Цирцин — небольшое слабое созвездие на южном небе , впервые определенное в 1756 году французским астрономом Николя-Луи де Лакайлем . Его название на латыни означает «компас» и относится к инструменту для рисования , используемому для рисования кругов (его не следует путать с Пиксисом , созвездием, которое представляет собой морской компас , указывающий на север). Самая яркая звезда — Альфа Цирчини , с видимой величиной 3,19. Слегка переменная , это самая яркая быстро колеблющаяся Ар-звезда на ночном небе. AX Цирчини — переменная цефеида, видимая невооруженным глазом, а BX Цирчини — слабая звезда, предположительно образовавшаяся в результате слияния двух белых карликов . Две солнцеподобные звезды имеют планетные системы: HD 134060 имеет две маленькие планеты, а HD 129445 имеет планету, подобную Юпитеру . Сверхновая SN 185 появилась в Циркуле в 185 году нашей эры и была зафиксирована китайскими наблюдателями. Две новые наблюдались совсем недавно, в 20 веке.
Млечный Путь проходит через созвездие и включает в себя такие известные объекты, как рассеянное скопление NGC 5823 и планетарная туманность NGC 5315 . В Цирцине находится примечательная спиральная галактика , Галактика Циркинус , открытая в 1977 году; это ближайшая сейфертовская галактика к Млечному Пути. Альфа Цирциниды (ACI), метеорный поток, также открытый в 1977 году, излучают это созвездие.
В 1756 году французский астроном Николя-Луи де Лакайль представил на карте южного неба созвездие Циркула с французским названием le Compas , обозначающим пару разделительных циркулей . [2] На этой схеме Лакайль изобразил созвездия Нормы , Цирка и Южного Треугольника соответственно в виде угольника и линейки, циркуля и геодезического уровня в наборе чертежных инструментов. [3] Свое нынешнее название Цирцин получил в 1763 году, когда Лакайль опубликовал обновленную карту неба с латинскими названиями введенных им созвездий. [2]
Граничащий с Центавром , Мушкой , Апусом , Южным треугольником, Нормой и Люпусом , Цирцин расположен рядом со звездами Альфа и Бета Центавра . Поскольку оно имеет склонение от -50° до -70°, все созвездие видно только к югу от 30° северной широты . Официальные границы созвездия, установленные бельгийским астрономом Эженом Дельпортом в 1930 году, определяются многоугольником, состоящим из 14 сегментов. В экваториальной системе координат координаты прямого восхождения этих границ лежат между 13 ч 38,4 м и 15 ч 30,2 м , а координаты склонения - между -55,43° и -70,62°. [1] Цирк достигает кульминации каждый год в 21:00 30 июля. [4] Рекомендуемое трехбуквенное сокращение созвездия, принятое Международным астрономическим союзом в 1922 году, — «Цир». [5]
Цирк — слабое созвездие, в котором только одна звезда ярче четвертой величины. [6] Альфа Циркини , белая звезда главной последовательности с видимой величиной 3,19, находится на расстоянии 54 световых лет от нас и в 4° к югу от Альфы Центавра . [7] Это не только самая яркая звезда в созвездии, но и самый яркий пример быстро колеблющейся звезды Ap (RoAp) на ночном небе. Он имеет необычный спектральный класс A7 Vp SrCrE, демонстрирующий повышенное выделение стронция , хрома и европия . Звезды этого типа имеют странно локализованные магнитные поля и слегка переменны . [8] Альфа Циркини образует двойную звездную систему с оранжевым карликом -компаньоном спектрального класса K5 и звездной величиной 8,5, [8] который при расстоянии в 5,7 угловых секунд различим только в телескоп. [6] [9] Расстояние между двумя звездами составляет 260 а.е. , и им требуется 2600 лет, чтобы вращаться вокруг общего центра тяжести. [8] Вторая по яркости звезда — Бета Циркини , белая звезда главной последовательности спектрального класса A3Va и величиной 4,07, расположенная примерно в 100 световых годах от нас. [10] Его диаметр примерно в 1,8 раза больше Солнца. [11]
