Вселенная бесконечна? 🇵🇲

Болиды

Болид — яркий метеор ("огненный шар"), имеющий заметный угловой поперечник. Болид возникает при вторжении в земную атмосферу тел с массой от 100 г до нескольких тонн. Зачастую эти тела дробятся и в большинстве случаев полностью испаряются в атмосфере. Но иногда полёт болида завершается выпадением метеорита. Наиболее яркие болиды можно наблюдать даже днём. Ночью видны оболочка и хвост болида. После полёта болида остаётся след, состоящий из ионизованных газов и пыли. Этот след под действием стратосферных ветров принимает извилистую форму и виден несколько минут. Полёт болида может сопровождаться звуковыми явлениями, что в древности служило поводом для легенд о полёте Змея Горыныча.

Институт космических исследований Российской академии наук (ИКИ РАН)

Институт космических исследований РАН основан 15 мая 1965 года как ведущий институт академии наук СССР в области научных исследований космического пространства, в частности тел Солнечной системы, с помощью космических аппаратов. Астрофизика, физика планет и космической плазмы, исследования Земли из космоса и космическая технология — таков далеко не полный перечень научных направлений института. В 1976 году учёными и специалистами института был осуществлён эксперимент "Радуга": на борту советского пилотируемого корабля "Союз-22" была установлена многозональная фотокамера, созданная совместно специалистами ИКИ и народного предприятия "Карл Цейс Йена" (ГДР). В ходе эксперимента земная поверхность фотографировалась одновременно в нескольких участках спектра (в разных цветах) для исследования полезных ископаемых и для решения многих других народнохозяйственных задач.

Результаты опытов, выполненных в космосе, собираются и обрабатываются в вычислительном центре института.

Миссия "Artemis II" ("Артемида 2"). Что известно на данный момент?

"Артемида 2" — миссия по пилотируемому облёту Луны в рамках программы НАСА "Артемида". Запуск миссии состоялся 1 апреля 2026 года в 22:35 UTC.

Целью миссии являются испытания систем корабля "Орион" перед запланированной на 2028 год миссией "Артемида-4" с высадкой человека на Луну.

Максимальное сближение космического корабля "Орион" с Луной ожидается на 5–6-й день полёта.

Экипаж вернётся на Землю на 10-й день полёта (приводнение 11 апреля 2026 года).

Переменные звёзды

Хотя на первый взгляд сверкающие на небе звёзды кажутся постоянными, оказывается, что у некоторых из них видимый блеск меняется со временем. Звезда становится то ярче, то слабее. Такие звёзды называются переменными звёздами. У одних переменных звёзд блеск меняется строго периодически. У других он меняется более или менее периодически, у третьих — вовсе хаотическим образом. Есть звёзды, вспыхивающие неожиданно. Общее число обнаруженных переменных звёзд в нашей Галактике около 40000, а в других галактиках — более 5000.

Переменные звёзды делятся на три больших класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные.

1) Пульсирующие переменные звёзды обладают плавным изменением блеска. Оно обусловлено периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. При сжатии звезды температура возрастает. Повышение температуры приводит к увеличению светимости, несмотря на то, что радиус уменьшается. Периоды пульсирующих звёзд меняются от долей дня до десятков и сотен дней.

2) Эруптивные (взрывные) переменные звёзды — сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звёзды типа U Близнецов, новоподобные и симбиотические звёзды. Всем этим звёздам свойственны однократные или повторяющиеся вспышки взрывного характера с внезапным увеличением яркости. Во-вторых, к эруптивным звёздам относятся молодые быстрые неправильные переменные звёзды, звёзды типа UV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных звёзд превышает 2000.

3) Затменные переменные звёзды — это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звёзд вокруг общего центра тяжести они поочерёдно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Периоды затменных двойных звёзд — от нескольких часов до десятков лет. В Галактике известно более 4000 таких звёзд.

