Детская библиотека-филиал №4 им. В.В. Терешковой

Крупномасштабную структуру нашей Вселенной составляют галактики – гигантские звездные системы. Вся ранняя Вселенная состояла из разреженного вещества (газа), именно космический газ, в основном водород, определяет важнейшие особенности звездных систем. Из этого газа и сейчас рождаются звезды, сотни миллиардов которые образуют нашу галактику. Далекие звездные системы – галактики, а также их скопления являются наибольшими структурными единицами Вселенной, размеры этих скоплений и количество содержащих в них галактик различны. Большие скопления содержат до тысячи галактик и имеют громадные пространственные размеры. Среднее же расстояние между ними примерно в десять раз больше, чем размеры самих этих галактических скоплений. Если рассматривать отдельные области Вселенной, то очевидна их неоднородность. Галактики, собранные в разномасштабные группы и скопления, образуют ячеисто – сетчатую крупномасштабную структуру Вселенной. Помимо однородности крупномасштабная структура Вселенной характеризуется так же изотропностью т.е. независимостью свойств от направления в пространстве. В любой области космоса сходные объекты, например звезды, имеют одинаковые свойства, а их развитие подчинено одним из тем же закономерностям. Тайна появления во Вселенной галактик является самой притягательной в глобальном эволюционизме. Это обусловлено тем, что свойства галактик в огромной мере определяются начальным периодом их жизни. В настоящее время доминирует концепция образования галактик (в том числе нашей Галактики), в которой выделяются следующие активные фазы эволюции. .Вначале сформировалась сферическая газовая подсистема. Этот процесс прошел довольно быстро (по космическим меркам), всего за несколько сотен миллионов лет за счет свободного сжатия (коллапса) холодного пртогалактического газового облака под действием силы гравитации. .По мере сжатия из небольшой части начальной массы газа стали образовываться звезды, протогалактика разогревается от вспышек сверхновых звезд, становится «горячей». Внутреннее давление в ней возрастает, повышая гравитационное притяжение. Процесс сжатия сменяется разлетом протагалактического облака. .Через длительное время внешняя оболочка протогалактики сбрасывается в окружающее космическое пространство, а центральная ее часть начинает сжиматься. В процессе этого нового коллапса (сжатии) газ внутри галактики охлаждается и из отдельных его фрагментов рождаются звезды нового поколения. .Центральная часть галактики сжимается в диск ив дальнейшем идет формирования звезд ее дисковой подсистемы. Помимо всех указанных процессов на всех этапах(фазах) своего образования галактика совершает также вращательное движение вокруг собственной оси. В карликовых галактиках нет горячей фазы, это обусловлено слабостью из гравитационного поля, из-за чего звездообразование и эволюция идут медленно и галактический газ не разогревается до высоких температур. Структура галактик весьма разнообразна, а их количество в пространстве Вселенной, доступно современным телескопам, огромно и составляет сотни миллиардов. Большинство из этого многообразия оказалось возможно объединить в несколько основных типов, т.е. классифицировать. В первые такую классификацию, действующую и поныне, предложил в 1925 году Э. Хаббл. Согласно ей, галактики разделяются на пять основных типов: Эллиптические, линзообразные, обычные спиральные, пересеченные спиральные и неправильные (или иррегулярные). Эллиптические галактики имеют вид эллипсов разной степени сжатия, начиная с шаровидных. Они совершают медленное вращение. Более заметное вращение появляется только у галактик со значительным сжатием. Линзообразные галактики имеют сильносжатое центральное сгущение, похожее на линзу. Спиральные галактики также имеют центральное сгущение, от которого отходят спиральные ветви или рукава. Если у обычных спиральных галактик ветви выходят непосредственно из центрального сгущения, то у пересеченных спиральных галактик они отходят от перемычки, пересекающей это центральное сгущение. Иррегулярные галактики характеризуются колочковатой структурой и не имеют правильной формы. С данной классификацией непосредственно связан и возраст галактик: эллиптические называют ранними, т.к. они возникли на ранних стадиях формирования структуры Вселенной, а следовательно являются самыми старыми. Спиральные же возникли гораздо позже и поэтому считаются более молодыми. Если в старых, эллиптических галактиках процесс звездообразования практически полностью завершился 5-7 млрд. назад, то в молодых спиральных спиральных этот процесс еще интенсивно идет. От типа галактик зависит и их расположение в бескрайних космических просторах. В скоплениях обычно преобладают эллиптические галактики, концентрирующиеся в центре, а спиральные располагаются на периферии (на окраинах). Не все галактики входят в скопления, многие из них разбросаны в космическом пространстве и существуют как бы сами по себе, это в основном спиральные галактики.

