Форум » Разное » Астрономия » Ответить
Астрономия
milstar: SN 2006gy: самая яркая сверхновая http://www.astronet.ru/db/msg/1221962 Авторы и права: Рентгеновские лучи: НАСА / Рентгеновская обсерватория Чандра, Натан Смит, Вейдонг Ли (Калифорнийский университет в Беркли) и др.; Инфракрасный диапазон: Ликская обсерватория/Калифорнийский университет в Беркли/ Дж.Блум, К. Хансен Перевод: Д.Ю.Цветков Пояснение: Взрыв звезды, занесенный в каталог как сверхновая SN 2006gy, можно увидеть на этом широкоугольном изображении (слева) галактики NGC 1260, в которой произошла вспышка, и на увеличенном виде области около ядра галактики (вверху справа). Действительно, если учесть, что расстояние до сверхновой составляет около 240 миллионов световых лет, ее светимость оказывается гораздо выше, чем у всех ранее открытых сверхновых, и она сохраняла высокую светимость дольше, чем другие сверхновые (по видимому блеску, который в максимуме был равен около 14 звездной величины, эта сверхновая не выделяется среди других - прим. пер.). Наблюдения телескопа Чандра, показанные на нижней правой картинке, позволили определить яркость сверхновой в рентгеновских лучах и могут рассматриваться как подтверждение теории, объясняющей вспышку SN 2006gy взрывом звезды, масса которой более чем в сто раз превосходит массу Солнца. Астрономы предполагают, что в такой исключительно массивной звезде причиной нестабильности, приводящей к разрушению ядра звезды, может стать образование пар вещество-антивещество. В этом случае после взрыва, в отличие от других вспышек массивных звезд, не должно остаться ни нейтронной звезды, ни даже черной дыры. Очень интересно, что аналогом звезды, взрыв которой наблюдался как сверхновая SN 2006gy, в нашей Галактике вполне может быть хорошо известная исключительно массивная звезда Эта Киля. ########## 1.SN2006GY - 10 ^44 джоулей 2. Краката́у - 0.84 *10^18 джоулей Краката́у мощнейшее извержение 1883 года разрушило остров и вулкан. Объём материала, выброшенного взрывом, составил около 18 км³ 200 мегатонн тротила. Supernoma SN2006gy (animation) https://www.youtube.com/watch?v=UZDNK70OMjk #### SN 2005ap was an extremely energetic type II supernova in the galaxy SDSS J130115.12+274327.5. It is reported to be the brightest supernova yet recorded, twice as bright as the previous record holder, SN 2006gy http://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2007/1010.html http://iopscience.iop.org/1538-4357/668/2/L99/pdf/1538-4357_668_2_L99.pdf
milstar: В настоящее время самая большая из известных карликовых планет - 136199 Эрида, которая еще до прошлой недели называлась 2003 UB313. Эрида немного больше Плутона, но ее орбита пролегает примерно в два раза дальше от Солнца, чем орбита Плутона. Эрида показана на этом изображении, полученном 10-метровым телескопом Кека на Гавайских островах (США). Как и у Плутона, у Эриды есть спутник, который был официально назван Международным Астрономическим Союзом (136199) Эрида I (Дисномия). Дисномия видна на этом снимке справа от Эриды. Карликовые планеты Плутон и Эрида представляют собой транснептуновые объекты, орбиты которых находятся в поясе Койпера, за орбитой Нептуна. Эрис была открыта в 2003 году, и вероятно, состоит из замерзших водяного льда и метана. Так как недавно решением МАС статус Плутона был понижен с планеты до карликовой планеты, ему также было присвоено новое цифровое обозначение: (134340) Плутон. Кроме этих объектов, в настоящее время только (1) Церера является официально зарегистрированной карликовой планетой. http://www.astronet.ru/db/msg/1216382 Карликовая планета Эрида обращается по орбите вокруг Солнца и в настоящий момент удалена от него на расстояние, вдвое большее, чем Плутон. По оценкам, масса Эриды оказалась на 27 процентов превышающей массу Плутона. Масса была посчитана на основе измерений периода обращения спутника Эриды, Дисномии. Изображения наземного телескопа Кека в совокупности с изображениями космического телескопа им. Хаббла свидетельствуют, что Дисномия обращается вокруг Эриды по почти круговой орбите с периодом 16 земных суток. Даже год назад, когда Эриду обозначали как 2003 UB313, инфракрасные изображения показывали, что она действительно крупнее Плутона. Плоскость орбиты Эриды сильно наклонена к плоскости орбит планет Солнечной системы. На сегодняшней картинке показан рисунок художника, на котором Эрида вместе Дисномией движутся вокруг далекого для них Солнца. Пока нет планов по запуску кораблей к Эриде. Хотя имеется автоматический корабль Новые Горизонты, который летит к Плутону и который недавно пролетел Юпитер. http://www.astronet.ru/db/msg/1222539
milstar: Физические свойства карликовых планет Доклад http://lnfm1.sai.msu.ru/grav/russian/life/chteniya/sagi2007/carlikitext.pdf "Карликовая планета" – небесное тело, которое (a) обращается вокруг Солнца, (b) имеет достаточную массу, для того, чтобы самогравитация превосходила твердотельные силы и тело могло принять гидростатически равновесную (близкую к сферической) форму, (c) не очищает окрестности своей орбиты и (d) не является спутником (планеты). Карликовые планеты Церера, Плутон, Эрида Все остальные объекты, обращающиеся вокруг Солнца, охватываются понятием "Малые тела Солнечной системы". Это астероиды, кометы, почти все транснептунные объекты, исключая спутники планет.
milstar: Объект был обнаружен почти в афелии – на самом дальнем расстоянии от Солнца 97 а.е. – и имел видимую величину V = 18.5. Период обращения объекта вокруг Солнца составляет 560 лет, поэтому он достигнет ближайшего расстояния от Солнца в перигелии 37.8 а.е. только в 2257 г. Видимая фотометрия на 1.3-м SMARTS телескопе и инфракрасная фотометрия (Gemini North Observatory) показали очень высокую отражательную способность. Космический телескоп Хаббла уточнил геометрическое альбедо и размер Эриды. Отражательная способность из-за замерзшего метана составляет 0.85 ± 0.07. Размер Эриды превышает диаметр Плутона только на 5% и составляет примерно (2400 ± 100) км (диаметр Плутона 2306 км). В спектре ближней инфракрасной области Эриды доминируют линии абсорбции метана, т.е. объект в значительной степени подобен Плутону. Его поверхность покрыта твердым замерзшим метаном и представляет собой смесь камня и льда. В ближней инфракрасной области присутствуют линии азота N2 и окиси углерода CO, свойственные Плутону, а также линии углекислого газа CO2, присутствующие на Тритоне. Основным отличием в видимой части спектра является то, что поверхность Плутона в среднем красная, в то время как новый объект почти серый. Различие можно объяснить тем, что новый объект на расстоянии в 3 раза большем, чем Плутон, является более холодным, и метановый лед более равномерно покрывает поверхность. Поэтому альбедо более однородно по поверхности и равно или выше, чем у Плутона. Открытие объекта на таком большом расстоянии от Солнца (97 а.е.) представляет более низкотемпературную лабораторию для изучения явлений, свойственных Плутону – замораживание атмосферы, химию льда, фазовые переходы азота. Температурные вариации от афелия к перигелию даже более экстремальны, чем у Плутона. http://lnfm1.sai.msu.ru/grav/russian/life/chteniya/sagi2007/carlikitext.pdf Итак, общие свойства карликовых планет следуют из самого определения – тела обладают достаточной массой , чтобы тело могло принять гидростатички равновесную форму. Нижняя граница массы и размер тела не определены, но для трех указанных тел она порядка 10 21 – 1022 кг. По орбитальным характеристикам они принадлежат различным классам орбит, а именно, Главному астероидному поясу, поясу Койпера и рассеянному поясу, т.е. тела, подвергшиеся дифференциации слоев и переработке на основе происходящих внутри процессов, присутствуют во всех областях Солнечной системы. Этим они отличаются от астероидов и других транснептунных объектов, которые представляют собой остатки первичной материи, не подвергшийся переработке и сохранившихся в неизменном виде со времени образования Солнечной системы. Изучение процессов, кокторые могли привести к гидростатическому равновесию при разных условиях образования, освещенности, солнечного излучения и температур – выделяет эти объекты в один класс, число объектов которого может возрасти в ближайшие годы до 45 и более членов.
milstar: Зонд «Гюйгенс» был запущен в 1997 году в связке с космическим аппаратом «Кассини». 25 декабря 2004 года зонд отделился от своего носителя и начал самостоятельное движение к Титану. 14 января 2005 года зонд «Гюйгенс» успешно вошёл в атмосферу Титана, совершил посадку на его поверхность и в течение нескольких часов передавал информацию. «Гюйгенс», в частности, сделал фотографию поверхности Титана, который стал самым удаленным от Земли сфотографированным объектом. Раньше этот рекорд принадлежал Марсу. Кроме того, зонд записал звуки ветра на Титане. foto http://metkere.com/2013/02/titanphoto.html zwuki na powerxnosti titana http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cassini-Huygens/Sounds_of_an_alien_world Тита́н (др.-греч. Τιτάν) — крупнейший спутник Сатурна, второй по величине спутник в Солнечной системе (после спутника Юпитера Ганимеда), является единственным, кроме Земли, телом в Солнечной системе, для которого доказано существование жидкости на поверхности[7][8], и единственным спутником планеты, обладающим плотной атмосферой. Титан стал первым известным спутником Сатурна — в 1655 году его обнаружил голландский астроном Христиан Гюйгенс[9]. Диаметр Титана — 5152 км, это на 50 % больше, чем у Луны, при этом Титан на 80 % превосходит спутник Земли по массе. Титан также превосходит размерами планету Меркурий, хотя и уступает ей по массе. Сила тяжести на нём составляет приблизительно одну седьмую земной. Масса Титана составляет 95 % массы всех спутников Сатурна. https://ru.wikipedia.org/wiki/Титан_(спутник)
milstar: 14.01.2005. Посадка Гюйгенса на Титан http://www.nebulacast.com/2013/01/huygens-titan-descent-movie-20050114.html Компьютерная симуляция создана на основе подлинных фото Гюйгенса в нескольких направлениях. credit: ESA/NASA/JPL/University of Arizona
milstar: На 30 января 2015 года достоверно подтверждено существование 1888 экзопланет в 1187 планетных системах, из которых в 477 имеется более одной планеты. Следует отметить, что количество надёжных кандидатов в экзопланеты значительно больше. Так, по проекту «Кеплер» на январь 2015 года числилось ещё 4175 надёжных кандидатов, однако для получения ими статуса подтверждённых планет требуется их повторная регистрация с помощью наземных телескопов. Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь в настоящее время оценивается не менее чем в 100 миллиардов , из которых ~ от 5 до 20 миллиардов, возможно, являются «землеподобными». Также, согласно текущим оценкам, около 34 процентов солнцеподобных звёзд имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землёй. Подавляющее большинство открытых экзопланет обнаружено с использованием различных непрямых методик детектирования, а не визуального наблюдения. Большинство известных экзопланет — газовые гиганты и более походят на Юпитер, чем на Землю. Очевидно, это объясняется ограниченностью методов обнаружения (легче обнаружить короткопериодичные массивные планеты). Впервые внесолнечная планета была найдена канадцами Б. Кэмпбеллом, Г. Уолкером и С. Янгом в 1988 году у оранжевого субгиганта Гамма Цефея A, но подтверждена лишь в 2002 году. В 1989 году сверхмассивная планета (или коричневый карлик) была найдена Д. Латамом около звезды HD 114762 A. Однако её планетный статус был подтверждён только в 1999 году. Первая сверхземля, обращающаяся вокруг нормальной звезды (а не пульсара), была обнаружена в 2005 году около звезды Глизе 876. Её масса — 7,5 масс Земли.
milstar: Разрешающая способность двухлучевого интерферометра $\sim \lambda/D$, и чем больше база, тем она лучше. При D= 6 м и $\lambda= 5000$ \AA (зелёный свет) разрешающая способность $\alpha\approx$0,01". Осн. трудности при практич. реализации метода пространственной И. связаны с искажающим влиянием на волновой фронт неоднородностей земной атмосферы. Атмосфера ослабляет контраст полос и вызывает их дрожание, так что измерить видность V непросто. До появления фотоэлектрич. приёмников света наблюдатели, выбирая моменты улучшения контраста картины, визуально оценивали видность, а также вручную осуществляли компенсацию сильных фазовых сдвигов, возникающих на длинных базах. С 1970 г. стали применять различные фотоэлектрич. устройства для автоматич. измерения контраста полос. Они не накапливают свет, а регистрируют картину полос с короткой экспозицией (~ 10-2 с). Для анализа интерференц. картины и получения данных о размере и структуре источника используют большое число таких "мгновенных" распределений интенсивности светового потока; обработка их ведётся статистич. методами с использованием ЭВМ. http://www.astronet.ru/db/msg/1189653 Принцип звёздного интерферомера был предложен франц. физиком И. Физо (1868 г.) и реализован А. Майкельсоном (США, 1893 г.). В 1920 г. Майкельсон и Ф. Пиз (США) впервые измерили угловой диаметр звезды - красного сверхгиганта Бетельгейзе (радиус $\approx 850 R_\odot$), а затем диаметры ряда др. звёзд, используя перископич. интерферометр (теперь этот прибор наз. интерферометром Майкельсона) с базой 6 м на телескопе диаметром 2,5 м обсерватории Маунт-Вилсон. Кроме интерферометра Майкельсона существуют астрономич. интерферометры иных типов. Среди них наибольшее распространение получили спекл-интерферометры (см. Спекл-интерферометрия), производящие двумерный анализ структуры изображения. Эти приборы используют интерференцию света, собираемого телескопом, поэтому их база D не превышает диаметра зеркала телескопа, что и ограничивает их разрешающую способность. Для значит. увеличения базы необходимо получать интерференц. картину от отдельных оптич. элементов, напр. независимых телескопов (А. Лабейри, 1976-78 гг., Франция). #### Первым было изображение поверхности Бетельгейзе, полученное на Китт-Пикской национальной обсерватории США (Аризона) Роджером Линдсом (C.R. Lynds), Питом Уорденом (S.P. Worden) и Джеком Харвеем (J.W. Harvey) 28 марта 1974 года. Аппаратура: Электронно-оптический усилитель изображения фирмы RCA с двумя узкополосными фильтрами; фотоаппарат с моторным приводом; 4-метровый телескоп Мейелла; изображение восстановлено компьютером в условном цвете. Эмульсия: "Кодак Трай-Икс". Экспозиция: 0,008 с (20 экспозиций с каждым фильтром). данный снимок представляет собой реконструированное с помощью компьютера изображение звёздного диска, выполненное в условных цветах. Это звезда Бетельгейзе, или Альфа Ориона, удалённая от нас на расстояние 500 св. лет -- одна из самых ярких и крупных, хотя и не ближайших звёзд. Бетельгейзе относится к классу красных гигантов, и её угловой диаметр больше, чем у любой из других, более близких к нам звёзд. Поэтому Бетельгейзе была выбрана как вполне подходящий объект для изучения методом т.н. интерферометрии гранулированного шума (спекл-интерферометрии)... В данном случае разность хода возникает на ячейках атмосферной турбулентности, типичный размер которых составляет 10-25 см; благодаря этому лучи от одно йи той же звезды попадают на различные участки зеркала (или линзы) телескопа в различных фазах. Однако, интерференционная картина, наблюдаемая в окуляре телескопа, постоянно меняется, так что ни глаз, ни фотографическая пластинка, собирающая падающий свет в течение продолжительного времени, не могут её различить. Иное дело, если бы "турбулентный диск"... удалось зафиксировать в узкой спектральной полосе за несколько сотых долей секунды. Тогда по интерфереционной картине можно было бы восстановить детали, не различимые обычным путём. Работая на 4-метровом телескопе Китт-Пикской обсерватории, Роджер Линдс, Пит Уорден и Джек Харвей делали с очень короткой экспозицией сильно увеличенные изображения Бетельгейзе в монохроматическом свете. Для этой цели использовалась камера с мотрным приводом, снабжённая электронно-оптическим усилителем.Затем снимки преобразовывались в цифровой код, обрабатывались компьютером и сводились в окончательное изображение. В установке использовались два узкополосных зелёных фильтра: один, с максимумом пропускания на 5100 ангстрем (область, где в атмосфере почти полностью отсутствует поглощение), служил для исследования звёздной поверхности, а другой, с максимумом на 5180 ангстрем (область сильного атмосферного поглощения), -- для учёта атмосферных эффектов. Полученные через каждый из этих фильтров снимки обробатывались по отдельности, после чего вычитались один из другого. Astrophysical Journal, 207, 174-180 (1976) Astrophysical Journal, 208, 443-452 (1976) Astronomical Journal, 82, 642-645 (1977) Эти статьи можно взять из базы астрожурналов NASA: http://adsabs.harvard.edu/journals_service.html ##### Первое фотографическое изображение поверхности другой звезды, близкой по размерам к Солнцу, получили Джон Моннье (John Monnier) из университета Мичигана (University of Michigan) и его коллеги-астрономы из ряда других научных учреждений США и Европы Первое фотографическое изображение поверхности другой звезды, близкой по размерам к Солнцу, получили Джон Моннье (John Monnier) из университета Мичигана (University of Michigan) и его коллеги-астрономы из ряда других научных учреждений США и Европы Собрав свет от них в новом устройстве, названном «Мичиганский инфракрасный объединитель» (Michigan Infrared Combiner), учёные получили снимок Альтаира с разрешением менее одной угловой миллисекунды, о чём и рассказали в Science (смотрите также подробный пресс-релиз университета Мичигана и пресс-релиз университета Джорджии). Астрономы сравнивают это с прочтением 2-миллиметрового шрифта в газете с расстояния в 160 километров. Альтаир — 12-я по яркости звезда на небе, находящаяся всего в 16,7 световых лет от Земли, относится к спектральному классу A7. По массе она всего в 1,7 раза больше Солнца и настолько же больше его по радиусу. До сих пор возможностей земной техники хватало только на то, чтобы получить изображение поверхности Солнца (что очевидно) и ещё — некие детали на поверхности самых крупных звёзд-гигантов. http://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=109612&org=NSF&from=news http://www.membrana.ru/particle/11540
milstar: Список звёзд — кандидатов в сверхновые http://library.kiwix.org/wikipedia_ru_all/A/html/С/п/и/с/Список_звёзд_—_кандидатов_в_сверхновые.html
milstar: "Двадцать пять лет назад, "Вояджер-1" оглянулся назад, посмотрел на Землю и увидел "тусклую синюю точку", как мы теперь это называем, и эта фотография до сих пор заставляет нас удивляться и поражаться той планете, которую мы называем своим домом. После того, как зонд получил и передал на Землю эти снимки, началась наша межзвездная миссия, о продолжительности которой мы и понятия не имели", — заявил Эд Стоун, руководитель проектов "Вояджер". На тот момент зонд находился на расстоянии в 40 астрономических единиц (средних расстояний между Землей и светилом) от Солнца, и за минувшие 25 лет "Вояджер-1" прошел в два раза большее расстояние. "Вояджер-1" продолжает удерживать звание самого далекого и "пожилого" рукотворного объекта космоса, который продолжает исследования тайн Вселенной. РИА Новости http://ria.ru/science/20150216/1047908992.html#ixzz3RthwFNKn
milstar: Астрономы из США определились с массой ближайшей к Солнцу экзопланеты Альфа Центавра B b. Ученые сообщили, что она, скорее всего, является суперземлей. Результаты своих исследований авторы направили на публикацию в The Astrophysical Journal, а кратко с ними можно ознакомиться на сайте Science News. Ближайшая к Солнцу экзопланета в Альфе Центавра оказалась суперземлей Ученые отмечают, что, скорее всего, масса экзопланеты меньше 2,7 земных. Альфа Центавра B b удалена на расстоянии 4,37 светового года от Земли и вращается вокруг звезды солнечного типа. Экзопланета находится на расстоянии 0,04 астрономической единицы от своего светила и, вероятно, движется так, что всегда повернута одной своей стороной к Альфе Центавра B. На этой суперземле маловероятна возможность зарождения жизни. Ученые не могут точно определить массу Альфы Центавра B b из-за отсутствия надежных данных о наклонении орбиты, по которой это небесное тело вращается вокруг своей звезды. Само нахождение экзопланеты у светила вызывает небольшой доплеровский сдвиг в его излучении, однако для выяснения массы Альфы Центавра B b необходимо точное определение ориентации орбиты по отношению к наблюдателю на Земле. Так, если он смотрит на орбиту сбоку, то расчеты показывают, что экзопланета оказывается суперземлей и имеет массу, примерно до трех раз большую массы Земли. В случае, если астрономы наблюдают орбиту сверху, то Альфу Центавра B b можно считать горячим юпитером. Промежуточные ориентации орбиты отвечают промежуточным массам.
milstar: Very Large Telescope (VLT). Расположение — гора Параналь (2635 м.) в пустыне Атакама в горном массиве чилийских Анд. Соответственно обсерваторию называют Паранальская, принадлежит она Европейской Южной Обсерватории (ESO), включающей в себя 9 европейских стран. Один из четырёх главных телескопов VLT. Один из четырёх главных телескопов VLT. VLT — это система из четырёх телескопов по 8,2 метра, и ещё четырёх вспомогательных по 1,8 метра. Первый из главных инструментов вступил в строй в 1999 году, последний — в 2002, позже — вспомогательные. После этого в течение ещё нескольких лет велись работы по настройке интерферометрического режима, инструменты соединялись сначала попарно, затем все вместе. В настоящее время телескопы могут работать в режиме когерентного интерферометра с базой около 300 метров и разрешением до 10 микросекунд дуги. Так же, в режиме единого некогерентного телескопа, собирая свет в один приёмник по системе подземных туннелей, при этом светосила такой системы эквивалентна одному прибору с диаметром зеркала 16,4 метра. Естественно, каждый из телескопов может работать и отдельно, получая фотографии звёздного неба с экспозицией до 1 часа, на которых видны звёзды до 30-ой звёздной величины. Вспомогательный телескоп. auxiliary telescope. Вспомогательный телескоп. Первое прямое фото экзопланеты. 2M1207b Первое прямое фото экзопланеты, рядом со звездой 2M1207 в созвездии Центавра. Получено на VLT в 2004 году. Материально-техническое оснащение Паранальской обсерватории самое продвинутое в мире. Труднее сказать каких приборов для наблюдения за вселенной здесь нет, чем перечислить какие есть. Это спектрографы всевозможных типов, а так же приёмники излучения от ультрафиолетового до инфракрасного диапазона, так же всех возможных видов. Как говорилось выше, система VLT может работать как единое целое, но это очень дорогостоящий режим, поэтому он используется редко. Чаще, для работы в интерферометрическом режиме каждый из больших телескопов работает в паре со своим 1,8 метровым помощником (Auxiliary Telescope — AT). Каждый из вспомогательных телескопов может двигаться по рельсам относительно своего «босса», занимая наиболее выгодное для наблюдения данного объекта положение. Всё это делает VLT мощнейшей оптической системой в мире, а ESO — самой продвинутой астрономической обсерваторией в мире, это настоящий рай для астрономов. На VLT была сделана масса астрономических открытий, а так же невозможных до этого наблюдений, например, было получено первое в мире прямое изображение экзопланеты. http://www.krugozors.ru/krupnejshie-teleskopy-mira.html
milstar: Самый большой телескоп в мире. Большой Канарский телескоп. Большой Канарский телескоп. gran telescopio canarias. Башня Большого Канарского телескопа. Канарские о-ва (Испания). The Gran Telescopio CANARIAS (GTC) — расположен на вершине потухшего вулкана Мучачос на острове Ла-Пальма на северо-западе Канарского архипелага, на высоте — 2396 м. Диаметр главного зеркала — 10,4 м (площадь — 74 кв.м.) Начало работы — июль 2007 года. Обсерватория называется Роке-де-лос-Мучачос. В создании GTC принимали участие Испания, Мексика и университет Флориды. Этот проект обошёлся в 176 млн. долл. США, из которых 51% заплатила Испания. Зеркало Большого Канарского Телескопа диаметром 10,4 метра, составленное из 36 шестиугольных сегментов — крупнейшее из существующих на сегодняшний день в мире (2012 г). Сделано по аналогии с телескопами Кека. The Gran Telescopio CANARIAS (GTC). Внутри башни. The Gran Telescopio CANARIAS (GTC). Внутри башни. ..и, похоже GTC будет удерживать первенство по данному параметру пока в Чили на горе Армазонес (3 500 м) не построят телескоп с зеркалом сразу в 4 раза большего диаметра — «Экстремально Большой Телескоп» (European Extremely Large Telescope), или же на Гавайях не возведут Тридцатиметровый телескоп (Thirty Meter Telescope). Какой из этих двух конкурирующих проектов будет воплощён быстрее — неизвестно, но по плану и тот и другой должны быть закончены к 2018 году, что для первого проекта выглядит более сомнительно, чем для второго. Конечно, есть ещё 11 метровые зеркала телескопов HET и SALT, но как уже говорилось выше, из 11 метров у них эффективно используется лишь 9,2 м. Хотя это и крупнейший телескоп в мире по размеру зеркала, нельзя назвать его самым мощным по оптическим характеристикам, так как в мире существуют многозеркальные системы, превосходящие GTC по своей зоркости. О них и пойдёт речь далее.. Большой Бинокулярный Телескоп. Башня Большого Бинокулярного Телескопа. large binocular telescope. Башня Большого Бинокулярного Телескопа. США. Аризона. (Large Binocular Telescope — LBT) — расположен на горе Грэхем(высота 3,3 км.) в штате Аризона (США). Принадлежит Международной Обсерватории Маунт-Грэм. Его строительство обошлось в 120 млн. долл., деньги вложили США, Италия и Германия. LBT — это оптическая система из двух зеркал диаметром 8,4 метра, что по светочувствительности эквивалентно одному зеркалу диаметром 11,8 м. В 2004 году LBT «открыл один глаз», в 2005 было установлено второе зеркало. Но только с 2008 года он заработал в бинокулярном режиме и в режиме интерферометра. lbt. Большой Бинокулярный Телескоп. Схема. Большой Бинокулярный Телескоп. Схема. Центры зеркал находятся на расстоянии 14,4 метра, что делает разрешающую способность телескопа эквивалентной 22-метровому, а это почти в 10 раз больше, чем у знаменитого космического телескопа Хаббла. Общая площадь зеркал составляет 111 кв. м., то есть на целых 37 кв. м. больше, чем у GTC. Конечно, если сравнивать LBT с многотелескопными системами, такими как телескопы Кека или VLT, которые могут работать в режиме интерферометра с большими, чем у LBT базами (расстоянием между компонентами) и, соответственно, давать ещё большее разрешение, то Большой Бинокулярный Телескоп уступит им по этому показателю. Но сравнивать интерферометры с обычными телескопами не совсем правильно, так как они не могут в таком разрешении давать фотографии протяжённых объектов. Так как оба зеркала LBT посылают свет в общий фокус, то есть являются частью одного оптического прибора, в отличие от телескопов, о которых пойдёт речь дальше, плюс наличие у этого гигантского бинокля новейших систем активной и адаптивной оптики, то можно утверждать, что Большой Бинокулярный Телескоп — самый совершенный оптический прибор в мире на данный момент. http://www.krugozors.ru/krupnejshie-teleskopy-mira.html
milstar: Giant Magellan Telescope (GMT) будет состоять из семи зеркал по 8,4 метра каждое, что эквивалентно одному зеркалу диаметром 24 метра, за это его уже прозвали «Семиглаз». Из всех проектов огромных телескопов этот (на 2012 год) — единственный, реализация которого перешла из стадии планирования к практическому строительству. ---------------- елескоп «Субару». Телескоп "Субару" Японский телескоп «Субару». Гавайи. «Субару» по-японски значит «Плеяды», название этого красивейшего звёздного скопления знает каждый, даже начинающий, любитель астрономии. Subaru Telescope принадлежит Японской Национальной Астрономической Обсерватории, но расположен на Гавайях, на территории Обсерватории Мауна-Кеа, на высоте 4139 м., то есть по соседству с северным «Джемини». Диаметр его главного зеркала — 8,2 метра. «Первый свет» увидел в 1999 году. Его главное зеркало — крупнейшее в мире цельное зеркало телескопа, но оно относительно тонкое — 20 см., его вес составляет «всего» 22,8 т. Это позволяет эффективно использовать точнейшую систему активной оптики из 261 привода. Каждый привод передаёт своё усилие на зеркало, придавая ему идеальную поверхность в любом положении, что позволяет добиться практически рекордного на сегодняшний день качества изображения. Телескоп с такими характеристиками просто обязан «увидеть» во вселенной неведомые доселе чудеса. И действительно, с его помощью была открыта самая далёкая из известных на сегодняшний день галактик (расстояние 12,9 млрд. св. лет), самая большая структура во вселенной — объект протяжённостью 200 млн. световых лет, вероятно зародыш будущего облака галактик, 8 новых спутников Сатурна.. Ещё этот телескоп «особо отличился» в поиске экзопланет и фотографировании протопланетных облаков (на некоторых снимках даже различимы сгустки протопланет).
milstar: Southern African Large Telescope (SALT) — находится в ЮАР в Южно-африканской Астрономической Обсерватории в 370 км к северо-востоку от Кейптауна. Обсерватория расположена на сухом плато Кару, на высоте 1783 м. Первый свет — сентябрь 2005 года. Размеры зеркала 11х9,8 м. Башня телескопа в SALT разрезе. Схема. Башня телескопа в SALT разрезе. Схема. Правительство Южно-Африканской Республики вдохновлённое дешевизной телескопа HET, решило построить его аналог дабы не отставать от других развитых стран мира в изучении вселенной. К 2005 году строительство было завершено, весь бюджет проекта составил 20 млн. долларов США половина из которых пошла на сам телескоп, другая половина — на здание и инфраструктуру. Так как телескоп SALT является практически полным аналогом HET, то всё, что было сказано выше о HET’е относится и к нему. Но, конечно не обошлось без некоторой модернизации — в основном она коснулась коррекции сферической аберрации зеркала и увеличению поля зрения, благодаря чему кроме работы в режиме спектрографа, этот телескоп способен получать прекрасные фотографии объектов с разрешением до 0,6″. Адаптивной оптикой данный прибор не снабжён (наверное у правительства ЮАР не хватило денег). Кстати, зеркало этого телескопа, крупнейшее в южном полушарии нашей планеты, делалось на «Лыткаринском заводе оптического стекла», то есть на том же, что и зеркало телескопа БТА-6, крупнейшего в России. ##################
milstar: Первое прямое фото экзопланеты, рядом со звездой 2M1207 в созвездии Центавра. Получено на VLT в 2004 году. http://www.krugozors.ru/krupnejshie-teleskopy-mira.html
milstar: http://old.istu.ru/files/material-static/1148/pdf/23.pdf Кроме того, это позволяет использовать VLTI комплекс в любое время даже без больших телескопов, со- храняя для более ярких объектов возможность получения наивысшего разреше- ния среди всех существующих и проектируемых интерферометров. Оптическая схема VLTI предусматривает сведение лучей света от всех те- лескопов с помощью отражающих зеркал, одно из которых выполнено активным (adaptive) в фокусе Кудэ (рисунок 12). В комплексе лабораторных помещений (ЛБ), расположенном рядом с вакуумным тоннелем оптических линий задержки (ЛЗ) размещены в фокусе Кудэ: оптические подсистемы (Кудэ и активная опти- ка, смесительный узел и пр.), контрольно-измерительные устройства, вычисли- тельное и научное оборудование (спектрографы, приемники с широкими и узки- ми фильтрами и пр.). Точная измерительная система - PRIMA (Phase-Referenced Imaging and Mi- croarcsecond Astrometry) позволяет наблюдать в поле зрения VLTI изображения интерференционных колец одновременно у двух звезд и измерять дифференци- альную задержку их оптических путей с высокой точностью, до ±5 нм. PRIMA состоит из пяти подсистем, входящих в комплекс VLTI звездный сепаратор (Star separator) в фокусе Кудэ, лазерная метрологическая система (Laser metrology sys- tem), дифференциальные линии задержки (Differential delay) блок измерения интерференционных колец (Fringe sensor unit), астрометрический детектор (Astrometry detector) (рисунок 13). При максимальной базе до 200 метров можно измерять относительные угловые положения звезд до 18m с точностью до 10 μas, находящихся на угловых расстояниях до 10", при времени интерференции до 30 минут. Такая точность может быть достигнута на интерферометре благодаря ма- лому влиянию атмосферной турбуленции в узких полях зрения и длинных базах при их высокой стабильности и точности измерений. Посредством дифференциальных измерений в узких полях при точности до 10 μas можно обнаружить планеты типа Юпитера на расстоянии до 240 парсек от центральной звезды, типа Урана до 44 парсек и планет, массой равной 10 масс Земли на расстоянии до 1.5 парсек от центральной звезды. При точности 50 μas аналогичные исследования с планетами типа Юпитера возможны на расстоянии до 48 парсек, Урана до 9 парсек.
milstar: Оценки показывают, 1. что наземный интерферометр с апертурой диаметром в неск. м может иметь проницающую силу более 15-18m, 2. в то время как на прямых фотографиях, полученных при помощи крупных телескопов, регистрируются звёзды до 25m. 3.С другой стороны, разрешающая способность оптич. наземных телескопов обычно не выше 1", 4. а оптич. интерферометры с базой $\approx$6 м дают разрешение ~ 0,01", несмотря на то что они работают сквозь турбулентную атмосферу. В отличие от радиоинтерферометров, в интерферометрах оптич. диапазона не удаётся восстанавливать полностью изображение источника излучения. Пока по видности полос определяются только нек-рые характеристики объектов: угловой диаметр, степень потемнения ярких звезд к краю, двойственность звёзд. В дальнейшем, вероятно, этот недостаток удастся преодолеть с помощью новых методов анализа информации. ################################################################ http://www.astronet.ru/db/msg/1189653
milstar: Вклад России в этот проект VST трудно переоценить. Оптическая система, включая главное зеркало M1 диаметром 2,65 метра и толщиной 14 см, была изготовлена на Лыткаринском заводе оптического стекла (Московская область) из кристаллического материала «АстроСиталл» (Sitall CO-115M). Его выбор был обусловлен низким коэффициентом теплового расширения, что позволяет точнее задавать форму зеркала. При изготовлении главного зеркала для контроля его поверхности на стадии шлифования впервые использовался ИК-интерферометр с зеркальным корректором волнового фронта. Для достижения дифракционного разрешения менее 0,2 угловой секунды главное зеркало телескопа сделано активным. Управляющая компьютерная система постоянно корректирует форму зеркала во время наблюдений, снижая эффект искажений, вносимых атмосферой.
milstar: Однако на этом торжество российской оптики может и завершиться. Сегодня Европейское астрономическое сообщество намерено приступить к строительству 42-метрового телескопа. Работа невероятно интересная, и лыткаринцы могли бы занять в ней свою определенную нишу. Во-первых, для России это был бы престиж, во-вторых, отечественные астрономы получили бы возможность в порядке очередности со странами — участницами проекта работать на этом телескопе и делать свои научные открытия. Европа давно не ставит оборудование собственно в Европе: слишком плохой астроклимат, в том же Зеленчуке около 150 солнечных дней в году, тогда как в высокогорьях Чили, где разместится гигантский телескоп, — 350. Но Россия не член Европейского астрономического сообщества. А давать заказы под изготовление разных оптических систем (читай — создавать рабочие места) в чужих странах — не в правилах Европы. Наша держава еще может вступить в это сообщество, поезд, как говорится, не ушел. Но необходимо заплатить вступительный взнос, а у Минфина позиция известная: денег нет! Скорее всего, считают на предприятии, Россию даже не допустят к участию в конкурсе на изготовление чудо-зеркала. И в этом направлении, как и во многих других, мы откатимся назад, поступимся своими научными принципами. http://www.astrogalaxy.ru/forum/phpBB2/viewtopic.php?p=93421 2. Лыткаринский завод оптического стекла (ЛЗОС): lzos.ru Завод находится в Подмосковье и также входит в состав холдинга «Швабе». Является производителем большого количества оптических приборов, в том числе выпускает крупногабаритные зеркала для больших телескопов. В 60-70-е годы ЛЗОС изготовил главное зеркало диаметром 6,05 метров для телескопа БТА, самого большого телескопа в Евразии. В линейке любительских телескопов имеется только один прибор — телескоп «Астро Рубинар-100″. Это зеркально-линзовый телескоп, построенный на основе фотообъектива «МС Рубинар 10/1000 макро». 1. Новосибирский приборостроительный завод (НПЗ): www.npzoptics.ru Пожалуй самый главный и самый крупный производитель любительских телескопов в России. Завод входит в состав холдинга «Швабе», и кстати недавно поменял наименование на ОАО «Швабе — Оборона и Защита». http://mykosmos.ru/rossijskie-teleskopy/
milstar: Большие оптические телескопы будущего - статья Б.М. Шустов, доктор физико-математических наук, Институт астрономии РАН Основной объем знаний о Вселенной человечество почерпнуло используя оптические инструменты - телескопы. Уже первый телескоп, изобретенный Галилеем в 1610 году, позволил сделать великие астрономические открытия. Следующие столетия астрономическая техника непрерывно совершенствовалась и современный уровень оптической астрономиии определяется данными, полученными с помощью инструментов, в сотни раз превышающими по размерам первые телескопы. Тенденция создания все более крупных инструментов особенно четко проявилась в последние десятилетия. Телескопы с зеркалом диаметром 8 - 10 м становятся обычными в практике наблюдений. Проекты 30-м и даже 100-м телескопов оцениваются как вполне осуществимые уже через 10 - 20 лет. Зачем их строят Необходимость построения таких телескопов определяют задачи, требующие предельной чувствительности инструментов для регистрации излучения от самых слабых космических объектов. К таким задачам относятся: происхождение Вселенной; механизмы образования и эволюции звезд, галактик и планетных систем; физические свойства материи в экстремальных астрофизических условиях; астрофизические аспекты зарождения и существования жизни во Вселенной. Чтобы получить максимум информации об астрономическом объекте, современный телескоп должен иметь большую поверхность собирающей оптики и высокую эффективность приемников излучения. Кроме того, помехи при наблюдениях должны быть минимальны. В настоящее время эффективность приемников в оптическом диапазоне, понимаемая как доля регистрируемых квантов от общего числа пришедших на чувствительную поверхность, приближается к теоретическому пределу (100%), и дальнейшие пути совершенствования связаны с увеличением формата приемников, ускорением обработки сигнала и т.д. Помехи при наблюдениях - весьма серьезная проблема. Помимо помех природного характера (например, облачность, пылевые образования в атмосфере) угрозу существованию оптической астрономии как наблюдательной науки представляет нарастающая засветка от населенных пунктов, промышленных центров, коммуникаций, техногенное загрязнение атмосферы. Современные обсерватории строят, естественно, в местах с благоприятным астроклиматом. Таких мест на земном шаре очень мало, не более десятка. К сожалению, на территории России мест с очень хорошим астроклиматом нет. Единственным перспективным направлением развития высокоэффективной астрономической техники остается увеличение размеров собирающих поверхностей инструментов. Крупнейшие телескопы: опыт создания и использования В последнее десятилетие в мире реализованы или находятся в процессе разработки и создания более десятка проектов крупных телескопов. Некоторыми проектами предусмотрено строительство сразу нескольких телескопов с зеркалом размером не менее 8 м. Стоимость инструмента определяется в первую очередь размером оптики. Столетия практического опыта в телескопостроении привели к простому способу сравнительной оценки стоимости телескопа S с зеркалом диаметром D (напомню, что все инструменты с диаметром главного зеркала больше 1 м - телескопы-рефлекторы). Для телескопов со сплошным главным зеркалом как правило S пропорционально D3. Анализируя таблицу, можно заметить, что это классическое соотношение для самых больших инструментов нарушается. Такие телескопы дешевле и для них S пропорционально Da, где a не превышает 2. Именно потрясающее снижение стоимости и дает возможность рассматривать проекты сверхгигантских телескопов с диаметром зеркала в десятки и даже сотню метров не как фантазии, а как вполне реальные в недалеком будущем проекты. Мы расскажем о нескольких наиболее экономичных проектах. Один из них, SALT, вводится в строй в 2005 г., строительство гигантских телескопов 30-метрового класса ELT и 100-метрового - OWL , еще не начато, но, возможно, они появятся через 10 - 20 лет. http://cinref.ru/razdel/03100matematica/02/95596.htm Телескоп Хобби-Эберли, а значит и SALT, разработаны, по существу, как спектроскопические инструменты для длин волн в интервале 0.35-2.0 мкм. SALT наиболее конкурентоспособен с научной точки зрения при наблюдении астрономических объектов, равномерно распределенных по небу или располагающихся в группах размером несколько угловых минут. Поскольку работа телескопа будет осуществляться в пакетном режиме (queue-scheduled), особенно эффективны исследования переменности в течение суток и более. Спектр задач для такого телескопа очень широк: исследования химического состава и эволюции Млечного Пути и близлежащих галактик, изучение объектов с большим красным смещением, эволюция газа в галактиках, кинематика газа, звезд и планетарных туманностей в удаленных галактиках, поиск и изучение оптических объектов, отождествляемых с рентгеновскими источниками. Телескоп SALT расположен на вершине, где уже размещены телескопы Южно-Африканской Обсерватории, приблизительно в 18 км к востоку от поселка Сазерленд (Sutherland) на высоте 1758 м. Его координаты - 20°49' восточной долготы и 32°23' южной широты. Строительство башни и инфраструктуры уже закончено. Дорога автомобилем из Кейптауна занимает приблизительно 4 часа. Сазерленд расположен далеко от всех главных городов, поэтому здесь очень ясное и темное небо. Статистические исследования результатов предварительных наблюдений, которые проводились более 10 лет, показывают, что доля фотометрических ночей превышает 50%, а спектроскопических составляет в среднем 75%. Поскольку этот большой телескоп прежде всего оптимизирован для спектроскопии, 75% - вполне приемлемый показатель.
milstar: Большой Южно-Африканский Телескоп (Southern Afriсan Lаrge Telescope - SАLT). Видны сегментированное главное зеркало (1), конструкции следящей системы (2) и инструментальный отсек (3 Стоимость проекта для телескопа такого класса весьма низка - всего 20 млн. долларов США. Причем стоимость самого телескопа составляет лишь половину этой суммы, остальное - затраты на башню и инфраструктуру. Еще в 10 млн. долларов, по современной оценке, обойдется обслуживание инструмента в течение 10 лет. Столь низкая стоимость обусловлена и упрощенной конструкцией, и тем, что он создается как аналог уже разработанного. Хобби-Эберли Телескоп (HET) Мак-Дональдской обсерватории на горе Фолкс (Техас, США). По его аналогу создается Большой Южно-Африканский Телескоп (SALT). SALТ (соответственно и HET) радикально отличаются от предыдущих проектов больших оптических (инфракрасных) телескопов. Оптическая ось SALT установлена под фиксированным углом 35° к зенитныму направлению, причем телескоп способен поворачиваться по азимуту на полный круг . В течение сеанса наблюдений инструмент остается стационарным, а следящая система, расположенная в его верхней части, обеспечивает сопровождение объекта на участке 12° по кругу высот. Таким образом, телескоп позволяет наблюдать объекты в кольце шириной 12° в области неба, отстоящей от зенита на 29 - 41°. Угол между осью телескопа и зенитным направлением можно менять (не чаще чем раз в несколько лет), изучая разные области неба. Диаметр главного зеркала - 11 м. Однако его максимальная область, используемая для построения изображений или спектроскопии, соответствует 9,2-м зеркалу. Оно состоит из 91 шестиугольного сегмента, каждый диаметром 1 м. Все сегменты имеют сферическую поверхность, что резко удешевляет их производство. Кстати, заготовки сегментов сделаны на Лыткаринском заводе оптического стекла, первичную обработку выполняли там же, ################ окончательную полировку проводит (на момент написания статьи еще не закончена) фирма Кодак. Корректор Грегори убирающий сферическую аберрацию, эффективен в области 4?. Свет может по оптическим волокнам передаваться к спектрографам различных разрешений в термостатируемых помещениях. Возможно также установить легкий инструмент в прямом фокусе. http://cinref.ru/razdel/03100matematica/02/95596.htm
milstar: Комплекс Automated Planet Finder включает в себя 2.4-метровый телескоп и спектрометр, ################### который ученые проектировали и оптимизировали специально для поиска экзопланет. Работа спектрометра довольно проста: он захватывает свет от звезды и расщепляет его на спектр, по примеру радуги, только в полученном спектре можно выделить не семь цветов, а тысячи цветов различных длин волн, которые с высокой точностью могут быть измерены. Повторное измерение спектра света этой же звезды позволяет зафиксировать крошечные колебания, вызванные гравитационным влиянием планеты, вращающейся по орбите звезды. «Стив Вогт может вам рассказать множество историй про то, как в течение всей его жизни, проектируя самые разные чувствительные и точные спектрометры, ему пришлось преодолевать все новые и новые преграды. Но на этот раз он превзошел сам себя. С APF он не только сконструировал очень эффективный и точный для поиска экзопланет спектрометр, но и сумел создать первый в мире автоматизированный телескоп, достаточно мощный, чтобы полностью загрузить работой созданный спектрометр», — Джеффри Марси, профессор астрономии из Калифорнийского университета. Вогт так же проектировал спектрометры для телескопа Кек I на Гавайях ############# и телескопа Шэйн в Ликской обсерватории. Оба этих инструмента были очень производительными для своего времени. Однако, судя по всему, телескоп APF будет еще более мощным прибором, даже по сравнению с 10-метровым телескопом в обсерватории имени Кека, потому что он был сконструирован исключительно с одной целью — поиск экзопланет. ###################### В связи с этим, точность, с которой APF может измерить звезду намного выше, чем телескоп Кек, предназначенный для более широкого круга работ. Телескоп APF относительно небольшой, но благодаря использованию специального покрытия на его зеркале, его оптическая эффективность очень высока. Источник: http://www.theuniversetimes.ru/pervyj-avtomaticheskij-nazemnyj-teleskop-dlya-poiska-ekzoplanet.html#ixzz3Vt8SbReT Однако Automated Planet Finder не будет ограничиваться одними лишь экзопланетами. Он может быть использован для широкого спектра обычных астрономических наблюдений, вовлекающих спектроскопию, например, наблюдения за яркими взрывами сверхновых звезд, а так же вспышками гамма-лучей. По сравнению с обычным управлением наземными телескопами, APF так же автоматически может настраиваться на цель, сокращая время наведения до нескольких секунд. Однако, если большинство обсерваторий занимаются общими анализами звездного неба, а экзопланеты ищут, поскольку остается время, у APF все с точностью наоборот: всего 20 процентов времени отведено ему на работы по другим направлениям, отличным от поиска экзопланет. Источник: http://www.theuniversetimes.ru/pervyj-avtomaticheskij-nazemnyj-teleskop-dlya-poiska-ekzoplanet.html#ixzz3Vt8zQzsI
milstar: заместитель научного руководителя РФЯЦ–ВНИИТФ профессор Вадим Александрович Симоненко и заместитель директора Борис Константинович Водолага на встрече с корреспондентом ТАСС Евгением Ткаченко рассказали об исследовании проблем предотвращения столкновения с опасными космическими объектами. Предлагаем вашему вниманию материалы, подготовленные учеными ВНИИТФ к интервью с корреспондентом http://www.vniitf.ru/images/gazeta/2015_feb_3.pdf Б.К. Водолага: Размер Тунгусского метеорита специалисты оценивают в 80–100 м, а Челябинского – в 17–20 м. Последствия, вызванные встречей Земли с этими космическими при- шельцами известны. Зафиксирова- но, что в опасной близости к орбите Земли проходят траектории пример- но 4700 тел размером более 100 м (по мнению специалистов это составляет около 95% всех опасных космических объектов этого класса). Имеются ка- талоги опасных космических объек- тов (ОКО). Ряд ОКО находится под пристальным наблюдением. Среди них астероид Itokawa размером ≈500 м и Апофис размером ≈320 м и массой 50 млн т. (Апофис – древнеегипетский бог мрака и разрушения.) Расчеты, ос- нованные на результатах наблюдений, показывают, что Апофис пройдет в опасной близости от Земли в апреле 2029 г., а в 2036 г. произойдет второе сближение с Землей. Известны резуль- таты расчетов падения в океан метео- рита размером 50 м массой 520 тыс. т под углом к горизонту 20 градусов со скоростью 12,7 км/с (кинетическая энергия ОКО эквивалентна 10 Мт тро- тила).
milstar: а телескопе VLT установлен революционно новый приемник для исследования экзопланет SPHERE, который провел первые удачные наблюдения. Как-то незаметно, почти буднично, на сайте ESO (Европейской южной обсерватории) появилась информация о вводе в эксплуатацию нового приемника для обнаружения экзопланет под названием SPHERE. Этот прибор установлен на Очень Большом Телескопе VLT в обсерватории Паранал в Чили, с ним проведены первые наблюдения. Между тем, многие специалисты-экзопланетчики и просто люди в «теме» ждали этой новости с нетерпением. Почему? Прежде всего, SPHERE – это первый достаточно мощный инструмент для прямого обнаружения экзопланет — планет за пределами Солнечной системы. Не секрет, что на сегодняшний день подавляющее большинство планет у других звезд открыты методом измерения лучевых скоростей или транзитным методом. ############################ Оба этих метода косвенные, ########### то есть саму планету непосредственно в телескоп астрономы не наблюдают. ################################# Ученые лишь измеряют влияние, которое оказывает планета на свет звезды или на ее движение в пространстве. Так, метод лучевых скоростей позволяет обнаружить планету, тщательно измеряя небольшие покачивания звезды, вызванные притяжением вращающегося вокруг него тела. Транзитный метод позволяет обнаружить экзопланету, если она проходит перед звездой, периодически вызывая микрозатмения и, как следствие, микроскопическое падение блеска звезды. ------------------------ Оба этих метода при всех плюсах имеют свои недостатки. Гораздо лучше наблюдать за планетой непосредственно. ########## Прямые наблюдения не только помогут определить истинную орбиту планеты, ее массу и размеры, но также исследовать ее атмосферу. Проблема в том, что отраженный планетой свет звезды в миллионы и миллиарды раз слабее света самой звезды. Изображение планеты буквально тонет в ослепительном сиянии материнской звезды. Ситуация несколько улучшится, если наблюдения вести в инфракрасном свете. ###################### В этом диапазоне волн разница в световом потоке между звездой и планетой составляет не миллиарды, а «лишь» десятки и сотни тысяч раз. ################################ Еще лучше, если планетная система молодая. Тогда планеты еще не успели остыть и способны излучать сами. Именно у такой планетной системы предшественник SPHERE, инфракрасный инструмент NACO, сумел получить первое в истории изображение экзопланеты. NACO был, скорее, экспериментальным приемником с чувствительностью намного меньше, чем у SPHERE. С вводом в эксплуатацию последнего, астрономы надеются сфотографировать не только молодые и еще горячие экзопланеты, но и более старые, возрастом в миллиарды лет. SPHERE – это аббревиатура, которую можно перевести, как высококонтрастный спектрополяриметрический приемник для наблюдения экзопланет (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument). В этом инструменте были реализованы 3 новейшие техники, позволяющие буквально вычленить слабый свет планеты из мощного светового потока звезды. Первая из трех новейших техник, примененных в SPHERE, – адаптивная оптика. ################## Она корректирует влияние атмосферы Земли так, чтобы изображение стало более резким и контрастным. Затем для блокирования света от звезды используется коронографическая методика, дающая дальнейшее увеличение контраста. ###################################### И наконец, в детекторе применен новый метод дифференциального построения изображений, в основе которого лежит разделение световых сигналов от звезды и от планеты по их цветовым и поляризационным характеристикам. ###################### Именно трудноуловимые различия в этих параметрах и позволяют в конечном счете сделать видимыми остававшиеся до настоящего времени невидимыми экзопланеты. Первые снимки впечатляют. На SPHERE получены изображения пылевого кольца вокруг звезды HR 4796A и небывало четкий инфракрасный снимок Титана, крупнейшего спутника Сатурна. Какие же объекты находятся в списке первоочередных целей SPHERE? Во-первых, ближайшие к Солнцу звезды, вокруг которых астрономы рассчитывают найти и детально исследовать несколько планет-гигантов. Во-вторых, молодые звезды с пылевыми дисками. В-третьих, тела Солнечной системы – спутники планет, ледяные объекты пояса Койпера и др. Фантастические перспективы! А что думают профессионалы, которым предстоит непосредственно работать с приборам? «SPHERE — чрезвычайно сложный инструмент. Благодаря напряженной работе множества людей, участвовавших в его проектировании, строительстве и установке, он уже превзошел наши ожидания. Прекрасный прибор!» — Это слова Жана-Люка Бози (Jean-Luc Beuzit) из Института планетологии и астрофизики в Гренобле (Франция), главного исследователя проекта. — «SPHERE является уникальным мощным исследовательским инструментом и без сомнения в ближайшие годы позволит сделать много открытий». Удивительно, но еще 30 лет назад обнаружение и наблюдение экзопланет считалось делом отдаленного будущего. Сегодня, благодаря фантастическим цифровым технологиям, ученые буквально воплощают «сказку в быль». Инфракрасный снимок Титана, самого крупного из спутников Сатурна, полученный с приемником SPHERE. Изображение демонстрирует высокую эффективность адаптивно-оптической системы приемника в выявлении мелких деталей исследуемого объекта. Титан также был выбран в качестве тестового объекта для исследования поляриметрической моды инструмента SPHERE, которая исключительно важна для изучения некоторых экзопланет. Фото: ESO/J.-L. Beuzit et al./SPHERE Consortium Пылевое кольцо вокруг близкой к нам звезды HR 4796A в южном созвездии Центавра. Это одно из первых изображений, полученных с приемником SPHERE вскоре после того, как он был смонтирован на Очень Большом Телескопе ESO в мае 2014 года. Снимок не только с большой четкостью передает структуру собственно кольца, но и демонстрирует способность приемника экранировать очень яркую засветку от центральной звезды. Именно это свойство инструмента SPHERE является ключевым для задач поиска и изучения экзопланет. Фото: ESO/J.-L. Beuzit et al./SPHERE Consortium http://www.biguniverse.ru/posts/sphere-novy-j-instrument-dlya-poiska-e-kzoplanet/
milstar: NGC 6872: вытянутая стиральная галактика Авторы и права: Фокальный преобразователь/спектрограф низкой дисперсии, 8.2-метровый Очень Большой Телескоп/Солнце, Южно-Европейская обсерватория Перевод: Козырева А.В., Тимошенко А.Д. Пояснение: Почему галактика NGC 6872 так вытянута? Протяженность NGC 6872 составляет более 700 тысяч световых лет, ######## и поэтому она является одной из самых длинных спиральных галактик с перемычкой. Удлиненную форму галактики можно объяснить продолжающимся уже давно слиянием с меньшей галактикой IC 4970 - которая видна в центре картинки. Особое внимание на картинке привлекает верхний спиральный рукав NGC 6872, в котором содержится необычно много голубых областей звездообразования. Свет от этих сливающихся гигантских галактик был испущен 300 миллионов лет назад, т.е. задолго до эры динозавров. Галактику NGC 6872 можно наблюдать в небольшой телескоп в созвездии Павлина. http://www.astronet.ru/db/msg/1209385 IC 1101 — сверхгигантская линзовидная галактика в центре скопления галактик Абель 2029. Она находится на расстоянии 1,7 миллиардов световых лет от Земли в созвездии Змеи и классифицируется как галактика класса cD. Галактика имеет диаметр приблизительно в 6 миллионов световых лет, и в настоящее время это наибольшая известная галактика с точки зрения ширины. Это центральная галактика в большом скоплении звёзд, содержащем примерно 100 триллионов звёзд. IC 1101 более, чем в 50 раз крупнее Млечного Пути и в 2000 раз тяжелее. Если бы она находилась на месте нашей галактики, она бы поглотила Большое и Малое Магелланово Облака, Туманность Андромеды и галактику Треугольника. IC 1101 обязана своими размерами многим столкновениям значительно меньших галактик размером с Млечный Путь и Туманность Андромеды. ### галактика Андромеда и является нашей ближайшей соседкой. Находиться она на расстоянии 2,5 миллиона световых лет от Млечного пути. Местная группа состоит из Андромеды (200 000 световых лет в поперечнике) с ее спутниками, Млечного пути (100 000 световых лет в поперечнике) с его спутниками, и галактики Треугольника (50 000 световых лет в поперечнике) с ее возможными спутниками и нескольких карликовых галактик, не являющиеся спутниками, но так же входящих в местную группу. Местная группа в свою очередь входить в намного большее местное сверхскопление галактик. Диаметр местного сверхскопления составляет 200 млн. световых лет, и насчитывает 30 000 галактик. Центром является скопление галактик в Деве, самое крупное в сверхскоплении и насчитывает порядка 1,5-2 тысяч гравитационно связанных галактик. http://deepskying.com/wp-content/uploads/2014/04/15.jpg http://deepskying.com/galaktiki/
milstar: Млечного пути (100 000 световых лет в поперечнике) Андромеда – ближайшая к нам галактика с диаметром 200 000 световых лет. http://deepskying.com/wp-content/uploads/2014/04/17.jpg М87 – гигантская эллиптическая галактика в созвездии Девы, диаметр – 300 000 световых лет. Расстояние до Земли 60 млн. световых лет. Это самая крупная галактика в ближайшем космическом пространстве. http://deepskying.com/wp-content/uploads/2014/04/18.jpg NGC 6872 – Самая большая известная спиральная галактика. Находиться в созвездии Павлин на расстоянии 212 млн. световых лет и имеет диаметр равный 522 000 световым годам. http://deepskying.com/wp-content/uploads/2014/04/19.jpg IC 1101 – на сегодняшний день самая большая известная эллиптическая галактика, которая имеет диаметр 6 млн. световых лет и находиться на расстоянии 1 млрд. световых лет от Земли в созвездии Змеи. Она содержит в себе 100 триллионов звезд! Фото David A. Aguilar (CfA) http://deepskying.com/wp-content/uploads/2014/04/211.jpg Сравнительные размеры галактик http://deepskying.com/wp-content/uploads/2014/04/221.jpg
milstar: На 15 марта 2015 года достоверно подтверждено существование 1901 экзопланеты в 1199 планетных системах, из которых в 478 имеется более одной планеты[2]. Следует отметить, что количество надёжных кандидатов в экзопланеты значительно больше. Так, по проекту «Кеплер» на январь 2015 года числилось ещё 4175 надёжных кандидатов, однако для получения ими статуса подтверждённых планет требуется их повторная регистрация с помощью наземных телескопов http://exoplanet.eu/catalog/
milstar: Первой экзопланетой, открытой путём непосредственного наблюдения была планета обращающаяся вокруг звезды 1RXS J160929.1-210524 в созвездии Скорпиона. поставляют фото экзопланет нам большей частью две обсерватории: VLT и Gemini. VLT – дословно: Very Large Telescope, Очень большой телескоп (это официальное название такое). Расположен в пустыне Атакама, Чили. Состоит из четырёх телескопов диаметром зеркала 8 м., эти телескопы могут работать и по отдельности, а могут и объединяться разными способами. Тогда они достигают совершенно потрясающей чувствительности и разрешающей способности. Gemini. На самом деле, это две обсерватории, расположенные одна на Гавайях, другая в Чили. В обеих обсерваториях стоят одинаковые телескопы с 8 метровым главным зеркалом (потому и Gemini, что значит – Близнецы) и мощной адаптивной оптикой, позволяющей убирать искажения, вносимые атмосферой. http://on-the-other-side.ru/node/296
milstar: «Джеймс Уэбб» будет обладать составным зеркалом 6,5 метров в диаметре (диаметр зеркала «Хаббла» — 2,4 метра) с площадью собирающей поверхности 25 м² и солнечным щитом размером с теннисный корт. Телескоп будет размещён в точке Лагранжа L2 системы Солнце — Земля. Проект представляет собой международное сотрудничество 17 стран, во главе которых стоит NASA, со значительным вкладом Европейского и Канадского космических агентств. Текущие планы предусматривают, что телескоп будет запущен с помощью ракеты «Ариан-5» в 2018 году. Телескоп позволит обнаруживать относительно холодные экзопланеты с температурой поверхности до 300 К (что практически равно температуре поверхности Земли), находящиеся дальше 12 а. е. от своих звёзд, и удалённые от Земли на расстояние до 15 световых лет. В зону подробного наблюдения попадут более двух десятков ближайших к Солнцу звезд. Благодаря JWST ожидается настоящий прорыв в экзопланетологии — возможностей телескопа будет достаточно не только для того, чтобы обнаруживать сами экзопланеты, но даже спутники и спектральные линии этих планет (что будет являться недостижимым показателем ни для одного наземного и орбитального телескопа вплоть до начала 2020-х годов, когда в строй будет введен Европейский чрезвычайно большой телескоп с диаметром зеркала в 39,3 м) однако по новым оценкам стоимость может составить 6,8 млрд, при этом запуск состоится не ранее 2018 года
milstar: Европейский чрезвычайно большой телескоп (англ. European Extremely Large Telescope (E-ELT)) — планируемая к постройке астрономическая обсерватория, главным инструментом которой станет телескоп с сегментным зеркалом[en] диаметром в 39,3 м, состоящим из 798 шестиугольных сегментов диаметром 1,4 метра и толщиной 50 мм. Зеркало позволит собирать в 15 раз больше света, чем любой из существующих на сегодняшний день телескопов. Телескоп будет оснащен уникальной адаптивной оптической системой из 5 зеркал, способной компенсировать турбулентность земной атмосферы и получать изображения с большей степенью детализации, чем орбитальный телескоп «Хаббл». Строительство телескопа, которое займет 10—11 лет, планировалось начать в 2012 году. Стоимость проектирования оценивается в 57 миллионов, а строительства — 1,05 миллиарда евро
milstar: Погода в Нуреке по месяцам http://tajikistan.pogoda360.ru/643742/avg/ CОЛНЕЧНЫЕ, ОБЛАЧНЫЕ И ПАСМУРНЫЕ ДНИ 266 solnechnix dnej w Chili 10 w god
milstar: Галактика Андромеды (или Андромеда, M 31, NGC 224, Туманность Андромеды) — спиральная галактика типа Sb Первое письменное упоминание о галактике Андромеды содержится в «Каталоге неподвижных звезд» персидского астронома Ас-Суфи (946 год), описавшего её как «маленькое облачко» Обозначения M 31, NGC 224, Расположена в созвездии Андромеды и отдалена от Земли на расстояние 2,52 млн св. лет, видимая звёздная величина — +3,4m. в её состав входит около триллиона звёзд У неё есть несколько карликовых спутников: M 32, M 110, NGC 185, NGC 147 и, возможно, другие. Её протяжённость составляет 260 000 световых лет, что в 2,6 раза больше, чем у Млечного Пути. Радиус 110 тыс св. лет В галактике находится звезда PA-99-N2, вокруг которой обращается экзопланета — первая, которую открыли за пределами Млечного Пути Анализ кривой блеска события микролинзирования PA-99-N2 предполагает наличие планеты, вращающейся вокруг звезды в Галактике Андромеды (2,52±0.14 млн св. лет
milstar: The center of the Galaxy is obscured from us by thick interstellar clouds of gas and dust. We can observe the Galactic bulge as an ellipse of stars above and below the Galactic plane. In the solar neighborhood, the stellar density is about one star per cubic parsec (one parsec is 3.26 light-years). At the Galactic core, around 100 parsecs from the Galactic center, the stellar density has risen to 100 per cubic parsec, crowded together because of gravity. http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec26.html
milstar: Дене́б[3] (α Cyg / α Cygni / Альфа Лебедя) — самая яркая звезда в созвездии Лебедя и двадцатая по яркости звезда в ночном небе, с видимой величиной +1,25m. Вместе со звёздами Вега и Альтаир Денеб образует «летне-осенний треугольник», который виден в Северном полушарии в летние и осенние месяцы. Денеб входит в число самых крупных и самых мощных звёзд, известных науке. Диаметр Денеба примерно равен диаметру земной орбиты (≈300 миллионов километров). Абсолютная звёздная величина Денеба оценивается в −6,5m, что делает Денеб самой мощной звездой из всех 25 самых ярких звёзд неба. Последние уточнения параллакса[4] дают оценку расстояния от 1340 до 1840 световых лет с наиболее вероятной величиной 1550 световых лет. Оценка светимости Денеба колеблется от 60 000 кратной (если расстояние до Денеба — 1500 световых лет) до 250 000 кратной светимости Солнца (при расстоянии в 3200 световых лет). Если бы Денеб был точечным источником света на том же расстоянии от Земли, что и Солнце, то он был бы гораздо ярче, чем большинство промышленных лазеров. За один день он излучает больше света, чем Солнце за 140 лет. Будь он на таком же расстоянии, как Сириус, он был бы ярче полной Луны. Исходя из измерений температуры, светимости и углового диаметра (около 0,0025’’), можно сделать вывод, что диаметр Денеба больше диаметра Солнца в 110 раз[5]. Если его поместить в центр Солнечной системы, то он будет простираться до орбиты Земли. Денеб — одна из самых больших и мощных известных звёзд класса А.
