непосредственно при столкновении. В результате этого взаимодействия меньшая галактика, вероятно, потеряла большую часть своей межзвездной среды в большую.

Факты, расположение и карта

Созвездие Андромеда — 19-я по величине звездная группа в ночном небе. Ее площадь составляет 722 квадратных градуса. Расположена в первом квадранте северного полушария (NQ1) и видна на широтах от +90° до -40°. Рядом с ней находятся Кассиопея, Ящерица, Пегас, Персей, Рыбы и Треугольник. Созвездие принадлежит к семье Персея, вместе с Возничим, Кассиопеей, Цефеем, Китом, Ящерицей, Пегасом, Персеем и Треугольником.

Андромеда
Лат. название Andromeda
(род. п. Andromedae)
Сокращение And
Символ Андромеда, женщина с цепью
Прямое восхождение от 22h 52m до 2h 31m
Склонение от +21° до +52° 30`
Площадь 722 кв. градусов
(19 место)
Ярчайшие звёзды
(величина < 3m)
  • Альферац (α And) — 2,06m
  • Мирах (β And) — 2,06m
  • Аламак (γ And) — 2,18m
Метеорные потоки
Соседние созвездия
  • Персей
  • Кассиопея
  • Ящерица
  • Пегас
  • Рыбы
  • Треугольник
Созвездие видимо в широтах от +90° до -37°.
Лучшее время для наблюдения на территории Украины — ноябрь.

Звезды созвездия Андромеда включают три объекта ярче величины 3. Три ее звезды отделены от нас 10 парсеками (32.6 световых лет). Самая яркая – Альферац, ближайшая – Росс 248 (спектральный класс – M6V), расположенная всего в 10.3 световых лет.

Есть несколько звезд, обладающих экзопланетами. Ипсилон Андромеды (F8V) располагает четырьмя, у тройной звезды Каппа Андромеды (B9IVn) есть одна, но она в 13 раз больше Юпитера (найдена в 2012 году). Одна внесолнечная планета есть на переменной звезде 14 Андромеды (Веритате), обнаруженная в 2008 году.

У HD 5608 (K0IV) есть транзитная планета, а HD 8673 (F7 V) сопровождается субзвездным спутником, найденным в 2005 году (может быть коричневым карликом). У V428 Андромеды (K5III) есть две подозрительные планеты, обнаружившиеся в 1996. Среди прочих звезд-владельцев вы найдете: HD 222155 (G2V), HD 16175 (F8 IV), HD 1605 (K1IV, две), HD 13931 (G0), HD 5583 (K0), HD 15082 (kA5 hA8 mF4), HAT-P-6 (F), HAT-P-16 (F8), HAT-P-32 (F/G), WASP-1 (F7V), Kepler-63, HAT-P-19 (K), HAT-P-28 (G3) и HAT-P-53.

Карта созвездия Андромеды

В Андромеде также есть три объекта Мессье: Галактика Андромеды (М31), Мессье 32 и Мессье 110.

Созвездие связано с Андромедидами (Биэлиды) – метеоритный поток. Впервые его зарегистрировали над Россией 6 декабря 1741 года. С момента открытия потерял свою яркость, но все же еще появляется в середине ноября. Главным телом выступает комета 3D/Биэлы, записанная в 1772 году.

Звезды

Астеризм Малый Ковш состоит из 7 звезд: Полярная (Альфа), Кохаб (Бета), Дельта, Феркад (Гамма), Дзета, Эта и Эпсилон. Давайте рассмотрим все звезды Ковша Малой Медведицы.

Полярная звезда (Альфа Малой Медведицы) – желто-белый сверхгигант (F7) с видимой величиной 2.02 (ярчайшая в созвездии) и удаленностью в 325-425 световых лет. Это переменная цефеиды и является ближайшим представителем к нашей планете. Сейчас она стала ярче, так как во времена Птолемея достигала 3 величины.

Это многократная звездная система, состоящая из главной звезды, двух меньших спутников и еще двух отдаленных компонентов. Основное тело – желтый сверхгигант (F7), чья масса в 4.5 раз превышает солнечную. Два меньших объекта – звезды главной последовательности (F3 и F6).

