Змея: Разделенное на две части созвездие китайской астрономии.

Введение

Созвездие разделено на две несмежные части. Китайское астрономическое созвездие Змеи находится в северном небесном полушарии. Одно из 48 созвездий, перечисленных астрономом Птолемеем во II веке, оно остаётся одним из 88 современных созвездий, обозначенных Международным астрономическим союзом. Змея уникальна среди современных созвездий тем, что разделена на две несмежные части: Serpens Caput (Голова Змеи) на западе и Serpens Cauda (Хвост Змеи) на востоке. Между этими двумя частями расположено созвездие Змееносца, "Несущего Змею". На схематических изображениях тело змеи изображается проходящим за Змееносцем между Mu Serpentis в Serpens Caput и Nu Serpentis в Serpens Cauda. Самая яркая звезда в Змее – красный гигант Альфа Змеи, или Унукальхай, в Serpens Caput, с видимой звёздной величиной 2,63. Также в Serpens Caput находятся шаровое скопление Messier 5, видимое невооружённым глазом, и переменные звёзды R Serpentis и Tau4 Serpentis. К заметным внегалактическим объектам относятся Секстет Сейферта, одно из самых плотных известных скоплений галактик; Arp 220, прототипичная ультраяркая инфракрасная галактика; и Объект Хоага, наиболее известный представитель очень редкого класса галактик, известных как кольцевые галактики. Часть галактической плоскости Млечного Пути проходит через Serpens Cauda, поэтому она богата галактическими объектами глубокого неба, такими как Туманность Орла (IC 4703) и связанное с ней звёздное скопление Messier 16. Туманность имеет размеры 70 на 50 световых лет и содержит три пылевых облака, получивших известность благодаря снимку, сделанному космическим телескопом Хаббл. Другие примечательные объекты включают туманность Красный квадрат, один из немногих объектов в астрономии, имеющих квадратную форму, и Westerhout 40, массивную расположенную поблизости область звездообразования, состоящую из молекулярного облака и области H II.

История

В греческой мифологии Серпенс изображает змею, которую держал целитель Асклепий. Асклепий, представленный в небе созвездием Офиуха, однажды убил змею, но животное было впоследствии воскрешено, когда другая змея положила на него целебное растение перед смертью. Поскольку змеи ежегодно сбрасывают кожу, они считались символом возрождения в древнегреческом обществе, и по легенде Асклепий оживлял мертвых людей, используя ту же технику, которую он наблюдал. Хотя это, вероятно, объясняет присутствие Серпенса рядом с Офиухом, истинная причина до сих пор полностью не выяснена. Иногда Серпенс изображался обвивающим Офиуха, но в большинстве атласов Серпенс показан проходящим либо за телом Офиуха, либо между его ног. В китайской астрономии большинство звезд Серпенса представляли собой часть стены, окружающей рынок, известный как Тяньши, который находился в Офиухе и частично в Геркулесе. Серпенс также содержит несколько китайских созвездий. Две звезды в хвосте изображали часть Шилу – башни с рыночной конторой. Еще одна звезда в хвосте представляла Лиэси – ювелирные лавки. Одна звезда в голове (Мю Серпентис) обозначала Тяньру – кормилицу наследного принца, или иногда – дождь.

Характеристики

Змея – единственное из 88 современных созвездий, разделенное на две несвязанные области на небе: Змея Голова (Serpens Caput) и Змея Хвост (Serpens Cauda). Созвездие также примечательно тем, что его восприятие зависит от контекста другого созвездия; а именно, оно держится Змееносцем (Ophiuchus). Змея Голова граничит с Весами на юге, Девой и Волопасом на западе, Северной Короной на севере и Змееносцем и Геркулесом на востоке; Змея Хвост граничит со Стрельцом на юге, Щитом и Орлом на востоке, а Змееносцем – на севере и западе. Занимая общую площадь в 636,9 квадратных градусов, оно занимает 23-е место по размеру среди 88 созвездий. Оно хорошо видно как в северном, так и в южном полушариях в летние месяцы Северного полушария. Его основной астеризм состоит из 11 звезд, а всего 108 звезд имеют звездную величину ярче 6,5 – традиционного предела видимости невооруженным глазом. Международный астрономический союз (МАС) принял трехбуквенное сокращение "Ser" для этого созвездия в 1922 году.

Главные звезды

В сердце змеи находится самая яркая звезда созвездия, Альфа Змеи. Традиционно называемая Унукальхай, это красный гигант спектрального типа K2III, расположенный примерно в 23 парсеках от Земли с визуальной величиной 2,630 ± 0,009, что означает, что её можно легко увидеть невооружённым глазом даже в районах с существенным световым загрязнением. Вокруг красного гиганта вращается слабый спутник, хотя он не виден невооружённым глазом. Рядом с Альфой находится Ламбда Змеи, звезда магнитудой 4,42 ± 0,05, довольно похожая на Солнце и расположенная всего в 12 парсеках от нас. Вокруг неё вращается экзопланета. Другой солнечный аналог в Змее – первичная звезда Пси Змеи, двойная звезда, расположенная немного дальше, примерно в 14 парсеках. Бета, Гамма и Иота Змеи образуют характерную треугольную форму, обозначающую голову змеи, а Каппа Змеи (собственное имя – Гуджа) находится примерно посередине между Гаммой и Иотой. Самая яркая из четырёх, с видимой величиной около 3,67, Бета Змеи – белая звезда главной последовательности, расположенная примерно в 160 парсеках от нас. Вероятно, близлежащая звезда 10-й величины физически связана с Бетой, хотя это и не точно. Переменная Миры R Змеи, расположенная между Бетой и Гаммой, видна невооружённым глазом при максимуме в 5-ю величину, но, как и другие переменные Миры, может тускнеть до величины ниже 14. Сама Гамма Змеи – субгигант типа F, расположенный всего в 11 парсеках от Земли, и поэтому довольно яркая, с величиной 3,84 ± 0,05. Известно, что звезда демонстрирует колебания, подобные солнечным. Иота Змеи – двойная звёздная система. Дельта Змеи, образующая часть тела змеи между сердцем и головой, – многозвёздная система, расположенная примерно в 70 парсеках от Земли. Состоящая из четырёх звёзд, система имеет общую видимую величину 3,79 при наблюдении с Земли, хотя две звезды с объединённой видимой величиной 3,80 дают почти весь свет. Первичная звезда, белый субгигант, является переменной Дельта Скути со средней видимой величиной 4,23. Очень близко к Дельте, как в ночном небе, так и, вероятно, в пространстве на расстоянии около 70 парсек, находится бариевая звезда 16 Змеи. Другая заметная переменная звезда, видимая невооружённым глазом, – Хи Змеи, переменная типа Alpha² Canum Venaticorum, расположенная на полпути между Дельтой и Бетой, которая изменяет свою яркость от средней величины 5,33 на 0,03 величины в течение периода около 1,5 дня. Хи Змеи – химически необычная звезда. Две звезды в Serpens Caput, образующие часть тела Змеи ниже сердца, – Эпсилон и Мю Змеи, обе звёзды третьей величины типа А главной последовательности. У обеих есть особенности: Эпсилон – звезда Am, а Мю – двойная. Чуть к северо-западу от Мю находится 36 Змеи, ещё одна звезда главной последовательности типа А. Эта звезда также имеет особенность: это двойная звезда, основной компонент которой является звездой типа Ламбда Бутис, что означает, что она содержит столько же углерода, азота и кислорода, сколько Солнце, но очень мало элементов пиковой железистости. Вторичная звезда также является источником рентгеновского излучения. 25 Змеи, расположенная в нескольких градусах к северо-востоку от Мю Змеи, – спектроскопическая двойная звезда, состоящая из горячего гиганта типа B и звезды главной последовательности типа А. Первичная звезда – медленно пульсирующая звезда типа B, что вызывает изменения в яркости системы на 0,03 величины. Serpens Caput содержит множество переменных типа RR Lyrae, хотя большинство из них слишком слабы, чтобы их можно было увидеть без профессиональной фотографии. Самая яркая – VY Змеи, только 10-й величины. Период этой звезды увеличивается примерно на 1,2 секунды в столетие. Переменная звезда другого типа – Тау4 Змеи, холодный красный гигант, который пульсирует между величинами 5,89 и 7,07 за 87 дней. У этой звезды обнаружен обратный профиль P Cygni, когда холодный газ, падающий на звезду, создаёт красное смещение линий поглощения водорода рядом с нормальными линиями излучения. У нескольких звёзд в Змее обнаружены планеты. Самая яркая, Омега Змеи, расположенная между Эпсилоном и Мю, – оранжевый гигант с планетой, масса которой составляет не менее 1,7 массы Юпитера. NN Змеи, затмевающая двойная звезда после общего конверта, состоящая из белого карлика и красного карлика, очень вероятно имеет две планеты, вызывающие изменения в периоде затмений. Хотя у неё нет планеты, у солнечного аналога HD 137510 обнаружен коричневый карлик-компаньон в «пустыне» коричневых карликов. PSR B1534+11 – система, состоящая из двух нейтронных звёзд, вращающихся друг вокруг друга, одна из которых является пульсаром с периодом 37,9 миллисекунды. Расположенная примерно в 1000 парсеках от нас, система использовалась для проверки теории относительности Альберта Эйнштейна, подтвердив релятивистские параметры системы с точностью до 0,2% от значений, предсказанных теорией. Рентгеновское излучение из системы наблюдается, когда неполярная звезда пересекает экваториальный ветер пульсара, и орбита системы немного изменяется.

Marking the heart of the serpent is the constellation's brightest star, Alpha Serpentis. Traditionally called Unukalhai, is a red giant of spectral type K2III located approximately 23 parsecs distant with a visual magnitude of 2.630 ± 0.009, meaning it can easily be seen with the naked eye even in areas with substantial light pollution. A faint companion is in orbit around the red giant star, although it is not visible to the naked eye. Situated near Alpha is Lambda Serpentis, a magnitude 4.42 ± 0.05 star rather similar to the Sun positioned only 12 parsecs away. It has an exoplanet orbiting around it. Another solar analog in Serpens is the primary of Psi Serpentis, a binary star located slightly further away at approximately 14 parsecs. Beta, Gamma, and Iota Serpentis form a distinctive triangular shape marking the head of the snake, with Kappa Serpentis (the proper name is Gudja) being roughly midway between Gamma and Iota. The brightest of the four with an apparent magnitude of roughly 3.67, Beta Serpentis is a white main sequence star roughly 160 parsecs distant. It is likely that a nearby 10th magnitude star is physically associated with Beta, although it is not certain. The Mira variable R Serpentis, situated between Beta and Gamma, is visible to the naked eye at its maximum of 5th magnitude, but, typical of Mira variables, it can fade to below magnitude 14. Gamma Serpentis itself is an F type subgiant located only 11 parsecs distant and thus is quite bright, being of magnitude 3.84 ± 0.05. The star is known to show solar like oscillations. Iota Serpentis is a binary star system. Delta Serpentis, forming part of the body of the snake between the heart and the head, is a multiple star system positioned around 70 parsecs from Earth. Consisting of four stars, the system has a total apparent magnitude of 3.79 as viewed from Earth, although two of the stars, with a combined apparent magnitude of 3.80, provide nearly all the light. The primary, a white subgiant, is a Delta Scuti variable with an average apparent magnitude of 4.23. Positioned very near Delta, both in the night sky and likely in actual space at an estimated distance of around 70 parsecs, is the barium star 16 Serpentis. Another notable variable star visible to the naked eye is Chi Serpentis, an Alpha² Canum Venaticorum variable situated midway between Delta and Beta which varies from its median brightness of 5.33 by 0.03 magnitudes over a period of approximately 1.5 days. Chi Serpentis is a chemically peculiar star. The two stars in Serpens Caput that form part of the Snake's body below the heart are Epsilon and Mu Serpentis, both third magnitude A type main sequence stars. Both have a peculiarity: Epsilon is an Am star, while Mu is a binary. Located slightly northwest of Mu is 36 Serpentis, another A type main sequence star. This star also has a peculiarity; it is a binary with the primary component being a Lambda Boötis star, meaning that it has solar like amounts of carbon, nitrogen, and oxygen, while containing very low amounts of iron peak elements. The secondary star has also been a source of X ray emissions. 25 Serpentis, positioned a few degrees northeast of Mu Serpentis, is a spectroscopic binary consisting of a hot B type giant and an A type main sequence star. The primary is a slowly pulsating B star, which causes the system to vary by 0.03 magnitudes. Serpens Caput contains many RR Lyrae variables, although most are too faint to be seen without professional photography. The brightest is VY Serpentis, only of 10th magnitude. This star's period has been increasing by approximately 1.2 seconds per century. A variable star of a different kind is Tau4 Serpentis, a cool red giant that pulsates between magnitudes 5.89 and 7.07 in 87 days. This star has been found to display an inverse P Cygni profile, where cold infalling gas on to the star creates redshifted hydrogen absorption lines next to the normal emission lines. Several stars in Serpens have been found to have planets. The brightest, Omega Serpentis, located between Epsilon and Mu, is an orange giant with a planet of at least 1.7 Jupiter masses. NN Serpentis, an eclipsing post common envelope binary consisting of a white dwarf and a red dwarf, is very likely to have two planets causing variations in the period of the eclipses. Although it does not have a planet, the solar analog HD 137510 has been found to have a brown dwarf companion within the brown dwarf desert. PSR B1534+11 is a system consisting of two neutron stars orbiting each other, one of which is a pulsar with a period of 37.9 milliseconds. Situated approximately 1000 parsecs distant, the system was used to test Albert Einstein's theory of general relativity, validating the system's relativistic parameters to within 0.2% of values predicted by the theory. The X ray emission from the system has been found to be present when the non pulsar star intersects the equatorial pulsar wind of the pulsar, and the system's orbit has been found to vary slightly.

Задние звезды

Самая яркая звезда в хвосте, Эта Серпентиса, подобна первичной звезде Альфы Серпентиса, поскольку является красным гигантом спектрального класса K. Однако эта звезда, как известно, демонстрирует колебания, подобные солнечным, с периодом приблизительно 2,16 часа. Две другие звезды в Змееносце, формирующие его астеризм – Тета и Си Серпентиса. Си, где астеризм пересекает Му Серпентиса в голове, является тройной звездной системой. Две звезды, с общей видимой звездной величиной около 3,5, образуют спектроскопическую двойную звезду с угловым расстоянием всего 2,2 миллисекунды, и поэтому не могут быть разделены современным оборудованием. Первичная звезда – белый гигант с избытком стронция. Недалеко от границы с Офиухом расположены Зета, Ну и Омикрон Серпентиса. Все три – звезды главной последовательности 4-й звездной величины, причем Ну и Омикрон имеют спектральный тип А, а Зета – спектральный тип F. Ну – одиночная звезда, а Омикрон – переменная типа Дельта Щита с амплитудой колебаний 0,01 звездной величины. В 1909 году вблизи Омикрона вспыхнула симбиотическая новая RT Серпентиса, хотя она достигла максимальной звездной величины 10. Звездная система 59 Серпентиса, также известная как d Серпентиса, представляет собой тройную звездную систему, состоящую из спектроскопической двойной звезды, включающей звезду типа А, оранжевого гиганта и оранжевого гиганта в качестве вторичной компоненты. Система демонстрирует нерегулярные изменения яркости между величинами 5,17 и 5,2. В 1970 году к северу от 59 Серпентиса вспыхнула новая FH Серпентиса, достигнув максимальной яркости 4,5. Также рядом с 59 Серпентисом в Облаке Змеи располагаются несколько переменных Ориона. MWC 297 – звезда Herbig Be, которая в 1994 году показала мощную вспышку рентгеновского излучения и увеличила свою рентгеновскую светимость в пять раз, прежде чем вернуться в спокойное состояние. Звезда также обладает околозвездным диском. Другая переменная Ориона в этом регионе – VV Серпентиса, звезда Herbig Ae, которая, как было обнаружено, проявляет пульсации типа Дельта Щита. VV Серпентиса также, как и MWC 297, окружена пыльным диском и является звездой типа UX Ориона, то есть демонстрирует нерегулярные изменения яркости. Звезда HR 6958, также известная как MV Серпентиса, является переменной типа Alpha2 Гончих Псов, едва видимой невооруженным глазом. Содержание металлов в звезде в десять раз выше, чем в Солнце, в области пика железа, и до 1000 раз выше для более тяжелых элементов. Также в ней обнаружен избыток кремния. Едва различимая невооруженным глазом звезда HD 172365, вероятно, является пост-голубым отстающим в рассеянном скоплении IC 4756, содержащем большой избыток лития. HD 172189, также расположенная в IC 4756, является затменной переменной типа Алгола с периодом 5,70 дня. Основная звезда в системе также является переменной типа Дельта Щита, испытывающей множественные частоты пульсаций, которые в сочетании с затмениями приводят к изменению яркости системы примерно на десятую долю звездной величины. Поскольку галактическая плоскость проходит через него, Змееносец содержит множество массивных звезд OB. Некоторые из них видны невооруженным глазом, например, NW Серпентиса, ранняя звезда Be, которая оказалась несколько переменной. Эта изменчивость интересна: согласно одному исследованию, она может быть одним из первых обнаруженных гибридов между переменными типа Бета Цефея и медленно пульсирующими звездами B. Хотя она не видна невооруженным глазом, HD 167971 (MY Серпентиса) является переменной тройной системой типа Бета Лиры, состоящей из трех очень горячих звезд типа O. Являясь членом скопления NGC 6604, две затмевающие звезды являются голубыми гигантами, причем одна из них имеет очень ранний спектральный тип O7.5III. Оставшаяся звезда является либо голубым гигантом, либо сверхгигантом позднего спектрального типа O или раннего спектрального типа B. Система HD 166734 также является затменной двойной звездой, состоящей из двух синих сверхгигантов типа O, вращающихся друг вокруг друга. Менее экстремальна по массе и температуре звезда HD 161701, спектроскопическая двойная звезда, состоящая из первичной звезды типа B и вторичной звезды типа Ap, хотя это единственная известная спектроскопическая двойная звезда, состоящая из звезды с избытком ртути и марганца и звезды типа Ap. К югу от Туманности Орла, на границе со Стрельцом, находится затменная двойная звезда W Серпентиса, первичный компонент которой – белый гигант, взаимодействующий со вторичным компонентом. Было обнаружено, что система содержит аккреционный диск и была одной из первых обнаруженных звезд типа Serpentid, представляющих собой затменные двойные звезды, содержащие исключительно сильные линии дальнего ультрафиолетового спектра. Предполагается, что такие звезды типа Serpentid находятся на более ранней стадии эволюции и сначала превратятся в двойные периодические переменные, а затем в классические переменные типа Алголя. Также вблизи Туманности Орла находится затменная двойная звезда типа Вольфа-Райе CV Серпентиса, состоящая из звезды Вольфа-Райе и горячего субгиганта типа O. Система окружена кольцеобразной туманностью, вероятно, образовавшейся во время фазы Вольфа-Райе первичной звезды. Затмения в системе изменяются непредсказуемо, и хотя существует две теории, объясняющие это, ни одна из них полностью не согласуется с современным пониманием звезд. Змееносец содержит несколько рентгеновских двойных звезд. Одна из них, GX 17+2, является рентгеновской двойной звездой малой массы, состоящей из нейтронной звезды и, как и во всех рентгеновских двойных звездах малой массы, звезды малой массы. Система классифицируется как источник типа Sco, что означает, что аккреция происходит вблизи предела Эддингтона. Также было обнаружено, что система примерно каждые 3 дня увеличивает яркость примерно на 3,5 звездной величины в полосе K, возможно, из-за наличия синхротронного джета. Другая рентгеновская двойная звезда малой массы, Serpens X-1, периодически испытывает рентгеновские вспышки. Одна из них длилась почти четыре часа, что, возможно, объясняется сгоранием углерода в "тяжелоэлементном океане". Φ 332 (Finsen 332) – крошечная и трудноразличимая двойная-двойная звезда в координатах 18ч 45м / +5°30', названная Твидлди и Твидлдум южноафриканским астрономом Уильямом Стивеном Финсеном, который был поражен почти идентичными углами положения и расстояниями во время его открытия в 1953 году. Gliese 710 – звезда, которая, как ожидается, очень близко пройдет мимо Солнечной системы примерно через 1,29 миллиона лет.

