Шаровое скопление m107 – все о космосе

Массы объектов во Вселенной

Для того, чтобы понять, каковы массовые масштабы Вселенной, необходимо рассмотреть объекты Вселенной и измерить их массы. К объектам Вселенной относят космические объекты – звёзды, галактики и т.д.

Метагалактикой называется доступная наблюдениям часть Вселенной. Но наблюдать можно по-разному: невооруженным глазом, в бинокль, в 6-метровый телескоп. И каждый раз нашим наблюдениям будет доступна разная часть Вселенной. Современная космология, основанная на теории относительности Эйнштейна, определяет возраст Вселенной в 15-20 млрд лет.

Никаких галактик, квазаров до этого не существовало. Все они возникли позже. Предположим, что на расстоянии 20 млрд световых лет находится галактика Икс, которая образовалась, скажем, 12 млрд лет тому назад. Первые лучи, извещающие о рождении этой галактики, еще в пути, они находятся на расстоянии (20 – 12) = 8 млрд световых лет от нас и достигнут нас лишь через 8 млрд лет.

Поэтому многие галактики нам не видны, но мы можем вычислить их местонахождение, плотность и массу. Приближенно определяя размеры и среднюю плотность вещества в Метагалактике мы можем оценить полную массу вещества, содержащегося внутри объема, ограниченного космологическим горизонтом, – массу Метагалактики. Получается величина порядка 1053кг.

Зная расстояния до нескольких тысяч галактик, можно построить пространственную модель.

В построенной модели четко проступала пространственная структура распределения галактик. Оказалось, что галактики образуют ячейки типа пчелиных сот. Вдоль стенок этих ячеек расположены галактики, а внутри – пустоты. Галактики расположены на небе и равномерно, и неравномерно.

Если говорить о масштабе в несколько квадратных градусов, то распределение галактик на небе оказывается на удивление равномерным. Необходимо еще раз подчеркнуть, что в очень большом масштабе (больше масштаба ячеек) распределение вещества оказывается совершенно равномерным.

То есть если взять в разных местах Вселенной два гигантских куба с ребрами в 100 млн световых лет и количество содержащегося в каждом из них вещества, то результат будет одинаковым, в каких бы местах Метагалактики мы ни помещали эти кубы.

Разделив полную массу на объем куба, мы получим среднюю плотность вещества во Вселенной: p= 3 х 10-27 – 10-26 кг/м3.

Скопления галактик имеют почти сферическую форму; в них насчитывают сотни и тысячи галактик. Ближайшее к нам крупное скопление галактик находится в созвездии Девы (Virgo), в него входят 3000 галактик. Характерные размеры скоплений галактик от 1 до 3 Мпк. Более аморфную форму имеют облака галактик. Известны также малочисленные группы галактик.

Примером может служить так называемая Местная Группа галактик. В нее входят две большие спиральные галактики: наша Галактика и Туманность Андромеды, а также ряд галактик меньших размеров. Кроме того, каждая гласная спиральная галактика имеет по нескольку галактик-спутников. У Туманности Андромеды имеется пять больших и пять маленьких спутников.

У нашей Галактики крупнейшими спутниками являются Большое и Малое Магеллановы Облака. Кроме того, у нее целая «свита» карликовых галактик (по крайней мере 14 штук). Всего в Мерной Группе галактик насчитывается 38 галактик. На расстоянии 3 Мпк от нас в созвездии Гончих Псов находится другая группа из 34 галактик.

Всего сейчас известно несколько десятков подобных групп галактик. Типичные размеры – от 0,1 до 1 Мпк.

Галактики – эти гигантские звездные острова – разнообразны по форме и размерам. Свечение галактик обусловлено свечением звезд – многих миллиардов звезд, входящих в их состав. Еще в галактиках есть газ (главным образом водород и гелий) и пыль. Количество газа и пыли в галактиках обычно невелико.

Масса газа и пыли, как правило, составляет несколько процентов от суммарной массы звезд. Суммарная масса звезд, газа и пыли в свою очередь составляет 1/10 от полной массы галактик; 9/10 вещества галактик находится в скрытой, невидимой форме.

