Созвездие Геркулеса: Страница 2

Оглавление статей
Созвездие Геркулеса
Страница 2

Страница 2 из 2

 

 

Шаровые скопления M 92 и NGC 6229

Еще одно замечательное шаровое скопление звезд открыл 27 де­кабря 1777 г. директор Берлинской об­серватории Д.-Е. Боде. Ш. Мессье, не­зависимо от Д.-Е. Боде, обнаружил скопление 18 марта 1781 г. и занес его в свой знаменитый каталог под номером 92. Через два года В. Гершель первый разделил скопление на звезды.

Image 

Новейшие данные позволили астро­физикам предположить, что скопле­ние М 92 удалено от нас на расстояние 26 000 световых лет. Его видимый уг­ловой размер — 14′, а диаметр, при правильной оценке расстояния до не­го, составляет 109 световых лет.

В шаровом скоплении М 92 обнару­жено около 14 переменных звезд, и из них только одна двойная затменно-переменная звезда типа W Большой Мед­ведицы. Почему двойные звезды столь большая редкость в шаровых скоплени­ях? Ответ очевиден: плотность звездно­го населения в них настолько высока, что системы двойных звезд разрушают­ся, не успев образоваться, под воздейс­твием гравитационного возмущения близлежащих звезд.

В центральной части скоплений М 92 и М 13 плотность звезд особенно высока, это хорошо заметно даже в небольшие телескопы. Если бы Земля находилась в центре шарового скопления, то наше не­бо было бы сплошь усеяно очень яркими звездами, равными по блеску Венере.

Еще одно шаровое скопление в созвез­дия Геркулеса — NGC 6229 — уступает двум предыдущим, так как значительно удалено от Солнца (100 000 световых лет). Его блеск 9,4″, угловой диаметр 4,5′. Разделить NGC 6229 на звезды очень тя­жело даже в большие телескопы, поэтому первооткрыватель скопления В. Гершель принял его за планетарную туманность. В. Хаггинс обнаружил, что спектр объек­та не линейный, как в планетарных ту­манностях, а сплошной, то есть, он, все-таки, является скоплением. В середине XIX в. д’Аррест окончательно определил, его как «очень плотное скопление звезд».

Наблюдать скопление NGC 6229 можно в телескопы с апертурой 80-100 мм в виде «компактной кометы». А будущим охотникам за кометами мы настоятельно рекомендуем во избежание пута­ницы изучить расположение шаровых скоп­лений на небес­ной сфере.

Планетарная туманность NGC 6210

Если навести на туманность NGC 6210 телескоп с большим увеличением, становится понятным, почему определенный тип туманнос­тей стали называть «планетарны­ми». Туманность NGC 6210, напри­мер, в 360-мм рефлектор Ньютона, при увеличении 150х напоминает крошечный голубоватый диск пла­неты Нептун. Но схожесть эта толь­ко внешняя.

Совсем другими предстают перед на­ми планетарные туманности на сним­ках, сделанных космическим телеско­пом им. Хаббла. Это причудливые об­разования, которым даны столь же причудливые имена: «Голова Эскимо­са», «Кошачий Глаз» «Муравей», «Пе­сочные Часы» и другие. Туманность NGC 6210 астрофизики NASA окрести­ли «Черепаха, глотающая морскую ра­кушку». Все эти образования возника­ют, благодаря люминесцентному свече­нию тонкой пелены расширяющегося газа, который окружает звезду во вре­мя красочного, но «смертельного» для нее взрыва. Непонятно только, каким образом «умирающие звезды» создают столь удивительное разнообразие форм газовых оболочек? Существующие вер­сии — возможная бинарность звезд до взрыва, наличие планетных систем — способны лишь частично объяснить этот феномен.

В далеком будущем, примерно че­рез 4,5-5 млрд. лет наше Солнце ис­черпает запас ядерного горючего и взорвется, выбросив в пространство облако газа. Какую форму примет это облако, предположить пока невоз­можно.

Тау Геркулиды

Рядом со звездой α Her находится радиант малого метеорного пото­ка Тау Геркулиды, который действует с 19 мая по 19 июня (максимум 9 июня).

Подобно планете Нептун, поток был открыт «на кончике пера», вско­ре после обнаружения родительской кометы 73 Р Швасмана-Вахмана. Как известно, метеорные потоки возника­ют, благодаря частичному или полно­му разрушению кометных ядер. Часть продуктов разрушения в виде пылинок рассеивается вдоль орбиты кометы, как бы «материализуя» ее. Во время прохождения Земли через орбиту кометы метеорные частицы сталкиваются с ее атмосферой, и воз­никает метеорный поток. После силь­ного разрушения ядра кометы (дезин­теграции) выбрасывается особенно много кометной пыли, что порождает вспышку активности метеорного по­тока.

Комету 73 P обнаружили фотогра­фически 2 мая 1930 г. астрономы Гам­бургской обсерватории А. Швассман, А. Вахманн. Японские специалисты по небесной механике К. Ватанаба и И.Шибата вычислили орбиту кометы и предсказали возможное появление метеорного потока, рожденного коме­той. Пользуясь этими вычислениями, астрономы Квасанской обсерватории с 24 мая по 19 июня 1930 г. смогли наблюдать довольно интенсивный ме­теорный поток в точно предсказанном положении радианта. Однако поток быстро исчерпал себя и в последую­щие 70 лет был очень слабым.

В 1997 г. автор наблюдал интенсив­ный распад ядра кометы 73 Р. Возмож­но, он обогатил орбиту кометы, и мы еще станем свидетелями интенсивного потока Тау Геркулид.

 

Автор: Александр Баранский

« Предыдущая — След.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: