Реферат: В глубинах Вселенной Вселенная. Они были первыми
Россия отмечает День космонавтики! 12 апреля года исполняется 50 лет со дня полета первого человека в космос. На корабле "Восток" стартовал первопроходец Вселенной Юрий Гагарин Мы будем помнить В знак признанья Первопроходцев мирозданья – Тех, кто ушел дорогой млечной. Но в нашей памяти навечно! Анатолий Щербаков
КОНСТАНТИН ЭДУАРДОВИЧ ЦИОЛКОВСКИЙ () КОНСТАНТИН ЭДУАРДОВИЧ ЦИОЛКОВСКИЙ () «Ракета для меня только способ, только метод проникновения в глубину космоса, но отнюдь не самоцель... Будет иной способ передвижения в космосе, приму и его… Вся суть в переселении с Земли и в заселении космоса». Из этого высказывания К. Э. Циолковского следует важный вывод «Вселенная принадлежит человеку!» Из этого высказывания К. Э. Циолковского следует важный вывод «Вселенная принадлежит человеку!»
Планета есть колыбель разума, но нельзя вечно жить в колыбели. (Циолковский К.Э.) Планета есть колыбель разума, но нельзя вечно жить в колыбели. (Циолковский К.Э.) После своего первого в мире триумфального полета в космос Ю. А.Гагарин сказал: «Для нас, космонавтов, пророческие слова Циолковского об освоении космоса всегда будут программными, всегда будут звать вперед...» Памятник К.Э.Циолковскому – у обелиска "Космос" возле ВВЦ-1964г.
«Главный конструктор» (С.П. Королев) и «Главный теоретик» (М.В. Келдыш) М.В.Келдыш () С.П.Королев()
Спутником называли первый космический аппарат, который был выведен на околоземную орбиту 4 октября 1957 года.. Спутником называли первый космический аппарат, который был выведен на околоземную орбиту 4 октября 1957 года.. Первый искусственный спутник Земли представлял собой шар, диаметром 58 см и массой 83,6 кг, с установленными на нем антеннами (их было 4, длиной 2,4 м и 2,9 м).
Первый ИСЗ с животным ("Спутник-2" с собакой Лайкой). Памятник первой собаке, полетевшей в космос.
В начале марта 1960 года были определены 20 космонавтов из 250 кандидатов: летчиков – истребителей. Юрий Гагарин будет вспоминать о тех, кому суждено было войти в отряд космонавтов: "Славные подобрались у нас ребята... Есть одно, что роднит всех - это стремление стать настоящим летчиком, космонавтом. Космос зовет всех! И будет звать. Как вечный зов ". Юрий Гагарин будет вспоминать о тех, кому суждено было войти в отряд космонавтов: "Славные подобрались у нас ребята... Есть одно, что роднит всех - это стремление стать настоящим летчиком, космонавтом. Космос зовет всех! И будет звать. Как вечный зов ".
Порядковый номер: 1 Количество полетов: 1 Позывной: «Кедр» Налет: 000 суток, 01 час, 48 минут -108минут Космический корабль "ВОСТОК" Ю.Гагарин ()
Обращаясь ко всем жителям Земли перед стартом 12 апреля 1961 года Юрий Алексеевич Гагарин сказал: «Дорогие друзья, близкие и незнакомые, соотечественники, люди всех стран и континентов! Через несколько минут могучий космический корабль унесет меня в далекие просторы Вселенной....Вся моя жизнь кажется мне сейчас одним прекрасным мгновением. …Быть первым в космосе, вступить один на один в небывалый поединок с природой - можно ли мечтать о большем! Но вслед за этим я подумал о той колоссальной ответственности, которая легла на меня. Первым совершить то, о чем мечтали поколения людей, первым проложить дорогу человечеству в космос. Счастлив ли я, отправляясь в космический полет! Конечно, счастлив. Ведь во все времена и эпохи для людей было высшим счастьем участвовать в новых открытиях!»
Ему было всего 34 года... Ему было всего 34 года... Трагически погиб 27 марта Трагически погиб 27 марта 1968 года в авиационной катастрофе вблизи деревни Новоселово Киржачского района Владимирской области при выполнении тренировочного полета на самолете. Похоронен У Кремлевской стены на Красной площади в Москве.
«... Не вечен человек. Но память о нем может стать вечной, если он жил для людей. Память благодарность живых». (В. Гагарина из кн. «108 минут и вся жизнь») Пророчески звучат слова Алексея Суркова: Пророчески звучат слова Алексея Суркова: И навсегда останется нетленной Среди племен, живущих на Земле. Среди племен, живущих на Земле. Любовь к тому, кто на простор Вселенной Любовь к тому, кто на простор Вселенной Ушел с Земли на первом корабле. Ушел с Земли на первом корабле.
Полет, поразивший мир Герман Титов 6-7 августа 1961 года совершил первый длительный полет в космос. «Подвиг Юрия Алексеевича Гагарина сравним с подвигом Колумба. Подвиг Титова не сравним ни с чем, что до сего знала история человечества.» /Мстислав Келдыш, академик/
Новые корабли«Союз» Корабли «Восток» и «Восход» выполняли ограниченный круг научно- технических задач, главным образом экспериментально- исследовательских. Новые космические корабли серии «Союз» были предназначены для относительно длительных полетов, маневрирования, сближения и стыковки на околоземных орбитах. Новые космические корабли серии «Союз» были предназначены для относительно длительных полетов, маневрирования, сближения и стыковки на околоземных орбитах.
С танци я «Мир» была запущена 19 февраля (станция сведена с орбиты) Станция «Мир» и пристыкованный к ней «Шаттл»-1995г.