Загадочная «скрытая масса» содержится в гигантских гало (оболочках) галактик в виде слабо светящегося газа, в форме многочисленных потухших или так никогда и не загоревшихся звезд (коричневых карликов) и темных планет. Существуют методы определения масс галактик.

С их помощью установлено, что массы большинства галактик изменяются в пределах от 109 до 10I2М°, где M ° – масса Солнца.

Полная масса нашей Галактики (с учетом скрытой массы), по-видимому, приближается к верхнему из указанных пределов. Размеры галактик (их видимой части) обычно варьируются в пределах от 1 до 100 килопарсек.

Большинство галактик выглядят как гигантские спирали, среди них Туманность Андромеды, Туманность Треугольника и наша Галактика (разумеется, последнюю, в отличие от других галактик, никто не видел со стороны). Примерно четверть всех известных галактик имеют круглую или эллиптическую форму.

Третий тип галактик – галактики, имеющие неправильную асимметричную форму. Они так и называются – неправильные (irregular) галактики. У многих галактик в центральной части имеется яркое плотное ядро.

Ядра галактик состоят в основном из звезд (как и ядро нашей Галактики), но в некоторых ядрах, в самом их центре, происходит колоссальное выделение энергии, которое нельзя объяснить излучением или взрывами обычных звезд. Такие галактики получили название галактик с активными ядрами.

В 1963 г. были обнаружены объекты, подобные активным ядрам галактик. Это квазизвездные (т.е. похожие на звезды) объекты – квазары. Квазары – самые удаленные объекты, наблюдаемые во Вселенной.

Некоторые из них находятся на таких расстояниях, на которых обычные галактики уже нельзя обнаружить. Самый далекий из известных квазаров находится на расстоянии 14 млрд световых лет. По-видимому, квазары – это ядра далеких галактик, находящиеся в состоянии очень высокой активности.

Сейчас нам известно около 4 тыс. квазаров. Массы квазаров оцениваются в 106 M °.

Скопления звезд бывают двух типов: шаровые и рассеянные. В нашей Галактике около 500 шаровых скоплений и примерно 20 тыс. рассеянных. Шаровые скопления – самые старые образования в Галактике, своего рода реликты ранней Галактики. Типичный возраст шарового скопления – 15 млрд лет.

Шаровые скопления – это массивные объекты правильной сферической формы, содержащие сотни тысяч или даже миллионы звезд. Их массы варьируются в широких пределах от 103 до 107 M °. Размеры шаровых скоплений – около 100 пк. Рассеянные звездные скопления можно найти в любой части неба, но больше всего их вблизи Млечного Пути.

Читайте также:  Пояс астероидов - все о космосе

Они содержат десятки, сотни, а наиболее крупные – тысячи звезд. Среди рассеянных скоплений встречаются как сравнительно старые, с возрастом несколько миллиардов лет, так и очень молодые. Пример сравнительно молодого скопления – Плеяды: его возраст оценивается в 60 млн лет. Невооруженному глазу доступны 6-7 звезд. В действительности в этом скоплении насчитывается несколько сотен звезд.

В настоящее время надежно установлено, что в природе реализуется второй вариант. Звезды рождаются не поодиночке, а группами из массивных газопылевых облаков.

Звезда – основная структурная единица мегамира. Структуры большего масштаба, рассмотренные выше, состоят из звезд. Видимое излучение, приходящее от звездных скоплений, галактик и их скоплений, — это суммарное излучение звезд. Звезды – природные термоядерные реакторы, в которых происходит химическая эволюция вещества, переработка его на ядерном уровне.

Астрономам известно много различных типов звезд. Одна и та же звезда в зависимости от массы и возраста проходит различные эволюционные фазы, переходит из одного типа в другой. Все звезды можно разделить на две большие категории: обыкновенные звезды (иногда говорят, «нормальные звезды») и компактные звезды.

К последнему классу относятся белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры, т.е. все конечные продукты звездной эволюции. Размеры нормальных звезд варьируются от размеров Солнца (или немного меньших) до огромных размеров звезд-сверхгигантов, т.е. от 108 м до 1011 м.

Размеры компактных звезд изменяются от нескольких километров (черные дыры, нейтронные звезды) до нескольких тысяч километров (белые карлики).