milstar: Deneb ydalenie swet let 1550 /3.26 =475.46 parsek 1 zwezda na 1 kub parsek = 34.6459 kub swet goda shar s rasst do Deneba = 107.483 mln bolsche po objemu chem 1 kub.parsek 107 mln zwezd . Wozmem konservativno ( neravnomernoe raspr .plotnosti zwezd ) w 100 raz mensche minimum 10 mln Zwezd w radiuse 1550 swet let ot Zemli ######################### Na dannoj distancii wpolne realistichno obnaruzit Ekzoplanetu (yze est na tekuschij moment wremeni)
milstar: Deneb ydalenie swet let 1550 /3.26 =475.46 parsek 1 zwezda na 1 kub parsek = 34.6459 kub swet goda shar s rasst do Deneba = 107.483 mln bolsche po objemu chem 1 kub.parsek 107 mln zwezd . Wozmem konservativno ( neravnomernoe raspr .plotnosti zwezd ) w 100 raz mensche minimum 10 mln Zwezd w radiuse 1550 swet let ot Zemli ######################### Na dannoj distancii wpolne realistichno obnaruzit Ekzoplanetu (yze est na tekuschij moment wremeni)
milstar: интересная находка "Кеплера" - это планетная система похожей на Солнце звезды Kepler-11, удаленной от Земли на 2 тысячи световых лет. Вокруг этого светила возрастом восемь миллиардов лет обращаются сразу шесть планет - это самая большая из известных планетных систем, не считая Солнечной системы. Еще более исключительной систему Kepler-11 делает то, что все шесть планет расположены в одной плоскости. Вероятность найти такую систему, по оценкам некоторых астрономов, составляет 1 к 10 тысячам. Орбиты пяти планет умещаются внутри орбиты Меркурия - они совершают один оборот вокруг Kepler-11 за период от 10 до 47 дней. Расстояние от звезды до шестой планеты вдвое меньше, чем дистанция от Земли до Солнца. По размеру все планеты в системе Kepler-11 обгоняют Землю - самая большая из них сравнима с Нептуном. При этом масса этих небесных тел относительно невелика для их диаметра. По плотности внешние планеты звезды Kepler-11 можно сравнить с зефиром (имеется в виду мягкий тянущийся зефир, который в английском языке называется marshmallow) - они окружены очень плотной атмосферой из водорода и гелия, которая составляет до 20 процентов массы этих небесных тел. Атмосфера двух внутренних планет заметно тоньше. Помимо системы Kepler-11 телескоп обнаружил еще одну систему из пяти планет, восемь - из четырех и более сотни систем, состоящих из двух и трех планет. #### Телескоп Кеплер - исследователь земных миров 11.03.2009 11:11 | Н.Т. Ашимбаева/ГАИШ, Москва 6 марта 2009 года в космос был выведен спутник с телескопом "Кеплер" на борту. Задачи, поставленные перед миссией, уникальны: телескоп будет искать в космосе планеты, похожие на Землю. Это проект Американского аэрокосмического агентства (НАСА) стоимостью в 600 млн. долларов, и рассчитан на три-четыре года. Свое наименование спутник получил в честь великого немецкого ученого Иоганна Кеплера (1571–1630). Вековое стремление человечества найти миры, похожие на Землю, резко активизировалось из-за открытия множества экзопланет у других звезд, за последние годы. К настоящему времени уже открыто более трехсот экзопланет трех типов: газовые гиганты, горячие супер-Земли с коротким периодом орбитального вращения и ледяные гиганты. Последнюю информацию о состоянии дел, а также данные о всех характеристиках обнаруженных планет можно найти на ресурсах Extrasolar Planets Encyclopedia, New Worlds Atlas и на русскоязычном сайте Планетные системы http://www.astronet.ru/db/msg/1233834 http://www.allplanets.ru
milstar: http://www.astronet.ru/db/msg/1233834 Транзиты планет происходят только если плоскость орбиты планеты очень близка к лучу зрения наблюдателя. Вероятность этого равна отношению диаметра звезды к диаметру орбиты. Эта величина составляет всего 0,5% для планеты земного типа обращающейся вокруг звезды типа Солнца. Для близких планет-гигантов ("горячих юпитеров") вероятность уже выше – более 10%. Для того, чтобы можно было обнаружить много планет, необходимо пронаблюдать тысячи звезд, даже если землеподобные планеты у них – явление обычное. Если же они встречаются редко, то необходимое число наблюдаемых звезд должно быть существенно увеличено. В программу наблюдений телескопа Кеплер включено около 100 000 звезд, чтобы полученный результат (даже если он окажется нулевым) был бы значимым. Но скорее всего телескоп Кеплер сможет обнаружить сотни планет Земного типа. Если мы хотим найти планеты в обитаемой зоне, то промежуток между транзитами должен составлять приблизительно один год (все оценки строятся на примере Земли и Солнца). Для надежности выявления нужно зафиксировать по крайней мере несколько транзитов одной и той же планеты. Таким образом, продолжительность миссии должна быть не менее трех с половиной лет.
milstar: Рисунок 3. Фотометр телескопа Кеплер. (Изображение NASA) Инструментом телескопа Кеплер, предназначенным для наблюдения планет является фотометр с 0.95-метровой апертурой (при этом первичное зеркало телескопа имеет диаметр 1.4 метра) и с очень большим полем зрения – 105 квадратных градусов. Большое поле зрения необходимо, чтобы можно было одновременно наблюдать много звезд. Диаметр телескопа должен быть достаточно большим, чтобы уменьшить фоновый шум, чтобы можно измерить небольшие изменения в яркости при транзите планеты земного типа. В фокальной плоскости телескопа расположена мозаика, состоящая из 42 CCD-приемников общей площадью в 95 мегапикселей. Для сравнения, самая большая астрономическая матрица, используемая на Земле, содержит 10 мегапикселей. Полоса пропускания приемника составляет 430-890 нм. Предполагается, что будут наблюдаться звезды с 9-й по 16-ю звездную величину. Телескоп будет непрерывно направлен в район созвездий Лебедь и Лира. Миссия рассчитана на 3,5 года, но может быть продлена до 6 лет, если для этого возникнет необходимость. Например, если будут получены данные о возможном существовании планет с большими орбитальными периодами. Или из-за большой переменности звезд на коротком интервале окажется сложно выделить сигнал, который подтвердит существование планеты. http://www.astronet.ru/db/msg/1233834
milstar: Kepler-22 b — экзопланета у звезды Kepler-22 в созвездии Лебедь, относящаяся к типу мининептунов. Это первая подтверждённая экзопланета, найденная космическим телескопом «Кеплер» (НАСА), которая обращается в обитаемой зоне солнцеподобной звезды[3]. Планета была подтверждена наземными наблюдениями. Для подтверждения планетной природы Kepler-22 b был использован метод, заключающийся в исключении всех возможных ложных вариантов, которые могут имитировать транзиты планет. Об открытии этой планеты было объявлено 5 декабря 2011 года[4]. Радиус планеты примерно в 2,4 раза больше радиуса Земли; она находится на расстоянии около 620 световых лет от Земли, на орбите вокруг звезды Kepler-22 спектрального класса G5 Об открытии этой планеты было объявлено 5 декабря 2011 года[4]. Радиус планеты примерно в 2,4 раза больше радиуса Земли; она находится на расстоянии около 620 световых лет от Земли, на орбите вокруг звезды Kepler-22 спектрального класса G5 Масса планеты оценивается в 34,92 массы Земли (согласно данным каталога планетных систем и экзопланет на 2013-06-11). Тип: «Прохладный нептун»[8]. При радиусе планеты 2,4 радиуса Земли объём будет равен 13,824 объёма Земли, а плотность (ρ) — в 2,526 выше плотности Земли. Сила тяжести на её поверхности в 6,1 больше, чем на Земле. Расстояние от Kepler-22 b до Kepler-22 примерно на 15 % меньше, чем расстояние от Земли до Солнца. При этом световой поток от материнской звезды примерно на 25 % меньше, чем от Солнца[4]. Сочетание меньшего расстояния от звезды и меньшего светового потока предполагает умеренную температуру на поверхности планеты. По оценкам учёных, при отсутствии атмосферы равновесная температура на поверхности была бы около -11 °C. Если парниковый эффект, вызванный наличием атмосферы, аналогичен земному, то это соответствует средней температуре поверхности равной примерно +22 °C
milstar: Впервые транзиты планеты HD 209458 b наблюдали две группы исследователей из США, Д. Шарбоне и Дж. Хенри в 2000 году, практически одновременно наземными и космическими средствами. Прохождение планеты по диску звезды длится несколько часов. Открытие транзитов HD 209458 b стимулировало активные поиски других аналогичных объектов. В последующие годы по программе OGLE нашли до пяти очень далеких объектов. Но в течение четырех-пяти лет после открытия система HD 209458 оставалась единственной относительно близкой системой такого рода, несмотря на тщательные поиски других объектов. В какой-то мере происходило это из-за переоценки ожидаемого эффекта: предполагалось найти объекты примерно с такой же глубиной ослабления света при транзитах, как у звезды HD 209458 (около 1,6%), что, возможно, оказалось просто удачей наблюдателей. Следующий объект имел глубину ослабления только 0,3%. Зато найденная в 2005-2006 годах система HD 189733 b имеет рекордное трехпроцентное ослабление света при транзитах. Только с помощью транзитов удается исследовать ряд важных характеристик экзопланет, прежде всего, измерить их радиусы и исследовать свойства их атмосфер. Хотя надежды найти другой относительно близкий объект с транзитами долго не оправдывались, был обнаружен ряд эффектов, проявление которых подобно ложным транзитам. За планетные транзиты исследователи могут принять, например, устойчивые пятна на звезде или так называемые затменные двойные звезды. Когда наблюдатели снизили ожидаемый эффект ослабления света звезды при прохождении планеты по диску звезды почти на порядок, до 0,2-0,3%, были обнаружены еще две экзопланеты с транзитами, HD 149026 b и TrES-1. Они в 2004-2005 годах пополнили список транзитов, в котором до того был только "горячий юпитер" HD 209458 b. Естественно, транзиты наблюдаются только у "горячих юпитеров". Вероятность найти планету с транзитами на высокой орбите очень мала. Свойства системы HD 209458, несмотря на ее умеренную удаленность, оказались весьма удобными для исследований. Из результатов наблюдений объекта HD 209458 b можно сделать важные выводы не только относительно его природы, но и о природе других аналогичных гигантов. HD 209458 - звезда класса G0 с достаточно спокойной фотосферой, допускающей МЛС-измерения вплоть до 3 м/с, старше Солнца по возрасту (5,2 гигагода), со старой планетной системой, прошедшей долгий путь эволюции. Хотя ныне в ней известна только одна планета, но это именно тот наиболее интересный объект нового типа - "горячий юпитер", типичный для внесолнечных систем, но неизвестный в Солнечной системе. Период HD 209458 b, благодаря высокой частоте транзитов, определен с высокой точностью - 3,524738 суток. Радиус кеплеровской орбиты планеты составляет 0,045 а. е. Глубина ослабления света звезды при транзитах достигает 1,6%. По длительности транзита удается легко найти даже широту прохождения планеты по диску звезды. Среди окружающих Солнце звезд она представляет собой достаточно далекий объект - 47 пк (150 световых лет). Подробнее см.: http://www.nkj.ru/archive/articles/8340 (Наука и жизнь, Планетные системы звезд)
milstar: http://www.nasa.gov/ http://www.nasa.gov/ Animated Flyover of Pluto’s Icy Mountain and Plains
milstar: Марс и Юпитер пройдут бок о бок на утреннем небе Утром 18 октября жители Москвы смогут стать свидетелями редкого астрономического явления - Марс и Юпитер пройдут бок о бок на утреннем небе, так называемый «парад планет». Как сообщили в столичном планетарии, в небе Земли планеты окажутся на минимальном расстоянии друг от друга. Наблюдателей ждет сюрприз: помимо планет, сблизившихся на небосводе, в бинокль уже можно увидеть самые яркие спутники Юпитера - Ио, Европу, Ганимед и Каллисто и венерианский полумесяц. Венера имеет фазы, схожие с Луной, они меняются в результате ее вращения вокруг Солнца внутри земной орбиты, собщает ТАСС. Читайте далее: http://izvestia.ru/news/593403#ixzz3opcAIUed
milstar: МОСКОВСКИЙ ПЛАНЕТАРИЙ И РОСКОСМОС ВЫСТУПИЛИ ЗА ВОЗВРАЩЕНИЕ АСТРОНОМИИ В ШКОЛЫ 8 февраля, AEX.RU - Московский Планетарий при поддержке Роскосмоса инициировал сбор подписей за возвращение астрономии в школы. Об этом сообщает пресс-служба госкорпорации "Роскосмос". "В программе обязательных дисциплин общеобразовательной средней школы предмет "Астрономия" отсутствует. Тем не менее, именно эта дисциплина существенно влияет на формирование научной картины мира. Астрономия определяет мировоззрение человека, помогая объяснять причину того, что мы видим на небе, помогает понять, как устроен мир и каковы его масштабы. Интерес к небу проявляется у любого ребенка, достигая максимума, как правило, в 11-13 лет, и если не получает поддержки, сходит на нет. Задача школы - вовремя этот интерес поддержать и дать возможность его развивать и углублять. Это можно сделать на уроках астрономии", - отметили в корпорации. Сказать "Да" астрономии в школах можно на сайте Московского Планетария по ссылке: http://www.planetarium-moscow.ru/planetarium-and-school/skazhi-astronomii-da/opros.php
milstar: Бетельгейзе стала первой звездой (естественно, после Солнца), у которой удалось измерить угловой размер и получить детальное изображение её диска, по сути, не даёт нам никаких существенных данных касательно её параметров и природы Полная версия: http://spacegid.com/vzryiv-betelgeyze.html#ixzz4cNa5p6Xu «Понятие «ближайшее время» в астрономии имеет несколько другой смысл, чем в житейском обиходе», – сказал завотделом нестационарных звезд и звездной спектроскопии Института астрономии РАН Николай Чугай. Стадия красного сверхгиганта, в которой Бетельгейзе сейчас находится, длится сравнительно недолго по сравнению со временем эволюции этой звезды. В этом смысле она, конечно, «скоро» взорвется. Однако время жизни такой звезды составляет 10-20 миллионов лет, и эта последняя стадия длится порядка 100 тысяч лет, отметил ученый. В свою очередь, научный сотрудник Государственного астрономического института имени Штернберга МГУ Сергей Попов подчеркнул, что у Бетельгейзе не наблюдается активность, которая говорит, что взрыв произойдет «вот-вот».
milstar: Как будет выглядеть это редчайшее событие с земли? Внезапно в небе вспыхнет очень яркая звезда. «Очень яркая» – означает степень яркости, равную как минимум полной луне, как максимум – полному солнцу. Продлится подобное космическое шоу около шести недель, что означает более полутора месяцев «белых ночей» в определенных участках планеты, остальные люди насладятся двумя-тремя дополнительными часами светового дня и восхитительным зрелищем взорвавшейся звезды ночью. Через две–три недели после взрыва звезда начнет угасать, а через несколько лет — окончательно превратится для земного наблюдателя в туманность типа Крабовидной. Ну а волны заряженных частиц после взрыва дойдут до Земли через несколько столетий, и жители Земли получат небольшую (на 4–5 порядков меньше летальной) дозу ионизирующего излучения. Но волноваться не стоит в любом случае – как заявляют ученые, угрозы для Земли и ее жителей нет, а вот подобное событие само по себе уникально – последнее свидетельство наблюдения взрыва сверхновой на Земле датировано 1054 годом. Слово «Бетельгейзе» - арабского происхождения. История его происхождения до конца не ясна, но все специалисты согласны с тем, что вторая часть этого слова «эльгейзе» происходит от арабского «аль-джауза» ( ), именно так называли в древности всё созвездие Ориона, такое имя носила героиня одной из старинных арабских сказок. Корень «ДЖЗ» в слове «джауза» означает «посередине», таким образом «джауза» можно перевести как «центральный». Позднее слово «аль-джауза» использовалось арабскими астрономами для единого обозначения созвездий Ориона и Близнецов. Даже сейчас, когда Орион в арабском называется «аль-джаббар» (Великан), старое название иногда продолжают использовать. Самым распространенным объяснением полного названия является версия неправильного перевода с арабского на латынь слова «яд-аль-джауза» (рука аль джаузы), то есть названия созвездия Ориона. Европейцы перепутали арабские буквы Y и B, превратив Yad-al-Jauza в Bait-al-Jauza (дом джаузы) или даже в Bat-al-Jauza (подмышка джаузы). Так появилось слово давшее нам сегодня Betelgeuse Бетельгейзе.
milstar: Мы обратились за компетентным комментарием к члену Ученого совета Московского Планетария, доктору физико-математических наук, ведущему научному сотруднику отдела нестационарных звезд и звездной спектроскопии Института астрономии РАН, руководителю группы переменных звезд ИНАСАН. Главному редактору Общего каталога переменных звезд Николаю Николаевичу Самусю. Австралийский физик Брэд Картер предсказывал ее взрыв еще в 2012 году, однако, этого не произошло. Когда именно произойдет грандиозный взрыв массивной звезды, никто из ученых наверняка не знает – это может с одинаковой вероятностью случится и завтра, и через тысячу лет. Пишут, что за последние годы она сжалась на 15%, но это ничего не значит, ведь Бетельгейзе – переменная звезда, то есть ее блеск изменяется со временем в результате происходящих в ее недрах физических процессов. Однозначно можно сказать следующее. Во-первых, в случае взрыва человечество фатально никак не пострадает, и никакого повода для беспокойства нет. Могут быть какие-то эффекты, которые скажутся на связи, работе техники и так далее. Во-вторых, никакого второго Солнца на небе ожидать не стоит. В случае взрыва оценка блеска максимума звезды составит -9 звездной величины. Что это значит? Для сравнения Луна в фазе полнолуния имеет максимум блеска -12, то есть, если этот взрыв произойдет, то небо будет действительно несколько светлее, но в то же время темнее, чем в полнолуние. Скорее всего, не зная наверняка о моменте взрыва сверхновой, человек ничего особенного не заметит.
milstar: http://planetarium-moscow.ru/about/news/detail.php?ID=7367
milstar: РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИЕ СТАНЦИИ РОССИИ. http://astrosovet.ru/radiotel.html
milstar: В Китае введен в строй 500-метровый радиотелескоп FAST — крупнейший в мире телескоп с заполненной апертурой. По своему диаметру он уступает лишь РАТАН-600, расположенному в Карачаево-Черкесии, который, однако, не обладает заполненной апертурой. Ближайшим аналогом FAST является 300-метровый радиотелескоп обсерватории Аресибо. Об этом сообщает агентство «Синьхуа». Размеры телескопа определяют его рабочие характеристики — чувствительность, разрешение и так далее. Чем больше радиотелескоп, тем меньшие по размеру или более удаленные объекты он может различить. С точки зрения разрешения, абсолютным рекордсменом является «РадиоАстрон». Это система для наблюдения за космическими объектами с помощью интерферометрии со сверхдлинными базами, состоящая из космического радиотелескопа «Спектр-Р» и различных наземных радиотелескопов. Вместе они образуют прибор, эквивалентный радиотелескопу с диаметром порядка ста тысяч километров. Однако подобные системы обладают невысокой чувствительностью из-за малой эффективной площади. Общая чувствительность определяется как среднее геометрическое из чувствительности 10-метрового «Спектра-Р» и наземного радиотелескопа, работающего с ним в паре. Поэтому для таких наблюдений необходимы наземные приборы высокой чувствительности. Кроме того, новые радиотелескопы расширяют инструментарий, доступный астрономам со всего мира. Новый радиотелескоп располагается в провинции Гуйчжоу и обладает площадью порядка 30 футбольных полей. Несмотря на 500-метровый диаметр, при наблюдениях будут использоваться фрагменты отражателя диаметром около 300 метров — это эффективный диаметр телескопа. По этому показателю FAST лишь ненамного лучше обсерватории Аресибо (221 метров). 500-метровый отражатель позволит телескопу иметь гораздо большее поле зрения. После ввода в строй на телескопе уже были проведены первые пробные наблюдения. По словам Цянь Леи, исследователя из Национальной астрономической лаборатории (Китай), телескоп успешно зафиксировал сигнал от одного из пульсаров, расположенного в 1351 световом году от Земли. В задачи FAST войдет слежение за пульсарами, исследование межзвездного газа, поиск сложных молекул и анализ объектов эпохи реионизации. Ученые ожидают, что радиотелескоп удвоит количество пульсаров, известных науке. Это может помочь в поисках сигналов гравитационных волн в «сбоях» излучения пульсаров (такими наблюдениями занимается, например, консорциум NANOGrav). Представители проекта «РадиоАстрон» ранее выражали надежду, что FAST сможет работать в паре с «Спектром-Р». Первые два-три года после ввода в эксплуатацию радиотелескоп будет настраиваться, после чего станет доступен международному сообществу. Интересно, что для постройки телескопа властям Китая пришлось переселить около 9000 местных жителей за пределы пятикилометровой зоны вокруг телескопа. Строительство было завершено в июле 2016 года. Рядом с телескопом находится обзорная площадка, на которую будет организован доступ туристических групп — до двух тысяч человек в день. Стоимость билета на нее составит около 3,5 тысячи рублей в пересчете на российские деньги. https://nplus1.ru/news/2016/09/26/radio-FAST
milstar: Запуск состоялся на космодроме Байконур 18 июля 2011 года в 6:31 по московскому времени. Аппарат был успешно выведен на орбиту, и там 27 лепестков его антенны удачно раскрылись. Апогей орбиты (то есть база интерферометра) составляет 340 тысяч километров. В качестве «наземного плеча» интерферометра выступают радиотелескопы в России и других странах. Угловое разрешение «РадиоАстрона» составляет до 8 угловых микросекунд (то есть до 0,000008 секунды дуги) на частоте 1,35 см.
milstar: Проект был начат в 1979—1980 годах при одобрении Леонида Ильича Брежнева, он пережил период застоя и экономическую разруху 1990-х годов. Во второй половине 2000-х годов проект был значительно переработан примерно в течение 5 лет Для работы интерферометра требуется знание положения космического аппарата с высокой точностью. Согласно техническому заданию, требуемые точности составляют: несколько сот метров по расстоянию, скорость — не хуже 2 см/с, ускорение — 10−7 м/с². Для обеспечения этих требований используются[4]: радиометрические измерения скорости и расстояния с помощью 64-метрового управляющего телескопа в Центре космической связи «Медвежьи озёра», 72-метрового зеркала в Восточном центре дальней космической связи («Уссурийск»); доплеровские методы измерения скорости с помощью станций в Пущино и в США; лазерная дальнометрия; оптические методы определения положения по фоновым звёздам; интерометрические методы.
milstar: Стокилограммовая золотая монета номинальной стоимостью в $1 млн и весом в 100 кг в Музее Боде © AP Photo/ dpa / Marcel Mettelsiefen БЕРЛИН, 27 мар — РИА Новости, Татьяна Фирсова. Золотую монету номинальной стоимостью в один миллион долларов США украли в ночь на понедельник из музея Боде в Берлине, сообщила столичная полиция в своем аккаунте в Twitter. Украденная монета под названием "Большой кленовый лист" весит около 100 килограммов и сделана из чистого золота. Стоимость материала для ее производства и самой работы составила примерно 3,7 миллиона долларов. Heute Morgen, gegen 3:30 Uhr wurde bei einem Einbruch in das #Bodemuseum in #Mitte eine einzigartige Goldmünze gestohlen. 1/3 ^tsm — Polizei Berlin (@polizeiberlin) 27 марта 2017 г. По информации полиции, диаметр монеты — 53 сантиметра, толщина — три сантиметра, на аверсе изображен профиль королевы Великобритании Елизаветы Второй. Музей Боде, который известен своей коллекцией монет, одолжил экспонат у другого музея на время выставки. Сообщается, что неизвестные украли экспонат около 3:30. Полиция считает, что преступников было несколько. В здание они попали через окно при помощи лестницы. Ее обнаружили неподалеку от места взлома. Пока неизвестно, как похитителям удалось отключить сигнализацию и вывезти тяжелый предмет.
milstar: Краткий обзор основных методов определения расстояний до галактик. 1. Цефеиды. Цефеиды на данное время остаются наиболее точными индикаторами расстояний на промежутке до 10 Мпк. Яркости цефеид заключены в пределах -2m >Mv> -6m и, вследствие переменности их блеска, они легко выявляются и классифицируются. Классические цефеиды (I-го типа населения) - это молодые объекты, принадлежащие дисковой составляющей: они обнаруживаются в галактиках, в которых до недавнего времени происходило звездообразование, т.е. в S и Irr-галактиках. Периоды цефеид от нескольких дней до несколько сот дней. Для получения расстояния по цефеидам требуются достаточно большие и точные ряды наблюдений. Но даже, если известен абсолютно точно период одной из цефеид в галактике, то ошибка в определяемом расстоянии составит около 30%. Причиной этого является разброс значений в зависимости период-светимость-цвет(PLC) - ширина полосы разброса, например, в цвете B - 1.2m; в V - 0.9m; а в B-V ~0.4m [3]. Для повышения точности требуется искать как можно больше цефеид в наблюдаемой галактике. В итоге ошибку можно свести к 10%. Кроме того, необходимо учитывать ошибку калибровки нуль-пункта соотношений PL и PC, которые определяются по цефеидам БМО и ММО, а также ошибки фотометрии. В настоящий момент основные факторы, влияющие на неопределенность оценки расстояния до галактик по цефеидам, следующие: Недостаточное число наблюдаемых цефеид; Неточность в определении расстояния до БМО и ММО(+/-0.13m), цефеиды которых используют для калибровки соотношения PLC; Неточность в оценке яркости цефеиды, вследствие отсутствия возможности точно учесть неравномерность поглощения света в галактике. Большая трудоемкость и необходимость длительных рядов наблюдений привели к появлению вторичных индикаторов расстояний, которые калибруются, в основном, по цефеидам. 2. Сверхгиганты. Для близких галактик,разрешимых на звезды (до 25 Мпк), в качестве "стандартной свечи" бывает целесообразно использовать ярчайшие звезды (голубые и красные сверхгиганты - BSG и RSG). Такие звезды представляют интерес еще и как предельные по массе и светимости образцы звезд. Голубые сверхгиганты можно использовать для проверки Эддингтоновского предела светимости, поскольку ярчайшие из них находятся у этого предела, когда в звезде в равновесии световое давление и сила гравитации. У ярчайших BSG Mb= -10m+/-0.15m. Поэтому они различимы при современном уровне наблюдений до m-M=34m (т.е. до 60 Мпк). Физические причины существования предела светимости у RSG не до конца ясны, хотя наличие этого предела установлено эмпирически. Красные сверхгиганты также используют для проверки теории эволюции массивных звезд. Абсолютные болометрические звездные величины RSG порядка -9.5m. Важным событием в деле оценки расстояния до галактик с помощью ярчайших звезд стало использование зависимости между абсолютной звездной величиной ярчайших сверхгигантов и светимостью их родительской галактики, которая обсуждалась еще в работах Хаббла. Вид этой зависимости различен для BSG и RSG. При использовании ярчайших звезд,как и при любом другом методе, основанном на небольшом числе экстремальных объектов в галактиках необходимо учитывать эффекты селекции. 3. Красные гиганты. Sandage в 1971 году нашел [4], что ярчайшие красные гиганты имеют сходную абсолютную звездную величину Mv = -3.0m+/-0.2m и что их можно использовать для оценок расстояний. В наше время полагают, что эти красные звезды представляют либо крайнюю точку первого подъема ветви красных гигантов (RGB) звезд малых масс, либо более яркую асимптотическую ветвь гигантов (AGB). Точность оценок расстояний (+/-0.2m) почти сравнима с первичными индикаторами расстояний: с цефеидами или звездами типа RR Лиры. Метод в то же время имеет ряд достоинств в сравнении с цефеидами и звездами типа RR Лиры: Наблюдения показали, что ITRGB в интервале ошибок +/-0.1m не чувствительна к металличности [Fe/H] < -0.7 dex; Метод требует гораздо меньше наблюдательного времени, чем для переменных звезд; Абсолютная звездная величина в цвете I для TRGB MI = -4m, что на 4m ярче, чем у звезд типа RR Лиры; По сравнению с цефеидами, красные гиганты могут располагаться вдалеке от областей звездообразования,что уменьшает влияние поглощения на их звездную величину. При современном уровне наземных телескопов метод может успешно применяться к галактикам, находящимся на расстояниях до (m-M)=28m (~4 Мпк - порядка расстояния до группы M81) [5]. http://www.astronet.ru/db/msg/1169718 7. Новые звезды. Основой метода оценки расстояния по новым служит зависимость между их светимостью(звездной величиной) в максимуме и скоростью убывания яркости после вспышки, открытая в 1936 году Zwicky. Для оценки расстояния по этому методу необходимо измерить видимую звездную величину новой как можно ближе к максимуму светимости и значение скорости убывания светимости,когда яркость уменьшается на 2 звездные величины после максимума. Суммарная ошибка оценки расстояния по кривым убывания новых составляет порядка +0.4m. Кроме описанного выше способа оценки расстояния в различных работах были предложены другие индикаторы расстояний, связанные с новыми, кратко описанные в [1], и дающие сходные точности: Средняя звездная величина всех наблюденных новых в данной галактике на 15 день после максимума (<M15> = -5.60m+0.14m); Функция светимости новых: а) в максимуме светимости (близка к гауссиане); б) в минимуме между первым и повторным пиками - для соответствующих новых; в) интегральная функция светимостей новых в максимуме (линейна в широком диапазоне звездных величин и имеет практически постоянный наклон); Зависимость между промежутком видимости новой и некоторой абсолютной звездной величиной в некоторый фиксированный момент от начала вспышки. 8. Сверхновые. Сверхновые - чрезвычайно яркие (Mb = -19.5m) точечные источники и вследствие этого рассматриваются как одни из наиболее привлекательных стандартных источников для больших расстояний (порядка 50 Мпк). Сверхновые I типа (SNeI) выделяются отсутствием водорода и гелия в их оптическом спектре и имеют подклассы Ia, Ib, Ic [9]. Относительная одинаковость кривых блеска и схожесть эволюции спектров SNeIa привели к тому, что их часто используют для определения космологических параметров H0 и q0 [10]. Этот тип сверхновых является к тому же ярчайшим среди остальных типов. Вспышка SN 1987A в БМО возвратила интерес к использованию метода Baade-Wesselinka для оценки геометрического размера расширяющейся фотосферы SNeII, калибровку которого связывают с этой сверхновой (она также дала на сегодняшний момент наибольшую точность для калибровки нуль-пункта цефеид). В принципе можно использовать и сверхновые типов Ib, Ic и II-L, но они и слабее и вспыхивают реже. Небольшое количество зарегистрированных сверхновых не дает пока возможность оценить универсальность применимости этого метода, и улучшить точность калибровки. Выше перечисленные методы относились в основном к чисто фотометрическим. Методы, о котором речь пойдет далее, помимо фотометрических параметров требуют наблюдений лучевых скоростей и потому их можно назвать динамическими.