Космонавтика жизненно необходима всему человечеству Космонавтика нужна науке - она грандиозный и могучий инструмент изучения Вселенной, Земли, самого человека. С каждым днем все более расширяется сфера прикладного использования космонавтики. Служба погоды, навигация, спасение людей и спасение лесов, всемирное телевидение, всеобъемлющая связь, сверхчистые лекарства и полупроводники с орбиты, самая передовая технология - это уже и сегодняшний день, и очень близкий завтрашний день космонавтики. А впереди - электростанции в космосе, удаление вредных производств с поверхности планеты, заводы на околоземной орбите и Луне. И многое- многое другое. По сути дела, изучая Космос, изучая строение звезд и планет, мы ищем ответ на извечный вопрос, волнующий человечество не одно столетие: «Кто мы и откуда?» Возможно, что ответ действительно скрыт от нас где-то в недрах Вселенной. И однажды случится чудо. Кто-нибудь и когда-нибудь прочтет эти таинственные знаки Бытия.
1. Что означает слово "космос "? Вселенная Небо Небо Планета Планета
С помощью приемника MUSE, установленного на Очень Большом Телескопе ESO VLT, астрономы осуществили лучшее на сегодняшний день трехмерное глубокое зондирование дальней Вселенной. Наблюдения площадки Hubble Deep Field South, продолжавшиеся в общей сложности 27 часов, позволили измерить расстояния, собственные движения и другие параметры у значительно большего числа галактик, чем было известно прежде в этом маленьком участке неба. Ученым удалось заглянуть за пределы расстояния, доступного для телескопа Хаббла, и выявить прежде не наблюдавшиеся объекты.
Путем фотографирования определенных участков неба с очень длинными экспозициями астрономы получили множество так называемых глубоких полей , изучая которые, удалось многое узнать о ранней Вселенной. Самой знаменитой из этих площадок стало поле Hubble Deep Field, изображение которого было получено с Космическим телескопом Хаббла NASA/ESA в течение нескольких дней в конце 1995 года. Этот великолепный снимок резко изменил наше представление о том, какой была Вселенная на раннем этапе своего развития. Спустя два года было получено изображение аналогичной площадки на южном небе - Hubble Deep Field South .
Эти снимки, однако, не могли ответить на все вопросы: чтобы получить подробную информацию о галактиках в глубоких полях астрономам необходимо тщательно изучить каждую из них при помощи разнообразных инструментов, а это трудная и требующая больших затрат времени задача. И вот теперь новому приемнику MUSE впервые удалось одновременно получить изображение глубокого поля и детально исследовать находящиеся в нем объекты, и к тому же выполнить обе эти работы гораздо быстрее, чем это было возможно прежде.
Одной из первых наблюдательных программ с использованием приемника MUSE после того, как он успешно прошел тестирование на телескопе VLT в 2014 г., были именно длительные и трудоемкие исследования площадки Hubble Deep Field South (HDF-S). Результаты этой работы превзошли все ожидания.
“Уже через несколько часов наблюдений мы быстро просмотрели полученные данные и обнаружили большое количество галактик. Это было очень обнадеживающе. Когда мы вернулись в Европу, мы начали исследовать эти данные более детально. Это было похоже на глубоководную рыбалку . Каждая новая находка вызывала всплеск восторга и споров ”, --говорит Ролан Бекон (Roland Bacon) из Лионского центра астрофизических исследований (Франция , CNRS), научный руководитель проекта MUSE и глава комиссии по приемке инструмента в эксплуатацию.
Элементом изображения HDF-S, получаемого приемником MUSE, является не только пиксель полевого изображения, но еще и спектр, то есть информацию об интенсивности излучения в этой точке в различных цветовых полосах. В целом в поле приемника оказывается около 90 000 спектров . Используя эту информацию, можно определить расстояние, химический состав и внутренние движения сотен удаленных галактик, а также зарегистрировать небольшое количество очень слабых звезд, принадлежащих Млечному Пути.
Несмотря на то, что общее время экспозиции с MUSE было гораздо меньше, чем у снимков, полученных с телескопом Хаббла, полученные данные позволили выявить на HDF-S более двадцати очень слабых объектов, которых Космический телескоп не зарегистрировал .
“Самый волнующий момент был, когда мы обнаружили на нашем снимке очень слабые галактики, которых на самых глубоких изображениях, полученных с телескопом Хаббла, вообще не было. После стольких лет напряженной работы по созданию этого приемника я увидел, как наши мечты становятся явью. Это был незабываемый момент ”, -- признается Ролан Бекон.
Тщательно исследовав все спектры, полученные при наблюдениях площадки HDF-S с инструментом MUSE, группа измерила расстояния до 189 галактик. Среди них есть несколько относительно близких, но некоторые из них видны такими, какими они были, когда Вселенной было менее одного миллиарда лет. В целом, благодаря MUSE количество объектов, до которых удалось измерить расстояния, выросло более, чем в десять раз.
Для близких галактик MUSE может даже измерить распределение физических параметров по различным частям галактики. Так можно, например, детально исследовать особенности вращения галактики. Эти измерения помогают понять, как галактики эволюционируют в космической шкале времени.
“Теперь, когда нам удалось продемонстрировать уникальные качества приемника MUSE для изучения дальней Вселенной, мы собираемся заняться и другими глубокими полями, например, Hubble Ultra Deep field . Мы сможем исследовать тысячи галактик и открыть новые крайне слабые и исключительно удаленные объекты. Эти маленькие новорожденные галактики, которые мы видим, проникая в прошлое более, чем на 10 миллиардов лет, постепенно вырастут и станут такими, как наша галактика Млечного Пути, какой мы видим ее сегодня ”, -- заключает Ролан Бекон.
Примечания
Каждый такой спектр покрывает интервал длин волн излучения от 375 до 930 нанометров, т.е. от голубых лучей до ближней инфракрасной области.
MUSE особенно чувствителен к объектам, которые излучают большую часть энергии на нескольких отдельных длинах волн. Именно такие спектры обычно присущи галактикам ранней Вселенной, так как они содержат водород, светящийся в определенных эмиссионных линиях под воздействием ультрафиолетового излучения молодых горячих звезд.