Существует ещё небольшой отдельный класс переменных звёзд — магнитные звёзды. Кроме большого магнитного поля, они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска. Примерно для 20000 звёзд класс переменности не определён.

Туманность Ориона

Туманность Ориона — самая яркая газопылевая туманность на небе. Её можно наблюдать в небольшой телескоп или хороший бинокль. Лучше всего туманность видна в безлунную осеннюю или зимнюю ночь — как небольшое облачко неправильной формы со слабым, нежным свечением.

Туманность Ориона находится довольно далеко от нас — на расстоянии около 460 пс (см. Единицы расстояний). Она представляет собой облако горячего межзвёздного газа, который светится под действием ультрафиолетового излучения одной или нескольких молодых горячих звёзд. Полная масса газа в туманности составляет около 300 масс Солнца.

Помимо газа в Туманности Ориона содержится много межзвёздной пыли, из-за которой туманность местами совершенно непрозрачна.

Туманность Ориона лишь небольшая часть обширного комплекса, в который входят другие, более мелкие газовые туманности, облака холодного газа, молодые звёзды и звёзды ещё только образующиеся. Здесь много звёзд, возраст которых не превышает нескольких миллионов лет.

Излучение Туманности Ориона и всего газового комплекса, с которым она связана, даёт возможность узнать, как в настоящее время происходит образование звёзд.

Для понимания масштабов Солнечной системы и космоса в целом представим, что мы уменьшили нашу Землю до размеров апельсина. Как тогда на её фоне будут смотреться остальные объекты Солнечной системы и какое расстояние будет до них?

1. Луна окажется размером с вишенку, а расстояние до неё будет примерно 3 метра.

2. Солнце станет огромным 11-метровым шаром, находящимся на расстоянии 1,17 км от уменьшенной Земли.

3. Меркурий окажется размером с мандарин на расстоянии ~380 метров.

4. Венера по своим размерам будет примерно как "апельсин", расстояние - 300 метров.

5. Марс окажется в 2 раза меньше "апельсина" и будет удалён от него на 440 метров.

6. Юпитер будет размером с большую тыкву и находиться на расстоянии около 4 км.

7. Сатурн по размерам будет как арбуз, расстояние до которого 6,85 км.

8. Уран окажется крупной дыней на расстоянии ~14 км.

9. Размер Нептуна будет примерно такой же, как у Урана, но расстояние ~22 км.

10. Если Луна - это вишня, то Плутон будет вишнёвой косточкой и расположен от "апельсина" на расстоянии ~29,5 км.

Туманность Андромеды

Туманность Андромеды — ближайшая к нам гигантская спиральная галактика, самая яркая в северном полушарии неба. Расстояние до неё составляет около 700 кпс, или более 2 млн световых лет. Невооружённым глазом видна как слабое туманное пятнышко. На фотографиях, сделанных с помощью больших телескопов, видно, что внешние её части состоят из звёзд высокой светимости. Центральные области состоят из звёзд, похожие на звёзды шаровых скоплений. Туманность Андромеды видна нам почти с ребра (к лучу зрения её плоскость наклонена на угол всего в 15°), поэтому детально определить её структуру очень трудно.

Туманность Андромеды похожа на нашу Галактику, но превосходит её по массе и размерам. В ней изучено несколько сотен переменных звёзд, в большинстве случаев являющихся цефеидами. В туманности обнаружено 300 шаровых скоплений, наблюдались вспышки более 200 новых звёзд и одной сверхновой. В центре Туманности Андромеды есть ядрышко (керн), похожее на гигантское шаровое скопление. Наблюдения различных объектов в Туманности Андромеды позволяют лучше понять природу галактик, и нашей Галактики в частности.

Туманность Андромеды имеет 4 спутника — карликовые эллиптические галактики.