Положение астеризмов Большой и Малый Ковш и полярной звезды

Она не всегда была Полярной звездой и не будет выступать наиболее северной вечность. Через 14000 лет ее место займет Вега (Лира). Это происходит из-за прецессии земной оси, вызванной гравитационным притяжением Солнца и Луны. После 21 века небесный полюс отодвинется от Полярной звезды и к 41-му столетию приблизится к Гамма Цефеи.

Полярная звезда расположена в конце ручки Малого Ковша (кончик хвоста). Древние греки называли ее «Cynosūra» – «хвост собаки».

Кохаб (Бета Малой Медведицы) – оранжевый гигант (K4 III) с визуальной величиной 2.08 (немного уступает по яркости Полярной) и удаленностью – 130.9 световых лет. При поверхностной температуре в 4030 K, превосходит Солнце по яркости в 390 раз и в 42 раза больше по радиусу.

Кохаб и Феркад играли роль звезд-близнецов с 1500 г. до н.э. до 500 г. н. э., но ни один из них не подошел к полюсу так близко как современная Полярная звезда.

Феркад (Гамма Малой Медведицы) – сверхгигант в промежуточной стадии (A3 Iab) с видимой величиной 3.05 и удаленностью – 487 световых лет. Скорость вращения – 180 км/с. Это звезда оболочки, вокруг которой сформировался околозвездный диск. По радиусу в 15 раз крупнее солнечного и в 1100 раз ярче. Имя «Феркад» с арабского обозначает «тусклый из двух телят».

Дельта Малой Медведицы – белый карлик главной последовательности (A1Vn) с видимой величиной 4.35 и удаленностью – 172 световых лет. По радиусу в 2.8 раз больше солнечного и в 47 раз ярче.

Дзета Малой Медведицы – белая звезда главной последовательности (A3Vn) с визуальной величиной 4.32 и отдаленностью – 380 световых лет. Традиционное название происходит от арабской фразы aḫfa al-farqadayn, что означает «диммер двух телят».

Эта Малой Медведицы – карлик главной последовательности (F5 V) с кажущейся величиной 4.95 (сложно найти невооруженным глазом) и удаленностью – 97 световых лет.

Эпсилон Малой Медведицы – тройная звездная система, расположенная в 347 световых годах. Основной объект – затменная спектроскопическая двойная звезда (G5III), чья средняя визуальная величина достигает 4.21. Яркость меняется от 4.19 до 4.23 с периодом в 39.48 дней из-за затмений. Это переменная типа RS Гончих Псов (близкая двойная пара звезд с активными хромосферами, создающими крупные пятна, которые приводят к изменению яркости). Третий компонент – звезда 11-й величины, расположенная на дистанции в 77 угловых секунд.

Это цветная звездная карта северного полушария, выгравированная В. Дж. Эвансом для издания «Атласа» (1856). Созвездия нарисованы подробно и включают в себя изображения фигур Зодиака. В эту диаграмму входят Большая Медведица, Малая Медведица, Дракон, Кассиопея, Персей, Жираф и Цефей. Карта основана на астрономической картографической работе Парди и Доппельмайра.

История наблюдений

В 150 году нашей эры греко-римский писатель и астроном Птолемей каталогизировал этот объект в своем Альмагест как звезда на спине лошади, «Quae est in Principio scapulae». Немецкий юрист и картограф Иоганн Байер использовал данные Птолемея для назначить этот объект «Омега Центавра» с его публикацией 1603 г. Уранометрия. Используя телескоп с южноатлантического острова Святой Елены, Английский астроном Эдмонд Галлей повторно открыл этот объект в 1677 году, указав его как незвездный объект. В 1716 году он был опубликован Галлеем среди его списка шести «светящихся пятен или пятен» в Философские труды Королевского общества.

Швейцарский астроном Жан-Филипп де Шезо включил Омегу Центавра в свой список из 21 туманности 1746 года, как и французский астроном Lacaille в 1755 г., откуда каталожный номер обозначен L I.5. Шотландский астроном впервые признал его шаровым скоплением. Джеймс Данлоп в 1826 году, который описал его как «красивый шар из звезд, очень постепенно и умеренно сжатый к центру».