Узнать больше
Результаты исследования представлены в статье “The MUSE 3D view of the Hubble Deep Field South”, R. Bacon и др., которая выходит в журнале Astronomy & Astrophysics 26 февраля 2015 г.
Состав группы исследователей: R. Bacon (Observatoire de Lyon, CNRS, Université Lyon, Saint Genis Laval, France ), J. Brinchmann (Leiden Observatory, Leiden University, Leiden, The Netherlands ), J. Richard (Lyon), T. Contini (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, CNRS, Toulouse, France; Université de Toulouse, France ), A. Drake (Lyon), M. Franx (Leiden), S. Tacchella (ETH Zurich, Institute of Astronomy, Zurich, Switzerland ), J. Vernet (ESO, Garching, Germany), L. Wisotzki (Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam, Potsdam, Germany ), J. Blaizot (Lyon), N. Bouché (IRAP), R. Bouwens (Leiden), S. Cantalupo (ETH), C.M. Carollo (ETH), D. Carton (Leiden), J. Caruana (AIP), B. Clément (Lyon), S. Dreizler (Institut für Astrophysik, Universität Göttingen, Göttingen, Germany ), B. Epinat (IRAP; Aix Marseille Université, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Marseille, France), B. Guiderdoni (Lyon), C. Herenz (AIP), T.-O. Husser (AIG), S. Kamann (AIG), J. Kerutt (AIP), W. Kollatschny (AIG), D. Krajnovic (AIP), S. Lilly (ETH), T. Martinsson (Leiden), L. Michel-Dansac (Lyon), V. Patricio (Lyon), J. Schaye (Leiden), M. Shirazi (ETH), K. Soto (ETH), G. Soucail (IRAP), M. Steinmetz (AIP), T. Urrutia (AIP), P. Weilbacher (AIP) и T. de Zeeuw (ESO, Garching, Germany; Leiden).
Ссылки
Перевод пресс-релиза ESO eso1507Заглядывая в далекие глубины молодой вселенной, астрономы пытаются понять, как зажигались первые звезды.
Рождение первой звезды
Еще лет двадцать назад была известна лишь горсточка галактик старше семи миллиардов лет (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые даже открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в самом деле существуют в значительных количествах. Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 году руководитель научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше всего использовать ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели — каждый участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то предложил просто направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить там дыру максимальной глубины» (именно в таких выражениях).
Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field) орбитальная обсерватория более десяти суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минуты. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла всего через миллиард лет после Большого взрыва. Стало совершенно ясно, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе своего нынешнего возраста. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в нынешнем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не более 300 млн лет.
Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно — их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.
Астрономам известны совсем новенькие суперсветила. Пальма первенства принадлежит звезде R136a1, открытой в 2010 году. Она отстоит от Земли на какие-то 160 000 световых лет. Сейчас она тянет на 265 солнечных масс, хотя при рождении имела массу в 320 солнечных. R136a1 около миллиона лет, но она выбрасывает вещество в пространство с такой силой, что за это время похудела на 17%! Поскольку первые звезды появлялись на свет с массой того же порядка, можно предположить, что и они так же интенсивно теряли материю. Однако с выводами торопиться не стоит. Генерация звездного ветра происходит при существенном участии элементов тяжелее гелия, которыми первые звезды не располагали, поэтому вопрос остается открытым.
Облака-предшественники
Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует за датированного 1961 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.
Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.
В космологии существуют четыре основные шкалы расстояний, основанные на яркости объектов (Luminosity Distance, DL), угловых размерах (Angular Diameter Distance, DA), времени прохождения света (Light Travel Time Distance, DT), а также сопутствующая шкала (Comoving Distance, DC). Для расстояний менее 2 млрд. световых лет эти шкалы практически совпадают. DL: в расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят гораздо более тусклыми, чем в стационарной, потому что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству. DA: мы видим галактики на самом краю видимой Вселенной так, как они выглядели 13 млрд. лет назад. Но когда свет от них начал свой путь к нам, они были не только моложе, но и гораздо ближе. Поэтому далекие галактики выглядят значительно более крупными, чем можно было бы ожидать. DC: сопутствующая шкала расширяется вместе с нашей Вселенной. Она указывает, где находятся далекие объекты в данный момент (а мы видим Вселенную более молодой). По этой шкале граница видимой Вселенной находится приблизительно в 47 млрд. световых лет от нас. DT: эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Именно эту шкалу чаще всего используют астрономы, поскольку она одновременно показывает и расстояние, и возраст далеких галактик.
Темное начало
Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.
Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10−20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).
Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но некоторые специалисты полагают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Не исключено, что в будущем эту дату пересмотрят, однако есть все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями.
Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство жестким ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым препятствовали возникновению новых звезд. Однако своим излучением (особенно рентгеном) они постоянно подогревали окружающее пространство. Поэтому космический газ постепенно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, поскольку атомарный водород при температурах свыше 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место внутри самых ранних галактик, которые были еще очень мелкими (по современной классификации — карликовыми).
Эра светил
Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывает лишь несколько космологических параметров — в частности плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменили космическую среду.
Знаменитая картинка Hubble Deep Field (HDF). Она собрана из 342 отдельных снимков, сделанных камерой WFPC2 в течение 10 дней с 18 по 28 декабря 1995 года. На этом небольшом участке неба астрономы с удивлением обнаружили более 1500 галактик в различных стадиях эволюции.
Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 105−106 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 см³. Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.
До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, действительно ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака только до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, возникали сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки вполне внушительные звездные сообщества.
Первые звезды навсегда изменили состав межгалактической среды. Они практически уничтожили молекулярный водород, стопроцентно ионизировали водород атомарный и запустили синтез элементов тяжелее гелия и лития, которые до того в природе еще не существовали. Звездное население той далекой эпохи погибло в ранней юности, но оставило после себя обновленный космос, в котором возникли условия для формирования крупных галактик и звезд с планетными системами. Одна из таких звезд красуется на нашем небосводе.
