Южный Треугольник
Южный Треугольник — небольшое созвездие южного неба, три ярчайшие звезды которого образуют почти правильный треугольник. В отличие от многих созвездий, его рисунок хорошо соответствует названию и легко узнаётся без мысленного соединения большого числа слабых звёзд. Оранжевая Атрия выделяется рядом с белыми β и γ Южного Треугольника. Созвездие лежит в полосе Млечного Пути и содержит рассеянное скопление NGC 6025, несколько планетарных туманностей и галактику ESO 137-001, которая теряет газ при движении через скопление галактик.
Положение и наблюдение
Южный Треугольник занимает 110 квадратных градусов и находится на 83-м месте среди 88 созвездий по площади. Он граничит с Наугольником, Циркулем, Райской Птицей и Жертвенником. Через его территорию проходит южная часть Млечного Пути, поэтому даже за пределами основной фигуры здесь заметен густой звёздный фон.[1]
Созвездие полностью поднимается над горизонтом на широтах южнее примерно 19° с. ш., а его северная часть доступна до 30° с. ш. Из России Южный Треугольник не наблюдается. В Южной Африке, Австралии, Новой Зеландии и на значительной части Южной Америки он виден высоко над горизонтом; на средних южных широтах созвездие не заходит.
Лучшие вечерние условия приходятся на март — август. Около полуночи центр созвездия проходит меридиан в конце мая. Основной треугольник имеет размеры примерно 7° на 7° и хорошо помещается в поле зрения обычного бинокля. Атрия отмечает южную вершину, β Южного Треугольника — северо-восточную, а γ — северо-западную.
Все три вершины ярче третьей звёздной величины. При этом они находятся на разных расстояниях и не образуют физической системы. Почти правильная фигура возникает только в проекции на небесную сферу. Оранжевый оттенок Атрии создаёт заметный цветовой контраст с двумя белыми звёздами северной стороны.
Атрия
Атрия, или α Южного Треугольника, — ярчайшая звезда созвездия с видимой величиной около 1,91m. Она расположена примерно в 390 световых годах. Название «Атрия» образовано из слов Alpha Trianguli Australis — «альфа Южного Треугольника».[3]
Звезда относится к спектральному классу K2 и находится на промежуточной стадии между ярким гигантом и сверхгигантом. Её поверхность имеет температуру около 4100 кельвинов, поэтому Атрия выглядит оранжевой. Радиус превосходит солнечный более чем в сто раз, а светимость — в несколько тысяч раз. Если поместить такую звезду в центр Солнечной системы, её внешние слои простирались бы примерно до орбиты Венеры.
Масса Атрии оценивается в шесть — семь солнечных. Она возникла несколько десятков миллионов лет назад и уже исчерпала водород в центральной области. После сжатия ядра внешние слои расширились и охладились. Большой размер не означает малую энергию: огромная площадь поверхности обеспечивает светимость, во много раз превышающую солнечную.
Атрия имеет слабого оптического соседа, заметного в телескоп. Совпадение направлений не превращает их в тесную двойную систему: яркая звезда и её видимый спутник находятся на существенно разных расстояниях.
β и γ Южного Треугольника
β Южного Треугольника имеет видимую величину около 2,85m и находится всего в 40 световых годах. Это бело-жёлтая звезда главной последовательности спектрального класса F1 V. Её масса примерно в полтора раза больше солнечной, радиус — почти вдвое больше, а температура поверхности превышает 7000 кельвинов.[4]
Близость β Южного Треугольника объясняет её заметный блеск. По абсолютной светимости она значительно уступает Атрии, но находится почти в десять раз ближе. Звезда ещё сохраняет устойчивый термоядерный синтез водорода в ядре и по своему состоянию ближе к Солнцу, чем две другие вершины созвездия.
γ Южного Треугольника сияет с величиной около 2,9m на расстоянии примерно 190 световых лет. Это горячая белая звезда класса A1 V. Она быстро вращается: измеренная скорость на экваторе в проекции на луч зрения составляет около 200 километров в секунду.[5]
Быстрое вращение делает звезду слегка сплюснутой и создаёт разницу температур между полюсами и экватором. В телескоп форма диска не различима, но вращение расширяет линии в спектре. γ Южного Треугольника значительно моложе Солнца и расходует водород быстрее из-за большей массы и высокой температуры ядра.
Переменные и двойные звёзды
R Южного Треугольника — классическая цефеида, блеск которой меняется с периодом около 3,4 суток. Звезда регулярно расширяется и сжимается: во время пульсации меняются радиус, температура и светимость. Связь периода цефеиды с её абсолютной светимостью позволяет определять расстояние по наблюдаемому блеску.
S Южного Треугольника также относится к классическим цефеидам, но проходит полный цикл примерно за 6,3 суток. Обе звезды значительно слабее трёх вершин созвездия и не видны невооружённым глазом на всём протяжении цикла. Их регулярные изменения можно проследить с помощью небольшого телескопа и серии наблюдений.
ε Южного Треугольника — двойная звезда, главный компонент которой относится к оранжевым гигантам. Более слабый спутник расположен на заметном угловом расстоянии и доступен любительским телескопам. δ Южного Треугольника выглядит одиночной для глаза, но состоит из нескольких звёзд, связанных общим движением.