The brightest star in the tail, Eta Serpentis, is similar to Alpha Serpentis' primary in that it is a red giant of spectral class K. This star, however, is known to exhibit solar like oscillations over a period of approximately 2.16 hours. The other two stars in Serpens Cauda forming its asterism are Theta and Xi Serpentis. Xi, where the asterism crosses over to Mu Serpentis in the head, is a triple star system Two of the stars, with a combined apparent magnitude of around 3.5, form a spectroscopic binary with an angular separation of only 2.2 milliarcseconds, and thus cannot be resolved with modern equipment. The primary is a white giant with an excess of strontium. Lying near the boundary with Ophiuchus are Zeta, Nu, and Omicron Serpentis. All three are 4th magnitude main sequence stars, with Nu and Omicron being of spectral type A and Zeta being of spectral type F. Nu is a single star while Omicron is a Delta Scuti variable with amplitude variations of 0.01 magnitudes. In 1909, the symbiotic nova RT Serpentis appeared near Omicron, although it only reached a maximum magnitude of 10. The star system 59 Serpentis, also known as d Serpentis, is a triple star system consisting of a spectroscopic binary containing an A type star and an orange giant and an orange giant secondary. The system shows irregular variations in brightness between magnitudes 5.17 and 5.2. In 1970, the nova FH Serpentis appeared just slightly north of 59 Serpentis, reaching a maximum brightness of 4.5. Also near 59 Serpentis in the Serpens Cloud are several Orion variables. MWC 297 is a Herbig Be star that in 1994 exhibited a large X ray flare and increased in X ray luminosity by five times before returning to the quiescent state. The star also appears to possess a circumstellar disk. Another Orion variable in the region is VV Serpentis, a Herbig Ae star that has been found to exhibit Delta Scuti pulsations. VV Serpentis has also, like MWC 297, been found to have a dusty disk surrounding it, and is also a UX Orionis star, meaning that it shows irregular variations in its brightness. The star HR 6958, also known as MV Serpentis, is an Alpha2 Canum Venaticorum variable that is faintly visible to the naked eye. The star's metal abundance is ten times higher than the Sun for most metals at the iron peak and up to 1,000 times more for heavier elements. It has also been found to contain excess silicon. Barely visible to the naked eye is HD 172365, a likely post blue straggler in the open cluster IC 4756 that contains a large excess of lithium. HD 172189, also located in IC 4756, is an Algol variable eclipsing binary with a 5.70 day period. The primary star in the system is also a Delta Scuti variable, undergoing multiple pulsation frequencies, which, combined with the eclipses, causes the system to vary by around a tenth of a magnitude. As the galactic plane passes through it, Serpens Cauda contains many massive OB stars. Several of these are visible to the naked eye, such as NW Serpentis, an early Be star that has been found to be somewhat variable. The variability is interesting; according to one study, it could be one of the first discovered hybrids between Beta Cephei variables and slowly pulsating B stars. Although not visible to the naked eye, HD 167971 (MY Serpentis) is a Beta Lyrae variable triple system consisting of three very hot O type stars. A member of the cluster NGC 6604, the two eclipsing stars are both blue giants, with one being of the very early spectral type O7.5III. The remaining star is either a blue giant or supergiant of a late O or early B spectral type. Also an eclipsing binary, the HD 166734 system consists of two O type blue supergiants in orbit around each other. Less extreme in terms of mass and temperature is HD 161701, a spectroscopic binary consisting of a B type primary and an Ap secondary, although it is the only known spectroscopic binary to consist of a star with excess of mercury and manganese and an Ap star. South of the Eagle Nebula on the border with Sagittarius is the eclipsing binary W Serpentis, whose primary is a white giant that is interacting with the secondary. The system has been found to contain an accretion disk, and was one of the first discovered Serpentids, which are eclipsing binaries containing exceptionally strong far ultraviolet spectral lines. It is suspected that such Serpentids are in an earlier evolutionary phase, and will evolve first into double periodic variables and then classical Algol variables. Also near the Eagle Nebula is the eclipsing Wolf–Rayet binary CV Serpentis, consisting of a Wolf–Rayet star and a hot O type subgiant. The system is surrounded by a ring shaped nebula, likely formed during the Wolf–Rayet phase of the primary. The eclipses of the system vary erratically, and although there are two theories as to why, neither of them is completely consistent with current understanding of stars. Serpens Cauda contains a few X ray binaries. One of these, GX 17+2, is a low mass X ray binary consisting of a neutron star and, as in all low mass X ray binaries, a low mass star. The system has been classified as a Sco like Z source, meaning that its accretion is near the Eddington limit. The system has also been found to approximately every 3 days brighten by around 3.5 K band magnitudes, possibly due to the presence of a synchrotron jet. Another low mass X ray binary, Serpens X 1, undergoes occasional X ray bursts. One in particular lasted nearly four hours, possibly explained by the burning of carbon in "a heavy element ocean". Φ 332 (Finsen 332) is a tiny and difficult double double star at 18:45 / +5°30', named Tweedledee and Tweedledum by South African astronomer William Stephen Finsen, who was struck by the nearly identical position angles and separations at the time of his 1953 discovery. Gliese 710 is a star that is expected to pass very close to the Solar System in around 1.29 million years.