Звезды в сотни солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4−6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень коротким, максимум 2−3млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в140−260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 1053 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили- это удел светил с начальной массой 12−20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Конечно, все вышесказанное — теоретические сценарии, ведь первые звезды никто никогда не наблюдал. Однако же некоторые из них в момент гибели породили мощнейшие гамма-всплески, почти доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был замечен всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже не за горами.
Совсем недавно возникли сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, скорее всего, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и даже более крупными группами.
А не случилось ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения своих соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции могли оказаться и довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и даже дожить до нашего времени. Однако, как объяснил «ПМ» профессор Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего первые звезды, даже появившиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эпоху светил с умеренной массой- всего лишь логическая возможность».
От суперзвезд к гипердырам
Черные дыры, которые оставили после себя первые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и вряд ли имели более сотни солнечных масс. Однако результаты анализа излучения древних квазаров позволяют утверждать, что спустя 800−900 млн лет после Большого взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца. Как могли возникнуть подобные гиганты за столь короткое время? «На первый взгляд в этом нет никакой загадки, — говорит Абрахам Лёб, профессор астрономии Гарвардского университета и автор недавно опубликованной монографии о первых звездах. — Если постоянно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса станет увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотни солнечных масс, спокойно доберется до миллиарда. Однако дело в том, что гипотеза стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления показали, что такая аккреция прерывается по целому ряду причин. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные системы, излучающие мощные гравитационные волны, которые буквально вымывают газ из окрестного пространства. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Однако есть и другая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования показывают, что внутри первых карликовых галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Большого взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла снизить температуру менее 10 000 К. Однако эти галактики все же имели солидный объем и с помощью темной материи захватывали много больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации возможен сценарий, в соответствии с которым горячий коллапсирующий газ не распадается на многочисленные сгустки, а очень быстро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После них могли остаться черные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение последующих 300−400 млн лет. Это решает загадку раннего появления сверхмассивных черных дыр — пока, естественно, только в теории».
Заглядывая в далекие глубины молодой вселенной, астрономы пытаются понять, как зажигались первые звезды.
Еще лет двадцать назад была известна лишь горсточка галактик старше семи миллиардов лет (этот порог соответствует космологическому красному смещению, превышающему единицу). Некоторые ученые даже открыто сомневались, что столь древние звездные скопления в самом деле существуют в значительных количествах. Устранению этого заблуждения помог случай. В 1995 году руководитель научных программ космического телескопа «Хаббл» Роберт Уильямс попросил у нескольких авторитетных астрономов совета, как лучше всего использовать ту долю обсервационного времени, которой он распоряжался по своему усмотрению. Часы горячих споров ни к чему не привели - каждый участник встречи отчаянно боролся за собственную программу. И тогда кто-то предложил просто направить телескоп в любую точку небесной сферы и «просверлить там дыру максимальной глубины» (именно в таких выражениях).
Эта идея оказалась на редкость плодотворной. В рамках нового проекта HDF (The Hubble Deep Field ) орбитальная обсерватория более десяти суток наблюдала участок небесной сферы площадью в 5,25 квадратной угловой минуты. В результате было обнаружено несколько тысяч сверхдалеких галактик, часть которых (с красным смещением порядка 6) возникла всего через миллиард лет после Большого взрыва. Стало совершенно ясно, что процесс возникновения звезд и звездных скоплений шел полным ходом, когда Вселенная была в 20 раз моложе своего нынешнего возраста. Дальнейшие наблюдения в рамках проектов HDF-South и Great Observatories Origins Deep Survey только подтвердили эти выводы. А в январе 2011 года астрономы из Нидерландов, США и Швейцарии сообщили о вероятной идентификации галактики с более чем десятикратным красным смещением, возникшей не позднее 480 млн лет после Большого взрыва. Можно надеяться, что уже в нынешнем десятилетии космические и наземные телескопы отловят звездный свет с двадцатикратным красным смещением, который ушел в космос, когда Вселенной было не более 300 млн лет.
Отдельные звезды первого поколения, в отличие от составленных из них галактик, еще не обнаружены. Это и понятно - их излучение достигает Земли в виде очень слабых потоков фотонов, отодвинутых красным смещением в далекую инфракрасную зону. Однако за несколько сотен миллионов лет с момента своего рождения эти светила (их также называют звездами популяции III) так повлияли на состав межгалактического вещества, что эти изменения замечают даже современные телескопы. С другой стороны, теоретики неплохо разбираются в процессах, которые свыше 13 млрд лет назад впервые запустили процесс рождения звезд и звездных скоплений.
Облака-предшественники
Звезды образуются из диффузной космической материи, сгустившейся под действием сил гравитации. В общих чертах этот механизм был ясен еще Ньютону, что следует из датированного 1961 годом письма, адресованного филологу Ричарду Бентли. Разумеется, современная наука сильно обогатила ньютоновское объяснение. В начале прошлого века британский астрофизик Джеймс Джинс доказал, что газовое облако коллапсирует лишь в том случае, если его масса превышает определенный предел. Когда газ стягивается к центру облака, возрастает его давление и возникают звуковые волны, распространяющиеся к периферии. Если их скорость меньше скорости гравитационного стягивания газа, облако продолжает коллапсировать, увеличивая плотность вещества в центральной зоне. Поскольку скорость звука пропорциональна квадратному корню температуры, а темп гравитационного сжатия возрастает вместе с массой, газовое облако коллапсирует тем легче, чем оно холоднее и тяжелее.
Как измерить расстояние в расширяющейся Вселенной
D L В расширяющейся Вселенной далекие галактики выглядят гораздо более тусклыми, чем в стационарной, потому что фотоны испытывают красное смещение и «размазываются» по большему пространству.