Массы звезд варьируются в сравнительно узком интервале – от 0,01 до 60 M °. Как правило, вместе со звездами фигурируют планетные системы. Обычно, когда мы говорим о планетной системе, мы подразумеваем нашу Солнечную систему.

В то же время есть весомые косвенные свидетельства в пользу существования других планетных систем. В некоторых случаях можно оценить массы планет, входящих в эти системы. Известны объекты, представляющие собой планетные системы в стадии формирования – протозвезда с протопланетным диском.

И все же в настоящее время определенно известна только одна планетная система – наша Солнечная система. Ее размер можно определить как диаметр орбиты Плутона: 40 а.е., или 1013 м. Планеты, кометы, астероиды и малые планеты условно названы космическими телами.

Максимальный размер определяется размерами планет-гигантов (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) с кольцами, а минимальный – размерами малых планет и кометных ядер (-10 км).

В основе методов определения масс космических объектов лежит теория гравитации и ее следствия. Чаще всего используется третий закон Кеплера в той обобщенной форме, которую придал ему Ньютон. В данном случае речь идет о свойствах относительного движения двух тел с массами М и т.

Если масса одного тела (М) много больше массы другого тела (т), то можно считать, что большое тело неподвижно, а малое тело движется вокруг него по эллиптической орбите. В качестве примера можно привести Землю и Луну, Солнце и Землю, Юпитер и его спутник (скажем, Ио), Солнце и Юпитер.

В названных парах небесных тел масса первого тела много больше массы второго (например, масса Солнца в 1000 раз больше массы Юпитера).

Размеры тел, составляющих пары, столь малы по сравнению с расстоянием между ними (даже радиус Солнца в 1000 раз меньше расстояния Солнце–Юпитер), что их можно рассматривать как материальные точки.

В ряде случаев картина движения тел не похожа на схему с двумя материальными точками. Например, космическая станция «Мир» обращается вокруг Земли на высоте 330 км, что составляет лишь 1/20 часть радиуса Земли.

Однако и в этом случае космическая станция «чувствует» на себе притяжение Земли так, как будто вся масса Земли сосредоточена в ее центре на расстоянии 6700 км от станции.

В примере с космической станцией получается, что и станция, и космонавт в ней, и карандаш космонавта (всё тела разной массы) движутся совершенно независимо по одной и той же орбите, характеристики которой определяются только массой Земли. Эта независимость приводит к явлению невесомости.

Для всех спутников Земли отношение а3/Т2- величина постоянная. Период Т обращения космической станции «Мир» вокруг Земли равен 84 мин. Чем дальше спутник от Земли, тем больше период. На высоте 36000 км от поверхности Земли период обращения спутника равен периоду вращения самой Земли.

Орбита с такими характеристиками называется геостационарной. Если наблюдать за таким спутником с вращающейся Земли, то впечатление такое, что спутник неподвижно висит над одной и той же точкой Земли.

Есть метод определения массы центрального тела: находим размер орбиты спутника, период его обращения вокруг центрального тела и вычисляем искомую массу. С помощью этого метода по движению Юпитера можно найти массу Солнца.

Этим же способом были найдены массы планет, имеющих естественные спутники (по движению этих спутников): Марса, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Меркурий и Венера не имеют естественных спутников.

Их массы были измерены с высокой точностью только после появления около них рукотворных (искусственных) спутников. Описанным методом можно определять также массы гигантских космических структур – шаровых скоплений и галактик.

Подобно станции на околоземной орбите, звезда на краю скопления «чувствует» всю массу скопления так, как будто она (масса) сосредоточена в центре скопления. Если найти размер орбиты этой звезды и период ее обращения вокруг центра скопления, то по формуле (2.10) можно вычислить массу всего скопления. Размер орбиты найти нетрудно, если известно расстояние до скопления.

Масса звезды – самая важная характеристика звезды, от которой зависят ее свечение, строение, время жизни и вообще вся эволюция. Можно определить массы двух звезд, образующих гравитационно связанную пару – двойную звезду.