milstar: Вспышка SN 2006gy произошла в удаленной галактике NGC 1260, на расстоянии 238 миллионов световых лет[10] (73 мегапарсек). Следовательно, учитывая скорость распространения света, сам взрыв произошел 238 миллионов лет назад. Энергию взрыва оценили в 1051 эрг (1044 Дж)[11], что примерно на два порядка превышает яркость обычных сверхновых, которая составляет примерно 1049 эрг (1042 J), это позволило предположить её принадлежность к новому классу подобных процессов — гиперновых. Хотя на пике светимисти SN 2006gy была в 400 раз более ярче чем SN 1987A, которая была видна невооруженным глазом, расстояние до SN 2006gy в 1400 раз больше, ее можно было наблюдать лишь в телескоп. ---------------- SN 2006gy была отнесена к сверхновым II типа из-за обнаруженых в спектре линий водорода, хотя необычно высокая светимость указывает на совершенно другой тип сверхновой. Было предложено несколько механизмов такого сильного взрыва, для всех требуется очень массиная звезда-предшественник.[8] Наиболее вероятное обьяснение произошедшему - эффективное преобразоваиние кинетической энергии взрыва в энергию излучения при взаимодействии с сопутствующим веществом, подобно сверхновым типа IIn, только в более крупном масштабе. Подобное может произойти после потери массы вещества (около 10 солнечных) яркой голубой переменной звезды или в нестабильных по отношению к образованию электрон-позитронных пар.[12]Для объяснения такой экстраординарной яркости было предложено несколько теорий, включая такие экзотические как аннигиляция антиматерии и образование кварковой звезды[13], многократный взрыв звезды, столкновение двух массивных звёзд.
milstar: SN 1987A — сверхновая звезда, вспыхнувшая на окраине туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке, карликовой галактике-спутнике Млечного Пути, приблизительно в 51,4 килопарсеках (168 тысяч световых лет) от Земли[3]. Свет вспышки достиг Земли 23 февраля 1987 года[4]. Поскольку это была первая сверхновая, наблюдавшаяся в 1987 году, ей присвоили название SN 1987A. В максимуме, достигнутом в мае 1987 года, она была видимой невооружённым глазом, пиковая видимая звёздная величина составила +3[5]:185. Это самая близкая вспышка сверхновой, наблюдавшаяся со времён изобретения телескопа Сверхновая SN 1987A была открыта Яном Шелтоном при помощи 25-см астрографа обсерватории Лас-Кампанас[5]:182, а первая фотография получена Мак Нотом 23 февраля в 10:35[7]:22. В течение первой послевспышечной декады светимость SN 1987A уменьшалась, а затем почти три месяца увеличивалась до максимума[8]. Звездой-предшественником SN 1987A был голубой сверхгигант Sanduleak −69° 202[9] с массой около 17 масс Солнца, который присутствует ещё в Капском фотографическом обозрении 1896—1900 гг.[5]:183 По радиоизлучению, зарегистрированному в первые две недели вспышки, радиоастрономами было установлено, что окружавший звезду газ по плотности и скорости соответствовал звёздному ветру голубого сверхгиганта
milstar: Остаток SN 1987A является объектом пристального изучения. Особенностью сверхновой являются открытые в 1994 два симметрично расположенных неярких кольца, образовавшихся при слиянии двух звёзд[13][14]. Около 2001 года разлетающееся со скоростью, превышающей 7000 км/с, вещество, образовавшееся в результате взрыва, достигло внутреннего кольца. Это стало причиной нагревания последнего и генерации рентгеновского излучения, поток которого от кольца увеличился в три раза с 2001 по 2009 год. Часть рентгеновского излучения, поглощаемая близким к центру плотным веществом ответственна за сравнимое увеличение потока от остатка в видимом диапазоне за период с 2001 по 2009 гг. Это увеличение яркости остатка повернуло вспять процесс, наблюдавшийся до 2001 года, когда поток в видимом диапазоне уменьшался из-за распада изотопа титан-44[15]. Астрономы предсказывали, что по мере остывания газа после взрыва, атомы кислорода, углерода и кремния в холодных центральных частях остатка будут связываться, образуя большие количества молекул и пыли. Однако наблюдения SN 1987A с помощью инфракрасных телескопов в течение первых 500 дней после взрыва выявили лишь малые количества горячей пыли. 6 января 2014 года появилось сообщение об обнаружении в рамках проекта ALMA намного больших количеств холодной пыли, которые ярко светились в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах. Астрономы оценили, что на тот момент остаток сверхновой содержал вновь образовавшуюся пыль массой в четверть массы Солнца, и что почти весь углерод, выделившийся в результате взрыва, вошёл в состав пыли; они также нашли значительные количества диоксида углерода и моноксида кремния[16][17]. Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра, которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены. ############################################################################################# https://ru.wikipedia.org/wiki/SN_1987A#/media/File:Composite_image_of_Supernova_1987A.jpg
milstar: Supernova: order of events Core collapse (CC) or explosion Neutrino/GW signal, accompanying signals Shock creation if any, propagation and entropy production inside a star Shock breakout (!) Diffusion of photons and cooling of ejecta ------------ Core-Collapse-SN (CCSN) Standard description of Chronology 1 sec : Core collapse, bounce, or SASI ⋆ ) , or rotMHD, shock revival 1 min to 1 day : shock propagates and breaks out (1st EM signature). Fallback? NS vs. BH formation? Mins to days : Final ejecta acceleration to homology (velocity u ∝ r ) http://nuclphys.sinp.msu.ru/nseminar/15.05.12.pdf
milstar: Когда-то наша астрономия была в мире на ведущих позициях, а сейчас она котируется? читайте также Фото: РКК "Энергия" Чему конструкторы научили робота-аватара FEDOR Борис Шустов: Действительно, во времена СССР мы были среди лидеров, а 6-метровый телескоп БТА Специальной астрофизической обсерватории самым большим в мире. Сейчас же он в самом конце списка 20 крупнейших оптических телескопов мира. Более того, в ряде современных направлений исследования Вселенной у нас вообще нет наблюдательных средств. Прежде всего это относится к телескопам миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов. Именно на них совершаются самые громкие открытия последнего времени, которые позволяют, говоря образно, увидеть Вселенную в совершенно новом свете. Речь не только о знаменитом радиотелескопе-интерферометре ALMA. Сегодня в мире уже работают многие десятки таких телескопов, а у нас нет ни одного, кроме небольшого учебного в МГТУ им. Н. Э. Баумана. Не лучше ситуация и с другой современной астрономической техникой. Словом, мы серьезно отстаем от ведущих стран. Астрономия наука очень дорогая, по карману только богатым. Надо ли России особенно в ее нынешнем положении гнаться за лидерами? Уверен, что многие налогоплательщики скажут, пусть богатые вкладывают миллиарды долларов в супертелескопы и смотрят на "черные дыры", а нам не до этого. Тут бы со своей "дырой" в экономике разобраться. Как говорится, что позволено Юпитеру... Борис Шустов: Это довольно распространенное мнение. И его можно понять. Но давайте расставим точки над i, определимся, что мы за страна, какие у нас амбиции. Если во главе угла сугубо земные, сермяжные проблемы, и мы решаем лишь сиюминутные прикладные задачи, то надо признать: мы никакая не научная, не космическая держава. И не нужно сравнивать себя с ведущими странами, гнаться за научными рейтингами, считать число публикаций и цитирований. Кстати, именно достижения в астрономии практически каждый год попадают в тройку лучших научных достижений мира. Наши астрономы получают доступ к новейшим телескопам, но, как правило, только, если работают под руководством иностранного ученого. Мы, по сути, выступаем на вторых ролях С нашим скромным кошельком у нас все же есть шанс занять достойное место в астрономической семье? Борис Шустов: Ответ на этот вопрос и искала наша группа, которая готовила документ о перспективах российской астрономии. Из 19 поступивших на рассмотрение проектов мы отобрали несколько приоритетных на период 2016-2025 годов. Это международные мегапроекты, российские крупные и средние проекты, а также прикладные проекты. читайте также Фото: РИА Новости Как Россия и США начинали совместную работу в космосе Этот портфель проектов, прямо скажем, довольно обширен. Думаете, на все бюджет "согласится" раскошелиться? Борис Шустов: Сомневаюсь. Поэтому приоритеты надо ранжировать. На первое место члены рабочей группы поставили вступление России в члены Европейской южной обсерватории (ЕЮО) - самой современной и крупнейшей в мире международной организации для астрономических исследований. Она располагает тремя обсерваториями в высокогорных районах Чили, с лучшим в мире астрономическим климатом. ЕЮО - также ключевой партнер в уже упоминавшемся проекте ALMA. На обсерваториях получены многие сенсационные результаты по изучению Вселенной. Создать такую технику нам не по зубам, поэтому надо попытаться вступить в кооперацию. Скинуться, как это сделали 16 стран - участниц ЕЮО. И во что нам это обойдется? Борис Шустов: Вступительный взнос - 120 миллионов евро, ежегодный - 13,6 миллиона. Но ведь есть и другой, куда более дешевый вариант: не вступать в кооперацию, не платить эти миллионы, а выиграть заявку в конкурсе на наблюдательное время, который объявляет ЕЮО. Борис Шустов: Вы не оригинальны. Именно это нам предлагают в разных властных кабинетах. Но, как вы думаете, тот, кто платит, будет в восторге, что другие, не вложив ни копейки, получают время, по сути, бесплатно. Конечно, нет. Поэтому, хотя в документах ЕЮО записано, что ученый любой страны может подать и выиграть заявку, но в реальности каждой стране - участнику ЕЮО выделяется время для проведения наблюдений на этой уникальной технике в зависимости от размера ее взноса. Да, наши ученые иногда получают доступ к этим телескопам, но, как правило, только в том случае, если работают в команде под руководством иностранного ученого. То есть мы, по сути, выступаем только на вторых ролях. Чтобы найти средства для выведения нашей астрономии на современный уровень за счет участия в ЕЮО, строительства у себя новых телескопов, мы предложили маневр: провести аудит и закрыть устаревшие и неэффективные инструменты в России. Правда, определенный минимум должен остаться, чтобы здесь люди учились работать на астрономической технике и потом могли адаптироваться к новым высокотехнологичным приборам в России или в той же ЕЮО. читайте также В Роскосмосе назвали экипажи МКС на 2017 год Но помимо вступления в международную кооперацию вы предлагаете еще ряд проектов, в том числе российских. О чем идет речь? Они менее приоритетны? Борис Шустов: Это российские мегапроекты, среди которых на первом месте оказался проект 4-метрового телескопа с большим полем зрения. Это аналог прибора, который стоит в ЕЮО, но они не конкуренты, так как тот смотрит на небо в Южном полушарии, а наш предназначен для Северного. Новый телескоп смог бы решать целый класс уникальных задач по изучению звезд, квазаров, скоплений галактик и т.д. Стоимость проекта около 3,1 миллиарда рублей. https://rg.ru/2016/11/15/nazvany-prioritety-rossijskoj-astronomii.html
milstar: http://www.inasan.ru/main/historical-note/ В первой половине XX века астрономия перестала быть уделом одиночек. Масштабные теоретические исследования, проектирование, создание и эксплуатация крупных телескопов, наблюдательные проекты - все это требовало объединения усилий не только отдельных ученых, но и целых научных коллективов и учреждений. В 30-е годы XX века перед советской астрономией встала задача создания единого органа, который взял бы на себя координацию развития обсерваторий, астрономического приборостроения и участия в международных проектах. В 1936 г. академики А.Е. Ферсман и В.Г. Фесенков представили в Президиум Академии наук СССР проект "Положения об Астрономическом совете при АН СССР", который был утвержден 20 декабря 1936 года. Эта дата считается днем рождения Астрономического совета АН СССР - в будущем Института астрономии Российской академии наук.
milstar: Внедрение автоматизированного поиска и рост числа любителей астрономии, занимающихся поиском сверхновых с помощью ПЗС-камер, привел к лавинообразному росту числа открытий: в настоящее время открывется более 100 сверхновых в год, а общее количество открытий превысило 1500 . В последние годы был начат также поиск очень далеких и слабых сверхновых на крупнейших телескопах с диаметром зеркала 3-4 метра. Оказалось, что исследования сверхновых, достигающих в максимуме блеска 23-24 величины, могут дать ответы на многие вопросы о строении и судьбе всей Вселенной. За одну ночь наблюдений на таких телескопах, оснащенных самыми совершенными ПЗС-камерами, можно открыть более 10 далеких сверхновых! Несколько изображениий таких сверхновых показаны на приведенном ниже рисунке. http://www.astronet.ru/db/msg/1175009
milstar: Отождествить все линии в спектрах сверхновых I типа чрезвычайно трудно, так как они сильно расширены и накладываются друг на друга; кроме упомянутых кальция и кремния удалось отождествить линии магния и железа. Анализ спектров сверхновых позволил сделать важные выводы: в оболочках, выброшенных при вспышке сверхновых I типа, почти нет водорода; в то время как состав оболочек сверхновых II типа почти такой же, как у солнечной атмосферы. Скорости расширения оболочек - от 5 до 15-20 тыс. км/c, температура фотосферы около максимума - 10-20 тыс. градусов. Температура быстро падает и через 1-2 месяца достигает значения 5-6 тыс. градусов. http://www.astronet.ru/db/msg/1175009 Различались у сверхновых и кривые блеска: для I типа все они были очень похожими, имеют характерную форму с очень быстрым ростом блеска к максимуму, который длится не более 2-3 суток, быстрым падением блеска на 3 звездные величины за 25-40 суток и последующим медленным ослаблением, практически линейным в шкале звездных величин, что соответствует экспоненциальному ослаблению светимости. в некоторых галактиках уже зарегистрировано достаточно большое число сверхновых: рекордсмен - галактика NGC 6946, в которой с 1917 года открыто 6 сверхновых. в эллиптических галактиках, где, как считается, нет звезд моложе 10*9 лет.
milstar: Обзор: сверхновые По всем правилам, звезды должны быть спокойными и умирать тихо. Но почему некоторые из них в конце жизни взрываются как сверхновые? Это одно из сложнейших явлений в астрофизике. Теоретики постепенно улучшали свои модели и недавно смогли объяснить два основных типа сверхновых. Задача состояла в том, чтобы учесть все три пространственных измерения для воспроизведения динамики турбулентных потоков. Оказалось, что взрыв может быть очень несимметричным, разбрасывающим в разные стороны остатки звезды (включая и вновь синтезированные химические элементы). Если в результате образуется нейтронная звезда, то она может получить ускорение и стремительно понесется по галактике. http://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/430397/Kak_vzorvat_zvezdu
milstar: Термоядерная сверхновая Один из видов сверхновых типа Ia — результат внезапной ядерной детонации звезды Более массивная из двух звезд солнечного типа, исчерпав свое топливо, превращается в белый карлик Белый карлик захватывает газ, теряемый соседкой, и приближается к критической массе «Пламя» неуправляемых ядерных реакций возгорается в турбулентном ядре карлика Пламя устремляется наружу, превращая углерод и кислород в никель За несколько секунд карлик полностью разрушается. Затем еще несколько недель радиоактивный никель распадается, вызывая свечение остатков звезды http://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/430397/Kak_vzorvat_zvezdu
milstar: SN2015L 1.1 *10^45 joules 10 ^ 38 watt http://science.sciencemag.org/content/351/6270/257 ASASSN-15lh appears to be hosted by a luminous galaxy (MK ≈ –25.5) with little star formation. In the 4 months since first detection, ASASSN-15lh radiated (1.1 ± 0.2) × 1052 ergs, challenging the magnetar model for its engine.
milstar: Swift and LCOGT flux measurements to a simple blackbody (BB) model, we obtain declining rest-frame temperatures of TBB from 2.1 × 104 to 1.3 × 104 K and bolometric luminosities of Lbol = 2.2 × 1045 to 0.4 × 1045 ergs s–1 at rest-frame phases relative to the peak of trest ~ 15 and ~50 days . The estimated BB radius of ~5 × 1015 cm near the peak is similar to those derived for other SLSNe-I (3, 17). We estimate an integrated bolometric luminosity radiated of ~(1.1 ± 0.2) × 1052 ergs over 108 days in the rest frame. Although our estimates at trest ≲ 10 days should be treated with caution, we can securely conclude that the peak Mu,AB is at or brighter than –23.5 ± 0.1, with a bolometric luminosity at or greater than (2.2 ± 0.2) × 1045 ergs s–1. Both values are without precedent for any supernova recorded in the literature We discuss alternative physical interpretations of ASASSN-15lh in the supplementary text, and given all the currently available data, we conclude that it is most likely a supernova, albeit an extreme one. The power source for ASASSN-15lh is unknown. ################################ Traditional mechanisms invoked for normal SNe likely cannot explain SLSNe-I (3). The lack of hydrogen or helium suggests that shock interactions with hydrogen-rich circumstellar material, invoked to interpret some SLSNe, cannot explain SLSNe-I or ASASSN-15lh. SLSN-I post-peak decline rates appear too fast to be explained by the radioactive decay of 56Ni (3)—the energy source for Type Ia supernovae.
milstar: https://en.m.wikipedia.org/wiki/ASASSN-15lh
milstar: http://savepearlharbor.com/?p=272445 Без преуменьшения ошеломительное открытие совершили астрономы: обнаруженная ими сверхновая звезда ASASSN-15lh (SN 2015L) имеет невероятную яркость, более чем вдвое превышающую яркость самых ярких зарегистрированных к настоящему моменту сверхновых, она в 200 ярче типичной сверхновой звезды. На пике своей интенсивности вспышка в 570 млрд ярче нашего Солнца. Если это вас не впечатляет, то уровень яркости в 50 раз превышает яркость всех 100 миллиардов звёзд нашей галактики Млечный путь ASASSN-15lh не только ярче, но и имеет намного более высокую температуру, чем любая известная сверхновая. ASASSN-15lh находится на расстоянии 3,8 млрд световых лет. Её заметили в июне прошлого года астрономы из университета штата Огайо используя оборудование, которое регистрирует объекты не далее 350 млн световых лет. Однако вспышка была настолько яркой, что не могла остаться незамеченной. Сверхновая ASASSN-15lh относится к классу бедных водородом сверхновых типа SLSN. По мнению теоретиков, когда у старой звезды заканчивается топливо, она взрывается и коллапсирует в сильно намагниченную нейтронную звезду, известную как магнетар. Магнитная энергия магнетара, как следует из теории, затем питает сверхновую, которая продолжает расширяться, что делает её необычно яркой. Материнская галактика ASASSN-15lh слишком большая для подобных взрывов звёзд. Обычно сверхновые наблюдают в карликовых галактиках с активным процессом формирования звёзд. «Честный ответ на данный момент такой, что мы не знаем, что может быть источником энергии для ASASSN-15lh, — говорит Субо Донг (Subo Dong), ведущий автор научной статьи. — ASASSN-15lh может стать поводом для переосмысления и новых наблюдений целого класса сверхъярких сверхновых, и мы ожидаем много больше в будущие годы».
milstar: В галактике Млечный Путь к настоящему моменту известно лишь около 230 звёзд Вольфа — Райе, светимость которых в среднем в 4000 раз превышает светимость Солнца. Причем примерно 100 звёзд этого типа найдено в Большом Магеллановом облаке и всего 12 в Малом — спутниках Млечного Пути; В самом Млечном Пути звёзды Вольфа — Райе находятся преимущественно в областях спиральных ветвей и часто связаны с газопылевыми туманностями и скоплениями нормальных горячих звёзд. Температура видимой поверхности звёзд Вольфа — Райе превышает 50 000 градусов Цельсия. Их радиусы составляют 10 — 15 радиусов Солнца, а массы порядка 10 масс Солнца. Абсолютные звёздные величины звёзд Вольфа — Райе достигают −6,8m. Многие звёзды Вольфа — Райе входят в состав тесных двойных звёзд. Спутник принадлежит обычно к нормальным горячим звёздам спектрального класса О. В большинстве известных систем WR + ОВ массы звёзд Вольфа — Райе меньше масс спутников. http://www.astronet.ru/db/msg/1190776 Около половины В.- Р. з. входит в состав тесных двойных систем со спутниками - массивными звёздами спектральных классов О - В. Нек-рые В.- Р. з., расположенные в центрах кольцевых туманностей или имеющие большие z (ранее считавшиеся одиночными), по-видимому, также явл. двойными с маломассивными (~$1\mathfrak M_\odot$) спутниками. Звезда Вольфа-Райе WR 124: машина звёздного ветра http://www.astronet.ru/db/msg/1316384
milstar: Соответствующая болометрич. светимость звезды равна 2.10^39 эрг/с (т. е. в 10^6 раз превышает светимость Солнца) и близка к критической светимости для гелиевой звезды массой $10\mathfrak M_\odot$ Около половины В.- Р. з. входит в состав тесных двойных систем со спутниками - массивными звёздами спектральных классов О - В. Нек-рые В.- Р. з., расположенные в центрах кольцевых туманностей или имеющие большие z (ранее считавшиеся одиночными), по-видимому, также явл. двойными с маломассивными (~$1\mathfrak M_\odot$) спутниками Происходит быстрое (за время ~104 лет) перетекание значит. части вещества (до 70%) к спутнику. После потери водородной оболочки остаётся горячая гелиевая звезда с примесью водорода в наружных слоях (>20% по массе), к-рая становится В.- Р. з. Результаты детальных расчётов эволюции массивных тесных двойных, систем с обменом масс показали, что содержание углерода в оболочке молодой В.-Р. з. может быть невелико по сравнению с содержанием азота в результате CNO-реакций (см. Ядерные реакции). По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые углеродом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни В.- Р. з. сравнительно невелико (~105-106 лет), по истощении ядерного топлива В.- Р. з. взрывается как сверхновая звезда
milstar: Самая тяжелая звезда в обозримой Вселенной, R136a1, тоже принадлежащая к классу Вольфа-Райе, имеет массу в 256 Солнц. Минимальные размеры светил WR составляют 10 солнечных радиусов, что равно примерно равно 7 миллионам километров Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehLc3LJO Источник энергии Однако не одна масса создает такое количество энергии в звездах Вольфа-Райе. Как правило, светила этого класса являются достаточно старыми звездами, которые по тем или иным причин потеряли большую часть водорода. В среднем звезда WR состоит всего на 20% из водорода, когда Солнце и другие звезды Главной последовательности содержат его около 73-75%. Поэтому в ядрах звезд Вольфа-Райе «горят» преимущественно достаточно тяжелые элементы, которые дают намного больше энергии. Те немногие светила класса, в которых происходят ядерные реакции на основании водорода, тоже не плошают. Кроме обычного протон-протонного ядерного синтеза, где атомы водорода постепенно объединяются в гелий, у них происходит CNO-цикл — в нем углерод (C), азот (N) и кислород (O) участвуют как катализаторы, усиливая выделение энергии. Такое возможно только благодаря большой массе звезд Вольфа-Райе Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehLpEkwD
milstar: Светимость Большое количество энергии логично делает звезду яркой — поэтому звезды Вольфа-Райе обычно обладают очень высокой светимостью. Средняя светимость звезд WR колеблется от сотен тысяч до миллионов яркостей Солнц. Та же рекордсменка по массе R136a1 ярче нашего светила в 8,7 миллионов раз! Пока что это высший показатель среди найденных звезд WR, хотя теоретически могут существовать звезды и ярче. Однако эта светимость весьма специфическая. Звезды Вольфа-Райе из-за своей высокой температуры излучают в основном свет на коротких волнах — ультрафиолетовое излучение, рентгеновское, гамма-лучи и прочее. Порой на них приходится до 90% свечения звезды — поэтому видимые в телескоп звезды Вольфа-Райе всегда тусклее без специальных фильтров. Гамма созвездия Парусов, самая яркая звезда WR из видимых с Земли, имеет звездную величину 1,7. В то же время ее болометрическая величина, учитывающая все диапазоны света, составляет – 2 (Чем меньше звездная величина — тем ярче звезда на небе). Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehM09sdI
milstar: Длительность жизни Из-за высокой ядерной активности и потерь массы, звезда Вольфа-Райе долго не живет — в таком виде светило может существовать не больше 4-6 миллионов лет. При этом стоит учесть, что класс Вольфа-Райе — это этап существования светила, а не его постоянное состояние. Соответственно, жизнь звезды до и после нахождения в категории WR может быть куда дольше. Но ненамного — сверхмассивные светила существуют не многим больше десятка-второго миллионов лет. Кроме того, набрать большую массу не так уж легко — поэтому звезды Вольфа-Райе можно называть одними из самых редких видов светил во Вселенной. Во всем Млечном Пути состоянием на сегодня было обнаружено всего 230 звезд WR, и астрономы ожидают найти еще примерно столько же — против 300 миллиардов существующих в нашей галактике светил. Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehMB71kr
milstar: Часто звезды Вольфа-Райе встречаются в двойных звездных системах. Это случается тогда, когда изначально одно из светил тяжелее второго — тогда звезды увлекаются в короткий, но занимательный процесс взаимообмена веществом. Все начинается с того, что более массивная звезда в системе развивается быстрее. Когда водород в ее ядре исчерпывается. и внешние слои начинают расширяться, звезда-сосед захватывает инициативу — за каких-то 100 тысяч лет к нему притягивается больше половины вещества массивного светила. От «старшей» звезды остается только пламенеющее ядро с гелиевой поверхностью — как мы уже знаем, типичная звезда Вольфа-Райе Полная версия: http://spacegid.com/zvezdyi-volfa-raye.html#ixzz4ehMOlOYr
milstar: https://biguniverse.ru/posts/zvezda-deneb-al-fa-lebedya/ В 1978 году астроном Хемфрис оценил расстояние до звезды в 2750 световых лет. (Для сравнения: лучший параллакс, полученный спутником HIPPARCOS, дает вдвое меньшее расстояние — 1425 св. лет!) Почти 3000 световых лет — 1/30 диаметра нашей галактики — весьма солидное расстояние. Здесь уже приходится учитывать ослабление и покраснение света, идущего от звезды, из-за поглощения межзвездной пылью. Действительно, если бы между Солнцем и Денебом было бы совершенно свободное от пыли пространство, блеск Денеба был бы на 0,12 зв. вел. выше и составлял бы 1,13m. Разница между видимым и истинным излучением звезды составляет, таким образом, 10%! Теперь, зная истинный блеск α Лебедя и расстояние до нее, мы можем оценить количество энергии, которую излучает звезда. Оказывается, Денеб обладает совершенно фантастической светимостью — только 196000 солнц дадут такой же поток излучения, как эта голубовато-белая звезда! Посмотрите ночью на звездное небо: на нем вы не найдете звезд более высокой светимости. Ни одна из звезд, видимых невооруженным глазом (может быть, за исключением Ригеля), не светит так интенсивно, как Денеб. Чтобы представление о светимости этого сверхгиганта сделать более наглядным, представим себе, что Денеб находится от нас на том же расстоянии, что и Альтаир, звезда, образующая нижнюю вершину Большого Летнего Треугольника (расстояние до Альтаира составляет 17 св. лет). В этом случае блеск Денеба равнялся бы -9,8m, что только в 17 раз меньше блеска полной Луны! Денеб был бы прекрасно виден даже днем, а ночью отбрасывал бы четкие тени, намного превосходя в блеске любую звезду или планету, а также Луну в фазе, меньшей первой и последней четверти.
milstar: По данным спектроскопических измерений, расстояние до Ригеля оценивается в 700—900 световых лет (210—280 пк), в то время как данные каталога Hipparcos на основе его параллакса дают расстояние в 773 св. лет (237 пк), с погрешностью около 19 %. Звезда является голубым сверхгигантом, в 17 раз массивнее Солнца, имеющая яркость около 130000 солнечных[5]. Большинство подобных звёзд концентрируются на линии Млечного Пути на небе. С расстояния 1 а. е. Ригель имеет звёздную величину −38m и представляет собой огромный круг с угловым диаметром в 35°. Поток излучения звезды на 1 м² составляет более 150 МВт (около 15 кВт/см²), в то время как солнечный равен лишь 1,4 кВт/м². Любой объект, расположенный на расстоянии, равном 1 а. е., испарится и рассеется сильным звёздным ветром. Ригель известен как визуальная двойная ещё с 1831 года, когда она была впервые изучена В. Я. Струве. Ригель B является слабой звездой с видимой величиной +6,7m, яркость которой уступает Ригелю в 500 раз. Из-за близости к главной звезде, компонент B можно уверенно наблюдать только в 7-сантиметровый телескоп[11]. По оценкам, расстояние от компонента B до главной звезды составляет более 2200 а. е., что исключает наблюдение признаков орбитального движения
milstar: белый карлик сливается с другой звездой -не менее 80% всех сверхновых Ia типа он на мгновение может превысить предел своей массы и начнёт разрушаться, снова поднимая свою температуру до точки воспламенения при прошлом ядерном синтезе. В течение нескольких секунд после начала ядерного синтеза со значительной частью вещества белого карлика происходит быстрая термоядерная реакция с выделением достаточного количества энергии (1 — 2 × 1044 Дж), вызывающая взрыв новой сверхновой звезды. Эта категория сверхновых обладает одинаковой максимальной светимостью из-за однородной массы белых карликов, которые взрываются посредством механизма аккреции. Постоянство этого значения позволяет этим взрывам использоваться в качестве стандартных измерителей (т. н. «стандартная свеча», хотя ими могут быть и другие астрономические объекты[2]) для измерения расстояния до их галактик, поскольку визуальная звёздная величина сверхновых зависит прежде всего от расстояния. Достаточно длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу, наблюдаемому как вспышка сверхновой типа Ia. Аккре́ция (лат. accrētiō «приращение, увеличение» от accrēscere «прирастать») — процесс приращения массы небесного тела путём гравитационного притяжения материи (обычно газа) на него из окружающего пространства
milstar: Присутствие рядом звездных компаньонов продляет их жизнь из-за падения вещества на поверхность через формирование аккреционного диска. Особенности аккреции вещества в парных системах могут приводить к накоплению вещества на поверхности белых карликов, что в результате приводит к взрыву новой или сверхновой звезды (в случае особо массивных) типа Ia. Полная версия: http://spacegid.com/zagadochnyie-belyie-karliki.html#ixzz4enRIJtyk Остаток сверхновой SN 1006 — представляет собой взорвавшейся белый карлик, который находился в двойной системе. Он постепенно захватывал вещество звезды-компаньона и возрастающая масса спровоцировала термоядерный взрыв, который разорвал карлика Полная версия: http://spacegid.com/zagadochnyie-belyie-karliki.html#ixzz4enRcqPdz
milstar: Что каса- ется природы сверхновых типа Ia (СН Ia), то наиболее удачной здесь представляется модель термоядерного взрыва белого карлика с массой, приблизительно равной массе Чандрасекара а. Сейчас известно около 6000 спектрально подтверждённых сверхновых звёзд. http://www.sai.msu.ru/dissovet/pruzhinskaya_thesis.pdf Проведено сравнение результатов Машины Сценариев с наблюда- тельными данными по эволюции темпа сверхновых типа Ia. Под- тверждена гипотеза, что преобладающим механизмом взрыва СН Ia в эллиптических галактиках является слияние двух белых карли- ков Кривые блеска сверхновых типа Ia существенно отличаются от кри- вых блеска сверхновых других типов. Приблизительно за 15 суток яр- кость звезды увеличивается более чем на 17m и плавно достигает мак- симума. В максимуме блеска СН Ia пребывает несколько суток и имеет в среднем абсолютную звёздную величину в B фильтре ∼ −19.5 m. В этот период звезда излучает около 4 × 1043 эрг/с, что в 10 миллиар- дов раз превосходит светимость Солнца. После достижения максимума блеск СН Ia быстро спадает — на 2m–3m за 20–30 суток. А затем уве- личение видимой звёздной величины следует почти линейному закону в течение длительного времени (порядка сотен дней) до тех пор, пока вспыхнувшая звезда не перестанет быть наблюдаемой. Согласно Бааде, начиная с момента спустя 100 дней после максимума, звёздная величина у СН Ia возрастает на 0.0137m в день. Продолжительность наблюдений отдельных СН Ia может достигать примерно 350 суток. За все время вспышки она излучает около 1050–1051 эрг.