В Солнечной системе кроме больших планет и их спутников движется множество так называемых малых тел: астероидов, комет и метеороидов. Малые тела Солнечной системы имеют размеры от сотен микрон до сотен километров Что такое астероид?С точки зрения физики астероиды или, как их еще называют, малые планеты – это космические тела размером в сотни километров и меньше, движущиеся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, расположенным преимущественно между орбитами Марса и Юпитера. Термин “астероид” (“звездоподобный”) введен английским астрономом 18 века Уильямом Гершелем для характеристики внешнего вида этих объектов при наблюдении в телескоп: различить видимые диски даже у самых больших астероидов невозможно, и они выглядят как сияющие в ночи звезды, хотя, как и другие планеты, ничего не излучают, а лишь отражают солнечный свет. ОТКРЫТИЕ АСТЕРОИДОВПоиски большой планеты между Марсом и Юпитером не привели в 18-м веке к успехам. В 1801-м году, в первую же ночь столетия, итальянец Пиацци открыл первый астероид – Цереру, самый большой из всех малых планет. За последующие шесть с небольшим лет были открыты Паллада, Юнона и Веста – самый яркий астероид, который иногда даже можно наблюдать невооруженным глазом, как, например, в июле 2000-го года. Орбиты всех эти малых планет пересекались дважды в двух противоположных точках небесной сферы. Из этого и был сделан вывод, что астероиды – осколки Фаэтона (Или планеты Ольберса, ученого, предложившего эту теорию). ОТКРЫТИЕ первого тройного астероида11 августа 2004 года на Конференции по астероидам, кометам и метеорам, проходящей в Бразилии, сообщено об обнаружении астрономами Парижской обсерватории еще одного спутника у астероида (87) Sylvia. Одновременно об этом открытии сообщил и журнал Nature в своем очередном номере. Астероид (87) Sylvia – одна из самых крупных малых планет из пояса астероида. Он также входит в “узкий” круг малых небесных тел, имеющих спутники. Но (87) Sylvia стала первым тройным астероидом. Первая из двух лун у Сильвии была обнаружена  в 2001 году, знаменитой американской группой Майка Брауна (Mike Brown) с помощью телескопа Кек II (Keck II), что установлен на вершине потухшего вулкана Мауна-Кеа на Гавайях. Вторая луна была обнаружена с помощью одного из 8-метровых инструментов системы Очень большого телескопа (Very Large Telescope – VLT) Южной европейской обсерватории (European Southern Observatory – ESO), установленной на горе Паранал в Чили. 9 августа 2004 год (телескоп VLT). Американский астроном из Калифорнийского университета в Беркли Фрэнк Марчис и его французские коллеги из Парижской обсерватории подтвердили обнаружение первой тройной астероидной системы. ОТКРЫТИЕ самого большого астероида 20 февраля 2004 года. В электронном циркуляре Центра малых планет MPEC 2004-D09 сообщается об открытии транснептунного астероида 2004 DW блеском 19,2m. Предварительные расчеты орбиты показывают, что объект находится на расстоянии в 45,7 а.е. (6,8 млрд. км) от Земли – в полтора раза дальше Нептуна. Если это действительно так, то его абсолютная звездная величина Ho (аш-ноль) равна 2,5 – на 10% ярче (50000) Квавара, у которого Ho=2,6. Несмотря на то, что орбита объекта определена на основе всего десяти наблюдений в течение 26 часов 17-18 февраля, 2004 DW уже числится в списке транснептунных объектов (TNO) на официальном сайте Международного астрономического союза. Пока данных наблюдений мало для точного определения таких параметров орбиты, как эксцентриситет и период объекта. Предполагая круговое движение, Брайан Марсден из Центра малых планет оценил радиус орбиты 2004 DW в 46,7 а.е., а период обращения вокруг Солнца в 319 лет (для сравнения, у Квавара он составляет 286 лет). О размере говорить также пока рано, но по-видимому он заключен в пределах 900-1300 км. Открытие сделано в ходе программы поиска околоземных (!) астероидов. 