Главные объекты

Поскольку галактическая плоскость не проходит через эту часть Змеи, возможен обзор многих галактик за ее пределами. Однако в Змееносце присутствуют некоторые структуры галактики Млечный Путь, такие как Мессье 5, шаровое скопление, расположенное примерно в 8° к юго-западу от α Змеи, рядом со звездой 5 Змеи. Едва различимое невооруженным глазом в хороших условиях, оно находится на расстоянии около 25 000 световых лет. Мессье 5 содержит большое количество известных переменных звезд типа RR Lyrae и удаляется от нас со скоростью более 50 км/с. В скоплении находятся два миллисекундных пульсара, один из которых входит в двойную систему, что позволяет измерять собственное движение скопления. Двойная система может помочь в понимании нейтронно-вырожденной материи; текущая медианная масса, в случае подтверждения, исключит любое "мягкое" уравнение состояния для такой материи. Скопление использовалось для проверки наличия магнитных дипольных моментов у нейтрино, что может пролить свет на некоторые гипотетические частицы, такие как аксион. Самые яркие звезды в Мессье 5 имеют звездную величину около 10,6, а шаровое скопление впервые было обнаружено Уильямом Гершелем в 1791 году. Другое шаровое скопление – Паломар 5, расположенное к югу от Мессье 5. Многие звезды покидают это шаровое скопление из-за гравитации Млечного Пути, формируя приливный хвост длиной более 30 000 световых лет. Его возраст превышает 11 миллиардов лет. Оно также сплющено и искажено приливными силами. L134/L183 – это комплекс темных туманностей, который, вместе с третьим облаком, вероятно, образован фрагментами одного первоначального облака, расположенного на расстоянии 36 градусов от галактической плоскости – большом расстоянии для темных туманностей. Предполагается, что весь комплекс находится на расстоянии около 140 парсек. L183, также известная как L134N, является домом для нескольких инфракрасных источников, указывающих на предзвездные объекты, которые, как считается, представляют собой первое известное наблюдение фазы сжатия между ядрами облаков и предзвездными ядрами. Ядро разделено на три области с общей массой около 25 солнечных масс. За пределами Млечного Пути в Змееносце нет ярких объектов глубокого космоса для астрономов-любителей, и ничего ярче 10-й звездной величины. Самый яркий из них – NGC 5962, спиральная галактика, расположенная на расстоянии около 28 мегапарсек с видимой звездной величиной 11,34. В этой галактике наблюдались две сверхновые, а NGC 5962 имеет две спутниковые галактики. Немного слабее – NGC 5921, спиральная галактика с активным галактическим ядром типа LINER, расположенная несколько ближе на расстоянии 21 мегапарсек. В 2001 году в этой галактике была обнаружена сверхновая типа II, получившая обозначение SN 2001X. Еще более слабыми являются спиральные галактики NGC 5964 и NGC 6118, причем последняя является местом, где произошла сверхновая SN 2004dk. Объект Хоага, расположенный в 600 миллионах световых лет от Земли, является членом очень редкого класса галактик, известных как кольцевые галактики. Внешнее кольцо в основном состоит из молодых голубых звезд, а ядро – из старых желтых звезд. Преобладающая теория его формирования заключается в том, что прародительская галактика была спиральной галактикой с перемычкой, рукава которой двигались слишком быстро, чтобы сохранить когерентность галактики, и поэтому отделились. Секстет Сайферта – это группа из шести галактик, четыре из которых гравитационно взаимодействуют, а две просто кажутся частью группы из-за их большего расстояния. Гравитационно связанное скопление находится на расстоянии 190 миллионов световых лет от Земли и имеет диаметр около 100 000 световых лет, что делает Секстет Сайферта одной из самых плотных известных групп галактик. Астрономы предсказывают, что четыре взаимодействующие галактики в конечном итоге сольются в одну большую эллиптическую галактику. Радиоисточник 3C 326 изначально считался исходящим от гигантской эллиптической галактики. Однако в 1990 году было показано, что источник – это более яркая, меньшая галактика, расположенная в несколько угловых секунд к северу. Этот объект, обозначенный как 3C 326 N, содержит достаточно газа для звездообразования, но оно подавляется энергией ядра радиогалактики. Гораздо более крупным скоплением галактик является скопление с красным смещением 0,0354 – Абелл 2063. Считается, что скопление взаимодействует с близлежащей группой галактик MKW 3s, основываясь на измерениях радиальной скорости галактик и положении галактики cD в центре Абелла 2063. Активная галактика в центре MKW 3s – NGC 5920 – создает пузырь горячего газа из-за своей радиоактивности. Рядом со звездой 5-й звездной величины Пи Змеи находится AWM 4, скопление, содержащее избыток металлов во внутрикластерной среде. Центральная галактика, NGC 6051, является радиогалактикой, которая, вероятно, ответственна за это обогащение. Подобно AWM 4, скопление Абелл 2052 имеет центральную галактику cD, радиогалактику 3C 317. Считается, что эта радиогалактика перезапустилась после периода неактивности менее 200 лет назад. В галактике известно более 40 000 шаровых скоплений – самое большое известное количество шаровых скоплений в любой галактике по состоянию на 2002 год. Состоящая из двух квазаров с разделением менее 5 угловых секунд, пара квазаров 4C 11.50 является одной из самых близких пар квазаров на небе. Однако у них значительно различаются красные смещения, и, следовательно, они не связаны. Передний член пары (4C 11.50 A) не имеет достаточной массы, чтобы преломлять свет от заднего компонента (4C 11.50 B) в достаточной степени для создания изображения с гравитационной линзой, хотя у него есть собственный компаньон. Еще более странной парой галактик является 3C 321. В отличие от предыдущей пары, две галактики, составляющие 3C 321, взаимодействуют друг с другом и находятся в процессе слияния. Оба компонента, по-видимому, являются активными галактиками; основная радиогалактика может быть ответственна за активность во вторичной, направляя вещество из своего джета на сверхмассивную черную дыру последней. Пример гравитационного линзирования можно найти в радиогалактике 3C 324. Изначально считавшаяся единственной сверхяркой радиогалактикой с красным смещением z = 1,206, в 1987 году было обнаружено, что на самом деле это две галактики, причем радиогалактика с указанным красным смещением линзируется другой галактикой с красным смещением z = 0,845. Это первый обнаруженный пример радиогалактики с множественными изображениями; источник, по-видимому, является эллиптической галактикой с пылевой полосой, заслоняющей наш обзор визуального и ультрафиолетового излучения из ядра. На еще более коротких длинах волн объект BL Lac PG 1553+113 является мощным излучателем гамма-лучей. Этот объект является самым далеким, обнаруженным излучающим фотоны с энергиями в ТэВ-диапазоне по состоянию на 2007 год. Спектр уникален, с жестким излучением в некоторых диапазонах гамма-спектра в резком контрасте с мягким излучением в других. В 2012 году объект вспыхнул в гамма-спектре, увеличив свою светимость в три раза на две ночи, что позволило точно измерить красное смещение как z = 0,49. В Змееносце было обнаружено несколько гамма-всплесков (GRB), таких как GRB 970111, один из самых ярких наблюдаемых GRB. Оптического переходного события, связанного с этим GRB, не было обнаружено, несмотря на его интенсивность. Хозяин также оказался неуловимым, однако теперь, по-видимому, хозяин – это галактика Сайферта I, расположенная на красном смещении z = 0,657. Рентгеновское послесвечение GRB также было намного слабее, чем для других более слабых GRB. Более далеким является GRB 060526 (красное смещение z = 3,221), от которого были обнаружены рентгеновское и оптическое послесвечение. Этот GRB был очень слабым для длительного GRB.