milstar: 1.4.1 Основные механизмы Сейчас представляется общепринятым, что СН Ia являются резуль- татом термоядерного взрыва белого карлика (см. обзор [118]). ############## Устойчи- вость одиночного БК поддерживается за счёт давления вырожденного электронного газа. Однако существует некая предельная масса, достиг- нув которой, БК теряет свою устойчивость — предел Чандрасекара. Ес- ли масса БК по каким-то причинам превышает этот предел, происходит его взрыв, полностью разрушающий звезду. Во время взрыва рождается большое количество 56Ni, распад 56Ni и продуктов его распада формиру- ет кривую блеска СН Ia. Как именно БК достигает предела Чандрасекара, до сих пор неясно. Существует два основных механизма взрыва. SD-механизм1 , или меха- низм Шацмана, реализуется в двойных системах, где взрыв — это ре- зультат аккреции на БК со звезды-компаньона, заполнившей полость Ро- ша [119]. Компаньон может быть красным гигантом, субгигантом, звез- дой главной последовательности, гелиевой звездой. У этой модели есть слабые места: во-первых, в спектрах СН Ia не наблюдаются линии водо- рода (должны быть от звезды-компаньона), а во-вторых, на месте сверх- новых звёзд ни разу не был найден компаньон. ----------------------------------------------------------- Другой механизм — DD2 — это слияние двух БК с общей массой боль- ше предела устойчивости [120, 121]. Если два БК образуют двойную си- стему, то рано или поздно они сольются из-за излучения гравитационных волн. Этот механизм приводит к полному разрушению БК и объясняет отсутствие второго компаньона в наблюдениях. ############################ Существуют наблюдательные ограничения на возможные механизмы взрыва СН Ia. Например, известно, что СН Ia встречаются не только в спиральных, но и в эллиптических галактиках, где интенсивное звёздооб- разование отсутствует уже миллиарды лет. Чтобы достигнуть возраста эллиптической галактики, масса звезды компаньона не должна превы- шать 0.9–1 M , что сужает круг возможных компаньонов БК в меха- низме Шацмана [122]. Исследования близкой СН Ia — 2011fe — также сузили круг возможных компаньонов БК [123]. Однако до сих пор есть аргументы, поддерживающие/опровергающие обе модели. Открытие в последние годы сверхъярких сверхновых поставило ещё больше вопро- сов касательно возможных механизмов взрыва СН Ia http://www.sai.msu.ru/dissovet/pruzhinskaya_thesis.pdf Что касается стандартности сверхновых Ia, то здесь с каждым годом возникает всё больше вопросов. Было найдено, что существует несколько возможных механизмов взрыва сверхновых Ia.
milstar: SN 1006: самая яркая сверхновая в истории http://www.astronet.ru/db/msg/1187768 Оказалось, что сверхновая SN 1006 достигла в максимуме визуальной звездной величины -7.5, то есть это самая яркая зарегистрированная сверхновая. Этот объект засиял на небе 1 мая 1006 года нашей эры, светил намного ярче Венеры и был виден в дневное время в течение нескольких недель. Многие астрономы из Европы, Азии и в арабском мире зафиксировали эту вспышку и могли ее наблюдать. С наступлением эпохи космических путешествий появилась возможность выводить на орбиту Земли космические обсерватории, которые позволяли увидеть Вселенную в тех диапазонах, которые не пропускала атмосфера планеты. Одним из первых изученных объектов была сверхновая SN 1006. Источник: http://www.theuniversetimes.ru/izobrazhenie-sverxnovoj-sn-1006.html#ixzz4esALhgV5 Under Creative Commons License: Attribution Non-Commercial Share Alike Так же была оценена скорость разлета вещества взрыва. Она неравномерна и в каких-то областях превышает 17.5 километров в час, в других же областях не превышает 11.5 миллионов километров. SN 1006 расположена от нас на расстоянии 7000 световых лет. Выдержка изображения составляет 8 дней. Источник: http://www.theuniversetimes.ru/izobrazhenie-sverxnovoj-sn-1006.html#ixzz4esAV32Xa Under Creative Commons License: Attribution Non-Commercial Share Alike . Modern astronomers now consider its distance from us at about 7,200 light-years.
milstar: Галактика имеет диаметр приблизительно в 6 миллионов световых лет, и в настоящее время это самая крупная известная галактика по параметру ширины. Это центральная галактика в большом скоплении звёзд, содержащем примерно 100 триллионов звёзд. IC 1101 более чем в 50 раз крупнее Млечного Пути и в 2000 раз массивнее. Если бы она находилась на месте нашей галактики, она бы поглотила Большое и Малое Магелланово Облака, Туманность Андромеды и галактику Треугольника. IC 1101 обязана своими размерами многим столкновениям значительно меньших галактик размером с Млечный Путь и туманность Андромеды. История изучения Галактика открыта 19 Июня 1790 года британским астрономом Уильямом Гершелем. Включена Драйером в каталог IC под номером 1101 в 1895 году, вначале была классифицирована как туманность.
milstar: Яркая сверхновая 1006 года Новая звезда, появившаяся на небе в 1006 году, интенсивно наблюдалась в Китае и Японии, а кроме того - в Европе и арабском мире. Различные дошедшие до нас записи свидетельствуют, что она была огромной яркости и была видима очень долгое время - несколько лет. Китайские записи наиболее подробны, они дают не только достаточно точное положение сверхновой, но также свидетельствуют, что она была видна как минимум в течение трех лет. Они дошли до нас из множества источников, таких, как династические записи, хроники и биографии. Новая звезда независимо наблюдалась в Японии, где она описывается как "кезинг" - "звезда-гостья" в нескольких независимых источниках. Открыта она была как в Китае, так и в Японии первого мая 1006 года. Согласно китайским источникам, она оставалась видимой примерно до лунного месяца между 27 августа и 24 сентября, пока она не приблизилась к Солнцу. Однако, японские записи возможно свидетельствуют о ее видимости до 21 сентября. Ее вновь видели в Китае с 26 ноября 1006 года по осени (между 14 сентября и 13 октября), когда она скрылась в вечерней заре. Возможно, она вновь была видима на рассвете в конце 1007 или начале 1008, и, после очередного соединения с Солнцем в конце 1008, была, вероятно, все еще видна в 1009 году. Китайцы так выражали яркость этой сверхновой: "большая ... как золотой диск", "она похожа на половину Луны с расходящимися в стороны лучами", "она настолько ярка, что в ее свете все прекрасно видно". В Японских записях единственной прямой оценкой яркости является сравнение с Марсом, хотя тот факт, что она произвела такое глубокое впечатление на императорский двор, свидетельствует, что она была необыкновенным зрелищем. Краткие арабские записи о новой звезде сохранились в хрониках различных регионов: Египта, Ирака, северо=западной Африки или Испании, и Йемена. Наиболее вероятной датой ее открытия в арабском мире является 30 апреля 1006 года, на день раньше: чем в Китае и Японии. Более того, несколько арабских свидетельств гласят, что она исчезла около 1-го сентября, на несколько недель ранее, чем о ней перестали сообщать в Японии. Два свидетельства из Европы - в хрониках монастырей в Сент Галлене в Швейцарии и в Беневентино в Италии - явно говорят о новой звезде, а из первого из них следует, что она была видна три месяца. Некоторые другие летописи отмечают появление "кометы" около 1006 года. Так как появление комет не отмечено в китайских записях, можно предположить, что эти европейские хроники также говорят о сверхновой, не находя иного термина для описания яркого звездообразного объекта. Записи из Сент Галлена отмечают частое исчезновение этой звезды, что, впрочем, соответствует всего лишь тому, что она скрывалась за горизонтом на севере; это позволяет существенно ограничить по склонению положение звезды на небе. Отождествление возможного остатка этой сверхновой было сделано в 1965 году [13] при поиске по радиокаталогам в области ее возможного нахождения на историческим данным. Радиоисточник PKS 1459-51 известен также как MSH 14-4 15 или G327.4+14.6 в галактических координатах. Последующие детальные наблюдения подтвердили, что он является остатком сверхновой, имеющим форму оболочки с ярким ободком диаметром в полградуса. http://www.astronet.ru/db/msg/1186669/node2.html
milstar: Астрономы пересмотрели сценарий появления сверхновых первого типа. Считается, что самый распространенный сценарий появления сверхновых первого типа следующий: белый карлик в двойной системе, набрав достаточно материи, взрывается из-за термоядерного синтеза в оболочке. В рамках новой работы астрономы установили, что "популярность" этого сценария может быть значительно переоценена. Астрономы изучали данные о наблюдении сверхновых в пяти эллиптических галактиках, а также в центральной части спиральной галактики Андромеда, собранные космическим телескопом "Чандра". Оказалось, что рост рентгеновского излучения, предшествующий взрыву (его источником является падающая на карлик материя), в десятки раз ниже расчетного. По словам ученых, все это указывает на иной механизм возникновения сверхновых например, по словам исследователей, взрыв может быть результатом столкновения двух белых карликов. ###################### Если это так, то роль сверхновых в определении шкалы расстояния Вселенной может быть пересмотрена. ################### Дело в том, что в первом сценарии взрыв происходит только при достижении так называемого предела Чандрасекара. То есть, фактически, все взрывы сверхновых имеют одинаковую мощность. ----------------- Таким образом, по видимой яркости можно определить расстояние до взрыва. В свою очередь во время столкновения суммарная масса карликов может варьироваться достаточно значительно. ##########################################
milstar: 1. SN 1006 1 мая 1006 года 6850 световых лет -7.5m типу Ia 2. SN 1054 4 июля 1054 года 6500 световых лет -6m Simulated image of supernova SN 1054 at the position of modern Crab Nebula, as presumably would have been observed from capital of Song Dynasty at Kaifeng, China during the morning of July 4th, 1054. https://en.wikipedia.org/wiki/SN_1054#/media/File:SN_1054_4th_Jul_1054_043000_UTC%2B0800_Kaifeng.png 3. SN 1572 6 ноября 1572 7500 световых лет −4m 4. SN 1604 9 октября 1604 года ~20000 световых лет -2.5m 5. SN 1987A 23 февраля 1987 168000 световых лет тип II водород и гелий На поздней стадии сверхновая светилась за счёт энергии радиоактивного распада никеля-56 (период полураспада 6 суток) с образованием кобальта-56 и последующего распада кобальта-56 (период полураспада 77,3 суток) с образованием стабильного железа-56[
milstar: Светимость в астрономии – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; эрг/с – в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда); либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца Ls = 3,86·1033 эрг/с или 3,8·1026 Вт). Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина. Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек. http://myvera.ru/stars/3-10a
milstar: В XIX веке, британский астрономом Норман Погсон усовершенствовал шкалу измерений звездных величин. Он расширил диапазон ее значений и ввел логарифмическую зависимость. То есть с повышением звездной величины на единицу, яркость объекта уменьшается в 2.512 раза. Тогда звезда 1-й величины (1m) в сто раз ярче, нежели светило 6-й величины (6m).+ Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9YsxXne За эталон небесного светила с нулевой звездной величиной изначально брался блеск Веги, самой яркой точки в созвездии Лиры. Несколько позже было изложено более точное определение объекта нулевой звездной величины – его освещённость должная равняться 2,54·10−6 люкс, а световой поток в видимом диапазон 106 квантов/(см²·с) Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9YzPbRO Солнце = −26,7m Полная Луна = −12,7m Вспышка Иридиума = −9,5 m. Iridium – это система из 66 спутников, которых движутся по орбите Земли и служат для передачи голоса и прочих данных. Периодически поверхность каждого из трех главных аппаратов отсвечивает солнечный свет в сторону Земли, создавая ярчайшую плавную вспышку на небосводе до 10 секунд. Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9ZLRoNI Венера во время максимума = −4,4 m Земля, для наблюдателя на Солнце = −3,84 m Марс во (макс.) = −3,0 m Юпитер (макс.) = −2,8 m МКС (макс.) = −2 m Полная версия: http://spacegid.com/zvezdnaya-velichina.html#ixzz4f9ZSDhbn
milstar: SN 1006 достигла в максимуме визуальной звездной величины -7.5
milstar: Один из способов высвободить требуемое количество энергии — резкое увеличение массы вещества, участвующего в термоядерном горении, то есть термоядерный взрыв. Однако физика одиночных звёзд такого не допускает. Процессы в звёздах, находящихся на главной последовательности, равновесны. Поэтому во всех моделях рассматриваются конечный этап звёздной эволюции — белые карлики. Однако сам по себе последний — устойчивая звезда, и всё может измениться только при приближении к пределу Чандрасекара. Это приводит к однозначному выводу, что термоядерный взрыв возможен только в кратных звёздных системах, скорее всего, в так называемых двойных звёздах. В данной схеме есть две переменные, влияющие на состояние, химический состав и итоговую массу вовлеченного во взрыв вещества. Первая[8]: Второй компаньон — обычная звезда, с которого вещество перетекает на первый. Второй компаньон — такой же белый карлик. Такой сценарий называет двойным вырождением. Вторая: Взрыв происходит при превышении предела Чандрасекара. Взрыв происходит до него. Общим во всех сценариях образования сверхновых Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне горения, идущей от центра к поверхности, текут реакции[9]: ^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow~^{28}Si~+~\gamma~(Q = 16.76~MeV), ^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow~^{56}Ni~+~\gamma~(Q=10.92~MeV). Масса вступающего в реакцию вещества определяет энергетику взрыва и, соответственно, блеск в максимуме. Если предположить, что в реакцию вступает вся масса белого карлика, то энергетика взрыва составит 2,2 1051 эрг[10]. Дальнейшее поведение кривой блеска в основном определяется цепочкой распада[9]: ^{56}Ni~\rightarrow~^{56}Co~\rightarrow~^{56}Fe Изотоп 56Ni нестабилен и имеет период полураспада 6.1 дней. Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбуждённом состоянии с энергией 1.72 МэВ. Этот уровень нестабилен, и переход электрона в основное состояние сопровождается испусканием каскада γ-квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Эти кванты испытывают комптоновское рассеяние, и их энергия быстро уменьшается до ~ 100 кэВ. Такие кванты уже эффективно поглощаются фотоэффектом, и, как следствие, нагревают вещество. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается, и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости. Через 60 суток после начала вещество становится прозрачным для γ-излучения. На кривой блеска начинается экспоненциальный спад. К этому времени изотоп 56Ni уже распался, и энерговыделение идет за счет β-распада 56Co до 56Fe(T1/2 = 77 дней) с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ. http://ru.science.wikia.com/wiki/%D0%A1%D0%B2%D0%B5%D1%80%D1%85%D0%BD%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0
milstar: Сверхновые звезды SN 1572 и SN 1604 были видны невооружённым глазом и имели большое значение в развитии астрономии в Европе, так как были использованы в качестве аргумента против аристотелевской идеи, гласившей, что мир за пределами Луны и Солнечной системы неизменен. sn1006 -7.5 1a 7200 light years sn1054 -6 2 6300 sn1572 -4 1a 7500 sn1604 -2.5 1a 20 000 -------------------------------- sn1987a +3 2 168 000 Venera - 4.4 Звездой-предшественником SN 1987A был голубой сверхгигант Sanduleak −69° 202[9] с массой около 17 масс Солнца, который присутствует ещё в Капском фотографическом обозрении 1896—1900 гг.[5]:183 Ни нейтронная звезда, ни чёрная дыра, которые, по некоторым моделям, должны находиться на месте вспышки, пока не обнаружены.
milstar: Самой вероятной гипотезой ####################### оказалась гипотеза синтеза элементов в результате ядерных реакций в недрах звезд. В 1935 году Ханс Бете выдвинул гипотезу, что источником солнечной энергии может быть термоядерная реакция превращения водорода в гелий. Именно за это Бете получил Нобелевскую премию в 1967 году. Химический состав Солнца примерно такой же, как и у большинства других звезд. Примерно 75 % – это водород, 25 % – гелий и менее 1 % – все другие химические элементы (в основном, углерод, кислород, азот и т.д.). Сразу после рождения Вселенной «тяжелых» элементов не было совсем. Все они, т.е. элементы тяжелее гелия и даже многие альфа-частицы, образовались в ходе «горения» водорода в звездах при термоядерном синтезе. Характерное время жизни звезды типа Солнца десять миллиардов лет. Основной источник энергии – протон-протонный цикл – очень медленная реакция (характерное время 7,9*109 лет), так как обусловлена слабым взаимодействием. Ее суть состоит в том, что из четырех протонов получается ядро гелия. При этом выделяются пара позитронов и пара нейтрино, а также 26,7 МэВ энергии. Количество нейтрино, излучаемое Солнцем за секунду, определяется только светимостью Солнца. Поскольку при выделении 26,7 МэВ рождается 2 нейтрино, то скорость излучения нейтрино: 1,8*1038 нейтрино/с. ############################################################################### Прямая проверка этой теории – наблюдение солнечных нейтрино. Нейтрино высоких энергий (борные) регистрируются в хлор-аргонных экспериментах (эксперименты Дэвиса) и устойчиво показывают недостаток нейтрино по сравнению с теоретическим значением для стандартной модели Солнца. Нейтрино низких энергий, возникающие непосредственно в рр-реакции, регистрируются в галлий-германиевых экспериментах (GALLEX в Гран Сассо (Италия – Германия) и SAGE на Баксане (Россия – США)); их также «не хватает». Каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 миллионов тонн водорода. Запасов ядерного топлива хватит еще на пять миллиардов лет, после чего оно постепенно превратится в белый карлик. Центральные части Солнца будут сжиматься, разогреваясь, а тепло, передаваемое при этом внешней оболочке, приведет к ее расширению до размеров, чудовищных по сравнению с современными: Солнце расширится настолько, что поглотит Меркурий, Венеру и будет тратить «горючее» в сто раз быстрее, чем в настоящее время. Это приведет к увеличению размеров Солнца; наша звезда станет красным гигантом, размеры которого сравнимы с расстоянием от Земли до Солнца! Жизнь на Земле исчезнет или найдет пристанище на внешних планетах http://tayny-zemli.ru/article/431/%D0%A2%D0%B5%D1%80%D0%BC%D0%BE%D1%8F%D0%B4%D0%B5%D1%80%D0%BD%D1%8B%D0%B5%20%D1%80%D0%B5%D0%B0%D0%BA%D1%86%D0%B8%D0%B8%20%D0%BD%D0%B0%20%D0%A1%D0%BE%D0%BB%D0%BD%D1%86%D0%B5.html
milstar: В единицах массы 1 эВ = 1,782 661 907(11)·10−36 кг[3], и напротив, 1 кг = 5,609 588 650(34)·1035 эВ[3]. 1 а. е. м. = 931,494 0954(57) МэВ[3]. Импульс элементарной частицы также может быть выражен в электронвольтах (строго говоря, в эВ/c) Последнее поколение ускорителей элементарных частиц позволяет достичь нескольких триллионов электронвольт (тераэлектронвольт, ТэВ). Один ТэВ приблизительно равен (кинетической) энергии летящего комара Так, фотон с длиной волны 1 нм имеет энергию 1240 эВ; фотон с энергией 10 эВ имеет длину волны 124 нм и т. д. http://physics.nist.gov/cuu/Constants/Table/allascii.txt
milstar: Энергия Солнца на Землю поступает только одна двухмиллиардная доля этой энергии, но она составляет около 2,5*10^18 кал./мин. Поток энергии, посылаемый Солнцем к Земле, превышает 20 млн ЭДж в год. Из-за шарообразности Земли к границе атмосферы подходит только четверть этого потока. Из нее около 70% отражается, поглощается атмосферой, излучается в виде длинноволнового инфракрасного излучения. Падающая на поверхность Земли солнечная радиация составляет 1,54 млн ЭДж в год. 10^18 Дж эксаджоуль ЭДж EJ ---------------------------------------------- 1,54 млн ЭДж в год = 1.54 * 10^6 * 10^18= 1.54*10^24 джоуль ############################################### =15400 *10^20 15400/(365*24) =1.758 *10^20 энергия солнца падающая за час на Землю 1.758 *10^20 больше чем суммарный ядерный запас в период пика 10^20 джоуль ( 25 000 мегатонн) ################### 10^18 Дж = 250 мегатонн =взрыв вулкана кракатау ####################### 10^20 Дж = 25 000 мегатонн (больше чем суммарный запас ядерного оружия в период пика 1985) ###################################################################### Джоуль равен работе, совершаемой при перемещении точки приложения силы, равной одному ньютону, на расстояние одного метра в направлении действия силы[1]. Таким образом, 1 Дж = 1 Н·м=1 кг·м²/с². В электричестве джоуль означает работу, которую совершают силы электрического поля за 1 секунду при напряжении в 1 вольт для поддержания силы тока в 1 ампер
milstar: что голубой сверхгигант Sk –69°202 был образован в результате слияния двух массивных звезд. Но доказать это очень непросто. Возможно, успешное объяснение свойств колец с помощью трехмерного моделирования отчасти послужит таким доказательством. http://elementy.ru/novosti_nauki/430478 Сразу после слияния должно образоваться нечто «большое и рыхлое». Это красный сверхгигант — звезда с относительно холодными (а потому красными) внешними слоями и гигантским радиусом, который составляет около 1500 солнечных. Основная масса звезды (12 из 20 солнечных масс) сосредоточена в гигантской разреженной оболочке. После слияния образовавшаяся звезда быстро вращается (конечно, быстро лишь для своего гигантского размера). Поэтому форма ее не сферическая. Часть вещества оттекает, унося избыточный угловой момент. Звезда меняет свой облик. Она сжимается, и через 1000 лет после слияния возникает голубой гигант (голубой цвет связан с высокой температурой во внешних слоях). Он гораздо компактнее и легче, чем красный сверхгигант. Ведь несколько солнечных масс может быть потеряно звездой за счет оттекающего вещества
milstar: 21 января 2014 года астроном Стив Фосси, наблюдая звездное небо с группой студентов из Университетского колледжа Лондона, заметил новую яркую звезду в галактике М82, самой близкой к Млечному Пути. Это была вспышка сверхновой, получившей название SN2014J. Она относится к сверхновым типа Ia, или к так называемым стандартным свечам, используемым астрономами для расчета расстояний между галактиками. Группа российских ученых из ИКИ РАН, наблюдавших звезду в космический телескоп «Интеграл», выяснила, что же именно происходит при вспышках сверхновых такого типа. Подтвердилось, что эти звезды — результат термоядерных взрывов в двойной системе белых карликов. Результаты исследования опубликованы в журнале Nature 28 августа. Мы поговорили с одним из авторов этой статьи. http://kot.sh/statya/41/sverhnovaya-vzorvalas-ochen-udachno Действительно, термоядерный взрыв белого карлика хорошо согласуется с использованием сверхновых типа Ia в качестве «стандартных свечей». Взрыв происходит, когда масса карлика достигает критического, чандрасекаровского (1,4 массы Солнца. — КШ) значения. Масса растет в процессе аккреции — гравитационного захвата вещества, а в данном случае «перетекания» вещества от одного карлика двойной системы к другому. Отсюда и приблизительно одинаковая энергия взрыва и одинаковая светимость этих звезд. Из-за этого их и используют при измерении расстояния до галактик. Проблема заключается в том, что в веществе, выпавшем на поверхность белого карлика, может развиться локальная термоядерная вспышка, связанная с возгоранием гелия. Такие явления действительно наблюдаются, их называют вспышками новых. Существует большая вероятность, что при такой вспышке все выпавшее вещество выбрасывается из двойной системы и нужная для взрыва сверхновой критическая масса никогда не набирается. ######################################## Поэтому широко обсуждается альтернативная модель — слияние из-за гравитационного излучения двух белых карликов, образующих двойную систему. Критическая масса при слиянии легко достигается: сумма масс двух карликов может заметно превышать критическое значение. ######################################################################### Но при таком слиянии энергия взрыва может иметь гораздо больший разброс. ########################################################## Наши наблюдения удивительно хорошо согласуются с простой моделью взрыва аккрецирующего белого карлика, хотя исключить модель слияния они тоже не могут.
milstar: Имеющая право на жизнь версия причины взрыва сверхновой SN 2014J должна убедительно объяснить относительное отсутствие газа в среде, окружающей место взрыва, которое наблюдалось перед взрывом сверхновой. Одним возможным объяснением является слияние двух звезд - белых карликов, характеризующееся незначительным переносом массы и незначительным загрязнением окружающей среды перед взрывом сверхновой. Другой вариант объяснения предполагает, что произошедшие на поверхности белого карлика несколько взрывов меньшей мощности расчистили пространство до того, как произошел взрыв сверхновой. Дальнейшие наблюдения в течение нескольких сотен дней после взрыва могут дать более точный ответ о количественном распределении газа в более объемном пространстве, а также помочь определиться с выбором наиболее достоверного варианта сценария, исходя из этих двух и других версий. https://www.liveinternet.ru/users/flesh_atronach/post335390778/
milstar: Первым открытым белым карликом[3] стала звезда 40 Эридана B в тройной системе 40 Эридана, которую ещё в 1785 году Вильям Гершель включил в каталог двойных звёзд[4]. В 1910 году Генри Норрис Расселл обратил внимание на аномально низкую светимость 40 Эридана B при её высокой цветовой температуре, что и послужило впоследствии выделению подобных звёзд в отдельный класс белых карликов. Вторым и третьим открытыми белыми карликами стали Сириус B и Процион B. В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель, анализируя данные наблюдений, которые велись с 1755 года, обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда земного неба, и Процион периодически, хотя и весьма слабо, отклоняются от прямолинейной траектории движения по небесной сфере[5]. Бессель пришёл к выводу, что у каждой из них должен быть близкий спутник. Сообщение было встречено скептически, поскольку слабый спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса и Проциона, соответственно. В январе 1862 года Элвин Грэхэм Кларк, юстируя 18-дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем.[6] А в 1896 году американский астроном Д. М. Шеберле открыл Процион B, подтвердив тем самым и второе предсказание Бесселя. В 1915 году американский астроном Уолтер Сидней Адамс измерил спектр Сириуса B. Из измерений следовало, что его температура не ниже, чем у Сириуса A (по современным данным, температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 K, а Сириуса A — 10 000 K), что, с учётом его в 10 000 раз более низкой светимости, чем у Сириуса A, указывает на очень малый радиус и, соответственно, высокую плотность — 106 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³). В 1917 году Адриан ван Маанен открыл[7] ещё один белый карлик — звезду ван Маанена в созвездии Рыб. В 1922 году Виллем Якоб Лейтен предложил называть такие звёзды «белыми карликами»
milstar: .Бетельгейзе — звезда в созвездии Ориона, которая находится на "правом плече" звездного охотника, является одной из самых ярких звезд на земном небе, расстояние до нее составляет около 600 световых лет, а видимая звездная величина — около 0,42 (звездная величина самой яркой звезды, Сириуса, составляет минус 1,46). http://ijcosmos.ucoz.ru/blog/kataklizmy_sverkhnovykh_zvezd_v_nashej_galaktike/2011-09-14-61 Николай Чугай, доктор физико-математических наук, заведующий отделом нестационарных звезд и звездной спектроскопии Института астрономии РАН поделился своими размышлениями. Ближайший к нам красный сверхгигант — Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона( на картинке Бетельгейзе указан стрелкой). Ее масса — 10–20 солнечных. Это потенциальная сверхновая, и часто говорят, что она вот-вот взорвется. Да, мы уверены, что она взорвется, но завтра или через миллион лет — этого нельзя сказать определенно. Впрочем, в будущем, когда, возможно, будут созданы нейтринные телескопы очень высокой чувствительности, можно будет судить о том, сколько времени остается звезде до взрыва. Дело в том, что горячее ядро на финальной стадии жизни звезды испускает колоссальное количество нейтрино. Например, за сто лет до взрыва нейтринная светимость звезды с массой 15 солнечных в тысячу раз превосходит ее фотонную светимость. Более того, нейтринная светимость быстро нарастает по мере приближения к финалу. Измерив поток нейтрино от Бетельгейзе, мы смогли бы сказать более определенно, когда следует ожидать ее взрыва. — А как, собственно, взрывается звезда? Что служит взрывчаткой? — Взрывы сверхновых могут быть двух видов: термоядерный взрыв углеродно-кислородного белого карлика с критической массой 1–1,4 солнечной и взрыв, порождаемый гравитационной энергией. Именно последнее случится с Бетельгейзе. Сценарий таков: к концу жизни массивной звезды в ее центре образуется ядро с массой около 1,4 солнечной. — Ядро — железное? — Да, и вот почему. Ядро атома железа имеет замечательное свойство: его энергия связи в расчете на один нуклон, то есть протон или нейтрон, максимальна среди всех ядер. Образно говоря, железо — это пепел термоядерного горения на предшествующей стадии. В некоторый критический момент давление в центре звезды уже не в силах сдерживать увеличивающийся вес ядра, равновесие между давлением и гравитацией нарушается в пользу гравитации, и ядро стремительно обрушивается на центр, образуя при этом нейтронную звезду с радиусом 15 км. В данном случае говорят: случился гравитационный коллапс. Выделившаяся при коллапсе огромная гравитационная энергия срывает оболочку звезды ударной волной. И вот она — вспышка сверхновой. Ближайший к нам красный сверхгигант — Бетельгейзе, самая яркая звезда в созвездии Ориона( на картинке Бетельгейзе указан стрелкой). Ее масса — 10–20 солнечных. Это потенциальная сверхновая, и часто говорят, что она вот-вот взорвется. Да, мы уверены, что она взорвется, но завтра или через миллион лет — этого нельзя сказать определенно. Впрочем, в будущем, когда, возможно, будут созданы нейтринные телескопы очень высокой чувствительности, можно будет судить о том, сколько времени остается звезде до взрыва. Дело в том, что горячее ядро на финальной стадии жизни звезды испускает колоссальное количество нейтрино. Например, за сто лет до взрыва нейтринная светимость звезды с массой 15 солнечных в тысячу раз превосходит ее фотонную светимость. Более того, нейтринная светимость быстро нарастает по мере приближения к финалу. Измерив поток нейтрино от Бетельгейзе, мы смогли бы сказать более определенно, когда следует ожидать ее взрыва. — А как, собственно, взрывается звезда? Что служит взрывчаткой? — Взрывы сверхновых могут быть двух видов: термоядерный взрыв углеродно-кислородного белого карлика с критической массой 1–1,4 солнечной и взрыв, порождаемый гравитационной энергией. Именно последнее случится с Бетельгейзе. Сценарий таков: к концу жизни массивной звезды в ее центре образуется ядро с массой около 1,4 солнечной. — Ядро — железное? — Да, и вот почему. Ядро атома железа имеет замечательное свойство: его энергия связи в расчете на один нуклон, то есть протон или нейтрон, максимальна среди всех ядер. Образно говоря, железо — это пепел термоядерного горения на предшествующей стадии. В некоторый критический момент давление в центре звезды уже не в силах сдерживать увеличивающийся вес ядра, равновесие между давлением и гравитацией нарушается в пользу гравитации, и ядро стремительно обрушивается на центр, образуя при этом нейтронную звезду с радиусом 15 км. В данном случае говорят: случился гравитационный коллапс. Выделившаяся при коллапсе огромная гравитационная энергия срывает оболочку звезды ударной волной. И вот она — вспышка сверхновой. Взорвется скорее другой сверхгигант — Мю Цефея, Эракис, «гранатовая звезда Гершеля». Она такого же класса, как и Бетельгейзе, однако теряет массу намного энергичнее и, скорее всего, ближе к своей кончине, нежели Бетельгейзе. Но она в четыре раза дальше Бетельгейзе. Обе эти звезды взорвутся, как сверхновые типа II, которые как раз и порождаются гравитационным коллапсом, о котором мы уже упоминали. О, там впечатляющие свидетельства катастрофы. Например, на месте сверхновой 1054 года находится расширяющаяся ажурная волокнистая Крабовидная туманность, в центре которой находится пульсар — вращающаяся нейтронная звезда. На месте сверхновой Тихо Браге, 1572 года, мы видим оболочку, которая расширяется со скоростью около 3000 км/с. В ее центре нет пульсара, поскольку это был взрыв белого карлика с полным разлетом всей звезды. Оболочка сверхновой Тихо не столь впечатляющая в оптическом диапазоне, как Крабовидная туманность, зато хорошо видна в рентгеновском и радиодиапазонах. Более того, в рентгеновском диапазоне удается разглядеть то, что не увидеть в видимом свете, — интересную структуру, порождаемую при торможении сверхновой в межзвездном газе. В этом случае возникают две ударные волны. Внешняя бежит наружу по межзвездному газу, а внутренняя — по веществу сверхновой. Обе ударные нагревают газ до температуры в десятки миллионов градусов, и обе светят в рентгеновском диапазоне. Но свечение внутренней ударной волны оказывается во много раз сильнее по той причине, что вещество сверхновой обогащено металлами, в частности железом и кремнием, которые хорошо излучают рентгеновские кванты. Это обстоятельство подчеркивает тот известный факт, что сверхновые звезды являются источником тяжелых химических элементов, то есть элементов тяжелее водорода и гелия, во Вселенной. В ударной волне происходит и ускорение частиц — протонов и электронов — до очень высоких энергий. Ускоренные электроны при торможении в магнитном поле излучают радиоволны. Именно это радиоизлучение — признак того, что в ударной волне происходит ускорение космических лучей. Определенно можно сказать, что космические лучи, попадающие на Землю, — результат коллективного вклада взрывов сверхновых в нашей Галактики. Евгений Чуразов вместе с коллегами проанализировал данные со спутника INTEGRAL Европейского космического агентства, полученные между 50 и 100 днями после взрыва сверхновой SN 2014J. Яркое излучение от взрыва наблюдалось в течении трех недель, затем оно экспоненциально спало. На своем пике излучение в четыре миллиарда раз превысило светоотдачу Солнца. Ученые показали, что радиоактивные изотопы никеля-56 (с периодом полураспада в 6,1 день), образовавшиеся в первые секунды после взрыва сверхновой, распались на изотопы кобальта-56 (с периодом полураспада в 77 дней), а затем и стабильный изотоп железа-56, что привело к появлению рентгеновского излучения, которое и наблюдали специалисты. Впрочем, ученые не исключают, что такое излучение могло возникнуть не в результате ядерных реакций, а как следствие столкновения двух белых карликов.