Массы звезд, составляющих пару, не сильно различаются, поэтому нельзя считать (как это мы делали в случае планеты, обращающейся вокруг Солнца), что звезда меньшей массы обращается вокруг звезды большей массы.

В действительности обе звезды обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс (центра тяжести) системы.

Теория тяготения позволяет вывести ряд свойств абсолютных орбит. Одно из них: тела движутся по орбитам так, что их центры (А и В) и центр масс (точка С) всегда находятся на прямой линии.

Другое свойство – хорошо известное из школьной физики правило рычага: отношение длин АС и ВС (плечи рычага) обратно пропорционально массам звезд М1 и М 2.. В данном случае следует опереться на третий закон Кеплера. Звезды движутся вокруг центра масс системы.

При «удачной» ориентации плоскости орбиты первая звезда часть времени движется к нам, а вторая в это же время движется от нас.

Тогда в соответствии с принципом Доплера смещение линий в спектре первой звезды происходит в фиолетовую сторону, а второй – в красную. Через полпериода ситуация меняется на обратную. В спектре, на том месте, где должна быть одна линия, Наблюдается пара линий, го сходящихся, то расходящихся.

Звезда меньшей массы движется по орбите быстрее, скорость ее больше, а значит и величина доплеровского смещения у нее больше. Для звезды большей массы все наоборот.

Отношение величин доплеровских смещений в спектрах двух звезд равно отношению лучевых скоростей и обратно пропорционально отношению масс звезд. Суммарное смещение пропорционально сумме масс.

«Удачная» (с точки зрения возможности определения массы) ориентация спектрально-двойной системы – такая, при которой плоскость орбиты совпадает с лучом зрения. Идеальный случай, когда наблюдаются затмения: одна звезда затмевает другую.

Это проявляется и регулярном (периодическом) изменении блеска двойной звезды. По характеру изменения блеска в такой затменной системе астрономы умеют определять ряд важных характеристик звезд – компонентов системы: массы, размеры, среднюю плотность. Теория затмений, позволяющая это делать, проста и тщательно разработана.

Совокупность данных о массах компонентов более ста двойных звезд {в том числе спектрально-двойных и затменных) позволила обнаружить важную статистическую зависимость между их массами и светимостями. Таким образом, определение масс звезд разбивается на три этапа.

На первом этапе определяют массы звезд, входящих состав двойных звездных систем. На втором – по известным массам и светимостям этих звезд строят диаграмму «масса светимость». И, наконец, на третьем этапе с помощью этой диаграммы определяют массу любой звезды, для которой известна светимость.

Можно сказать, что наибольшее количество звезд имеют массу от 0,ЗМ° до 3М°. Средняя масса звезд в окрестностях Солнца составляет примерно 0,5 М° . Так что масса нашего светила – Солнца – очень типична в Галактике.

А вообще массы звезд находятся в пределах от 0,03 М° до 60 М° (ни меньше, ни больше).

Также ученые, измеряя плотность вещества, определяют массы галактик. Понятно, что, измеряя массы различных космических объектов, можно приблизительно вычислить массовые масштабы Вселенной.



Источник: http://biofile.ru/bio/21401.html

Скопление Мессье 107

Мессье 107 часто обозначают как М107 или NGC 6171. Объект представляет собой шаровое скопление, которое относится к созвездию Змееносца. Величина скопления равна 7,9 минуты, при угловом радиусе в 5 минут.

Чтобы обнаружить объект, необходимо использовать такие координаты (Equinox 2000): прямой выход на скопление 16 ч 32 м 31,86 с, при склонении в -13° 03′ 13,6″. От Земли скопление М107 удалено на 900 световых лет. Созерцать Мессье 107 с нашей планеты можно на протяжении летнего периода.

Данный объект также включен в список летних объектов и звезд, который был составлен Шарлем Мессье.

Астрограф модели Takahashi E-180 предоставляет ученым возможность более детального изучения скопления с использованием фотографий. Данные изображения позволяют ознакомиться со строением и составом скопления М107.

Звездное скопление шарового типа М107 включено в каталог Мессье, но первооткрывателем является Пьер Мешен, который обнаружил объект еще в 1781 году.