As the galactic plane does not pass through this part of Serpens, a view to many galaxies beyond it is possible. However, a few structures of the Milky Way Galaxy are present in Serpens Caput, such as Messier 5, a globular cluster positioned approximately 8° southwest of α Serpentis, next to the star 5 Serpentis. Barely visible to the naked eye under good conditions, and is located approximately 25,000 ly distant. Messier 5 contains a large number of known RR Lyrae variable stars, and is receding from us at over 50 km/s. The cluster contains two millisecond pulsars, one of which is in a binary, allowing the proper motion of the cluster to be measured. The binary could help our understanding of neutron degenerate matter; the current median mass, if confirmed, would exclude any "soft" equation of state for such matter. The cluster has been used to test for magnetic dipole moments in neutrinos, which could shed light on some hypothetical particles such as the axion. The brightest stars in Messier 5 are around magnitude 10.6, and the globular cluster was first observed by William Herschel in 1791. Another globular cluster is Palomar 5, found just south of Messier 5. Many stars are leaving this globular cluster due to the Milky Way's gravity, forming a tidal tail over 30000 light years long. It is over 11 billion years old. It has also been flattened and distorted by tidal effects. The L134/L183 is a dark nebula complex that, along with a third cloud, is likely formed by fragments of a single original cloud located 36 degrees away from the galactic plane, a large distance for dark nebulae. The entire complex is thought to be around 140 parsecs distant. L183, also referred to as L134N, is home to several infrared sources, indicating pre stellar sources thought to present the first known observation of the contraction phase between cloud cores and prestellar cores. The core is split into three regions, with a combined mass of around 25 solar masses. Outside of the Milky Way, there are no bright deep sky objects for amateur astronomers in Serpens Caput, with nothing else above 10th magnitude. The brightest is NGC 5962, a spiral galaxy positioned around 28 megaparsecs distant with an apparent magnitude of 11.34. Two supernovae have been observed in the galaxy, and NGC 5962 has two satellite galaxies. Slightly fainter is NGC 5921, a barred spiral galaxy with a LINER type active galactic nucleus situated somewhat closer at a distance of 21 megaparsecs. A type II supernova was observed in this galaxy in 2001 and was designated SN 2001X. Fainter still are the spirals NGC 5964 and NGC 6118, with the latter being host to the supernova SN 2004dk. Hoag's Object, located 600 million light years from Earth, is a member of the very rare class of galaxies known as ring galaxies. The outer ring is largely composed of young blue stars while the core is made up of older yellow stars. The predominant theory regarding its formation is that the progenitor galaxy was a barred spiral galaxy whose arms had velocities too great to keep the galaxy's coherence and therefore detached. Seyfert's Sextet is a group of six galaxies, four of which are interacting gravitationally and two of which simply appear to be a part of the group despite their greater distance. The gravitationally bound cluster lies at a distance of 190 million light years from Earth and is approximately 100,000 light years across, making Seyfert's Sextet one of the densest galaxy group known. Astronomers predict that the four interacting galaxies will eventually merge to form a large elliptical galaxy. The radio source 3C 326 was originally thought to emanate from a giant elliptical galaxy. However, in 1990, it was shown that the source is instead a brighter, smaller galaxy a few arcseconds north. This object, designated 3C 326 N, has enough gas for star formation, but is being inhibited due to the energy from the radio galaxy nucleus. A much larger galaxy cluster is the redshift 0.0354 Abell 2063. The cluster is thought to be interacting with the nearby galaxy group MKW 3s, based on radial velocity measurements of galaxies and the positioning of the cD galaxy at the center of Abell 2063. The active galaxy at the center of MKW 3s—NGC 5920—appears to be creating a bubble of hot gas from its radio activity. Near the 5th magnitude star Pi Serpentis lies AWM 4, a cluster containing an excess of metals in the intracluster medium. The central galaxy, NGC 6051, is a radio galaxy that is probably responsible for this enrichment. Similar to AWM 4, the cluster Abell 2052 has central cD radio galaxy, 3C 317. This radio galaxy is believed to have restarted after a period of inactivity less than 200 years ago. The galaxy has over 40,000 known globular clusters, the highest known total of any galaxy as of 2002. Consisting of two quasars with a separation of less than 5 arcseconds, the quasar pair 4C 11.50 is one of the visually closest pairs of quasars in the sky. The two have markedly different redshifts, however, and are thus unrelated. The foreground member of the pair (4C 11.50 A) does not have enough mass to refract light from the background component (4C 11.50 B) enough to produce a lensed image, although it does have a true companion of its own. An even stranger galaxy pair is 3C 321. Unlike the previous pair, the two galaxies making up 3C 321 are interacting with each other and are in the process of merging. Both members appear to be active galaxies; the primary radio galaxy may be responsible for the activity in the secondary by means of the former's jet driving material onto the latter's supermassive black hole. An example of gravitational lensing is found in the radio galaxy 3C 324. First thought to be a single overluminous radio galaxy with a redshift of z = 1.206, it was found in 1987 to actually be two galaxies, with the radio galaxy at the aforementioned redshift being lensed by another galaxy at redshift z = 0.845. The first example of a multiply imaged radio galaxy discovered, the source appears to be an elliptical galaxy with a dust lane obscuring our view of the visual and ultraviolet emission from the nucleus. In even shorter wavelengths, the BL Lac object PG 1553+113 is a heavy emitter of gamma rays. This object is the most distant found to emit photons with energies in the TeV range as of 2007. The spectrum is unique, with hard emission in some ranges of the gamma ray spectrum in stark contrast to soft emission in others. In 2012, the object flared in the gamma ray spectrum, tripling in luminosity for two nights, allowing the redshift to be accurately measured as z = 0.49. Several gamma ray bursts (GRBs) have been observed in Serpens Caput, such as GRB 970111, one of the brightest GRBs observed. An optical transient event associated with this GRB has not been found, despite its intensity. The host galaxy initially also proved elusive, however it now appears that the host is a Seyfert I galaxy located at redshift z = 0.657. The X ray afterglow of the GRB has also been much fainter than for other dimmer GRBs. More distant is GRB 060526 (redshift z = 3.221), from which X ray and optical afterglows were detected. This GRB was very faint for a long duration GRB.