Чёрные дыры

Одни из самых интересных и загадочных объектов во Вселенной — чёрные дыры. Учёные установили, что чёрные дыры могут возникать в результате очень сильного сжатия какой-либо массы, при котором поле тяготения возрастает настолько сильно, что не выпускает ни свет, ни какое-либо другое излучение, сигналы или тела.

Для того чтобы преодолеть тяготение и вырваться из чёрной дыры, потребовалась бы вторая космическая скорость, большая световой. Согласно теории относительности, никакое тело не может развить скорость, большую чем скорости света. Вот почему из чёрной дыры ничто не может вылететь, не может поступать наружу никакая информация.

Если чёрная дыра возникает в результате сжатия вращающегося тела, то вблизи её границы все тела вовлекаются во вращательное движение вокруг неё.

Учёные считают, что чёрные дыры могут возникать в конце эволюции достаточно массивных звёзд. После исчерпания запасов ядерного горючего звезда теряет устойчивость и под действием собственной гравитации начинает быстро сжиматься. Происходит так называемый гравитационный коллапс, в результате которого центральное ядро звезды может сжаться до размеров гравитационного радиуса и превратиться в чёрную дыру.

Поиски чёрных дыр во Вселенной проводятся по их сильному полю тяготения, по тем эффектам, которые возникают при падении в этом поле окружающего вещества.

Возможно, что очень массивные чёрные дыры возникают в центрах компактных звёздных скоплений, в центрах галактик и квазаров.

Теоретически существование чёрных дыр предсказал в 1916 году Карл Шварцшильд, который обнаружил, что они являются неизбежным следствием общей теории относительности Эйнштейна.

Шемахинская астрофизическая обсерватория имени Насреддина Туси Национальной Академии Наук Азербайджана

🇦🇿 Шемахинская астрофизическая обсерватория Академии Наук Азербайджана основана в 1960 г. Расположена она у восточных острогов Большого Кавказского хребта, северо-западнее г. Шемахы, на высоте 1435 м над уровнем моря.

В работе обсерватории выделяются три основных направления: физика Солнца, физика звёзд, динамика тел Солнечной системы.

В области физики Солнца особое внимание уделяется исследованию характера развития солнечных вспышек, их связи с магнитным полем на Солнце, структуры солнечной атмосферы.

В звёздной тематике большое место занимают исследования природы нестационарных, переменных и двойных звёзд с протяжёнными оболочками, магнитных звёзд, строения и эволюции сверхплотных звёзд.

Работы учёных-теоретиков обсерватории посвящены вопросу природы звёзд в конечной стадии их эволюции. Астрономы Шемахинской обсерватории изучают закономерности в движении тел Солнечной системы, исследуют атмосферы планет и их спутников.

Большое значение имеют работы по изучению структуры и эволюции малых планет — астероидов.

Этими работами, которые проводились под руководством основателя и директора обсерватории академика АН Азербайджанской ССР Г. Ф. Султанова, выдвинута и математически обоснована возможность образования астероидов путём неоднократного распада нескольких первичных крупных тел.

Основные инструменты обсерватрии: двухметровый телескоп-рефлектор, фотоэлектрический телескоп, менисковый телескоп, горизонтальный солнечный телескоп, хромосферно-фотосферный телескоп.

Обсерватория носит имя персидского математика и астронома Насреддина Туси.

Астрономический институт им. П. К. Штернберга

Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга при Московском государственном университете (ГАИШ) является одним из крупнейших научных коллективов российских астрономов. Первая астрономическая обсерватория Московского университета была построена в 1830 г. на Пресне. На её основе в 1931 г. был создан ГАИШ, объединивший три астрономических учреждения.

В настоящее время ГАИШ располагается на Ленинских горах около МГУ. Кроме того, институт имеет ряд наблюдательных баз: Крымскую южную станцию, Тянь-шаньскую высокогорную экспедицию вблизи г. Алматы, Высокогорную среднеазиатскую экспедицию, где установлены основные телескопы и приборы института.