milstar: For the year 2017, 2480 supernovae and 20 extragalactic novae were reported. 218 of these supernovae were named by CBAT, 2059 were given possible supernova designations, http://www.rochesterastronomy.org/sn2017/snstats.html 31 supernovae were found in NGC/IC galaxies, 250 were found in named galaxies 59 objects were discovered by amateurs 2 were brighter than 13th Magnitude 29 were brighter than 16th Magnitude 324 were brighter than 18th Magnitude 184 Type I supernovae were found ################################## 174 Type Ia 4 Type Ib 5 Type Ic 11 Type I-pec 52 Type II supernovae were found ########################## 10 Type IIn 7 Type IIP 4 Type IIb 0 Type IIL 0 Type II-pec
milstar: https://www.scientificamerican.com/article/found-the-most-powerful-supernova-ever-seen/ This artist's rendition shows the superluminous supernova ASASSN-15lh as it might appear in the skies of an exoplanet about 10,000 light-years away from the record-breaking cosmic explosion. ASASSN-15lh is located in a galaxy some 3.8 billion light-years away from Earth, and during its outburst emitted 20 times more light than all the stars in the Milky Way combined. Credit: Beijing Planetarium / Jin Ma if it were 10,000 light-years away, it would appear to us at night as bright as the crescent Moon. If it were only as far away as Sirius, which at a distance of 8.6 light-years is the brightest star in the nighttime sky, it would blaze overhead almost as powerfully as the Sun. --------------------------------------------------------------------------------- If it were as close as Pluto, it would vaporize the Earth and all the other worlds in our solar system. 1- Sirius 8.6 light years = 8.136 *10^13 km 2. Sun 1.5*10^8 km 1/2 = 5.24 *10^5 = 0.524 mln
milstar: Заметим для сравнения, что при распаде урана, который имеет место в обычной атомной бомбе и который соответствует лишь частичному превращению вещества в излучение, освобождается в два с половиной миллиона раз больше энергии, чем при сгорании такого же количества угля. Что касается превращения водорода в гелий, который имеет место в водородной бомбе, то при этом освобождается в 10 миллионов раз больше энергии, чем при сгорании такого же количества угля. http://coollib.com/b/292170/read
milstar: Казалось, что решить этот спорный вопрос будет трудным делом, но незадолго до войны 1939 г. успехи атомной химии, в частности, открытия Фредерика и Ирен Жолио-Кюри, пролили некоторый свет на эту проблему. Создание циклотрона, с помощью которого можно было подвергать вещество действию значительных электрических и магнитных полей, позволило частично реализовать в лабораториях условия, аналогичные тем, которые существуют внутри звезд. Действительно, в этих приборах можно было разгонять заряженные частицы до таких скоростей, что они приобретали энергию, сравнимую с той, которую они (в среднем) имеют, находясь в центре такой звезды, как Солнце при температуре в миллионы градусов. Благодаря этому исключительно могущественному средству, ученые могли создать теорию превращений вещества внутри звезд; она была разработана американским астрофизиком Бете. Существенным агентом этих превращений является водород. Окончательным результатом совокупности этих ядерных реакций является превращение четырех ядер водорода в одно ядро гелия.[19] Что касается продолжительности этих процессов, то превращение водорода в гелий, соответствующее потере только 1/14 доли массы (преобразованной в излучение), занимает гораздо меньший промежуток времени, чем то, которые получаются в гипотезах, исходящих из предположения о полном превращении вещества в излучение. Согласно новой точке зрения наблюдаемые нами звезды начали излучать свет лишь несколько миллиардов лет назад. Некоторые звезды — белые и голубые гиганты, масса которых достигает двадцати масс Солнца, — излучают настолько интенсивно, что не могут существовать в таком состоянии более нескольких десятков миллионов лет, так что они, вероятно, прошли пока не слишком длинный «жизненный путь». http://coollib.com/b/292170/read
milstar: Их позиция была уточнена в ходе конференции по идеологическим вопросам астрономии, состоявшейся в 1948 г. в Ленинграде и собравшей несколько сот участников. Одной из отличительных черт этой конференции была научная осторожность. «Мы не имеем в настоящее время какой-либо космогонической гипотезы, которая могла бы быть рекомендована безоговорочно для популяризации», — заявил в своем выступлении профессор К. Ф. Огородников. #####################################
milstar: По мнению этих ученых, превращение излучения в корпускулярную материю может происходить лишь во внутренних и очень горячих областях звезд. Оно не может иметь места в межзвездном пространстве, и его нельзя, разумеется, воспроизвести сейчас в лабораториях. Но вопреки этому мнению именно в лаборатории была осуществлена двадцать лет назад «материализация» фотонов, правда, в рамках иного процесса, чем тот, который рассматривался Доннаном и Штерном. Речь идет об экспериментальных работах Андерсона и супругов Жолио-Кюри. Хотя эти ученые и не занимались построением атома водорода путем столкновения двух фотонов, но, по крайней мере, обнаружили возможность эффективной «материализации» фотонов и создания в лабораториях более сложных атомов из более простых. Первое явление такого рода было обнаружено в лабораториях в результате изучения некоторых свойств так называемых космических лучей. Космические лучи, приходящие на Землю по всем направлениям из пространства, обладают очень большой проницающей силой и содержат в числе других маленькие заряженные частицы, аналогичные электронам, но заряженные положительно — отсюда их название «положительных электронов» или позитронов. Подобные частицы до 1933 г., когда их открыл американский ученый Андерсон, никогда еще не наблюдались. Андерсон, бомбардируя пластинку свинца радиоактивным излучением тория, сумел получить в лаборатории те же позитроны, сопровождаемые отрицательными электронами. Он объяснил появление этих частиц тем, что фотон с большой энергией, излучаемый торием, при встрече с ядром атома свинца превращается в две материальные частицы, обладающие противоположными электрическими зарядами. Таким образом, можно сделать вывод о настоящей «материализации» излучения (именно этот термин использовали супруги Жолио-Кюри, которые повторили подобный опыт во Франции), поскольку фотон, частица излучения, рождает две частицы вещества: отрицательный и положительный электроны. Наоборот, если отрицательный электрон встречается с позитроном, то они могут «дематериализоваться» («аннигилироваться»), превращаясь в два фотона (опыты Ф. Жолио и Ж. Тибо). Супруги Жолио-Кюри пошли гораздо дальше в своих исследованиях и сумели осуществить превращение одних химических элементов в другие, подвергая их воздействию излучения различного рода. В большом числе случаев образованные таким путем новые элементы сразу же распадаются, давая начало третьим элементам (искусственная радиоактивность). Так, например, бомбардируя соответствующим излучением алюминий, эти ученые превратили его в неустойчивый фосфор, который вел себя как радиоактивный элемент в течение нескольких минут, а затем (через достаточно большой промежуток времени) окончательно превращался в кремний. В то же самое время можно было наблюдать образование многочисленных позитронов. Следует обратить внимание на то, что атомное число (соответствующее степени сложности атомной структуры) для получаемого кремния меньше такового для фосфора, но больше атомного числа первичного алюминия. Эти работы, продолженные многочисленными коллективами ученых всех стран, привели к осуществлению превращений всех известных химических элементов. Более того, они позволили создать совсем новые химические элементы. Если русский ученый Менделеев насчитывал в своей периодической таблице 63 элемента, то теперь их известно уже 101. Новые элементы, полученные искусственным путем, неустойчивы и быстро превращаются вследствие радиоактивного распада в элементы с устойчивыми атомами. В заключение можно сделать следующий вывод: 1. Корпускулярная «материализация» излучения осуществляется в лабораторных условиях при превращении фотона в пару «электрон — позитрон» и при этом не требуется ни очень высокой температуры, ни исключительной плотности фотонов. Правда, одна из двух частиц, образующихся из фотона, — позитрон, не входит в состав частиц, образующих атомы, и превращается быстро опять в излучение, если образование позитрона происходит не в пустоте (где он может существовать неограниченное время). Но во всяком случае «положительный электрон» — позитрон — существует и является одной из важных составляющих вещества. С другой стороны, возможна «дематериализация» (аннигиляция) двух противоположно заряженных частиц — электрона и позитрона, столкновение которых приводит к возникновению двух или более фотонов. 2. Из атомов, имеющих простое строение, можно построить более сложные атомы, например атомы кремния из атомов алюминия. Такое превращение в направлении, противоположном обычной радиоактивности («восстановление» вещества), часто сопровождается излучением позитронов. Вспомним, что именно на основании этих исследований, касающихся превращения элементов, Бете создал теорию, объясняющую исключительно большое выделение энергии звездами. В 1939 г., перед второй мировой войной, Ж. Соломон, один из самых многообещающих молодых французских физиков (которого немцы расстреляли 23 мая 1942 г. за его участие в движении Сопротивления), написал относительно понятия материи следующее:[100] «Не следует таким образом приписывать буквальный смысл выражениям — материализация или дематериализация, обозначающим всего-навсего переход из одного состояния материи в другое…».
milstar: Supernova year 86 http://www.nbcnews.com/id/45034405/ns/technology_and_science-space/t/telescopes-solve-supernova-mystery-after-years/ Ancient supernova The ancient supernova, called RCW 86, is about 8,000 light-years from Earth. But while its location was known, much of its details were shrouded in mystery. One enigma is the fact that the star's spherical remains are larger than expected. If the star's exploded guts could be seen in infrared light in the sky today, they would take up more space than the full moon, researchers said. By combining the new data from Spitzer and WISE with existing information from NASA's Chandra X-Ray Observatory and the European Space Agency's XMM-Newton Observatory, astronomers were able to grasp the missing pieces of the puzzle. They found that RCW 86 is a so-called Type Ia supernova, triggered by the relatively peaceful death of a star similar to our sun. This star shrank into a dense star called a white dwarf before siphoning matter, or fuel, from a nearby companion star. The white dwarf is then thought to have exploded in a brilliant supernova explosion. "A white dwarf is like a smoking cinder from a burnt-out fire," Williams said. "If you pour gasoline on it, it will explode." The study showed for the first time that a white dwarf can create a cavity-like empty region of space around itself before exploding in a Type Ia supernova event. The presence of a cavity would explain why the remnants of RCW 86 are so big, researchers said. Yet, Williams and his colleagues were able to rule out the possibility of RCW 86 being a core-collapse supernova. X-ray data from Chandra and XMM-Newton indicated that the object consisted of high amounts of iron, which is traditionally a clear indicator of a Type Ia supernova. Combining these observations with infrared data, the astronomers were able to show that RCW 86 was a Type Ia explosion in a cavity.
milstar: Although at its peak the SN 2006gy supernova was intrinsically 400 times as luminous as SN 1987A, which was bright enough to be seen by the naked eye, SN 2006gy was more than 1,400 times as far away as SN 1987A, and too far away to be seen without a telescope sn2006gy -10^44 joules
milstar: о «вспышке 1987 года». Это была первая сверхновая со времен Кеплера в 1604 году, видимая невооруженным глазом (SN 1604 — последняя сверхновая, зафиксированная в нашей Галактике). Наблюдения позволили получить массу информации о сверхновой 1987A, что дало возможность существенно продвинуться в понимании физики взрывов звезд. Благодаря близости Большого Магелланова облака впервые удалось обнаружить на архивных снимках предсверхновую, ####################################################################### то есть взорвавшуюся звезду — ею оказался голубой сверхгигант Sanduleak –69°202, описанный в 1969 году румыно-американским астрономом Ником Сандуляком. ########################################################### Кольца не были выброшены при взрыве сверхновой, иначе они должны были бы мгновенно появиться на расстоянии в несколько световых месяцев. (Расстояние внешних колец от места взрыва составляет более светового года, а внутреннего — чуть более светового полугода, и кинематика колец известна.) Значит, они существовали и до вспышки. Просто взрыв «подсветил» их. Телескоп «Хаббл», запущенный в апреле 1990 года, «увидел» внутреннее кольцо вокруг взорвавшейся сверхновой уже 23-24 августа 1990 года. Два внешних, менее ярких, кольца впервые были обнаружены на снимках «Хаббла» в 1994 году. Необычные свойства самой сверхновой (химические аномалии) вкупе с данными по звезде-прародительнице давно наводили ученых на мысль о том, что голубой сверхгигант Sk –69°202 был образован в результате слияния двух массивных звезд. ############################################################### http://elementy.ru/novosti_nauki/430478
milstar: Самую большую услугу современной космогонии призваны оказать две категории звезд: новые и переменные звезды, изменения которых проявляются не в течение исключительно больших по сравнению с человеческой жизнью промежутков времени, а легко наблюдаются на протяжении дней или месяцев. http://coollib.com/b/292170/read
milstar: она была разработана американским астрофизиком Бете. Существенным агентом этих превращений является водород. Окончательным результатом совокупности этих ядерных реакций является превращение четырех ядер водорода в одно ядро гелия.
milstar: Согласно Демокриту атомы беспорядочно и безостановочно движутся в пустом пространстве. При столкновениях атомы, сцепляясь друг с другом посредством крючков, которыми они, по предположению Демокрита, обладают, все время образовывали и образуют бесчисленное множество вихрей различного характера (в зависимости от условий взаимных столкновений). Наш мир произошел из одного особого вихря, который после своего образования все более и более разрастался. Самые крупные атомы сгруппировались в центре и образовали Землю; самые маленькие атомы, тесно сцепившиеся друг с другом, образовали небесный свод, где вследствие перемешивания огня с воздухом загораются звезды. Солнце и Луна имеют такое же вихревое происхождение, как и Земля. Эти миры, некогда отличные от нашей Земли, были «захвачены» ею подобно тому, как некоторые современные астрономы вместе с О. Ю. Шмидтом полагают, что вещество, из которого впоследствии образовались планеты, было захвачено Солнцем. Наш мир, по мнению Демокрита, не будет существовать вечно, он когда-нибудь «умрет», и его атомы, рассеянные в пространстве, будут служить материалом для образования других миров. Таким образом, Демокрит говорит не о творении, а о бесконечном (как в прошлом, так и в будущем) процессе рождения миров, затем рассеивающихся в бесконечном пространстве. Вечны лишь атомы и пустота. Эпикур Самосский (341–270 до н. э.) продолжил ста годами позднее космогонические идеи Демокрита, ученик которого Наузифан был учителем Эпикура. Эпикур довольно серьезно изменил их в одном частном пункте. Демокрит предполагал, что атомы могут двигаться по всем направлениям и что наиболее крупные атомы двигались быстрее, нагоняли более мелкие и сталкивались с ними. Это позволяло Демокриту успешно отразить возражения своих противников-идеалистов, которые утверждали, что приходится допустить вмешательство в некоторый момент сверхъестественной силы, чтобы заставить атомы, падающие совместно, столкнуться и образовать вихри. По мнению же Эпикура все атомы, большие или маленькие, движутся с одной и той же скоростью вдоль параллельных прямых наподобие капель дождя. Для того чтобы они могли встретиться, необходимо предположить, что каждый из атомов может слегка отклоняться от прямой линии.
milstar: , акад. В. А. Амбарцумян, пояснил, почему в СССР проявляется особый интерес к изучению звезд в неустойчивых состояниях: «Почему изучение неустойчивых состояний представляет особенно большой интерес для космогонии? Известно, что двигателем для всякого процесса развития в природе являются противоречия. Эти противоречия особенно ярко проявляются, когда система или тело находятся в неустойчивом состоянии, когда в них происходит борьба противоположных сил, когда они находятся на поворотных этапах своего развития. Поэтому как советские астрономы, так и многие астрономы других стран идут прежде всего в направлении изучения неустойчивых объектов. Это не значит вовсе, что следует заниматься только этими объектами. Но это означает, что объекты, находящиеся в неустойчивом состоянии, заслуживают особого внимания». Опираясь на тот факт, что некоторые звезды, как, например, новые и звезды типа Вольф — Райе, теряют за короткое время очень значительное количество своего вещества, В. А. Амбарцумян усматривает возможность переходов звезд с одной ветви диаграммы Рессела на другую
milstar: Супруги Жолио-Кюри пошли гораздо дальше в своих исследованиях и сумели осуществить превращение одних химических элементов в другие, подвергая их воздействию излучения различного рода. В большом числе случаев образованные таким путем новые элементы сразу же распадаются, давая начало третьим элементам (искусственная радиоактивность). Так, например, бомбардируя соответствующим излучением алюминий, эти ученые превратили его в неустойчивый фосфор, который вел себя как радиоактивный элемент в течение нескольких минут, а затем (через достаточно большой промежуток времени) окончательно превращался в кремний. В то же самое время можно было наблюдать образование многочисленных позитронов. Следует обратить внимание на то, что атомное число (соответствующее степени сложности атомной структуры) для получаемого кремния меньше такового для фосфора, но больше атомного числа первичного алюминия.
milstar: Принцип, на котором основан этот метод, довольно прост. Известно, что свет образован фотонами и что тела выглядят тем более яркими, чем больше приходит к нам фотонов за один и тот же промежуток времени (например, за одну секунду). Если тело приближается к нам или если мы приближаемся к нему, то мы движемся навстречу фотонам, излучаемым этим телом, и в одну секунду нас достигает большее число фотонов, чем в том случае, когда мы оставались бы неподвижными по отношению к источнику света. Если, напротив, тело удаляется от нас, или мы сами удаляемся от него, то нас достигает за одну секунду меньшее количество фотонов, а если тело удаляется от нас со скоростью света, то к нам не придет ни один фотон. Точно так же путник, наблюдая проходящую колонну демонстрантов, сможет увидеть за одно и то же время меньше или больше людей в зависимости от того, идет ли он сам в том же направлении, в котором движется демонстрация (конечно, более медленно, поскольку в ином случае сравнение не имеет смысла), остается на месте или идет в противоположном направлении. Отсюда следует, что если спиральные туманности действительно удаляются от нас, то их свет должен быть не только более красным, но также и менее интенсивным. Из двух одинаковых галактик, расположенных на одном и том же расстоянии от нас, та галактика, расстояние до которой остается неизменным, будет казаться более яркой, чем та, которая удаляется. Следовательно, если гипотеза о разбегании галактик соответствует действительности, то число очень ярких на вид галактик должно уменьшаться с расстоянием быстрее, чем в случае ошибочности этой гипотезы; наоборот, число галактик, становящихся невидимыми, должно расти (само собой разумеется, при условии, что в наблюдаемой части пространства распределение туманностей по их собственной яркости в среднем равномерно). Таким образом, должен был бы иметь место дополнительный эффект уменьшения плотности распределения видимых галактик с расстоянием. К несчастью, другие причины, связанные с покраснением света и действующие независимо от того, расширяется или не расширяется вселенная, приводят к эффектам уменьшения плотности видимого распределения того же самого порядка, и это затрудняет измерения. Первые результаты, полученные этим методом в 1936 г. Хабблом, привели к противоречию с релятивистской теорией расширения вселенной. Само собой разумеется, эти результаты, поскольку они подрывали сами основы теории расширения, подверглись сильной критике.
milstar: Метод, предложенный Хабблом, позволит (возможно, при условии достаточного увеличения числа наблюдений и их точности) окончательно решить этот вопрос. Но не исключена возможность, что будет открыт какой-то новый эффект, пропорциональный расстоянию, позволяющий объяснить покраснение фотонов на их пути в межзвездном пространстве. Только с того момента, когда исследования позволят дать окончательный ответ о реальности «разбегания» галактик, наука сможет взяться за общую проблему эволюции всей совокупности небесных тел в той части вселенной, которую мы можем наблюдать, и в течение промежутков времени, превышающих возраст самых старых звезд. Если будет признана реальность расширения, то это расширение следует рассматривать как местное явление (как бы ни были велики его масштабы), свойственное всей Метагалактике (в определении, принимаемом советскими учеными) или некоторой ее части, и надо будет искать, не имеются ли в других частях вселенной скоплений галактик, находящихся в состоянии сжатия. Мы встречаемся здесь с идеей, выраженной еще Толменом незадолго до его смерти: «Я полагаю, — писал Толмен,[133] — что наше внимание должно быть главным образом уделено не приблизительной пропорциональности красного смещения расстоянию, не приблизительно равномерному распределению галактик, но именно отклонениям, которые мы здесь находим. Возможно, что мы даже обнаружим области вселенной, где имеет место скорее сжатие, чем расширение. Во всяком случае, я на это надеюсь». Эти местные сжатия материи (происходящие также в очень больших масштабах) в некоторых областях пространства могли бы объяснить (по крайней мере частично) образование тяжелых элементов и восстановление вещества. Если, напротив, «разбегание» галактик окажется лишь видимым явлением, то надо будет решать проблему о том, как в более «спокойной» вселенной, т. е. такой, где нет гигантских местных расширений или сжатий, соответствующих предыдущей гипотезе, излучение может превращаться в вещество.
milstar: НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ Ю. П. Псковский Издание второе переработанное и дополненное Москва 1985 Книга Ю.П. Псковского рассказывает об объектах, изучение которых занимает в астрофизике исключительное место. С новыми и сверхновыми звездами связано большинство удивительных открытий: радиоизлучающие газовые оболочки и плерионы, пульсары, рентгеновские источники - явления, за которыми скрыты экзотические объекты Вселенной (белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры). Книга написана на основе спецкурса, читавшегося автором в ГАИШ МГУ. http://www.astronet.ru/db/msg/1201870/index.html Самой характерной особенностью остатков сверхновых является, пожалуй, их радиоизлучение. Как мы уже знаем, новые звезды испускают слабое радиоизлучение, связанное с высокой температурой их оболочек при вспышках. Остатки же сверхновых принадлежат к числу сильнейших радиоисточников нашей Галактики, если не считать, конечно, самого ядра Галактики. Принципиальной особенностью радиоизлучения остатков является то, что оно не имеет теплового характера, т. е. его интенсивность систематически возрастает с длиной волны. http://www.astronet.ru/db/msg/1201870/10.html
milstar: Самое высокое выделение энергии на грамм расходуемого в ядерной реакции горючего получается при превращении четырех ядер водорода в ядро гелия при высоких температурах с образованием электронов и нейтрино. Но, как высока ни будет температура, эти реакции пойдут медленно, не путем взрыва. Поэтому были изучены другие ядерные реакции. Оказалось, что при температурах в 1 млрд. кельвинов становятся очень быстрыми (т. е. носят характер взрыва) реакции между ядрами водорода и ядрами легких элементов (углерод, кислород, азот и др.). Если бы почему-либо температура недр Солнца поднялась до 1 млрд. кельвинов, то эти ядерные реакции прошли бы в течение одной секунды и Солнце взорвалось бы. Но, поскольку в нашем Солнце ядер легких элементов очень мало, при взрыве выделилось бы всего 1049 эрг энергии. Следовательно, при взрыве сверхновой в ее недрах должно быть легких элементов намного больше, чем в Солнце. Другими словами, это, действительно, должна быть проэволюционировавшая до конца ядерной стадии звезда. Легкие ядра - продукты старых ядерных котлов этой звезды - образуют несколько последовательных зон между внешней водородной оболочкой и железным ядром звезды (рис. 36). Именно эти легкие ядра могут быть взрывчаткой, и выделяющейся при их детонации энергии вполне достаточно, чтобы возникло явление сверхновой. http://www.astronet.ru/db/msg/1201870/12.html
milstar: Представим себе, что недалеко от нас, скажем на расстоянии 10 пс, вспыхнула сверхновая звезда. Что мы будем видеть на небе и какие последствия это вызовет на Земле? Этот вопрос был изучен И.С. Шкловским и В.И. Красовским в 1957 г. Согласно описанию, приведенному в книге И.С. Шкловского "Сверхновые звезды", события будут развиваться так. Примерно в течение одного месяца на небе разгорелась бы яркая звезда, достигая в максимуме блеска -18-й видимой звездной величины. Если вспомнить, что блеск Солнца составляет -27 звездных величин, а Луны в полнолуние -12.6 звездной величины, то сверхновая будет в это время создавать освещенность на Земле в 1000 раз больщую, чем Луна, и всего в 1000 раз меньшую, чем Солнце. Такая звезда была бы хорошо заметна в дневное время, а ночью от нее было бы так же светло, как в период белых ночей в Ленинграде. Без преувеличения можно было бы сказать, что с момента появления сверхновой вся наблюдательная астрономия вскоре свелась бы к наблюдениям сверхновой. Да и как могло бы быть иначе? Ведь, даже когда звезда находилась бы за горизонтом, она вызывала бы сильное свечение неба. http://www.astronet.ru/db/msg/1201870/12.html
milstar: http://lvd.ras.ru/30AnnSN1987A/materials/ Презентации
milstar: В. А.. Амбарцумян считает, что радиогалактики явля-ются результатом процесса разделения первоначаль-ного тела на два тела — две удаляющиеся друг от друга галактики. Стадия деления — переход материи из более плотного состояния в менее плотное — вызывается взрыв-ными процессами, которые сопровождаются интенсивным радиоизлучением. Радиогалактика, следовательно, есть стадия, через которую проходит каждая галактика в самый ранний период своего развития. В гипотезе деления естественно объясняется тесное и взаимно центральное расположение компонентов двойных радиогалактик. Однако не вполне раскрытым остается механизм образования радиоизлу-чения. Но нужно иметь в виду, что мы не знаем аналогов такого грандиозного процесса, как возможный процесс разделения галактик в результате взрыва, и потому не-удивительно, что сам механизм взрыва и сопровождаю-щие его процессы пока остаются неясными. Однако можно предполагать, что при взрыве радиогалактики, как и при вспышке сверхновой, образуется большое количество частиц, летящих с огромными скоростями в магнитных полях и порождающих синхротронное излучение. Это излучение, по-видимому, составляет главную часть опти-ческого излучения и полностью определяет радиоизлуче-ние радиогалактики. http://www.allkosmos.ru/radiogalaktiki/ В. А. Амбарцумян указал, что изучение снимка источника радиоизлучения Лебедь А убеждает в том, что если наблюдается столкновение двухгалактик, то это столкновение — центральное с точным попаданием ядра в ядро.
milstar: Радиоисточник Лебедь А излучает в радиодиапазоне и оптическом диапазоне 10^38 Дж/с. Стадия радиогалакти-ки не может быть длительной. Можно предположить, что она длится около 1 млн. лет. Тогда за период пребыва-ния в стадии радиогалактики типа Лебедь А излучается 3 • 1051 Дж. Эта энергия (синхротронного излучения) выз-вана замедлением движения релятивистских частиц в магнитных полях. Но это только небольшая доля — от 0,01 до 0,001 всей энергии, развязанной взрывом. Поэто-му энергию взрыва радиогалактики нужно оценить в 10^53—10^54 Дж. При полном переходе водорода Солнца в гелий выделится 10^45 Дж. Значит, энергия взрыва радиогалактики равна энергии перехода водорода в гелий почти у миллиарда солнц. У Солнца этот переход проте-кает около десяти миллиардов лет. А у радиогалактики энергия, равная энергии перехода водорода в гелий у миллиарда солнц, освобождается мгновенно в результате грандиозного взрыва.
milstar: аргументом в пользу своей гипотезы В. А. Амбарцумян считает то обстоятельство, что все радиогалактики являются сверхгигантами в отношении оптической светимости. По новейшим данным для 24 радиогалактик их средняя абсолютная звездная величи-на равна —21m,4, Предположение, что разделение пре-имущественно происходит у сверхгигантских объектов, кажется естественным! В рамках же гипотезы случайно-го столкновения нельзя понять, почему сталкиваются именно сверхгиганты. Астрономия не располагает дан-ными о каком-либо механизме, который при возможном столкновении галактик резко увеличивал бы их опти-ческую светимость.