Задние предметы

Часть галактической плоскости проходит через хвост, и таким образом Serpens Cauda богата объектами глубокого неба в галактике Млечный Путь. Туманность Орла и связанное с ней звездное скопление Мессье 16 находятся примерно в 5700 световых годах от Земли в направлении Галактического центра. Туманность имеет размеры 70 на 50 световых лет и содержит три пылевых облака, прославившихся благодаря изображению, полученному космическим телескопом Хаббл. Звезды, рождающиеся в Туманности Орла, вместе с теми, чей возраст составляет около 5 миллионов лет, имеют среднюю температуру 45 000 кельвинов и производят огромное количество излучения, которое в конечном итоге разрушит пылевые столбы. К северу от Мессье 16, на расстоянии около 2000 парсек, находится OB-ассоциация Serpens OB2, содержащая более 100 OB-звезд. Возраст ассоциации составляет около 5 миллионов лет, и она, по-видимому, все еще содержит области звездообразования, а свет от ее звезд освещает область HII S 54. Внутри этой области HII находится рассеянное скопление NGC 6604, имеющее тот же возраст, что и окружающая OB-ассоциация, и теперь считается, что скопление является просто самой плотной ее частью. Скопление, по-видимому, создает тепловой канал из ионизированного газа, вызванный взаимодействием газа из галактического диска с галактическим гало. (Другая звезда в окрестностях, HD 171586, скорее всего, не связана с ним). Расположенное на расстоянии около 440 парсек, скопление оценивается в 800 миллионов лет, что довольно много для рассеянного скопления. Несмотря на присутствие Млечного Пути в Serpens Cauda, можно найти одно шаровое скопление: NGC 6535, которое, хотя и невидимо невооруженным глазом, можно разглядеть в небольшие телескопы к северу от ζ Серпентиса. Для шарового скопления это скопление довольно мало и разрежено, в нем нет известных переменных типа RR Lyrae, что необычно для шарового скопления. MWC 922 — это звезда, окруженная планетарной туманностью. Планетарная туманность, получившая название «Туманность Красного квадрата» из-за сходства с «Туманностью Красного прямоугольника», представляет собой почти идеальный квадрат с темной полосой вокруг экваториальных областей. Туманность содержит концентрические кольца, подобные тем, что были замечены в сверхновой SN 1987A. Сама MWC 922 является переменной звездой типа FS Canis Majoris, то есть это звезда типа Be, содержащая исключительно яркие линии эмиссии водорода, а также отдельные запрещенные линии, вероятно, из-за наличия близкой двойной системы. К востоку от ξ Серпентиса находится другая планетарная туманность, Abell 41, в центре которой находится двойная звезда MT Серпентис. Туманность имеет биполярную структуру, а ось симметрии туманности находится в пределах 5° от прямой, перпендикулярной орбитальной плоскости звезд, что укрепляет связь между двойными звездами и биполярными планетарными туманностями. На другом конце спектра звездного возраста находится L483, темная туманность, содержащая протозвезду IRAS 18418 0440. Хотя она классифицируется как протозвезда класса 0, она обладает некоторыми необычными характеристиками для такого объекта, как отсутствие высокоскоростных звездных ветров, и было предложено, что этот объект находится в переходном состоянии между классом 0 и классом I. Вокруг протозвезды существует переменная туманность, хотя она видна только в инфракрасном свете. Облако Серпенса — это массивное звездообразующее молекулярное облако, расположенное в южной части Serpens Cauda. Облаку всего два миллиона лет, и оно находится на расстоянии 420 парсек. Известно, что оно содержит множество протозвезд, таких как Serpens FIRS 1 и Serpens SVS 20. Протоклустер Serpens South был обнаружен космическим телескопом NASA Spitzer в южной части облака, и, по-видимому, звездообразование в этом регионе все еще продолжается. Другим местом звездообразования является комплекс Westerhout 40, состоящий из заметной области HII, прилегающей к молекулярному облаку. Расположенный примерно в 500 парсеках от Земли, это один из ближайших массивных регионов звездообразования, но, поскольку молекулярное облако скрывает область HII, что затрудняет видимое наблюдение за ней и ее встроенным скоплением, оно изучено не так хорошо, как другие. Встроенное скопление, вероятно, содержит более 600 звезд с массой более 0,1 солнечной массы, причем несколько массивных звезд, включая по крайней мере одну звезду типа O, отвечают за освещение области HII и образование пузыря. Было обнаружено, что этот AGN чрезвычайно изменчив в рентгеновском спектре. Это позволило пролить свет на природу сверхмассивной черной дыры в центре, вероятно, черной дыры Керра. Возможно, квазар переживает переход от ультраяркой инфракрасной галактики к классическому радио-тихому квазару, но с этой теорией есть проблемы, и объект, по-видимому, является исключительным объектом, который не полностью соответствует текущим системам классификации. Блазар также, по-видимому, демонстрирует периодическую изменчивость в радиоизлучении в течение двух различных периодов: шести и десяти лет.