D A Галактики на самом краю видимой Вселенной выглядят так же, как 13 млрд. лет назад. Но когда свет от них начал свой путь к нам, они были не только моложе, но и гораздо ближе. Поэтому далекие галактики выглядят значительно более крупными, чем можно было бы ожидать.
D C Сопутствующая шкала расширяется вместе с нашей Вселенной. Она указывает, где находятся далекие объекты в данный момент (а мы видим Вселенную более молодой).
D T Эта шкала основана на времени прохождения света от далеких галактик до земного наблюдателя. Она одновременно показывает и расстояние, и возраст далеких галактик.
Во времена юной Вселенной в возрасте нескольких десятков миллионов лет космический газ состоял из водорода (76% массы) и гелия (24%), образовавшихся через несколько минут после Большого взрыва (плюс совсем немного лития). Его температура не особенно отличалась от температуры реликтового микроволнового излучения, которая к тому времени составляла около 100 К. Пространство было заполнено и темной материей, плотность которой тогда была довольно высока (сейчас из-за расширения Вселенной она в десятки раз меньше). Темная материя, как и обычная, служит источником тяготения и потому вносит вклад в полную гравитационную массу газовых облаков. В этих условиях масса Джинса составляет примерно 105 солнечных масс. Это и есть нижний предел полной массы скоплений обычной (барионной) и темной материи, из которых могли родиться первые звезды. Для контраста следует отметить, что звезды нашей Галактики, в том числе и Солнце, появились на свет без всякой помощи темной материи.
Темное начало
Роль темной материи в запуске процесса звездообразования исключительно важна. Ионизированный водородно-гелиевый газ, заполнявший пространство вплоть до эпохи возникновения нейтральных атомов (около 400 000 лет после Большого взрыва), был настолько «сглажен» взаимодействием с реликтовым электромагнитным излучением, что его плотность всюду была практически одинакова. Если бы еще и темная материя равномерно распределялась по космическому пространству, то локальным газовым сгусткам просто неоткуда было бы взяться, и звездообразование никогда бы не началось. Этому помешали флуктуации квантовых полей, породившие частицы темной материи в первые мгновения после Большого взрыва. Поскольку она не была подвержена нивелирующему действию реликтовой радиации, ее плотность кое-где несколько превышала средние значения. Эти максимумы плотности создавали гравитационные «колодцы», в которых собирались частицы газа. Темная материя не только обеспечивала формирование первичных газовых облаков, но и влияла на их последующий коллапс. Она создавала гравитационные конверты, внутри которых обычный газ закручивался приливными силами и превращался в тонкий вращающийся диск. Так формировались протогалактики, окруженные оболочками (гало) из темной материи. Локальные уплотнения внутри диска давали начало отдельным звездам.
Но это еще не полная картина. Поскольку уплотняющийся газ нагревается, его давление растет и противодействует дальнейшему коллапсу. Чтобы коллапс не прекратился, газ должен охладиться. Для звезд, формировавшихся в нашей Галактике, в том числе и для Солнца, это не составляло проблемы. В те времена космическая среда уже содержала частицы пыли и отдельные многоэлектронные атомы (скажем, азота, углерода и кислорода). При столкновениях они легко излучали фотоны и теряли энергию, вследствие чего температура газовой среды упала до 10–20 К. У первичных облаков такого выхода не было, и они могли терять температуру лишь за счет излучения атомарного и молекулярного водорода. Но атомарный водород служит эффективным охладителем лишь при нагреве свыше 10 000 К, а первичные облака были много холоднее. Процесс звездообразования спасали двухатомные молекулы водорода, теряющие энергию уже при нескольких сотнях кельвинов. По всей вероятности, они возникли благодаря столкновениям атомов водорода со свободными электронами, которых в космическом пространстве вполне хватало (электроны лишь катализировали эту реакцию и потому сами не расходовались).
Когда зажглись первые звезды, не знает никто, но некоторые специалисты полагают, что это могло произойти всего через 30 млн лет после Большого взрыва. Не исключено, что в будущем эту дату пересмотрят, однако есть все основания утверждать, что в возрасте 100 млн лет Вселенная уже обладала звездными популяциями.
Звезды-пионеры были законченными эгоистами. Они заливали окружающее пространство жестким ультрафиолетом, легко разрушающим молекулы водорода, и тем самым препятствовали возникновению новых звезд. Однако своим излучением (особенно рентгеном) они постоянно подогревали окружающее пространство. Поэтому космический газ постепенно прогрелся до температур, при которых на холодильную вахту заступил атомарный водород, и процесс звездообразования возобновился. Более того, этот процесс усилился, поскольку атомарный водород при температурах свыше 10 000 К излучает больше энергии, нежели молекулярный. Вторая стадия интенсивного формирования звезд популяции III имела место внутри самых ранних галактик, которые были еще очень мелкими (по современной классификации - карликовыми).
Эра светил
Дозвездная вселенная не отличалась сложностью. Ее состояние описывает лишь несколько космологических параметров - в частности плотность различных форм материи и температура реликтового излучения. Новорожденные звезды одновременно исполняли роль мощных источников электромагнитных волн и фабрик химических элементов. Хотя жизненный срок первых светил был недолгим, они качественно изменили космическую среду.
Первые звезды вспыхивали в зоне повышенной плотности газовых частиц, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса облаков барионной и темной материи с массой порядка 105–106 солнечных масс. Естественно, существуют разные сценарии звездообразования (их можно обсчитать на суперкомпьютере, хотя и не полностью), но в целом все модели сходятся в том, что в ходе фрагментации первичных облаков внутри гало из темной материи формировались сгустки газа, тянущие на несколько сотен солнечных масс. Эта величина соответствует массе Джинса для температуры около 500 К и плотности газа порядка 10 000 частиц на 1 см 3 . Поэтому вскоре после формирования газовые сгустки теряли устойчивость и претерпевали гравитационный коллапс. Их температура возрастала весьма умеренно благодаря охлаждающему действию молекулярного водорода. В конечном счете они превращались в аккреционные диски, в которых и родились первые звезды.