В 2005 году Рико-Бланко совместно с коллегами провел дополнительные изучения скопления, которые показали реальные размеры и расстояние к Мессье 107. От Земли скопление удалено на 27370 световых лет, при этом радиус объекта равен 52,5 световых лет.

Также была высчитана приблизительная масса звездного скопления, которая равна 200 тысячам световых лет. К скоплению относят 23 звезды.

Описание скопления М107 в каталоге Мессье

Мешен писал, что в начале апреля 1782 года созерцал новый объект, который предстал перед ним как туманность, которая входит в созвездие Змееносца и занимает левую сторону созвездия.  Объект расположен точно посередине между звездами Пи и Зета. Точные координаты еще не выявлены.

Технические детали фотографии Мессье 107

  • Объект: М107
  • Другие обозначения: NGC 6171
  • Тип объекта: Шаровое скопление
  • Дата/Время: 2011, 11 Апреля, в 10:32 UTC
  • Позиция: Астрономическая обсерватория Бифрост
  • Монтировка: Astro-Physics 1200GTO
  • Телескоп: Гиперболический астрограф TakahashiEpsilon 180
  • Камера: Canon EOS 550D (Rebel T2i) (светофильтрBaader UV/IR filter)
  • Экспозиция: 2 x 300s, f/2.8, ISO 800
  • Оригинальный размер фотографии: 3454 × 5179 pixels (17.9 MP); 11.5″ x 17.3″ @ 300 dpi

Наблюдательные данные, физические характеристики Мессье 107

История исследования
Открыватель Пьер Мешен
Дата открытия 1782 год
Обозначения NGC 6171, M 107
Наблюдательные данные
Тип Шаровое скопление
Прямое восхождение 16ч 32м 31,86с
Склонение -13° 03′ 13,6″
Расстояние 20 900 св. лет (6400 пк)
Видимые размеры (V) 13,0′
Созвездие Змееносец
Физические характеристики
Радиус 39 5 св. лет

Источник: http://kvant.space/blog/skoplenie-messe-107

Шаровое скопление звезд Мессье 10 или NGC 6254 в созвездии Змееносца

Шаровое скопление звезд Мессье 10 или М10, в общеизвестном каталоге значится как NGC 6254 и расположено в созвездии Змееносца.

Описание

Этот объект находится на удалении от Земли на 14 300 световых лет и имеет звездную видимую величину 6.6m. Диаметр в поперечнике М10, принимая во внимание расстояние и видимый поперечник около 20′, составляет 83 световых года. Наблюдать лучше всего в летнее время. Обозначенные координаты по Equinox 2000: 16 ч. 57 мин. В созвездии обнаружено всего 4 переменных звезд.

Характеристики и открытие

Шарль Мессье обнаружил это шаровое скопление в 1764 году. Приблезительная масса его равна 200 000 масс Солнца. Объект содержит 4 переменные звезды.

Наблюдение

Шаровое скопление М10 лучше всего наблюдать в средних широких России через телескоп от 100 до 300 мм в диаметре. Координаты google.com/sky/#latitud
При использовании более мощных телескопов можно рассмотреть отдельные ветви звезд идущих от ядра скопления.

Описание M10 в каталоге Мессье:

29 мая 1764

Туманность без звезд в поясе Змееносца, недалеко от 30-й звезды этого созвездия, имеющая шестую величину в соответствии с Флэмстида. Эта туманность красивая и круглая. Ее с трудом можно увидеть в простой рефрактор в 3 фута.

Соседи по небу из каталога Мессье

  • M 12— (на запад) менее концентрированное, не столь яркое;
  • M 14— (по дальше на восток) очень концентрированное и плотное, далёкое от нас шаровое скопление;
  • M 107— (на юг) более тусклое и менее заметное;
История исследования
Открыватель Шарль Мессье
Дата открытия 1764
Обозначения NGC 6254,
Наблюдательные данные(Эпоха J2000.0)
Тип Шаровое скопление
Прямое восхождение 16ч 57,1м
Склонение −04° 06′
Расстояние 14 300 св. лет(4400 пк)
Видимая звёздная величина (V) 6,6
Видимые размеры (V) 20,0′
Созвездие Змееносец
Физические характеристики
Спектральный класс VII
Радиус 41 св. год

Источник: http://Astro-Obzor.ru/1481/

Аппарат Розетта сделал первый снимок кометы Чурюмова-Герасименко

shortstoryf | On 28, Мар 2014

Межпланетная станция Розетта (Rosetta) наконец сумела уловить свет от кометы Чурюмова-Герасименко, к которой она приближается. Это самые первые наблюдения за кометой с момента выхода аппарата из режима бездействия 20 января 2014 года.