Part of the galactic plane passes through the tail, and thus Serpens Cauda is rich in deep sky objects within the Milky Way galaxy. The Eagle Nebula and its associated star cluster, Messier 16 lie around 5,700 light years from Earth in the direction of the Galactic Center. The nebula measures 70 light years by 50 light years and contains the Pillars of Creation, three dust clouds that became famous for the image taken by the Hubble Space Telescope. The stars being born in the Eagle Nebula, added to those with an approximate age of 5 million years have an average temperature of 45,000 kelvins and produce prodigious amounts of radiation that will eventually destroy the dust pillars. North of Messier 16, at a distance of approximately 2000 parsecs, is the OB association Serpens OB2, containing over 100 OB stars. Around 5 million years old, the association appears to still contain star forming regions, and the light from its stars is illuminating the HII region S 54. Within this HII region is the open cluster NGC 6604, which is the same age as the surrounding OB association, and the cluster is now thought to simply be the densest part of it. The cluster appears to be producing a thermal chimney of ionized gas, caused by the interaction of the gas from the galactic disk with the galactic halo. (another naked eye star in the vicinity, HD 171586, is most likely unrelated). Positioned approximately 440 parsecs distant, the cluster is estimated to be around 800 million years old, quite old for an open cluster. Despite the presence of the Milky Way in Serpens Cauda, one globular cluster can be found: NGC 6535, although invisible to the naked eye, can be made out in small telescopes just north of Zeta Serpentis. Rather small and sparse for a globular cluster, this cluster contains no known RR Lyrae variables, which is unusual for a globular cluster. MWC 922 is a star surrounded by a planetary nebula. Dubbed the Red Square Nebula due to its similarities to the Red Rectangle Nebula, the planetary nebula appears to be a nearly perfect square with a dark band around the equatorial regions. The nebula contains concentric rings, which are similar to those seen in the supernova SN 1987A. MWC 922 itself is an FS Canis Majoris variable, meaning that it is a Be star containing exceptionally bright hydrogen emission lines as well as select forbidden lines, likely due to the presence of a close binary. East of Xi Serpentis is another planetary nebula, Abell 41, containing the binary star MT Serpentis at its center. The nebula appears to have a bipolar structure, and the axis of symmetry of the nebula has been found to be within 5° of the line perpendicular to the orbital plane of the stars, strengthening the link between binary stars and bipolar planetary nebulae. On the other end of the stellar age spectrum is L483, a dark nebula which contains the protostar IRAS 18418 0440. Although classified as a class 0 protostar, it has some unusual features for such an object, such as a lack of high velocity stellar winds, and it has been proposed that this object is in transition between class 0 and class I. A variable nebula exists around the protostar, although it is only visible in infrared light. The Serpens cloud is a massive star forming molecular cloud situated in the southern part of Serpens Cauda. Only two million years old and 420 parsecs distant, the cloud is known to contain many protostars such as Serpens FIRS 1 and Serpens SVS 20. The Serpens South protocluster was uncovered by NASA's Spitzer Space Telescope in the southern portion of the cloud, and it appears that star formation is still continuing in the region. Another site of star formation is the Westerhout 40 complex, consisting of a prominent HII region adjacent to a molecular cloud. Located around 500 parsecs distant, it is one of the nearest massive regions of star formation, but as the molecular cloud obscures the HII region, rendering it and its embedded cluster tough to see visibly, it is not as well studied as others. The embedded cluster likely contains over 600 stars above 0.1 solar masses, with several massive stars, including at least one O type star, being responsible for lighting the HII region and the production of a bubble. this AGN has been found to be extremely variable in the X ray spectrum. This has allowed light to be shed on the nature of the supermassive black hole at the center, likely a Kerr black hole. It is possible that the quasar is undergoing a transition from an ultraluminous infrared galaxy to a classical radio quiet quasar, but there are problems with this theory, and the object appears to be an exceptional object that does not completely lie within current classification systems. The blazar also appears to show periodic variability in its radio wave output over two different periods of six and ten years.

Метеоритные дожди

Существуют два дневных метеорных потока, исходящих из созвездия Змеи, Омега-Серпентиды и Сигма-Серпентиды. Оба потока достигают пика между 18 и 25 декабря.