17 февраля новый объект был обнаружен на Паломарской обсерватории с камерой Шмидта диаметром в 1,2 метра. В следующую ночь его обнаружение подтвердили на полутораметровом телескопе Калар-Альто на юге Испании и 60-сантиметровом рефлекторе в Райтвуде, в Калифорнии. 2004 DW движется по созвездию Гидры, в 17 градусах к югу от эклиптики, то есть довольно далеко от основной массы астероидов. Возможно, именно поэтому такой достаточно “яркий” объект не был обнаружен ранее. Для сравнения, первый транснептунный астероид (15760) 1992 QB1 примерно в 50 раз слабее по яркости и никем не наблюдался уже более четырех лет! СОСТАВ и СВОЙСТВА Астероиды могут быть: а) железными, б) железо-каменные, в) железные. Астероид является холодным телом. Астероиды могут быть классифицированы по  спектру отраженного солнечного света: 75% из них очень темные углистые астероиды типа С, 15%- сероватые кремнистые астероиды типа S, а оставшиеся 10% включают  астероиды типа М (металлические) и ряд других редких типов. Классы астероидов связаны с известными типами метеоритов. Имеется много доказательств, что астероиды и метеориты имеют сходный состав, так что астероиды могут быть теми телами, из которых образуются  метеориты. Самые темные астероиды отражают 3 – 4% падающего на них солнечного света, а самые яркие – до 40%. Астероиды, как и метеориты, состоят из железа, никеля и различных каменистых пород. По составу они близки к планетам земной группы. Многие астероиды регулярно меняют яркость при вращении. Вообще говоря, астероиды имеют неправильную форму. Самые маленькие астероиды вращаются наиболее быстро и очень сильно различаются по форме ПОЯС КОйПЕРАНебольшие ледяные тела, по размерам близкие к астероидам, которые занимают кольцеобразную область в плоскости Солнечной системы, простирающуюся от орбиты Нептуна (30 а.е. от Солнца) до расстояний, возможно, в 100 или даже 150 а.е. Это население, разнообразные члены которого описываются как “объекты пояса Койпера”, “транс-нептунианские объекты” (Trans Neptunian Objects, TNO) или просто как “ледяные карлики”, по некоторым предположениям является источником короткопериодических комет. САМЫЙ ЯРКИЙ астероидАстероид, который кажется самым ярким с Земли – Веста(4). Когда Веста находится на минимально возможном расстоянии от Земли, ее яркость достигает звездной величины 6,5. При очень темном небе Весту можно обнаружить даже невооруженным глазом (это единственный астероид, который вообще можно увидеть невооруженным глазом). Следующий по яркости – самый большой астероид Церера, но его яркость никогда не превышает звездной величины 7,3. Хотя Веста по размерам составляет три пятых от Цереры, она имеет гораздо большую отражательную способность. Веста отражает около 25% падающего на нее солнечного света, в то время как Церера – всего 5%. Веста кажется уникальным объектом среди больших астероидов, так как ее поверхность состоит из светлых вулканических пород, которые обладают высокой отражательной способностью. Астероиды с такой отражательной способностью принадлежат к отдельному классу, известному как тип Е (обозначение класса происходит от названия минерала энстатит). Такие астероиды редки, а их отражательная способность лежит в пределах от…