До недавнего времени считали, что коллапсирующий сгусток с подобными параметрами больше не распадается и становится родоначальником единственной звезды. Вычисления, основанные на оценке темпов аккреции газа к центру диска, показывают, что масса таких звезд не могла быть больше 1000 солнечных масс. Это теоретическая верхняя граница, и пока не ясно, действительно ли существовали подобные сверхгиганты. Согласно консервативным оценкам, звезды первого поколения не были тяжелее 300, максимум 500 солнечных масс. Нижний предел массы этих звезд задается тем, что молекулярный водород способен снизить температуру облака только до 200 К, и потому звезда, не дотягивающая до 30 масс Солнца, просто не может родиться. Поскольку первичные облака фрагментировались на множество локальных сгущений, первые звезды, скорее всего, возникали сериями численностью в сотни, тысячи (а то и больше) светил. Конечно, это были еще не галактики (те сформировались позднее), но все-таки вполне внушительные звездные сообщества.
Звезды в сотни солнечных масс отличались яркостью и величиной. Их поверхность была разогрета до 100 000 К (атмосфера нашего Солнца в 17 раз холоднее). Типичный радиус такой звезды составлял 4–6 млн км против 700 000 км у Солнца, а светимость превосходила солнечную в миллионы раз. Их существование было очень коротким, максимум 2–3 млн лет, и завершали они его неодинаково. Звезды, которые появлялись на свет с массой в 140–260 солнечных, в конце жизни сгорели без остатка в сверхмощных термоядерных взрывах, высвобождая энергию порядка 10 53 эрг. Светила большей и меньшей массы коллапсировали в черные дыры. А вот нейтронных звезд они после себя не оставили - это удел светил с начальной массой 12–20 (максимум 30) солнечных масс, время которых тогда еще не пришло. Конечно, все вышесказанное - теоретические сценарии, ведь первые звезды никто никогда не наблюдал. Однако же некоторые из них в момент гибели породили мощнейшие гамма-всплески, почти доступные для современной аппаратуры. В 2009 году был замечен всплеск, датируемый 630 млн лет жизни Вселенной, а регистрация еще более ранних всплесков уже не за горами.
Совсем недавно возникли сомнения в правомерности модели изолированного возникновения первых звезд. В феврале 2011 года астрофизики из ФРГ и США опубликовали в журнале Science результаты компьютерного моделирования динамики аккреционных дисков, положивших начало первым звездам. Анализ показал, что такие диски, скорее всего, распадались на фрагменты, и первые звезды появлялись на свет не поодиночке, а парами, тройками и даже более крупными группами.
А не случилось ли так, что отдельные звездные эмбрионы под действием тяготения своих соседей вылетали за границы диска еще до того, как набрали огромную массу? В этом случае среди звезд третьей популяции могли оказаться и довольно легкие светила, способные протянуть миллиарды лет и даже дожить до нашего времени. Однако, как объяснил «ПМ» профессор Техасского университета в Остине Фолькер Бромм, пока удалось проследить лишь начальный этап эволюции аккреционного диска на протяжении нескольких сотен лет: «Скорее всего, первые звезды, даже появившиеся на свет группой, все-таки дорастали как минимум до нескольких десятков солнечных масс, как и полагали ранее. Так что гипотетическое появление в ту эпоху светил с умеренной массой – всего лишь логическая возможность».
От суперзвезд к гипердырам
Черные дыры, которые оставили после себя первые звезды, были, во всяком случае, легче их самих и вряд ли имели более сотни солнечных масс. Однако результаты анализа излучения древних квазаров позволяют утверждать, что спустя 800–900 млн лет после Большого взрыва во Вселенной уже имелись черные дыры в миллиард раз тяжелее Солнца. Как могли возникнуть подобные гиганты за столь короткое время? «На первый взгляд в этом нет никакой загадки, - говорит Абрахам Лёб, профессор астрономии Гарвардского университета и автор недавно опубликованной монографии о первых звездах.– Если постоянно щедро снабжать дыру веществом, с течением времени ее масса станет увеличиваться по экспоненте, подобно колонии бактерий в богатой питательной среде. На таком режиме за несколько сотен миллионов лет дыра, начавшая с сотни солнечных масс, спокойно доберется до миллиарда. Однако дело в том, что гипотеза стабильной подпитки черной дыры аккретирующим газом не соответствует действительности. Вычисления показали, что такая аккреция прерывается по целому ряду причин. Так, при слиянии галактик черные дыры образуют двойные системы, излучающие мощные гравитационные волны, которые буквально вымывают газ из окрестного пространства. А в отсутствие непрерывной подпитки экспоненциального роста просто не будет. Однако есть и другая возможность. Результаты этого же компьютерного моделирования показывают, что внутри первых карликовых галактик, которые уж точно существовали спустя 500 млн лет после Большого взрыва, могли сформироваться подлинные звезды-исполины. Молекул водорода в пространстве тогда уже не осталось, а среда из атомарного водорода не могла снизить температуру менее 10 000 К. Однако эти галактики все же имели солидный объем и с помощью темной материи захватывали много больше газа, нежели облака, положившие начало самым первым звездам. В этой ситуации возможен сценарий, в соответствии с которым горячий коллапсирующий газ не распадается на многочисленные сгустки, а очень быстро, без предварительного формирования аккреционных дисков, порождает одиночные и парные звезды в несколько миллионов солнечных масс. После них могли остаться черные дыры-миллионники, имеющие реальный шанс тысячекратного роста в течение последующих 300–400 млн лет. Это решает загадку раннего появления сверхмассивных черных дыр - пока, естественно, только в теории».