Первый свет от кометы аппарат Розетта увидел 20 и 21 марта 2014 года с помощью широкоформатной камеры OSIRIS. Это событие является частью тестирования работоспособности всех систем аппарата перед стартом основной программы уже на орбите у кометы.

Прибор OSIRIS разработан Институтом космических исследований и представляет собой сложную систему получения оптической, спектроскопической и инфракрасной информации.

Прибор обладает двумя камерами, широкоугольной — для получения обзорных фотографий, и телеобъективом, предназначенным для получения изображений узких областей пространства в высоком разрешении  OSIRIS является одним из 11 научных инструментов, установленных на борту Розетты, которые вместе должны обеспечить достоверное получение информации и геологических особенностях поверхности кометы, ее гравитационной силе, форме и внутренней структуре.

Снимок кометы Чурюмова-Герасименко с помощью телеобъектива на аппарате Розетта. Выполнен 21 марта, комета находится в созвездии Змееносца рядом с шаровым скоплением M 107. Источник: ESA © 2014 MPS for OSIRIS-Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Розетта путешествует по Солнечной системе уже в течение 10 лет и должна достигнуть кометы Чурюмова-Герасименко в августе 2014 года. Один раз аппарат уже фотографировал кометы три года назад, тогда расстояние между ними составляло 163 миллиона километров, а выдержка снимка — 13 часов. После этого аппарат перешел в режим бездействия.

В настоящее время Розетта находится на расстоянии в 5 миллионов киломтеров от кометы, но даже на таком расстоянии не просто получить снимок кометы. Свет от кометы на изображении имеет размеры меньше пикселя, поэтому для получения довольно точного снимка исследователям пришлось провести несколько сеансов съемки с выдержкой в 60-300 секунд.

Затем, каждая фотография в течение 37 минут передавалась на Землю, а загрузка на сервер составила еще час.

«Эти снимки — начало большого периода пуско-наладочных работ прибора OSIRIS, мы надеемся что все 11 инструментов, а так же посадочный модуль Филы, нас не подведут», — Мэтт Тейлор, координатор проекта из Европейского космического агентства.

Изображение кометы Чурюмова-Герасименко, полученное широкоугольной камерой инструмента OSIRIS. Получено 20 марта 2014 года. Слева находится шаровое скопление M 107. Источник: ESA © 2014 MPS for OSIRIS-Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

OSIRIS и специализированные навигационные камеры Розетты будут регулярно делать снимки кометы, по мере приближения к ней в течение ближайших недель. Это будет сделано с целью корректировки траектории сближения к комете и придать синхронизацию аппарату и комете уже после встречи.

В настоящее время Розетта находится на траектории, которая, если в нее не внести изменения, пройдет в своей минимальной точке на расстоянии в 50000 киломтеров от кометы с относительной скоростью 800 м/с. Ряд маневров, которые будут выполнены в мае, будут постепенно уменьшать скорость движения станции до 1 м/с относительно кометы.

К первой неделе августа Розетта должна подойти на расстояние в 100 киломтеров к комете.

В промежутке от мая до августа видимость кометы в камерах Розетты увеличиться с одного до 2000 пикселей, что эквивалентно разрешению приблизительно в 2 метра на пиксель.

С таким разрешением можно получить первые снимки особенностей поверхности кометы Чурюмова-Герасименко. Такое раннее изучение кометы очень важны для всей миссии. оно поможет понять скорость закрутки кометы и форму его ядра.

Это необходимо для планирования маневров после сближения.

По информации Европейского космического агенства.

, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Источник: http://www.theuniversetimes.ru/apparat-rozetta-sdelal-pervyj-snimok-komety-churyumova-gerasimenko.html

Ссылка на основную публикацию