Альбедо – оптическая характеристика отражательных свойств несамосветящегося небесного тела Аннигиляция – процесс взаимодействия частицы и соответствующей ей античастицы, в результате которого они превращаются в электромагнитное излучение или в другие частицы Апекс – точка небесной сферы , в которую направлена скорость движущегося объекта Апогей – точка орбиты спутника Земли, наиболее отдаленная от центра Земли Астероиды – малые тела Солнечной системы, движущиеся по приблизительно круговым орбитам преимущественно в пространстве между Марсом и Юпитером Астрономическая единица (а. е.) – единица расстояния в астрономии, равная среднему расстоянию Земли от Солнца, составляет 149,6 млн. км Афелий – точка орбиты планеты или какого либо тела, обращающегося вокруг Солнца, наиболее удаленная от Солнца Белые карлики – очень плотные горячие звезды малых размеров, состоящие из вырожденного газа. Массы их составляют в среднем около 1, радиусы около 0,2, светимости – около 0,01 соответствующих величин у Солнца. Средние плотности их –  104-106 гсм3 Весеннего равноденствия точка – одна из двух точек пересечения эклиптики с небесным экватором; в этой точке Солнце при своем видимом годичном перемещении по эклиптике переходит из южного полушария небесной сферы в северное Возмущения небесных тел – отклонения реальных траекторий небесных тел от траекторий, по которым они двигались бы в случае взаимодействия с одним единственным телом. Причиной возмущений в движении небесных тел может быть притяжение других небесных тел, отклонение фигур этих тел от сферической формы, сопротивление среды, в которой происходит движение, изменение массы тела  с течением времени, световое давление и т. п. Главная последовательность звезд – последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, образованная звездами, физически сходными с Солнцем Гранулы – светлые структурные образования в атмосфере Солнца, имеющие вид зерен Двойная звезда – две звезды. Близкие друг к другу в пространстве и составляющие физическую систему, компоненты которой связаны силами взаимного тяготения. По методике обнаружения различают: визуальные двойные звезды (их компоненты можно увидеть при помощи телескопа визуально или сфотографировать); спектральные двойные звезды (двойственность проявляется в периодических смещениях или раздвоении  линий в их спектрах); затменные двойные звезды (их компоненты периодически загораживают друг друга от наблюдателя); астрометрические двойные звезды (двойственность обнаруживается по периодическим возмущениям собственного движения) Звездная величина – мера блеска небесного светила, определяется освещенностью, создаваемой небесным светилом на Земле на плоскости, перпендикулярной падающим лучам. Абсолютная З. в. – З. в., которую имело бы небесное светило, находясь на расстоянии 10 пк; характеризует физические свойства самого светила, его светимость Карлики – звезды относительно небольших размеров и невысокой светимости, физически сходны с Солнцем, лежат на главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела; находятся на ранней стадии эволюции, когда источником энергии является горение водорода в их недрах Квазары, квазизвездные объекты – небесные объекты, имеющие сходство со звездами по оптическому виду и обнаруживающие значительные красные смещения; в спектрах К. обнаруживается мощное ультрафиолетовое излучение  и широкие яркие линии, характерные для горячих газовых туманностей Коллапс гравитационный –катастрофически быстрое сжатие звезды под действием сил тяготения. Играет определяющую роль на поздних стадиях эволюции массивных звезд. В результате К. г. внешние слои звезды выбрасываются в пространство (этот процесс наблюдается в виде вспышки сверхновой звезды). А ядро превращается либо в нейтронную звезду, наблюдаемую как источник пульсирующего радиоизлучения – пульсар (при массе ядра меньше двух масс Солнца), либо в так называемую черную дыру (если масса звезды превышает две солнечные массы) Космические лучи – поток частиц высокой энергии, преимущественно протонов с небольшой примесью ядер более тяжелых элементов, приходящих на Землю из космического пространства (первичное излучение), а также рожденное ими в атмосфере