milstar: МОСКВА, 28 июн — РИА Новости. Микроволновый телескоп ALMA получил самые четкие на сегодняшний день фотографии звезды Бетельгейзе — красного сверхгиганта, расположенного всего в 600 световых годах от Земли и готового завершить существование в ближайшие несколько тысяч лет, сообщает Европейская южная обсерватория. РИА Новости https://ria.ru/science/20170628/1497436170.html
milstar: http://spacegid.com/fotografii-plutona.html http://spacegid.com/novyie-fotografii-plutona.html
milstar: https://geektimes.ru/post/252866/
milstar: Современные данные астрономии совершенно определенно говорят, что стадия превращения мас-сивной звезды в нейтронную может сопровождаться грандиозными даже для масштабов Вселенной взры-вами. По терминологии астрономов, это вспышки Сверхновых, явление в общем-то достаточно редкое, особенно в нашей Галактике, если судить о том хотя бы по летописным источникам. Такую вспышку уда-лось увидеть в 1604г. И. Кеплеру; современные же наблюдатели отмечают их и в других галактиках. И вот что характерно: по мощности излучения (в его максимальном пике) вспышка Сверхновой превышает или равняется суммарной мощности излучения мил-лиардов звезд галактики, в которую она входит. А за период яркого свечения (он длится примерно год) она излучает такое количество энергии, на которое нашему Солнцу понадобилось бы свыше миллиарда лет. При этом Сверхновая выбрасывает огромные массы газа с космическими скоростями от 7 тыс. до 15 тыс. км/с. http://www.vambartsumian.org/index.php?id=94&cat=Poppapers&lang=ru&sec=0
milstar: В Бюраканской обсерватории в 1955 г. была вы-двинута концепция, исходящая из прямо противо-положной идеи. Было показано, что радиогалактики представляют собой продукт грандиозных взрывов в ядрах галактик. Иными словами, они являются результатом внутренних процессов, происходящих в этих ядрах. В свою очередь, ядра рассматривались как сверхмассивные и, может быть, даже сверхплот-ные тела — новые космические объекты, природа которых еще подлежит выяснению. Радиогалактики лишь один из результатов проявления активности ядер. Другими формами активности ядер являются выбросы плотных сгущений размером с небольшие галактики, деление ядра на два и более сравнимых по масштабам компонента, выбросы газовых струй и т. д. Активность является собственным (можно сказать, внутренним) свойством таких гигантских тел. Конечными продуктами активности ядер могут быть, с излагаемой точки зрения, все основные ком-поненты структуры галактики, включая звездные группы и скопления. Они возникают путем последова-тельной фрагментации — распада на части того са-мого гипотетического сверхплотного вещества. Дело в том, что раньше ядра галактик традицион-но рассматривались просто как центральные сгуще-ния, означающие лишь, что пространственное распределение звезд достигает максимума в центре Га-лактики. Существование в ядрах галактик неизвест-ных сверхмассивных тел, проявляющих многообраз-ные формы активности, противоречило прежним представлениям об эволюции галактик. Но дальней-шие исследования полностью подтвердили наши вы-воды об активности ядер. Здесь в первую очередь следует отметить откры-тие квазаров, сделанное американским астрофизиком М. Шмидтом и его сотрудниками. Квазары — это компактные сверхмассивные объекты, часть которых представляет собой как бы голые галактические ядра чудовищной светимости. Светимость квазаров в оптических лучах превосходит в 100, а иногда и более раз суммарную светимость всех звезд гигант-ской звездной системы, подобной, например, нашей Галактике или галактике в созвездии Андромеды. Первые из открытых квазаров являлись также источ-никами мощного радиоизлучения, но впоследствии оказалось, что во Вселенной имеется много «радио-спокойных» квазаров. Выяснилось, что светимости некоторых квазаров могут подвергаться сильным и часто весьма быстрым колебаниям. На короткие сроки (порядка месяцев, а иногда — нескольких лет) светимости отдельных квазаров заметно увеличиваются. Происходят как бы вспышки и без того ярких объектов. Уже известны случаи, когда в максимуме такой вспышки квазар достигал светимости, в несколько тысяч раз превы-шающей суммарную светимость нормальной сверх-гигантской галактики. Это еще одна форма активнос-ти ядер галактик, поражающая масштабами энерго-выделения.
milstar: Следует заметить, что теория сверхплотных конфигураций материи является одной из сложнейших областей теоретической физики, и без преувеличения можно сказать, что она находится в зачаточном состоянии и развивается очень медленно. Над этой проблемой работали Р. Оппенгеймер[152], А. Камерон[153], Г. А. Гамов и другие выдающиеся физики. Они показали, что при плотностях материи, превышающих 109 г/см?, сложные атомные ядра не могут существовать. Долгое время считалось, что самыми плотными реальными космическими образованиями (не считая искусственно придуманных Шварцшильдом и Хойлом бесконечно плотных чёрных дыр) являются звёзды — белые карлики. Средняя плотность материи некоторых из них доходит до сотен тонн в кубическом сантиметре. Такую высокую плотность можно объяснить, если допустить, что материя белых карликов состоит из отдельных атомных ядер, очень близко расположенных друг к другу, и свободных электронов (электронного газа). https://biography.wikireading.ru/244524
milstar: Следует заметить, что теория сверхплотных конфигураций материи является одной из сложнейших областей теоретической физики, и без преувеличения можно сказать, что она находится в зачаточном состоянии и развивается очень медленно. Над этой проблемой работали Р. Оппенгеймер[152], А. Камерон[153], Г. А. Гамов и другие выдающиеся физики. Они показали, что при плотностях материи, превышающих 109 г/см?, сложные атомные ядра не могут существовать. Долгое время считалось, что самыми плотными реальными космическими образованиями (не считая искусственно придуманных Шварцшильдом и Хойлом бесконечно плотных чёрных дыр) являются звёзды — белые карлики. Средняя плотность материи некоторых из них доходит до сотен тонн в кубическом сантиметре. Такую высокую плотность можно объяснить, если допустить, что материя белых карликов состоит из отдельных атомных ядер, очень близко расположенных друг к другу, и свободных электронов (электронного газа). https://biography.wikireading.ru/244524
milstar: Центральной задачей астрофизики со дня её возникновения является объяснение гигантских процессов энерговыделения при вспышках звёзд, радиогалактик и квазизвёздных источников. Все точные расчёты, проведённые с целью объяснить эти энергии термоядерным механизмом излучения, ничего не дали. Поиск всевозможных новых мощных механизмов энерговыделения продолжается. Теоретические умозрительные механизмы энерговыделения с использованием гравитационной энергии в результате коллапса и последующей аккреции вещества на гравитирующее тело приблизились к объяснению гигантских энерговыделений, однако это явление пока не установлено наблюдательной астрофизикой. Энергия взрывов дозвёздного вещества, в галактических объектах достигающая 1035 эрг, а в ядрах галактик — 1062 эрг, остаётся необъяснимой. Это самые большие взрывы, наблюдаемые в природе. И совершенно непонятно, что же служит взрывателем сверхплотных дозвёздных масс. Но бесспорным является тот факт, что сверхплотные тела являются носителями высочайшей потенциальной энергии.
milstar: С давних пор господствовало непоколебимое представление, что галактики и звёзды произошли и происходят из газопылевой материи в процессе её сгущения (конденсации). Рассуждения были просты: никаких других причин, кроме закона всемирного тяготения, во Вселенной нет, и всё, что мы наблюдаем — это в конечном итоге результат действия этого закона. Почти все астрономы мира незыблемо придерживались этой теории сотни лет, расширяя и совершенствуя её. Однако в пятидесятых годах прошлого столетия В. А. Амбарцумяном было установлено и неопровержимо доказано наличие совершенно противоположного процесса во Вселенной — повсеместного образования звёзд и галактик из сверхплотной материи, которая катастрофически взрывается и распадается. При этом вещество переходит из сверхплотного состояния в менее плотное. Сделать такой вывод ему удалось благодаря доскональному изучению нестационарных процессов во Вселенной. Однако эта концепция длительное время упорно не принималась многими астрономами, пока бесчисленные наблюдательные данные, в том числе и собственные наблюдения, не убедили их в этом.
milstar: И. В. Сталин-«Общепризнано, что никакая наука не может развиваться и преуспевать без борьбы мнений, без свободы критики», — и попросил участников совещания «…с максимальной объективностью, без всякого предвзятого мнения высказаться по всем обсуждаемым вопросам».
milstar: процесс открытия Амбарцумяном активности ядер галактик. Надо заметить, что редко кто так внимательно изучал Паломарский звёздный атлас, как Амбарцумян. Начиная с 1950-х годов он вместе с Р. К. Шахбазян изучал морфологию галактик с ярко выраженными струйными выбросами из центральных областей. Накопилось уже много примеров струйных инжекций (выбросов). Однако гигантская эллиптическая галактика М87 с массой, равной 1013 масс Солнца, демонстрировала узкий выброс колоссальной длины (порядка 5000 световых лет). Скорость выброса оказалась равной 555 км/с. Закралась интуитивная мысль, что почти во всех ядрах галактик могут происходить бурные нестационарные процессы, в результате которых огромные массы материи выбрасываются наружу, хотя неясно было, откуда бралась энергия выброса. Было понятно, что это пока не выясненные внутренние процессы, происходящие в ядре.
milstar: https://profilib.com/chtenie/148437/mario-bertolotti-istoriya-lazera-59.php Космические мазеры Здесь читатель может подумать, что мазер это человеческое изобретение. Однако Природа, как часто бывает, показала, что ничто не ново под Луной! Несколько лет назад в радиоастраномии ученые стали проводить наблюдения на частоте 1420 МГц, которая соответствует испусканию газообразного водорода в межзвездных облаках. Это конкретное радиоизлучение представляет спонтанное испускание определенного перехода в атоме водорода при термическом равновесии с довольно низкой температурой (менее, чем 100 К). При этом нет никаких особенностей мазерного усиления. Эти исследования были распространены на другие частоты и привели к обнаружению присутствия различных межзвездных газов. В 1965 г. радиоастрономическая группа, руководимая профессором Г. Вивером из Беркли (Калифорния, США), наблюдала радиоизлучение около 1670 МГц, приходящее от молекул ОН, расположенных вблизи некоторых звезд. Это излучение состоит на самом деле из четырех известных переходов ОН на 1612, 1665, 1667 и 1720 МГц.
milstar: http://ufn.ru/ufn79/ufn79_6/Russian/r796e.pdf КОСМИЧЕСКИЕ МАЗЕРЫ
milstar: http://www.sciteclibrary.ru/texsts/rus/stat/st6641.pdf kritiki teorii otnositelnosti
milstar: http://www.astronet.ru/db/msg/1418882 За август время кульминации Марса сдвигается с полуночи на 22 часа, а время захода планеты с 4 утра до 1:30. В этом месяце через полчаса после захода Солнца в один момент можно наблюдать сразу четыре планеты. (Всего невооружённым глазом можно видеть пять планет). К тройке Юпитер-Сатурн-Марс добавляется Венера, которую следует искать в вечерней заре невысоко на юго-западе. У вас на это есть где-то полчаса.
milstar: https://tvzvezda.ru/news/vstrane_i_mire/content/201810021729-4zlx.htm «Основная задача Института – определять параметры вращения земли, то есть связь небесной и звездной системы координат. Для этого мы используем квазары, потому что они находятся на краю вселенной и считаются неподвижными», - рассказал старший научный сотрудник Николай Железнов.
milstar: Запущенный в 1977 году космический зонд "Вояджер 2" (Voyager 2) преодолел гелиопаузу и вышел в межзвездное пространство, став таким образом вторым из созданных человечеством аппаратов, которые достигли этой области. Как сообщается на сайте NASA, согласно данным приборов, аппарат пересек внешний край гелиосферы 5 ноября. Именно с этой даты, как пояснил глава программы научных исследований Voyager Эд Стоун, бортовое устройство Plasma Science Experiment (PLS) перестало фиксировать поток солнечного ветра в окружающей среде "Вояджера 2". Эти данные и позволили астрофизикам быть уверенными в том, что зонд покинул гелиосферу. ================================================================ - "Вояджер 1" пересек эту границу в 2012 году, но у "Вояджера 2" есть приборы в работающем состоянии, которые обеспечат первые в своем роде наблюдения за природой этих своеобразных ворот в межзвездное пространство, - отметили ученые. В настоящее время зонд находится на расстоянии около 18 миллиардов километров от Земли. Операторы миссии могут поддерживать связь с зондом, но получение информации, передающейся со скоростью света, занимает около 16,5 часа. Для сравнения, свет от Солнца достигает Земли примерно за восемь минут. По словам Стоуна, переданные "Вояджером 2" сведения позволят астрофизикам продвинуться в изучении области межзвездного пространства. Ученые также пояснили, что пересечение гелиосферы не означает, что "Вояджер 1" и "Вояджер 2" покинули Солнечную систему, и вряд ли это произойдет в ближайшее время. ============================================= По предположениям астрономов, граница Солнечной системы расположена за пределами внешнего края Облака Оорта - скопления небольших объектов, находящихся под воздействием гравитации Солнца. - "Вояджеру 2" потребуется около 300 лет, чтобы достичь внутреннего края Облака Оорта, и, возможно, 30 000 лет, чтобы пролететь за него, - добавил Стоун. =================================== Космический зонд "Вояджер 2" был запущен в августе 1977 года на 16 суток раньше аппарата "Вояджер 1". Изначально миссии были рассчитаны на пять лет для тщательного исследования Юпитера и Сатурна, но впоследствии, так как это оказалось возможным, они были расширены. Полеты обоих станций, продолжающиеся уже 41 год, стали самыми продолжительными космическими миссиями. По расчетам, корабли смогут поддерживать связь с центром управления на Земле до 2027 года. На борту каждого зонда находятся золотые пластинки с записями земных звуков, музыки и посланиями человечества для вероятных инопланетных цивилизаций.
milstar: По оценкам астрономов, в галактике Млечный путь, в которой находится наша Солнечная система, имеется по меньшей мере 11 млрд планет, сопоставимых по размеру с Землей. Диаметр спиральной галактики Млечный Путь оценивается в 100-200 тыс. световых лет, а общее число звезд в ней оценивается в 200-400 млрд. https://tass.ru/kosmos/5981292
milstar: ALMA позволил увидеть детали Огромные возможности для изучения экзопланет и протопланетных облаков открылись благодаря установке SPHERE крупнейшего оптического телескопа VLT (Very Large Telescope) и комплекса радиотелескопов ALMA (Atacama Large Millimeter Array) в чилийской пустыне Атакама. Комплекс ALMA, работающий в диапазоне волн 0,3-10 миллиметров, соответствующем температурам от одного до 50 градусов Кельвина, в отличие от оптических и инфракрасных телескопов, способен различить даже самые холодные частички пыли и молекулы газов протопланетных облаков температурой около 30 градусов Кельвина. Неудивительно, что первый же большой проект, запущенный на ALMA, — DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution Project) — был посвящен изучению протопланетных дисков ближайших звезд. Результаты первого этапа, завершившегося в декабре 2018 года, были настолько впечатляющими, что журнал Astrophysical Journal Letters посвятил им отдельный выпуск. Телескоп ALMA с беспрецедентным разрешением заснял протопланетные диски около 20 молодых звезд возрастом от одного до нескольких миллионов лет. Эти удивительные изображения опубликованы в специальном релизе Национальной радиоастрономической обсерватории США (NRAO). https://ria.ru/20191219/1562530147.html Ученые приблизились к разгадке тайны рождения планет 08:00 19.12.2019 (обновлено: 16:02 19.12.2019) 3594 Протопланетный диск © University of California, Los Angeles/Mark A. Garlick/markgarlick.com МОСКВА, 19 дек — РИА Новости, Владислав Стрекопытов. Ученые, наблюдая звезду HD 141569A из созвездия Весов, предположили, что у нее формируется планетная система, источником материала для которой служат частицы облака из газа и пыли — протопланетного диска. Подобное обнаружили у многих молодых звезд, и астрономы активно этим занимаются, ведь каждое открытие в данной области приближает нас к пониманию того, как образовалась наша планета и как возникла жизнь. Первые открытия Давно ушли в прошлое времена, когда ученые спорили, существуют ли планетные системы, помимо нашей Солнечной. Открыто уже свыше четырех тысяч экзопланет в более чем трех тысячах планетных систем. А по общим оценкам, в галактике Млечный Путь не менее 100 миллиардов планет. Считается, что экзопланеты образуются из частиц протопланетных дисков, которые формируются вокруг протозвезд на ранних стадиях их развития. Предполагается, что из такого же облака возникли планеты Солнечной системы. Концептуальная схема происхождения Солнечной системы: 1, 2 – распад молекулярного облака и формирование протопланетного диска; 3 – расщепление протопланетного диска на отдельные кольцевые скопления твердых частиц; 4 – рождение планетезималей; 5 – столкновения и взаимодействия планетезималей приводят к образованию планет © Wikipedia / Mikhail Marov, 2018 Концептуальная схема происхождения Солнечной системы: 1, 2 — распад молекулярного облака и формирование протопланетного диска; 3 — расщепление протопланетного диска на отдельные кольцевые скопления твердых частиц; 4 — рождение планетезималей; 5 — столкновения и взаимодействия планетезималей приводят к образованию планет В принципе, находить в космосе протопланетные облака даже легче, чем экзопланеты. Во-первых, они намного больше. Во-вторых, их легко различить на фоне звезды: если от звезды исходит неполяризованный свет, электрические и магнитные поля которого ориентированы случайным образом, то отраженный от протопланетного диска свет поляризован. Первый протопланетный диск открыли в 1984 году у звезды β Живописца. В 1994-м космический телескоп "Хаббл" обнаружил массивные пылевые диски более чем у половины звезд в туманности Ориона — области в 1500 световых лет от Земли. Стало ясно, что через стадию протопланетного диска проходят все планетные системы. Результаты "Хаббла" позволили объяснить, почему весь материал газопылевого облака не падает на новорожденную звезду из-за гравитации: слишком быстрое вращение заставляет его распределяться вокруг массивного объекта широким плоским диском. В 1998 году субмиллиметровый болометр SCUBA инфракрасного телескопа Джеймса Кларка Максвелла на горе Мауна-Кеа (Гавайи) выявил пылевые диски у Веги (α Лиры) и Фомальгаута (α Южной Рыбы).
milstar: ALMA является самым большим и самым дорогим астрономическим проектом, базирующимся на Земле. Стоимость проекта оценивается в 1,5 миллиарда долларов Комплекс имеет 66 антенн (54 антенны диаметром 12 м, и 12 антенн диаметром 7 м, объединённых в единый астрономический радиоинтерферометр . Для математической обработки данных со всех антенн (см. Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами) на станции установлен специализированный суперкомпьютер — коррелятор, способный выполнять 17 квадриллионов операций в секунду натуральное число, является единицей с. 15 нулями 1 000 000 000 000 000 1.7 *10^16 терафлоп - 10¹12
milstar: http://fast.bao.ac.cn/en/ Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope FAST starts operation The Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope (FAST) is a Chinese mega-science project aiming to build the largest single dish radio telescope in the world, with innovative concepts. It is funded by the National Development and Reform Commission (NDRC) and managed by the National Astronomical Observatories of Chinese Academy of Sciences (NAOC), with the government of Guizhou province as a cooperation partner. The project is expected to be completed by 25 September 2016. http://fast.bao.ac.cn/en/index_eng.html http://fast.bao.ac.cn/en/overview.html
milstar: Радиообсерватория ALMA https://elementy.ru/kartinka_dnya/288/Radioobservatoriya_ALMA Еще несколько десятков лет назад будущим астрономам в университете говорили, что субмиллиметровая астрономия на Земле невозможна, потому что в атмосфере содержится много водяного пара, который поглощает волны в этом диапазоне. Поэтому надо было ждать, когда телескопы смогут вывести на орбиту. Однако оказалось, что и на Земле есть места, где в атмосфере настолько мало водяного пара, что можно ставить субмиллимитровые телескопы. Так, в 1980-х годах в Чили в обсерватории Ла-Силья появился совместный проект Швеции и ESO — 15-метровый субмиллиметровый SEST (см. Телескоп SEST). Высота 2400 метров уже гарантирует отсутствие большей части водяного пара, остальное добавляет засушливый климат Чили. Однако позже стало понятно, что есть в Чили место, где водяного пара в атмосфере еще меньше, а климат еще суше — это плато Чахнантор. Однако расположено оно вдвое выше, что добавляло трудности для транспортировки оборудования. И тем не менее было решено построить здесь обсерваторию — так появилась идея проекта ALMA. Основное финансирование осуществляли три равноправных коллаборатора: ESO, Национальная радиоастрономическая обсерватория США (NRAO) и Национальная астрономическая обсерватория Японии (NAOJ). Сначала страны-участницы построили тестовый 12-метровый субмиллиметровый телескоп APEX — Atacama Pathfinder Experiment, — который был призван отработать все необходимые технологии. Он стоит чуть выше ALMA — на высоте 5100 метров. Антенна APEX заработала в 2004 году, ее успешное тестирование позволило приступить к постройке антенн ALMA. В проекте ALMA антенн уже много: 54 тарелки диаметром 12 метров и 12 тарелок диаметром 7 метров. Центр технической поддержки (Operations Support Facility, OSF) — место, где работают, а с недавних пор и живут астрономы, — построили в 30 километрах от плато, на высоте 3000 км. На самом плато все-таки мало кислорода, и человек может отправиться туда только после медосмотра в OSF. ALMA — это интерферометр, то есть можно наблюдать как на отдельных тарелках, так и на всех сразу. В случае наблюдения на нескольких тарелках сигнал «синтезируется», превращая несколько антенн в одну. При радиоинтерферометрии разрешающая способность системы зависит от базы — расстояния между интерферирующими антеннами. Так вот, в зависимости от условий наблюдения, антенны ALMA могут как собираться вместе на пятачке диаметром в 150 метров, так и разноситься на расстояние до 16 километров. #################################################### В роли разносчиков и выступают тягачи. Кроме антенн на плато есть и еще одна достопримечательность — здание коррелятора. Это второе по высокогорности нежилое рабочее здание мира, и здесь постоянно работают люди. В здании расположен суперкомпьютер — коррелятор, — который перерабатывает гигабайты поступающей от антенн информации и передает ее вниз на 3000 метров, в операционный центр. Специализированный коррелятор ALMA, способный выполнять до 17 квадриллионов операций в секунду, объединяет все 66 антенн в единый радиоинтерферометр. Фото © Алексея Паевского Вверху — остаток сверхновой SN 1987A, наложение снимков в разных диапазонах спектра. Данные ALMA (радиодиапазон, красный цвет) показывают вновь образовавшуюся пыль в центре остатка. Данные телескопов «Хаббл» (видимый диапазон, зеленый цвет) и «Чандра» (рентгеновский диапазон, синий цвет) показывают распространение ударной волны. Фото с сайта almaobservatory.org Ну а только что из Чили пришло важное известие: интерферометр ALMA подключился к еще более глобальной радиоинтерферометрической сети — Event Horizon Telescope (EHT), — которая начала наблюдения сверхмассивной черной дыры в центре нашей Галактики. Участники этого проекта объединили в единую сеть сразу восемь радиотелескопов по всей Земле, превратив их в устройство, эквивалентное радиотелескопу диаметром с Землю (более 12 000 километров). В проекте задействована 61 из 66 антенн ALMA, и для того, чтобы не просто собрать их воедино, а скоррелировать с другими телескопами проекта, специалистам из Массачусетского технологического института (MIT) пришлось не только написать новое программное обеспечение для коррелятора ALMA, но и поставить туда несколько «железок», в том числе и специальное записывающее устройство на основе мазера, которое будет записывать данные со скоростью 8 гигабит в секунду. Наблюдения радиоисточника Стрелец А (этот радиоисточник находится в созвездии Стрельца и с ним ассоциируют центр нашей Галактики) на длине волны 3 миллиметра продлятся до 15 апреля
milstar: https://www.almaobservatory.org/en/home/
milstar: http://srg.iki.rssi.ru/?page_id=2&lang=ru Научный космический аппарат «Спектр-Рентген-Гамма» («Спектр-РГ») — рентгеновская обсерватория. Её миссия — создание карты видимой Вселенной в рентгеновском диапазоне электромагнитного излучения, на которой будут отмечены все крупные скопления галактик. Широкомасштабные карты Вселенной — вроде путешествия во времени. Один из главных вопросов, на который должен ответить «Спектр-РГ» — как проходила эволюция скоплений галактик за время жизни Вселенной. Спутник строится в НПО им. Лавочкина, а научная программа разрабатывается в Институте космических исследований РАН.
milstar: В рамках данного проекта НПО Лавочкина выступало разработчиком и создателем космической составляющей – десятиметрового орбитального радиотелескопа «Спектр-Р». После выведения на высокоапогейную орбиту космический аппарат «Спектр-Р» стал элементом наземно-космического интерферометра совместно с глобальной наземной сетью радиотелескопов. Созданный единый комплекс наземно-космического интерферометра позволил получать изображения, измерять угловые размеры и коррелированный поток, яркость и характеристики рассеяния, радиолинии и взаимное расположение деталей различных объектов Вселенной с рекордным угловым разрешением. В качестве наземных элементов интерферометра использовалось более 58 крупнейших радиотелескопов мира, среди которых Аресибо и ГБТ (США), Эффельсберг (Германия), Вестерборк (Нидерланды), Евпатория (Украина во время работы), Усуда (Япония), Тидбинбиллаи Паркс (Австралия), Робледо (Испания), ТианМа (Китай), Российская система «Квазар-КВО» и многие др. «Спектр-Р» – почти четырёхтонный (около 3850 кг.) космический аппарат, спроектированный по модульному принципу. Он состоит из платформы «Навигатор» и космического радиотелескопа. Служебный модуль «Навигатор» - разработанная НПО Лавочкина унифицированная платформа для создания на её основе космических аппаратов, предназначенных для выполнения различных задач (астрофизика, метеорология). Платформа имеет лётную квалификацию, кроме астрофизической обсерватории «Спектр-Р», на её базе созданы КА серии «Электро-Л», работающие на геостационарной орбите. Космический аппарат «Спектр-Р» занесен в книгу рекордов Гиннеса в категории «Самый большой космический твердотельный радиотелескоп». Зеркальная антенна космического радиотелескопа диаметром 10 метров изготовлена из композиционного материала и состоит из 27 раскрывающихся лепестков и центрального зеркала диаметром 3 метра. Конструкция антенны и система раскрытия разработаны в НПО Лавочкина совместно с АКЦ ФИАН. ################################################ Успешное проведение операции раскрытия лепестков космического телескопа и последующее подтверждение его основных характеристик продемонстрировало высочайший уровень конструкторского проектирования и отработки этой сложнейшей задачи. За 7.5 лет функционирования на орбите, вместо трёх определённых в тактико-техническом задании, космический аппарат выполнил все основные возложенные на него функции и показал отличную работу в качестве источника данных далеко за пределами первоначальной научной программы. Научные результаты получили широкое международное признание, астрофизики ведущих астрономических учреждений по всему миру принимали активное участие в ключевой научной программе. Более 200 человек из более 20 стран мира связаны плодотворной международной кооперацией в осуществлении научной программы проекта «Радиоастрон». Исследовано несколько сотен объектов: ядер галактик, квазаров, пульсаров, областей звездообразования. За время работы был зафиксирован целый ряд достижений и интереснейших результатов. Особый предмет гордости – это абсолютный рекорд углового разрешения, который был получен в ходе научной программы 2017-2018 годов при наблюдении мегамазера водяного пара в диске галактики NGC 4258 совместно с телескопом в Медичине (Италия). «РадиоАстрону» удалось вплотную подойти к своему теоретическому пределу, достигнув разрешения в 8 микросекунд дуги (в миллионы раз больше, чем разрешение человеческого глаза). Это непревзойденное угловое разрешение в мировой астрономии. Такое разрешение позволило бы «увидеть» с Земли на Луне источник радиоволн диаметром 3 см. 7,5 лет на орбите. 26,7 диаметра Земли (350 тыс. км) — максимальная база интерферометра. 8 микросекунд дуги — максимальное разрешение — при наблюдении мазеров водяного пара в аккреционном диске в галактике M106 (мегамазера). С расстояния более 20 млн. световых лет получен абсолютный рекорд углового разрешения в астрономии на сегодняшний день — 8 микросекунд дуги на максимальной базе интерферометра и длине волны 1,3 см. Разрешение 8 микросекунд дуги позволило бы «увидеть» с Земли на Луне источник радиоволн диаметром 3 см. Водородный стандарт частоты производства «Время-Ч» (Нижний Новгород) стабильностью 10−14 с/с, или 1 секунда в 3 млн. лет. 10 м — диаметр антенны КА «Спектр-Р» — абсолютный рекорд для космических радиотелескопов с заполненной апертурой. До 25 радиотелескопов на Земле в одновременной работе. Всего 58 радиотелескопов участвовало в наблюдениях «Радиоастрона» из России, Европы, США, Африки, Австралии, КНР, Южной Кореи, Японии. 3 коррелятора: АКЦ ФИАН (Россия), Радиоастрономический институт Макса Планка -(Германия), Объединенный институт РСДБ в Европе (Нидерланды). 2 станции слежения и сбора научной информации: 22-метровая антенна Пущинской радиоастрономической обсерватории (Россия) и 43-метровая антенна GreenBankObservatory (США). Скорость передачи данных на Землю с любого положения космического аппарата на орбите — 128 Мбит/с. 4 петабайт — объем накопленных данных. Диапазоны наблюдений: 92 см, 18 см, 6,2 см, 1,2−1,7 см. 250 объектов Вселенной изучено. Более 4000 наблюдательных сеансов. 240 ученых из 23 стран мира приняли участие в наблюдениях. http://www.laspace.ru/press/news/science/Spectr_R_itogi/
milstar: Основные параметры миссии Миллиметрон http://millimetron.ru/ru/osnovnye-parametry http://millimetron.ru/ru/osnovnye-parametry/antenna http://millimetron.ru/ru/osnovnye-parametry/nauchnaya-apparatura
milstar: 2nd URSI AT-RASC, Gran Canaria, 28 May – 1 June 2018Wideband Digital Technology for Radio AstronomyJonathan Weintroub(1), David MacMahon(2)(1) Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,http://cfa.harvard.edu/(2) Radio Astronomy Lab, University of California Berkeley,http://ral.berkeley.edu/ http://www.atrasc.com/content/stick/papers/ATRASC2018SummaryWeintroubv6.pdf
milstar: Whenever imaging over scales of 0.2'' to 10'' is desired at 31.3 - 45 GHz, there is NO instrument competitive to ALMA, either in existence or planned. Higher resolution will be best done with the VLA. Scales much greater than $\sim 100''$ at 31.3-45 GHz will be best done with a number of instruments: i.e., CARMA heterogeneous array, GBT, and dedicated CMB instruments. Scales larger than 100'' could be done with ALMA in total power and using mosaicking. I am NOT convinced, however, that the total power will work well for extended low brightness continuum emission (eg., Sunyaev Zel'dovich Effect and CMB work). Nevertheless, there is extremely important work for ALMA to contribute here WITHOUT total power measurements. ALMA will be an ideal probe for the high redshift universe. The sensitivity of ALMA in its sweet spot ( $0.2'' - 100'' \leftarrow$ a big range) is simply incredible. MORE ON GBT: The one possible direct competition with ALMA for the angular range of 15'' and larger is the GBT. However, to be competitive a large focal plane array ($\sim$64 elements) at 40 GHz is needed. The single dish radiometers are considerably more complicated and expensive than receivers for an interferometer. The GBT observations will rely on total power measurements, obviously, and thus it is more difficult to reach the low brightness levels. I strongly believe that the interferometric technique is far better. The GBT is also located at a vastly inferior site - atmospheric conditions are likely to severely limit its performance for observations of low surface brightness objects. ALMA outfitted with Band 1 receivers is clearly superior for angular scales up to $\sim 100''$. The GBT, however, may be an ideal way to recover short baseline information. https://www.cv.nrao.edu/~awootten/mmaimcal/asacreport/node54.html
milstar: https://science.nrao.edu/facilities/vla/docs/manuals/oss2016A/performance/bands 8-bit wideband setups are available for all observing bands, providing a total of 2 GHz of bandwidth per polarization (1 GHz per polarization at L-band, and 256 MHz per polarization at P-band). 3-bit setups are available for all bands above S-band, providing total bandwidths per polarization of 4 GHz (C/X-bands), 6 GHz (Ku-band), or 8 GHz (K/Ka/Q-bands). In all cases, except for P and L-band, each of the subbands is 128 MHz wide. At L-band the default is 64 MHz/subband, yielding channels twice as narrow as those listed in the table above, while at P-band the default is 16 MHz/subband, resulting in 125 kHz channel spacing. In many frequency bands, the total processed bandwidth is less than that delivered by the front-end. In those cases, the observer may independently tune two 1 GHz baseband pairs when using the 8-bit samplers, or four 2 GHz baseband pairs when using the 3-bit samplers, or choose to have a mix 8-bit and 3-bit samplers. The tuning restrictions are described in the section on VLA Frequency Bands and Tunability, and the 8-bit and 3-bit samplers are described in the section on VLA Samplers.