Самый крупный телескоп, 125-см рефлектор, установлен на Крымской станции ГАИШ. Среди других инструментов: 70-см рефлектор, вертикальный солнечный телескоп, 40-см астрограф, 50-см менисковый телескоп и др. На среднеазиатской обсерватории в 1992 г. был введён в эксплуатацию 150-см рефлектор.

Тематика научных работ, ведущихся в институте, охватывает многие проблемы современной астрономии: космологию, исследование галактик и их взаимодействия, радиоастрономию, физику звёзд и туманностей, звёздную астрономию, исследование рентгеновских источников, физику Солнца и планет, составление карт поверхности Луны и планет, астрометрию, службу времени, движение полюсов Земли, небесную механику, астродинамику, гравиметрию.

Институт служит базой для подготовки специалистов по астрономическим дисциплинам, работает в тесном контакте с астрономическим отделением физического факультета МГУ.

Астрономические знаки

Астрономические знаки — условные обозначения Солнца, Луны, планет, зодиакальных созвездий, а также противостояний, соединений планет, фаз Луны и т.п. Знаки применяются в астрономической литературе, ежегодниках и календарях. Некоторые знаки используются для обозначения дней недели и месяцев.

Крымская астрофизическая обсерватория

🇷🇺 В предгорьях Крыма, в 12 км от Бахчисарая, расположена Крымская астрофизическая обсерватория — одна из крупнейших в мире. Основана в 1908 г. близ Симеиза. В 1946 г. началось строительство зданий и телескопов на новом месте в горах около Бахчисарая. Первым крупным инструментом здесь был двойной астрограф с диаметром объектива 40 см. Среди других инструментов и приборов Крымской обсерватории наиболее крупные: башенный солнечный телескоп — один из лучших в мире инструментов такого типа (оснащён управляющим вычислительным комплексом), один из самых крупных в Европе телескоп-рефлектор с диаметром зеркала 2,6 м, мощный радиотелескоп для миллиметрового диапазона длин волн, параболлическая антенна которого имеет диаметр 22 м.

Основные научные работы обсерватории связаны с исследованием нестационарных процессов, происходящих на Солнце и в космосе. Для успешного проведения этих работ впервые в СССР на Крымской обсерватории были разработаны фотоэлектрические методы исследования блеска звёзд и измерения магнитных полей Солнца и звёзд, электронно-оптические преобразователи для фотографирования галактик и спектров слабых звёзд, специальная аппаратура для кинематографирования процессов на Солнце.

На обсерватории ведётся изучение далёких галактик и квазаров, проводятся радиоастрономические и внеатмосферные исследования.

Астрограф

Астрограф — специальный телескоп для фотографирования небесных светил. Его основные характеристики — диаметр и фокусное расстояние объектива, определяющие светосилу и масштаб изображений на фотопластинке. Для фотографирования больших участков неба с изображениями метеоров, комет, малых планет, искусственных спутников применяются светосильные широкоугольные астрографы с фокусными расстояниями менее 1 м. Для высокоточных астрометрических измерений служат астрографы с фокусными расстояниями до 10–15 м. Многие обсерватории мира оснащены нормальными астрографами с фокусными расстояниями в 3,4 м.

Смещение трубы астрографа в процессе фотографирования вслед за суточным вращением небесной сферы обеспечивается часовым механизмом и контролируется наблюдателем при помощи гида¹.

Примечание:
¹ Гид — вспомогательная зрительная труба, которая устанавливается на трубе телескопа так, чтобы их оптические оси были параллельны.

Диаграмма "спектр — светимость" (диаграмма Герцшпрунга-Рассела)

Наблюдения звёзд позволяют определить такие две основные их характеристики, как светимость и спектральный класс (см. Спектральная классификация звёзд). На основании этих данных можно построить следующую диаграмму: по вертикальной оси откладывается светимость, а по горизонтальной — спектральный класс. Каждая звезда на диаграмме изображается точкой. При этом оказывается, что звёзды располагаются не хаотически, а образуют определённые линии или последовательности. На участках диаграммы вне этих последовательностей звёзд практически нет.