Бақылау тарихы

150 жылы грек-рим жазушысы және астроном Птоломей осы нысанды өзінің каталогына енгізді Алмагест жылқының артындағы жұлдыз ретінде «Quae est in principio scapulae». Неміс заңгері және картографы Иоганн Байер Птоломейдің деректерін қолданды тағайындау бұл объект «Омега Кентавры» өзінің 1603 басылымымен Уранометрия. Оңтүстік Атлант аралынан телескопты қолдану Әулие Елена, Ағылшын астрономы Эдмонд Хэлли жұлдызды емес объект ретінде тізімге алып, осы затты 1677 жылы қайта ашты. 1716 жылы оны Хэлли өзінің алты «жарқыраған дақтары немесе дақтары» тізімінде жариялады Корольдік қоғамның философиялық операциялары.

Швейцариялық астроном Жан-Филипп де Чесо Omega Centauri-ді 1746 21 тұман тізіміне енгізді, француз астрономы сияқты Lacaille 1755 жылы каталог нөмірі L I.5 болып белгіленді. Шотландиялық астроном оны алғаш рет глобулярлы кластер ретінде таныды Джеймс Данлоп 1826 ж., ол оны «жұлдыздардың әдемі глобусы біртіндеп және ортаға қысылған» деп сипаттады.

Примечания

  1. Hartmut Frommert, Christine Kronberg. . www.maa.clell.de. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  2. ↑  (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  3. ↑ . apod.nasa.gov. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  4. Mass estimates from stellar proper motions: the mass of ω Centauri (англ.) // Mon. Not. R. Astron. Soc.
  5.  (англ.). HubbleSite.org. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  6. David Darling. . www.daviddarling.info. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  7. ↑ The stellar dynamics of omega centauri (англ.) // Astron. J.
  8. ↑ . cseligman.com. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  9. . aasnova.org. Дата обращения: 18 сентября 2020.
  10. ↑  (англ.). www.esa.int. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  11. ↑  (англ.). www.nasa.gov. Дата обращения: 11 сентября 2020.
  12. ↑ . spacegid.com (8 декабря 2013). Дата обращения: 11 сентября 2020.
  13. ↑ . Sky & Telescope (19 февраля 2016). Дата обращения: 11 сентября 2020.

Свидетельства центральной черной дыры

Центральный регион Омеги Центавра. На нижнем рисунке показано будущее положение звезд, выделенных белым прямоугольником на верхнем изображении. Каждая полоса представляет собой предсказанное движение звезды в течение следующих 600 лет. Промежуток между точками соответствует 30 годам. Октябрь 2010 г.

Исследование 2008 года представило доказательства наличия черной дыры промежуточной массы в центре Омега Центавра, основанные на наблюдениях, сделанных космическим телескопом Хаббла и обсерваторией Близнецов на Серро-Пачоне в Чили. Продвинутая камера для исследований Хаббла показала, что звезды собираются в группы около центра Омеги Центавра, о чем свидетельствует постепенное увеличение звездного света около центра. Используя инструменты обсерватории Близнецов для измерения скорости звезд, вращающихся в ядре скопления, Э. Нойола и его коллеги обнаружили, что звезды ближе к ядру движутся быстрее, чем звезды дальше. Это измерение было интерпретировано как означающее, что невидимая материя в ядре гравитационно взаимодействует с близлежащими звездами. Сравнивая эти результаты со стандартными моделями, астрономы пришли к выводу, что наиболее вероятной причиной было гравитационное притяжение плотного массивного объекта, такого как черная дыра. Они вычислили массу объекта в 40 000 солнечных масс .

Однако более поздние исследования поставили под сомнение эти выводы, в частности, оспаривая предложенное расположение центра кластера. Расчеты с использованием измененного местоположения центра показали, что скорость основных звезд не меняется с расстоянием, как можно было бы ожидать, если бы присутствовала черная дыра промежуточной массы. Те же исследования также показали, что звездный свет не увеличивается к центру, а остается относительно постоянным. Авторы отметили, что их результаты не исключают полностью черную дыру, предложенную Нойолой и его коллегами, но не подтверждают ее и ограничивают ее максимальную массу 12 000 масс Солнца .