Эмил Иванов - оперный певец и астроном-любитель в одном лице. С ранних лет он интересовался пением и астрономией. Первый телескоп Эмил построил в 9 лет: в дело пошли очковые стекла и объектив от театрального бинокля. А свои первые снимки звездного неба он получил с помощью 35-мм фотоаппарата «Смена»
Закончив школу, Эмил Иванов начал изучать в Государственном университете Софии астрономию, но через два года перевелся в Музыкальную академию, которую окончил спустя пять лет. А дальше началась его карьера оперного певца, в ходе которой он выступал на самых престижных площадках мира. Профессиональная занятость до самого последнего времени не позволяла ему обратиться к любимому хобби, однако с 2009 года, когда Эмил стал обладателем 12-дюймового астрографа, он получил возможность заниматься астрофотографией.
В результате за 3 года у Эмила скопилась внушительная коллекция астрономических снимков с изображениями планет и солнца, комет, Луны и самых разнообразных объектов глубокого космоса.
(Всего 20 фото)
1. Весной небо северного полушария бедно на звезды, так как мы смотрим в сторону от диска Галактики, где сосредоточены большинство звезд Млечного Пути, туманности и звездные скопления. Зато перед нами открываются глубины космоса - скопления галактик в созвездиях Волос Вероники и Девы. Одна из множества звездных систем, которые можно увидеть на небе весной, - великолепная спираль М94, галактика в созвездии Гончих Псов, расположенная на расстоянии 16 миллионов световых лет от нас. Вместе с еще примерно 20 галактиками М94 входит в группу галактик, которая является частью сверхскопления в Деве. Частью этого же сверхскопления является и наша галактика, Млечный Путь
2. У туманности IC 405 существует еще несколько номеров в разных каталогах (Sh 2-229, Колдуэлл 31), но любителям астрономии она известна под названием Туманность пламенеющей звезды. Это обширное скопление газа и пыли находится в созвездии Возничего и окружает очень горячую звезду AE Возничего (в центре снимка). Мощное излучение звезды ионизирует газ туманности, заставляя его светиться красным, а также отражается от чрезвычайно мелких пылинок поблизости. В результате мы видим вблизи звезды и голубые тона. По галактическим меркам АЕ Возничего сущий младенец - возраст ее составляет всего 2-3 миллиона лет. Однако за это время звезда проделала большой путь по небу: исследования показывают, что родилась АЕ Возничего в Туманности Ориона. Что придало звезде столь большую скорость, что она навсегда покинула свою колыбель, сегодня в точности не известно
3. Шаровое скопление М3 в созвездии Гончих Псов. Это довольно яркое шаровое скопление лучше всего видно на небе весной. Находится оно на полпути между ярким Арктуром и α Гончих Псов. Как и подавляющее большинство шаровых скоплений Галактики, М3 старое скопление - его возраст составляет, вероятно, больше 11 миллиардов лет. Очень четкие снимки вроде этого показывают множество красных гигантов - звезд, находящихся на поздних стадиях эволюции
4. Не секрет, что плоскость нашей Галактики сильно «запылена». Межзвездная пыль и молекулярные облака поглощают свет далеких звезд, скрывая от нас центр Млечного Пути и много других интересных объектов. Невооруженному глазу холодные облака предстают в лучшем случае в виде темных провалов на фоне бледного свечения Млечного Пути, но на фотографиях, подобных этой, можно в деталях рассмотреть их структуру. В центре снимка - яркая звезда β Цефея. В правом нижнем углу находится известная отражательная туманность Ирис (NGC 7023), чуть левее ее - туманность Призрак. А у левого края снимка находится вытянутая туманность Барнард 175
5. Красивая спиральная галактика М88 из созвездия Волосы Вероники. Эта звездная система находится на расстоянии 47 миллионов световых лет от Земли. В ядре М88 идут активные процессы, связанные, вероятно, со взаимодействием вещества галактики и сверхмассивной черной дыры. Астрономы установили, что масса центральной черной дыры составляет около 80 миллионов масс Солнца
6. М21, рассеянное звездное скопление в созвездии Стрельца. Это скопление находится довольно далеко от нас, на расстоянии свыше 4 тысяч световых лет, поэтому невооруженным глазом оно не видно. Однако даже небольшой бинокль без труда разрешает его на звезды. Скопление М21 очень молодо - его возраст оценивается в 4,6 миллиона лет.
7. Эмиссионная туманность NGC 2174. Эта обширная и довольно яркая туманность находится в созвездии Ориона, там, где на древних картах изображалась поднятая вверх дубинка охотника. Левый край туманности имеет сложную структуру; свечение водорода перемежается с темными прожилками пыли. На снимках телескопа «Хаббл» в этом месте видны глобулы и столбы пыли, подобные знаменитым Столбам Творения в туманности М16
8. детальное изображение участка созвездия Цефея с темными туманностями LBN 468, LDN 1148, LDN 1155, LDN 1158, HH 215. Первые четыре туманности вошли в каталоги ярких и темных туманностей Линдса (Lynds Bright Nebula, Lynds Dark Nebula), последний, похожий на головастик, объект справа внизу - объект Хербига-Аро 215
9. Группа галактик в Драконе. Прекрасное трио галактик состоит из двух спиральных (NGC 5981 и NGC 5985 - слева и справа) галактик и эллиптической NGC 5982 (в центре). Они действительно физически связаны друг с другом и располагаются примерно на одном и том же расстоянии от нас - около 100 миллионов световых лет. Из-за весьма солидного расстояния интегральный блеск каждой из этих галактик не превышает 11-й зв. величины. Однако на этом замечательном снимке проявились и гораздо более далекие галактики
10. Среди россыпей звезд в созвездии Стрелы находится маленькая эмиссионная туманность Sh2-82 (объект номер 82 из каталога Шарплесса). Туманность окружена голубоватой отражательной туманностью; обе они находятся позади мощного скопления пыли
11. М19 - далекое шаровое скопление в созвезии Змееносца. Возраст скопления составляет почти 12 миллиардов лет, оно состоит более чем из миллиона звезд, многие из которых уже сошли с главной последовательности и проходят стадию красных гигантов. Отчетливо видно, что форма М19 вытянута, однако на инфракрасных снимках скопление предстает почти идеальным шаром. Очевидно, и здесь не обошлось без межзвездной пыли, которая скрывает часть М19 от наших глаз.