Гамма Циркини — двойная звезда, расположенная на расстоянии 450 световых лет от нас, [12] для того, чтобы увидеть ее компоненты, нужен телескоп диаметром 150 мм, поскольку расстояние между ними составляет всего 0,8 угловых секунды. [6] [9] Более яркий компонент — голубоватая Be-звезда спектрального класса B5IV+ и звездной величины 4,51, [12] а более тусклый компонент — желтая звезда звездной величины 5,5. [13] Они вращаются вокруг друг друга каждые 180 лет. [6] Дельта Циркини также является кратной звездой, компоненты которой имеют звездную величину 5,1 и 13,4 и вращаются вокруг общего центра тяжести каждые 3,9 дня. Более яркий компонент представляет собой близкую затменно-двойную систему (в частности, вращающуюся эллипсоидальную переменную ) [6] с небольшим падением звездной величины (0,1). Обе являются горячими голубыми звездами спектральных классов O7III-V и O9.5V соответственно, их масса примерно в 22 и 12 раз превышает массу Солнца. [14] Находящаяся на расстоянии более 3600 световых лет, [15] эта система затмила бы Венеру с блеском -4,8, если бы она находилась на расстоянии 32 световых лет (10 парсеков ). [11] Два основных компонента разделены интервалом в 50 угловых секунд, который можно различить невооруженным глазом для людей с хорошим зрением и легко различить в телескоп. [6]
Эта Циркини — желтый гигант спектрального класса G8III и звездной величины 5,17, расположенный на расстоянии около 276 световых лет, [16] и Зета Циркини — сине-белая звезда главной последовательности спектрального класса B3V и звездной величины 6,09, расположенная на расстоянии около 1273 световых лет. прочь. [17]
В Цирке зарегистрировано 493 переменных звезды, но большинство из них имеют очень маленький радиус действия или довольно тусклые. [18] Тремя яркими примерами являются Theta Circini , T Circini и AX Circini . [19] [20] Тета Цирчини — нерегулярная переменная B-класса, величина которой варьируется от 5,0 до 5,4. [6] T Цирчини имеет спектр B-типа с величиной от 10,6 до 9,3 в течение периода 3,298 дней, [19] хотя на самом деле это затменная двойная система, а не пульсирующая звезда. [21] AX — это переменная цефеид , звездная величина которой меняется от 5,6 до 6,19 в течение 5,3 дней. [20] Это желто-белый сверхгигант спектрального класса F8II+, расположенный на расстоянии 1600 световых лет от Земли. [22] BP Circini — еще одна переменная цефеид с видимой величиной от 7,37 до 7,71 за 2,4 дня. [23] Обе цефеиды являются спектрально-двойными, их спутниками являются сине-белые звезды спектрального класса B6 и 5 и 4,7 солнечных масс соответственно. [24] BX Цирчини — слабая звезда, блеск которой колеблется от 12,57 до 12,62 в течение 2 часов 33 минут. [25] Более 99% его состава составляет гелий. Его происхождение неясно, но считается, что это результат слияния гелия и углеродно-кислородного белого карлика. [26]
Несколько звезд с планетными системами лежат в пределах Цирцина, хотя ни одна из родительских звезд не является особенно заметной. HD 134060 — солнечный желтый карлик спектрального класса G0VFe+0,4 и звездной величины 6,29, расположенный примерно в 79 световых годах от нас. [27] Две его планеты были открыты в 2011 году с помощью метода лучевых скоростей : меньшая, HD 134060 b , имеет массу 0,0351 МДж (масса Юпитера) и вращается вокруг своей звезды каждые 3,27 дня на расстоянии 0,0444 а.е.; [28] более крупная, HD 134060 c (0,15 МДж ) , вращается дальше на расстоянии 2,226 а.е. с периодом примерно 1161 день. [29] Еще более тусклая, со звездной величиной 8,8, HD 129445 находится на расстоянии 220 световых лет и имеет 99% массы Солнца и аналогичный спектральный класс G8V. HD 129445 b , планета типа Юпитера (1,6 МДж ) , открытая в 2010 году методом лучевых скоростей, обращается вокруг этой звезды на расстоянии 2,9 а.е. примерно каждые 1840 дней. [30]
Поскольку это созвездие пересекает плоскость Млечного Пути, в этом созвездии расположено множество массивных звезд, в том числе GKF2010 MN18 (или просто MN18), синий сверхгигант, расположенный в биполярной туманности, [31] , а также 9 звезд Вольфа-Райе. , очень большое число для такого маленького созвездия.