Впервые диаграмма "спектр — светимость" была построена и изучена в начале XX века датским астрономом Э. Герцшпрунгом и американским астрофизиком Г. Расселом. Поэтому она называется обычно диаграммой Герцшпрунга-Рассела.

На современной диаграмме Герцшпрунга-Рассела выделяются следующие последовательности. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит главная последовательность, на которой находится подавляющее большинство звёзд. Последовательность начинается от горячих голубых звёзд с температурой 30000–50000 К и с оптической светимостью в 10000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), проходит через белые звёзды (Сириус А), желтовато-белые (Процион), жёлтые (Солнце), оранжевые (τ Кита) и заканчивается красными карликами с температурой 3000–4000 К, которые слабее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Выше главной последовательности расположены красноватые субгиганты, а затем жёлтые, оранжевые и красные гиганты, имеющие большие размеры и соответственно высокие светимости (Капелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимости которых в десятки и сотни тысяч раз больше светимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звёзд очень немного. Чуть ниже главной последовательности параллельно ей проходит ветвь субкарликов. И наконец, в самой нижней части диаграммы отдельной группой располагаются белые карлики — очень плотные, маленькие и горячие звёзды (например, Сириус В).

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела играет фундаментальную роль в астрофизике при изучении звёзд и звёздных систем.

Диаграмма "масса — светимость"

Применение законов небесной механики к двойным звёздам¹ позволяет определить массы звёзд, являющихся компонентами таких двойных систем. Если определены также светимости этих звёзд, то можно построить диаграмму, по одной оси которой откладывается масса, а по другой — светимость. Расположение звёзд главной последовательности² на такой диаграмме показывает чёткую зависимость между массой и светимостью: светимость увеличивается пропорционально кубу массы. Другие группы звёзд образуют аналогичные диаграммы.

Используя диаграмму "масса — светимость", можно по светимости определять массы одинаковых звёзд, для которых невозможно получить массу непосредственно из наблюдений.

Примечания:
¹ Двойные звёзды — пары звёзд, связанные в одну систему силами тяготения.

² Звёзды главной последовательности — звёзды, находящиеся на длительной, стабильной стадии эволюции.

Спектральная классификация звёзд

По спектрам звёзд астрономы изучают состав и строение звёзд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звёзд и исследуют движение звёзд в пространстве.

Спектры звёзд впервые стали исследовать в начале XIX в. Однако в то время ещё не были известны законы спектрального анализа. Лишь после открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически наблюдать звёздные спектры.

Первые наблюдения были визуальными, производились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещённая в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звёздных спектров за одну экспозицию.

На основе многочисленных снимков спектров звёзд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звёздных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звёздных спектров называется гарвардской. Отдельные классы звёзд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звёзд по мере перехода к всё более поздним спектральным классам. Она выглядит следующим образом:

О — В — A — F — G — K — M

В спектральном классе М имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звёзд спектральных классов R, N и S.

Подавляющее большинство звёзд относится к последовательности от О до М.

Класс О — самые горячие звёзды во Вселенной. Температура их поверхности — в среднем около 40000 К. Пример: δ, λ и ξ Ориона.

Класс В — менее горячие звёзды. T ≈ 15000 К. Пример: Спика, Беллатрикс.

Класс А — T ≈ 8500 К. Пример: Вега, Сириус.

Класс F — T ≈ 6600 К. Пример: Канопус, Процион.

Класс G — звёзды со спектром, подобным солнечному. T ≈ 5500 К. Пример: Капелла, α Центавра, Солнце.

Класс K — звёзды, более холодные, чем Солнце. T ≈ 4100 К. Пример: Арктур.

Класс М — самые холодные звёзды. T ≈ 2800 К. Пример: Бетельгейзе, Антарес, Мира.