12. Галактика Игла (она же NGC 4565) в созвездии Волосы Вероники. Эта великолепная спиральная галактика расположена к нам ребром, поэтому мы не наблюдаем спиральных рукавов, зато очень хорошо видим центральное утолщение - балдж - и прослойку межзвездной пыли. Если бы мы могли взглянуть на нашу собственную звездную систему, Млечный Путь, со стороны, то она выглядила бы, вероятно, очень похоже на галактику Игла. Кроме NGC 4565 на снимок попало еще две галактики - NGC 4562 (в левом верхнем углу) и IC 3571 (маленькое голубоватое пятнышко непосредственно под галактикой Игла).
13. Галактики М81 и М82 в созвездии Большой Медведицы. Замечательная пара галактик давно является излюбленным объектом для многих любителей астрономии - она прекрасно видна даже в 50-мм бинокли. М81 известна как галактика Боде, а М82 - как галактика Сигара или Взрывающаяся галактика. Изучая спектр галактики М82 (справа) астрономы еще 3-4 десятилетия назад полагали, будто в центре ее произошел грандиозный взрыв, однако современные исследования с помощью крупнейших телескопов предлагают другое объяснение внешнему виду галактики. Согласно ему в М82 идут процессы бурного звездообразования, и звездный ветер от тысяч молодых горячих звезд выдувает газ из галактики. Вспышка звездообразования, вероятно, произошла в результате гравитационного взаимодействия М81 и М82. На снимок также попала карликовая неправильная галактика Хольмберг IX, спутник галактики М81, которая видна чуть выше ее как клочковатое облачко
14. Темные провалы на небе давно были известны астрономам, но первым, кто взялся за их изучение, стал американский астроном Эдуард Барнард. В 1919 году он выпустил каталог темных туманностей, в который включил 182 подобных объекта. Одна из таких туманностей, Барнард 174, представлена на этом снимке. Астроном описал ее как узкую туманность неправильной формы, вытянутой с северо-востока на юго-запад и диаметром 19 угловых минут
15. Туманность Пузырь (NGC 7635) и рассеянное скопление М52 в созвездии Кассиопеи. Странная туманность сферической формы на первый взгляд кажется планетарной, однако на самом деле это не так. Пузырь выдувает горячая звезда, находящаяся внутри него, справа по центру. Мощный звездный ветер буквально расталкивает межзвездное вещество в разные стороны. Размеры пузыря уже достигли 10 световых лет
16. В созвездии Большой Медведицы. На снимок попали сразу два объекта каталога Мессье, которые имеют, правда, совершенно различную природу. Слева вверху находится планетарная туманность Сова (М97), в правом нижнем углу - спиральная галактика М108. Туманность Сова - это расширяющаяся оболочка умершей звезды. Ядро звезды - горячий белый карлик в центре туманности - нагревает оболочку своим ультрафиолетовым излучением и заставляет ее переизлучать фотоны в видимом диапазоне спектра. Расстояние до М97 - 2600 св. лет. Галактика М108 находится в 17,5 тысяч раз дальше, на расстоянии около 45 миллионов световых лет. Ее масса и размеры сопоставимы с массой и размерами Млечного Пути
17. Рассеянное скопление М7 (скопление Птолемея). Это одно из ярчайших рассеянных скоплений на нашем небе. Находится оно в созвездии Скорпиона, в самой гуще Млечного Пути, на расстоянии около 1000 световых лет от нас. Скопление состоит из 80 звезд-гигантов, чья общая масса составляет более 700 масс Солнца. Несмотря на то что скопление довольно молодо (возраст его составляет 200 миллионов лет), наиболее массивные его звезды уже значительно проэволюционировали
18. Туманность Калифорния (NGC 1499) в созвездии Персея, снятая в нескольких узких полосах спектра. Эта огромная туманность вытянулась на небе на 2,5°, что составляет почти 5 дисков Луны. Несмотря на внушительные размеры, наблюдать туманность визуально невероятно трудно из-за ее чрезвычайно низкой поверхностной яркости. Тем не менее на фотографиях с большой экспозицией ее очертания проявляются достаточно подробно, напоминая внешне очертания штата Калифорния. Расстояние до туманности - около 1000 св. лет
19. NGC 1333 - отражательная туманность в созвездии Персея. На этом изумительном по четкости и глубине снимке туманность представляется густым хитросплетением газовых и пылевых облаков, почти не излучающих свет. Отраженное свечение имеет голубоватый цвет, кстати, по той же причине, по которой является голубой и земная атмосфера. Туманность NGC 1333 - часть молекулярного облака Персея, которое располагается от нас на расстоянии около 1000 световых лет. Внутри облака находится множество очень молодых звезд возрастом не более миллиона лет - фактически, ровесников человечества
20. Галактика Подсолнух (М63) - красивая спиральная звездная система в созвездии Гончих Псов. Галактика была открыта в 1779 году французским астрономом Пьером Мешеном, а в середине XIX века лорд Росс установил ее спиральную структуру. Размеры М63 составляют около 100000 световых лет, что сопоставимо с размерами Млечного Пути. Ее структура чрезвычайно любопытна - на снимке мы видим маленькое плотное ядро с множеством коротких, сильно закрученных спиральных рукавов. Но кроме этого мы видим также продолжения спиральных ветвей в виде слабых петель, продолжающихся далеко за пределы диска М63. Вероятно, эти структуры, состоящие также из звезд и газа, образовались в результате гравитационного взаимодействия с галактиками-соседями