В пределах Цирцина обнаружены три рассеянных скопления и планетарная туманность , и все они видны в любительские телескопы разных размеров. NGC 5823 , также называемая Колдуэлл 88, [6] представляет собой рассеянное скопление возрастом 800 миллионов лет, расположенное на расстоянии 3500 световых лет от нас и охватывающее область площадью 12 световых лет вдоль северной границы созвездия. [32] Несмотря на то, что общая звездная величина равна 7,9, [6] скопление можно увидеть, прыгая по звездам от Беты Циркини или Альфы Центавра. [33] Он содержит 80–100 звезд 10-й величины и тусклее, которые расположены в диаметре 10 угловых секунд. [20] Однако более яркие звезды не являются настоящими членами скопления, поскольку они расположены ближе к Земле, чем более тусклые. [34] NGC 5823 кажется наблюдателю отдельной, иногда рассматривается как перевернутая буква S, как описано Джоном Гершелем , [32] [35] , хотя она также описывается как «тюльпанообразная» и «квадратная». [34] Это скопление легко спутать с аналогичным скоплением NGC 5822 , находящимся неподалеку в Люпусе . [33] Для сравнения, рассеянное скопление NGC 5715 тусклее (интегральная звездная величина 9,8) — его самая яркая звезда имеет только 11-ю звездную величину — и меньше (7,0 угловых минут), включающее всего 30 звезд. Третье рассеянное скопление, Pismis 20 , содержит 12 звезд диаметром 4,5 угловых секунды, но имеет звездную величину, аналогичную NGC 5823 (7,8). При высоте 8270 световых лет для ее легкого обнаружения требуется любительский телескоп с апертурой более 300 мм. [19]
Планетарная туманность NGC 5315 имеет звездную величину 9,8 вокруг центральной звезды звездной величины 14,2, расположенной в 5,2 градусах к западу-юго-западу от Альфы Циркини. В виде диска он виден только при увеличении более чем в 200 раз. [36] Бернес 145 — темная отражательная туманность, впервые включенная в Каталог Бернеса 1971 года. Темная составляющая туманности легко видна в большой любительский телескоп, ее размеры составляют 12 на 5 угловых минут. Чтобы увидеть меньший компонент отражательной туманности, требуется более крупный инструмент и боковое зрение . [37]
На Циркуле также находится ESO 97-G13, широко известная как Галактика Циркуль . Обнаруженная в 1977 году [20] это относительно незатененная галактика (звездная величина 10,6), что необычно для галактик, расположенных в созвездиях вблизи Млечного Пути , поскольку их тусклый свет заслоняется газом и пылью. Эта продолговатая спиральная галактика с размерами 6,9 на 3,0 угловых минут и диаметром 26 000 световых лет расположена на расстоянии 13 миллионов световых лет от Земли и находится на 4 градуса от галактической плоскости . [19] Это ближайшая к Млечному Пути сейфертовская галактика , [38] и поэтому в ней имеется активное галактическое ядро . [39]
Цирк X-1 — рентгеновская двойная звездная система, включающая нейтронную звезду . Наблюдения за Циркулом X-1 в июле 2007 года показали наличие рентгеновских струй, обычно встречающихся в системах черных дыр . [40] Расположенный на высоте 19 000 световых лет пульсар PSR B1509-58 , также называемый Циркулярным Пульсаром, выбросил из своего южного полюса струю материала длиной 20 световых лет, хорошо видимую в рентгеновском спектре . [41] Еще один остаток сверхновой в Цирцине — это SN 185 . Зарегистрированная китайскими наблюдателями в 185 году нашей эры, SN 185 была видна в ночном небе около восьми месяцев; ее остатки, известные как RCW 86, занимают площадь большую, чем обычное полнолуние. [42]
Звезда-белый карлик в тесной двойной системе может накапливать материал от своего компаньона, пока не воспламенится и не взорвется в результате термоядерного взрыва, известного как новая . [43] Яркость этих звезд обычно составляет от 7 до 16 звездных величин. [44] Новая Цирчини 1926, также известная как X Цирчини, наблюдалась с магнитудой 6,5 3 сентября 1926 года, а затем исчезла и колебалась между звездными величинами 11,7 и 12,5 в 1928 году и звездной величиной 13 в 1929 году. [45] Новая Циркини 1995 ( BY Circini) достигла максимальной видимой звездной величины 7,2 в январе 1995 года. [43] BW Circini представляет собой рентгеновскую двойную систему малой массы, состоящую из черной дыры массой около 8 солнечных и желтой звезды-субгиганта G0III-G5III. [46] Рентгеновские вспышки были зарегистрированы в 1987 и 1997 годах, а возможно, и в 1971–72 годах. [47]
Цирцин — источник ежегодного метеорного потока Альфа Цирциниды (ACI). Впервые наблюдавшиеся в Квинсленде в 1977 году [48] , метеоры имеют среднюю скорость 27,1 км/с и, как полагают, связаны с долгопериодической кометой . [48] [49] В 2011 году Питер Дженнискенс предположил, что след обломков кометы C/1969 T1 может пересечь орбиту Земли и вызвать вспышку метеорита, исходящую от радианта, близкого к бета-Цирчини. [50] Пик потока ACI приходится на 4 июня, в день, когда его впервые наблюдали. [51]