Земли в результате взаимодействия с атомными ядрами вторичное излучение, в котором встречаются практически все известные элементарные частицы Красное смещение – смещение спектральных линий к длинноволновому краю спектра, обусловленное уменьшением частот электромагнитного излучения. Различаются космологическое К. с, наблюдаемое в спектрах далеких галактик и квазаров и свидетельствующее об их взаимном удалении, и гравитационное К. с, обусловленное гравитационным полем (один из эффектов общей теории относительности) Либрация Луны – видимые периодические маятникообразные колебания Луны около ее центра. Возникает вследствие неравномерности обращения Луны вокруг Солнца при постоянной угловой скорости вращения вокруг оси (оптическая либрация) и неправильностью фигуры Луны и неравномерностью распределения масс в ее теле( физическая либрация) Лучевая скорость – проекция скорости небесного светила в пространстве на луч зрения. При определении Л. С.используется принцип Доплера, согласно которому длина волны света, излучаемого или поглощаемого телом. Увеличивается или уменьшается в зависимости от того, удаляется это тело от наблюдателя или приближается к нему Межзвездное поглощение света – ослабление света при его прохождении от излучающего небесного светила через межзвездную среду; вызывается рассеянием, дифракцией и поглощением света мелкими частицами космической пыли Небесный экватор – большой круг небесной сферы, образуемый при пересечении ее плоскостью, перпендикулярной оси мира Нейтронные звезды – одна из возможных конечных стадий эволюции звезд большой массы; вещество Н. З. состоит из нейтронов с небольшой примесью электронов, протонов и более тяжелых ядер. Н. з. образуется на стадии почти полного исчерпания ядерного горючего в центральных областях звезд в результате гравитационного коллапса Новые звезды – звезды, светимость которых внезапно увеличивается в десятки и сотни тысяч раз, а затем медленно спадает. Вспышки Н. з. обусловлены накоплением и взрывом вещества соседней звезды (компаньона двойной системы) на поверхности белого карлика Нутация – небольшие колебания земной оси, накладывающиеся на ее прецессионное движение; эти колебания порождены изменениями притяжения, оказываемого Луной и Солнцем на экваториальный избыток массы вращающейся Земли (вынужденная нутация). Свободная нутация вызвана тем, что Земля как целое смещается в пространстве относительно оси вращения Параллакс звезды – угол, под которым со звезды виден радиус земной орбиты, определяется путем измерения из двух положений Земли на ее орбите параллактического смещения звезды на небесной сфере, обусловленного обращением Земли вокруг Солнца. Параллаксы служат для определения расстояний до звезд Параллакс Солнца – угол, под которым со среднего расстояния Солнца виден экваториальный радиус Земли, определяет в километрах значение астрономической единицы, служащей масштабом линейных размеров во Вселенной Парсек (пк)– единица измерения расстояний в астрономии, определяется как расстояние, с которого  большая полуось земной орбиты А а. е. ) видна под углом  1”, 1 пк=206265 а. е.=3,086-1013 км Перигей – ближайшая к Земле точка орбиты спутника Земли Перигелий – ближайшая к Солнцу точка орбиты небесного тела, движущегося вокруг Солнца Показатель цвета – разность звездных величин, определенных для двух различных областей спектра, характеризует в общих чертах распределение энергии в спектре небесного объекта, его цвет Прецессия – медленное движение оси вращения Земли по круговому конусу, ось симметрии которого перпендикулярна к плоскости эклиптики, с периодом полного оборота около 26 000 лет Протуберанцы – светящиеся образования из раскаленных газов, наблюдаемые на краю диска Солнца Прямое восхождение – одна из небесных…