Рассеянное скопление NGC 6025
NGC 6025 — яркое рассеянное скопление примерно в 2500 световых годах от Солнца. Его суммарная видимая величина близка к 5m, поэтому под тёмным южным небом оно различимо невооружённым глазом как слабое туманное пятно. В бинокль объект превращается в рыхлую группу из нескольких десятков звёзд.[6]
Никола Луи де Лакайль обнаружил скопление в 1751 году во время наблюдений на мысе Доброй Надежды. Объект также имеет обозначение Caldwell 95. Его видимый диаметр составляет около четверти градуса — примерно половину диаметра полной Луны.
Звёзды NGC 6025 образовались из одного газового облака и имеют близкий возраст и химический состав. Наиболее массивные члены ярче и горячее Солнца, а многочисленные маломассивные звёзды теряются на фоне Млечного Пути. Скопление сравнительно молодо: его возраст измеряется десятками миллионов лет.
NGC 6025 постепенно теряет звёзды. Внутренние гравитационные взаимодействия сообщают отдельным членам скорость, достаточную для ухода, а приливное поле Млечного Пути растягивает группу. Через сотни миллионов лет её звёзды смешаются с населением галактического диска.
Планетарные туманности
NGC 5979 — компактная планетарная туманность с видимой величиной около 12m. Для её наблюдения нужен телескоп; при малом увеличении она похожа на слабую звезду, а узкополосный фильтр подчёркивает газовую оболочку. Название «планетарная» связано только с округлым видом подобных объектов в ранних телескопах и не указывает на связь с планетами.[7]
Туманность возникла после того, как звезда умеренной массы сбросила внешние слои. Оставшееся горячее ядро испускает ультрафиолетовое излучение, которое ионизует расширяющийся газ. Разные химические элементы создают линии излучения, по которым определяются температура, плотность и состав оболочки.
NGC 5844 — ещё одна планетарная туманность в Южном Треугольнике. Она крупнее по видимому размеру, но имеет низкую поверхностную яркость. Газовая оболочка уже значительно расширилась и стала разреженной. Через несколько десятков тысяч лет её вещество смешается с межзвёздной средой, а центральная звезда продолжит остывать как белый карлик.
Галактика ESO 137-001
_(2019-27-4383-Image).jpeg)
ESO 137-001 — спиральная галактика в скоплении Abell 3627, удалённом примерно на 220 миллионов световых лет. Она движется через горячий разреженный газ скопления со скоростью в несколько миллионов километров в час. Встречный поток действует на межзвёздное вещество галактики подобно ветру и вытесняет из неё газ и пыль.[8]
За галактикой тянутся полосы горячего газа общей протяжённостью более 400 тысяч световых лет. Они особенно хорошо видны в рентгеновском диапазоне. Звёзды почти не испытывают сопротивления и остаются в галактике, поэтому её спиральный диск сохраняется, пока газ удаляется за его пределы.
Внутри хвоста образовались группы молодых звёзд. Холодные уплотнения в вытесненном газе сжались и начали самостоятельное звездообразование уже за пределами основного диска. Такие звёзды пополняют разреженное население между галактиками скопления.[9]
Потеря газа меняет дальнейшую эволюцию ESO 137-001. Без холодного сырья темп рождения звёзд в диске будет уменьшаться, а голубые молодые звёзды со временем погаснут. Галактика постепенно утратит выраженные спиральные черты и станет системой с более старым звёздным населением.
История созвездия
Южный Треугольник не был известен как отдельное созвездие астрономам Древней Греции: его звёзды не поднимались над горизонтом Средиземноморья. Созвездие появилось на европейских картах после морских экспедиций в Индийский океан и к островам Юго-Восточной Азии в конце XVI века.
Первые систематические положения его звёзд записали нидерландские мореплаватели Питер Дирксзон Кейзер и Фредерик де Хаутман. Их наблюдения использовал картограф Петрус Планциус при создании небесных глобусов. Де Хаутман включил фигуру в каталог южных звёзд под названием «Южный Треугольник».
Иоганн Байер опубликовал созвездие в атласе Уранометрия 1603 года. В отличие от северного Треугольника, который восходит к античной традиции, южная фигура не связана с мифологическим сюжетом. Её название прямо описывает расположение трёх ярких звёзд.
Международный астрономический союз закрепил латинское название Triangulum Australe и сокращение TrA в 1922 году. Официальные границы, проведённые по линиям прямого восхождения и склонения, были опубликованы в 1930 году.[2] Они охватывают не только основной треугольник, но и слабые звёзды и далёкие галактики вокруг него.
См. также
Источники
- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Constellation Triangulum Australe // Deep Sky Corner.
- ↑ 2,0 2,1 The Constellations // International Astronomical Union.
- ↑ Alpha Trianguli Australis // SIMBAD.
- ↑ Beta Trianguli Australis // SIMBAD.
- ↑ Gamma Trianguli Australis // SIMBAD.
- ↑ NGC 6025 // SIMBAD.
- ↑ NGC 5979 // SIMBAD.
- ↑ Stripping ESO 137-001 // NASA Science.
- ↑ A Jellyfish Galaxy Swims Into View // NASA Science.