История

Центавр, 1602 г.

Хотя сейчас Центавр находится на высокой южной широте, на заре цивилизации это было экваториальное созвездие. Прецессия медленно сдвигала ее на юг на протяжении тысячелетий, и сейчас она близка к своему максимальному южному склонению . Через чуть более 7000 лет он будет в максимальной видимости для жителей северного полушария, а иногда и на довольно высоких северных широтах. Фигура Центавра восходит к вавилонскому созвездию, известному как Человек-Бизон (MUL.GUD.ALIM). Это существо изображалось в двух основных формах: во-первых, как четырехногий бизон с человеческой головой, а во-вторых, как существо с человеческой головой и туловищем, прикрепленными к задним ногам и хвосту быка или бизона. Он был тесно связан с богом Солнца Уту-Шамаш с самых ранних времен.

Греки изобразили созвездие в виде кентавра и дали ему нынешнее название. Он был упомянут Евдоксом в 4 веке до нашей эры и Аратом в 3 веке до нашей эры. Во 2 веке нашей эры Клавдий Птолемей каталогизировал 37 звезд Центавра, включая Альфа Центавра. Каким бы большим оно ни было сейчас, в прежние времена оно было еще больше, поскольку созвездие Волчанка считалось астеризмом внутри Центавра, изображенным на иллюстрациях как неустановленное животное, либо в руках кентавра, либо насаженное на его копье. Южный Крест , который в настоящее время рассматривается как отдельное созвездие, лечился древние лишь как астеризм , сформированный из звезд , составляющие ногу кентавра. Кроме того, то, что сейчас является второстепенным созвездием Циркуля, рассматривалось как неопределенные звезды под передними копытами кентавра.

Согласно римскому поэту Овидию ( Fasti v.379), созвездие чтит кентавра Хирона , который был наставником многих из более ранних греческих героев, включая Геракла (Геркулеса), Тесея и Ясона , лидера аргонавтов. Его не следует путать с более воинственным кентавром, представленным в зодиакальном созвездии Стрельца . Легенда, связанная с Хироном, гласит, что он был случайно отравлен стрелой, выпущенной Гераклом, и впоследствии был помещен в небеса.

История наблюдений [ править ]

В 150 году нашей эры греко-римский писатель и астроном Птолемей каталогизировал этот объект в своем Альмагесте как звезду на спине лошади, «Quae est in Principio scapulae». Немецкий юрист и картограф Иоганн Байер использовал данные Птолемея для обозначения этого объекта «Омега Центавра» в своей публикации Уранометрии в 1603 году . Используя телескоп с южноатлантического острова Святой Елены , английский астроном Эдмонд Галлей повторно открыл этот объект в 1677 году, указав его как не звездный объект. В 1716 году он был опубликован Галлеем среди его списка из шести «светящихся пятен или пятен».в философских трудах Королевского общества.

Швейцарский астроном Жан-Филипп де Шезо включил Омегу Центавра в свой список из 21 туманности 1746 года , как и французский астроном Лакайль в 1755 году, поэтому каталожный номер обозначен как L I.5. Впервые оно было признано шаровым скоплением шотландским астрономом Джеймсом Данлопом в 1826 году, который описал его как «красивый шар из звезд, очень постепенно и умеренно сжатый к центру».

В фантастике

Роман « Сингулярность» (2012) Иэна Дугласа представляет как факт, что Омега Центавра и звезда Каптейна происходят из разрушенной карликовой галактики, и это происхождение является центральным в сюжете романа. По мере развития сюжета обсуждается ряд научных аспектов Омега Центавра, включая вероятную радиационную среду внутри скопления и то, как может выглядеть небо изнутри скопления.

Действие романа Дэвида Вилья « В ожидании Омеги» (2016) происходит на планете, «диаметрально противоположной» Омеге Центавра по отношению к Земле, тем самым отмечая шаровое скопление как указатель на далекую и почти забытую родную планету человечества.

История изучения[править | править код]

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.

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.

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

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