milstar: https://library.nrao.edu/public/pubs/obsstat/VLAOS_0792.pdf
milstar: Modern powerful interferometers such as VLAare achieving image dynamic range as high as 1000:1or higher•ALMAwill be able to achieve 10000:1• Single dish observationshave disadvantage but so-called OTF mapping (+ focal plane array) improves Image dynamic range-100:1 https://events.asiaa.sinica.edu.tw/school/20080818/talk/Interferometry_1.pdf
milstar: http://www-personal.umich.edu/~monnier/Publications/ROP2003_final.pdf INSTITUTE OFPHYSICSPUBLISHINGREPORTS ONPROGRESS INPHYSICSRep. Prog. Phys.66(2003) 789–857PII: S0034-4885(03)90003-0Optical interferometry in astronomy
milstar: 3.4 Физические ограничения на точность астрономических наблюдений http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/3lec/node5.html
milstar: https://www.popularmechanics.com/space/a27084/astronomers-release-detailed-image-star-besides-sun-betelgeuse/ A team of international astronomers led by the Dublin Institute for Advanced Studies recently used the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)—the most powerful radio telescope in the world—to resolve the surface of a star. The result was the highest resolution image ever taken of the surface of a star other than the sun, as well as the first image of a stellar surface taken by ALMA. The photo shows microwaves in the submillimeter wavelength from the star Betelgeuse, one of the largest and brightest stars in the sky. https://www.almaobservatory.org/en/about-alma-at-first-glance/how-alma-works/technologies/receivers/
milstar: It is wasteful to sample with many bits because the signal to noise ratio at the ADC of a radio telescope is typically << 1, so using many bits would just be resolving noise. (An exception to this is when there is strong radio-frequency interference that needs to be resolved, but this is not a big problem for ALMA due to its location and observing frequencies). High dynamic range measurements arise after averaging together many samples (or correlations of samples), which boosts the SNR to a meaningful level. Using very few bits at the ADC does introduce quantization noise that reduces the efficiency of the instrument, but 3 bits is enough to achieve 96% efficiency [1]. Why are the ALMA receivers' ADCs only 3-bits?
milstar: https://library.nrao.edu/public/memos/alma/memo532.pdf 1ALMA Memo No. 532The ALMA 3-bit 4 Gsample/s, 2-4 GHz Input Bandwidth, Flash Analog-to-Digital Converter
milstar: https://www2.jpl.nasa.gov/radioastronomy/radioastronomy_all.pdf
milstar: http://www.astronet.ru/db/msg/1205112/part4/lgs.html 4.5. Лазерные опорные звезды: натриевые
milstar: Фотографии звезды Альтаир http://galspace.spb.ru/indvop.file/28.html
milstar: Тем не менее, цена, которую приходится платить за достижения «Хаббла», весьма высока: специальное исследование, посвящённое изучению влияния на развитие астрономии телескопов различных типов, установило, что, хотя работы, выполненные при помощи орбитального телескопа, имеют суммарный индекс цитирования в 15 раз больше, чем у наземного рефлектора с 4-метровым зеркалом, стоимость содержания космического телескопа выше в 100 и более раз
milstar: Многие объекты, которые «Уэбб» будет изучать, излучают настолько мало света, что телескопу для анализа спектра необходимо собирать свет от них в течение сотен часов.
milstar: The surfaces of its dozens of radio dishes are almost perfect, with none deviating from an exact parabola by more than 20 micrometers (20 millionths of a meter, or about 0.00078 inches). This prevents any incoming radio waves from being lost, so that the resulting picture captures as much distant cosmic light as possible. The radio dishes, which weigh about 100 tons each, are made of ultra-stable CFRP (Carbon Fiber Reinforced Plastic) for the reflector base, with reflecting panels of rhodium-coated nickel. ALMA combines the forces of 66 radio antennas, most almost 40 feet (12 meters) in diameter, to create images comparable to those that could be obtained with a single 46,000-foot-wide (14,000 meters) dish. The observatory is accurate enough to discern a golf ball 9 miles (15 kilometers) away. https://www.space.com/20130-alma-telescope-cool-facts.html
milstar: Ученые не стали создавать увеличенную версию зеркала «Хаббла», потому что оно весило бы слишком много, и придумали изящный выход из ситуации: они решили собрать зеркало из 18 отдельных сегментов. Для них использовался легкий и прочный металл бериллий, на который был нанесен тонкий слой золота. В итоге зеркало весит 705 килограммов, в то время как его площадь составляет 25 квадратных метров. Зеркало «Хаббла» весит 828 килограммов при площади 4,5 квадратных метра.
milstar: https://tass.ru/sci/6823111 Редакция "Чердака" собрала ряд ключевых положений об экзопланетах. Речь идет как о методах их обнаружения, так и о потенциальной обитаемости иных звездных систем.
milstar: The total kinetic energy of SN2016aps was around 5x10 52erg, putting it about on a par with the famous 1998 hypernova SN1998bw, from a progenitor star 25 to 40 times the mass of the Sun. But the peak luminosity of SN2016aps was 4.3x10 44 erg, over 40 times brighter than SN1998bw's 1x1043-erg peak luminosity. https://www.sciencealert.com/this-exploding-star-was-the-most-powerful-we-ve-ever-spotted ########## SN 2006gy occurred in a distant galaxy (NGC 1260), The energy radiated by the explosion has been estimated at 1051 ergs (1044 J), making it a hundred times more powerful than the typical supernova explosion which radiates 1049 ergs (1042 J) of energy. Although at its peak the SN 2006gy supernova was intrinsically 400 times as luminous as SN 1987A, https://chandra.harvard.edu/photo/2007/sn2006gy/
milstar: Симуляция взрыва сверхновой типа Ia. Источник: Argonne National Laboratory / U.S. Department of Energy https://www.theuniversetimes.ru/sverxnovaya-ia-chandrasekar-tut-ni-pri-chem.html Отдельные белые карлики широко распространены во вселенной, но сами по себе они не могут превратиться в сверхновую Ia, поскольку невозможно достичь предела Чандрасекара естественным образом. Для этого потребуется наличие компаньона, создание двойной, а в некоторых случаях и тройной звездной системы. Ведь для термоядерного взрыва должно накопиться достаточное количество массы, которой белый карлик просто не обладает. В настоящей работе исследователи вполне серьезно утверждают, что если есть наблюдения за взрывами звезд до достижения массы Чандрасекара и что если достичь этой массы достаточно сложно, то стоит говорить о взрывах сверхновых с массой, ниже этого предела. Как раз все эти несоответствия и мотивировали ученых на то, чтобы просто отсеять модели взрывов сверхновых, которые не работают. Получается, что для сверхновой звезды, свет от которой потухает довольно быстро, прародителем является белый карлик с массой намного меньше предела Чандрасекара, но эта сверхновая будет все же относиться к типу Ia, ее яркость может быть точно стандартизирована. То же самое происходит и в “классическом” случае, когда масса достигает предела Чандрасекара и еще больше. Однако, для таких тяжеловесов, путь к сверхновой Ia существенно отличается, по сравнению с более легкими звездами. Как говорилось выше, в любом случае, белым карликам не достаточно собственной массы для взрыва сверхновой. Дело в том, что все белые карлики, и с большой массой и с малой, не могут взорваться сами по себе, им нужен “запал”, которым является звезда-компаньон. Для таких двойных звезд, с массой больше предела Чандрасекара, слияния звезд делают существенную прибавку к массе, тут все ясно. В другом случае, звезда может аккумулировать вещество от компаньона, что заставляет ее вращаться настолько быстро, что угловой момент самостоятельно будет вести ее за предел Чандрасекара посредством большей плотности внутри раскручивающейся звезды. Однако, не это главное. Куда более важными для космологов являются модели звезд с до критической массой. В этом случае углеродно-кислородный белый карлик может начать накапливать в себе гелий, который сильнее подвержен взрыву, по сравнению с углеродом. Результат – двойной взрыв. В другой модели звезды компаньоны попросту сталкиваются друг с другом, и происходит взрыв сверхновой. Существуют и другие модели взрывов сверхновых Ia, но это уже не важно, поскольку была убрана психологическая поддержка в лице предела критической массы. По мнению исследователей, их анализ сужает область поиска для теоретиков достаточно, чтобы соответствовать их моделям.
milstar: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab2f92/pdf SN2016iet
milstar: В Китае сдан в эксплуатацию крупнейший на сегодняшний день радиотелескоп FAST – Five hundred meter Aperture Spherical Telescope. Название произошло от его размеров – его антенна имеет 500 метров в диаметре. Строительство началось в 2011 году и было успешно завершено, специалисты уже провели госприёмку. https://astro-world.ru/v-kitae-zapustili-krupnejshij-v-mire-radioteleskop-fast/ Даже будучи на этапе строительства, радиотелескоп FAST позволил открыть 102 пульсара. По расчетам учёных, на полной мощности они рассчитывают найти еще до 7 тысяч новых пульсаров. Кроме того, радиотелескоп FAST будет использоваться для изучения процессов формирования и развития звёзд и галактик. Также его будут применять для изучения объектов Солнечной системы. С введением в строй такого мощного инструмента можно ожидать множества открытий.
milstar: Сам космический телескоп CHEOPS можно назвать малобюджетным по сравнению с другими подобными – на его создание было потрачено 50 миллионов евро. Он имеет главное зеркало с апертурой всего 32 см, а общие размеры не превышают 1.5х1.5х1.5 м. При этом весит он 300 кг вместе с топливом. https://astro-world.ru/evropa-zapustila-teleskop-xeops/
milstar: Используя массив радиотелескопов ALMA, астрономы идентифицировали 39 крайне тусклых и массивных галактик, которые ускользали даже от острого зрения космического телескопа «Hubble». Ученые предполагают, что эти древние реликвии являются предками эллиптических галактик, наблюдаемых сегодня, однако ни одна из современных теорий эволюции Вселенной не может объяснить такое количество крупных звездных мегаполисов на заре мироздания. Результаты исследования представлены в журнале Nature. https://in-space.ru/obnaruzheny-drevnie-gigantskie-galaktiki-sushhestvovanie-kotoryh-poka-nelzya-obyasnit/ несмотря на их исполинские размеры для тех времен, свет от галактик, дошедший до нас, во-первых, очень слабый по причине большого содержания пыли в них и, во-вторых, из-за расширения Вселенной и огромного расстояния до Земли настолько растянут и смещен в красную сторону спектра, что невидим для «Hubble». Однако эти ограничения не помешали антеннам ALMA, которые работают в субмиллиметровом диапазоне волн и могут фиксировать излучение от крайне красных объектов и «видеть» сквозь плотную завесу, скрывающую свет звезд. ########### Однако металлы, такие как марганец и железо, образуются только в результате мощнейших взрывов сверхновых, знаменующих конец жизни массивных светил. https://in-space.ru/skorost-rasshireniya-vselennoj-pridetsya-peresmotret-v-raschety-zakralas-oshibka/ Для формирования марганца требуется впечатляюще высокая энергия, высвобождаемая при взрывах погибающих звезд, при этом различные типы сверхновых создают железо и марганец в разных соотношениях. Наиболее интересный прародитель сверхновой в контексте данной работы – система из белого карлика и обычной звезды. Под действием гравитации остаток солнцеподобного светила вытягивает водород из соседки, накапливая его на своей поверхности и, как только белый карлик достигнет предельной массы, известной как «предел Чандрасекара», он станет нестабильным и произойдет термоядерный взрыв сверхновой типа Ia. Предельная масса вытекает из фундаментальных принципов физики. Учитывая это, в таком сценарии общая масса взрывающейся звезды, а, следовательно, и общая яркость взрыва, всегда примерно одинаковы», – отмечают авторы исследования. Считалось, что сверхновые типа Ia являются хорошим инструментом для астрономов, прослеживающих расширение нашего космоса: наблюдая такой взрыв, они могут точно сказать, насколько фактически яркий источник, и, сравнив его «собственную» яркость с наблюдаемой здесь на Земле, рассчитать расстояние до события. Другой взгляд на сверхновые типа Ia Однако, эту увлекательную историю об ускоренном расширении Вселенной, возможно, придется переписать. В рамках предыдущих, менее точных измерений обилия марганца, астрономы пришли к выводу, что прародителями значительной части сверхновых типа Ia являются системы из белого карлика, поглощающего водород с компаньона. Однако, чтобы объяснить, почему соотношение марганца и железа постоянно на протяжении всей истории Вселенной, все должно быть по-другому. «Существует несколько других процессов, приводящих к вспышке сверхновой типа Ia. Для наблюдателей, измеряющих кривую света взрыва, эти сценарии неотличимы», – добавляют авторы исследования. В первом случае звезда накапливает материю со спутника, что приводит к ядерной нестабильности во внешней гелиевой оболочке, вызывающей смещение центра взрыва и фронта детонации. Этот горящий фронт распространяется в ядро звезды со сверхзвуковой скоростью, вызывая еще одну детонацию в углерод-кислородном ядре белого карлика. Такой сценарий известен как двойная детонация сверхновой типа Ia. Во втором случае главными героями являются два белых карлика, вращающихся плотно друг к другу. К тому времени, когда звезды становятся настолько близки, что, по сути, их внешний газ закручивается вокруг них как общая оболочка, гравитационные волны, испускаемые вращающейся двойной системой, все больше и больше их сближают. В результате слияния двух белых карликов происходит термоядерный взрыв. И последнее, но не менее важное: дуэты из белых карликов также могут испытывать двойную детонацию. Во всех этих альтернативных сценариях яркость взрыва не является физической постоянной. Вспышки с двойной детонацией не требуют, чтобы звезда достигла предела массы Чандрасекара: фактически, они взрываются при более низких массах и поэтому называются суб-чандрасекарскими взрывами. При слиянии же совокупный взрывающийся объект может быть меньше или больше по массе, чем предел Чандрасекара. «Это плохая новость для космологов, которые полагаются на сверхновые Ia как на «стандартные свечи», где такие взрывы должны иметь равномерную, хорошо определенную собственную яркость. Что еще хуже, чтобы объяснить наблюдаемое постоянное соотношение марганца к железу, три четверти всех взрывов сверхновых типа Ia в нашей Галактике должны происходить в компактных бинарных системах белых карликов или из-за двойных детонаций. Нестандартные сверхновые типа Ia являются правилом, а не исключением», – утверждают авторы исследования. Нет никаких сомнений в том, что эти данные о сверхновых типа Ia для Млечного Пути и его окружения будут перепроверены неоднократно. Но даже сейчас уже есть первые подтверждения: группа астрономов из Калифорнийского технологического института (США) получила аналогичные результаты для ряда карликовых галактик.
milstar: https://www.cloudynights.com/articles/cat/cn-reports/binocular-reports/cn-report-bincoular-tests-comparisons-r1312 Binocular Tests and Comparisons Oberwerk 25x100 IF Celestron 25x100 Skymaster Garrett Optical 20x80 Gemini Oberwerk BT100 Binocular Telescope by Ed Zarenski https://www.cloudynights.com/documents/binos3.pdf 100mm Binoculars – What Can You See https://www.cloudynights.com/documents/binos3.pdf imiting MagnitudeLimiting magnitude gives you an indication of how deep you will see into the many faintstars within open clusters. The deeper limiting magnitude will see more faint stars.Assuming equal quality lenses and coatings: Every 10% increase in magnification provides about 0.1 magnitude gain. Every 10% difference in the area of the aperture provides only 0.03 magnitude gain. In mag 4.7 skies the Fujinon 16x70 can see mag 10.7 stars.In mag 5.0 skies the Oberwerk Standard 20x80 can see mag 10.9 stars.A selection of observations, all at mag 5.4, with the number of stars visible in M4515x70/’03 Oberwerk128 stars to mag 10.8416x70 Fujinon FMT-SX 133 stars to 10.8420x80 Oberwerk Standard184 stars to mag 10.9625x100 Oberwerk BT100209 stars to mag 11.18 w/24.5 WA Ober36x100 Oberwerk BT100229 stars to mag 11.68 w/17 Sirius plos Under my best skies ranging from mag 5.4 to 5.8;12x50 Nikon SE see stars to a limit of mag 10.8, 16x70 Fujinon FMT-SX see stars to a limit of mag 11.0, 20x80 Oberwerk Standard see stars to a limit of mag 11.2,22x100 Oberwerk is capable of seeing stars as faint as 11.8, 25x100 Celestron could reach nearly to stars at mag 12.0.
milstar: The combination of magnification and aperture is so overwhelming in the 100mmbinoculars, even the 16x70 Fujinon is no match for a 22x100 or 25x100 binocular.Fainter galaxies seem to be easy pickings for these 100mm binoculars. While M66 is seenbright, and M65 is difficult in the 16x70s, both are readily seen in the 25x100s. Inaddition, NGC 3628, the companion to M65/M66, not seen by me in any smallerbinocular, was visible several times in the 25x100. M105 and its companion NGC 3384make a nice pair. M96 is seen, but M95 remains difficult.Keep in mind, you will not see as much handheld as you will with mounted binoculars. Itis very difficult even with the best 70mm binoculars to see stars beyond mag 10 whenhandheld. Seeing stars at mag 10 requires a completely quieted binocular on a stablemount, viewing without touching the eyepieces. A binocular used for scanning, withslight minor shake eliminates most stars over mag 9.0 from view. Absolute steadinessand some persistence is required to see mag 10.2 and 10.3. This translates to how muchcan be seen in star fields, open clusters and dense clusters. Deeper magnitude means morestars seen. A steady binocular means more resolution in clusters https://www.cloudynights.com/documents/binos3.pdf
milstar: https://www.opticron.eu/docs/reviews/Oregon_20x80_Astronomy_Now_Oct19.pdf
milstar: https://www.bestbinocularsreviews.com/blog/apochromatic-apo-lenses-in-binoculars-03/ https://www.apm-telescopes.de/en/binoculars/binoculars-90mm-aperture/apm-20x80-ed-binoculars-triplet-lenses-tripod-adapter.html Achromatic Lens If a compound lens is able to bring two wavelengths of light into focus in the same plane reducing these aberrations, the lens is know as an achromatic lens. The image on the right shows a compound lens made from two lens elements, one is a convex lens made from a crown glass and the other a concave lens made from a flint glass. As you can see this achromat brings the red and blue wavelengths of light into a common focus. This achromatic combination that typically brings red and blue into focus is currently by far the most commonly used method of improving the view in binoculars at the moment. Apochromatic Lens (APO) If three or more visible wavelengths of light are brought into focus at the same point behind the lens, the lens is known as an apochromat or is called an apochromatic lens. APO is the abbreviation for apochromatic. Benefits Although they don’t have to, most apochromatic lenses consist of three elements and as as you can see from the image above, because they bring light of three different frequencies to a common focus, they have a better correction of chromatic aberration and spherical aberration than achromat lenses. Apochromats are also corrected for spherical aberration at two wavelengths, rather than one as in an achromat. In order for an Apochromatic lenses to focus three wavelengths of light onto the same point, they require glasses that have special light dispersion properties. This is usually means using very expensive fluoro-crown glasses, abnormal flint glasses, and even sometimes optically transparent liquids in the thin spaces between glass elements and which have highly unusual dispersive properties. The temperature dependence of glass and liquid index of refraction and dispersion must be accounted for during apochromat design to assure good optical performance over reasonable temperature ranges with only slight re-focusing. In some cases, apochromatic designs without irregular dispersion glasses are possible. Negatives So we have gone over all the great things that an APO optical system can do and just how it improves your view, but what are the downsides? Cost – The main reason why you only find apochromats on top of the range binoculars is that because of their complexity and the use of costly materials, they add a lot to the cost of manufacturing the lenses. Weight – Most Apochromatic designs usually use three elements to make the lens. As we know, glass is heavy and so these triplet lenses are quite a bit heavier than the achromat doublets used on the majority of binoculars these days. Apochromatic Triplet Lenses are as the name suggests, a compound lens with three lens elements that are designed to achieve the same focal length for three wavelengths of light. ED Glass Both achromatic and apochromatic lenses often contain at least one element that uses a special low-dispersion glass. For more take a look at my complete guide to Extra Low Dispersion Glass (ED Glass).
milstar: Также, ожидаемо, бинокуляр оказался чувствителен к состоянию атмосферы: два 100-миллиметровых объектива уже подвержены влиянию «воздушных линз», а 30-кратное увеличение делает это влияние хорошо заметным. К примеру, если в 15-градусный мороз открыть лоджию, температура на которой лишь немного ниже нуля, и посмотреть в бинокуляр на удалённый объект, будет очень хорошо заметно, как картинка дрожит и размывается потоками тёплого воздуха. По этой причине и не рекомендуется наблюдать небесные тела из окна или через форточку, а при наблюдениях с застеклённой лоджии её нужно проветривать минут 40-50 перед наблюдениями, чтобы выровнять температуру внутри и снаружи. http://musku.ru/monstrobinokl-ts-optics-100-mm-semi-apo-binoculars/ При рассматривании сосновых веточек на фоне дневного неба хроматизм в центре поля зрения был пренебрежимо мал, однако усиливался до хорошо заметного на периферии (удаление от центра поля зрения 50% и более). Из чего, впрочем, я не спешил делать выводы, ибо днём фиолетовый хроматизм я видел даже в суперапохромате, по Луне выдававшем идеальную картинку. Под конец, из одного лишь любопытства и ни на что не надеясь, я навёл бинокуляр туда, где должна была находиться Крабовидная туманность, образовавшаяся чуть больше тысячи лет назад после взрыва сверхновой. Туманность эта в городских условиях небольшим инструментам труднодоступна: в 80-миллиметровый телескоп мне доводилось увидеть её только в тёмные и исключительно прозрачные ночи в начале осени, да и для 120-миллиметрового рефрактора это тоже был непростой объект. А потому я был немало удивлён, увидев её на положенном месте, весьма отчётливо и без малейших усилий. Несколько дней спустя я вновь смог вернуться к наблюдениям. За это время Луна разрослась до первой четверти, предоставив возможность оценить вид этого светила в новый прибор. Увы, по Луне хроматизм оказался более заметен: внешний край Луны был оторочен зелёной каймой, а тени вдоль терминатора, наоборот, окрашены фиолетовым. Впрочем, возможно, дело в окулярах, поскольку смена одного из них на Meade Series 5000 UWA 5.5mm хроматизм определённо уменьшила.
milstar: APM MS-ED APO Binocular f-ratio specs: For your reference , the focal length of the objective lens is as follows: 30mm:112mm 50mm:186mm 70mm:293.3mm 80mm:305.2mm 100mm:371.8mm 110mm:425mm Mit Freundlichen Grüßen / Best Regards Markus Ludes Inhaber/Owner Mobil: +49 (0) 174 3234333 APM Telescopes APM 20x80 ED Binoculars with Triplet Lense 298,00 EUR https://www.apm-telescopes.de/en/binoculars/binoculars-90mm-aperture/apm-20x80-ed-binoculars-triplet-lenses-tripod-adapter.html Focal length: 305mm
milstar: сфера применения TS 100-45 Semi-Apo ограничена: он предназначен исключительно для любительской астрономии. Созерцанию галактик, туманностей, звёздных полей и комет хроматизм практически не мешает, а при наблюдении Луны он хоть и ощутим, но не слишком велик (и может снижен фильтрами «минус-фиолетовый»). А вот при дневных наблюдениях фиолетовые ореолы вокруг контрастных деталей будут хорошо заметны, что вряд ли устроит разборчивого потребителя. Поэтому, если оптический прибор с такими характеристиками требуется именно для наблюдений наземных объектов, или бюджет совсем не является ограничивающим фактором, модификация этого бинокуляра с ED-стёклами будет предпочтительней. Если обстоятельства вынуждают вас созерцать туманности из города с его засветкой, придётся подумать о фильтрах узкополосных, по одной штуке в каждый окуляр. А они, увы, довольно дороги: от 65 ужасающих единиц за «народные» SVbony до двух сотен, если ваш перфекционизм не согласен на меньшее, чем Lumicon. А вот при дневных наблюдениях фиолетовые ореолы вокруг контрастных деталей будут хорошо заметны, что вряд ли устроит разборчивого потребителя. Поэтому, если оптический прибор с такими характеристиками требуется именно для наблюдений наземных объектов, или бюджет совсем не является ограничивающим фактором, модификация этого бинокуляра с ED-стёклами будет предпочтительней. : в своей области бинокуляр TS 100-45 Semi-Apo, несмотря на все отмеченные недостатки, весьма хорош: крупные и средние объекты дальнего космоса выглядят в него весьма внушительно и на тех, кто впервые смотрит в такой бинокль, производят неизгладимое впечатление. При этом наблюдение обоими глазами лучше соответствует физиологии нашего зрения и меньше утомляет глаза. Поэтому если бы меня спросили, с какого инструмента лучше начать знакомиться с небом, сейчас я бы предложил не телескоп, а именно специализированный астрономический бинокль большого диаметра.
milstar: 100 Binocular Deep Sky Objects for Observing as Groups https://www.cloudynights.com/documents/binocular.pdf
milstar: re: но в любом случае все что больше 2кг требует штатива, без иллюзий. -------------- Fram_63 Несколько некорректное замечание - зависит от физиологических качеств пользователя. Пользуюсь 15х80, вес 2650 Даже, с учетом 10-15 сек. настройки, "с рук", 30-40 сек. бестреморного визуала..с настроенным фокусом и диоптрийкой - 50-60 сек. (Балконка) https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,122853.380.html ------------------------------------- https://www.steiner-optics.com/binoculars/military/m2080-military-20x80 ------------ доктрина гибкого реагирования - использовать как с рук так и со Штатива 20x80 вероятно предел c рук 20-25x100 весят 3.8-4.5 kg это уже только со Штатива
milstar: https://www.realsky.ru/articles/book/howobserve/%D0%BE%D1%86%D0%B5%D0%BD%D0%BA%D0%B0-%D1%82%D0%B5%D0%BC%D0%BD%D0%BE%D1%82%D1%8B-%D0%BD%D0%B5%D0%B1%D0%B0-r24/ Оценка темноты неба Класс 1: Превосходно-темное небо. Зодиакальный свет, противосияние, зодиакальный пояс видны целиком. Зодиакальный свет очень яркий, зодиакальный пояс просматривается через все небо. Даже прямым зрением галактика М33 легко видна невооруженным глазом. Облака Млечного Пути в Скорпионе и Стрельце отбрасывают тени на землю. Предельная звездная величина для невооруженного глаза - от 7.6 до 8 (с усилием); присутствие на небе Венеры или Юпитера ухудшает темновую адаптацию глаз. Легко различается естественное свечение ночного неба (очень слабое, лучше всего видимое на высоте до 15о над горизонтом). С 32-см телескопом можно с некоторым трудом увидеть звезды 17.5, тогда как 50-см инструмент с умеренным увеличением покажет звезды 19 величины. Если ваша наблюдательная площадка закрыта деревьями, то телескоп, ваши товарищи и машина практически не видимы. Класс 8: Городское небо. Небо белесое или рыжеватое, без труда читаются заголовки газет. Даже в хорошие ночи опытный наблюдатель едва видит М31 и М44. С небольшими телескопами можно отыскать только самые яркие объекты каталога Мессье. Некоторые звезды, которые должны образовывать знакомые контуры созвездий, видны едва-едва или отсутствуют вообще. Невооруженный глаз в лучшем случае различает звезды до 4.5, если известно, где их искать. Проницающая сила 32-см рефлектора не выше 13. Класс 9: Внутригородское небо. Все небо ярко освещено, даже в зените. Многие из звезд, образующих знакомые созвездия, не видны, а слабые созвездия, такие как Рак и Рыбы, не видны совсем. Кроме, возможно, Плеяд, никакие объекты Мессье глазом не видны. Единственные небесные объекты, на которые приятно смотреть в телескоп, - это Луна, планеты и несколько звездных скоплений (если их удастся найти). Невооруженным глазом видны звезды 4 или ярче. ###################### Анвар аль Фаркадин (η UMi) — седьмая по светимости звезда в созвездии Малой Медведицы. имеет видимую звёздную величину 4,95m Йильдун (δ UMi) — шестая по светимости звезда в созвездии Малой Медведицы. а с видимой звёздной величиной 4.347 Алиф аль Фаркадин (ζ UMi) — пятая по светимости звезда в созвездии Малой Медведицы звёздная 4,274 Эпсилон Малой Медведицы — двойная звёздная система[2]. Видна как один объект невооружённым глазом с общей видимой величиной 4,19 Поля́рная звезда́ (α UMi) — звезда видимой звёздной величины +2,0m в созвездии Малой Медведицы
milstar: Нам в голову пришла идея попробовать искать связь между нейтрино и активными галактиками не в гамма-диапазоне, а в радио. С помощью радиоинтерферометров. Это сети радиотелескопов, которые находятся в Америке, Европе, есть и в нашей стране. А у радиоинтерферометров есть такая особенность, что они не замечают все "лишнее", крупномасштабное и видят как раз компактные ядра галактик. https://www.interfax.ru/interview/709805
milstar: Земля внутри оказалась не такой Геологи и геофизики думали, что на пяти-семи километрах граниты, выходящие на Кольском полуострове на поверхность, сменятся более плотными базальтами. Оказалось не так. Вместо крепких и массивных пород пошли трещиноватые и неустойчивые, которые периодически осыпались, зажимая буровые трубы. Базальтов не увидели ни на семи километрах, ни на двенадцати, их вообще не было в керне Кольской скважины. Стало ясно, что границы, выделяемые по сейсмическим данным, разделяют не слои разного состава, а породы с различными физическими свойствами. Вместо базальтов на глубине были те же граниты и гнейсы, но с большим количеством трещин и низкой плотностью, что было полной неожиданностью для многокилометровой глубины, где огромное давление, казалось бы, исключало возникновение открытых полостей. Более того, в этих трещинах и порах ученые нашли воду. И это не единственный сюрприз. Как выяснилось, на глубине гораздо жарче, чем считалось. Вблизи поверхности скорость роста температуры, или, как говорят ученые, геотермический коэффициент составлял 11 градусов на километр, на глубине два километра — 14, а еще глубже — до 24 градусов на километр, хотя модели предсказывали в полтора раза меньшее значение. На семи километрах температура в забое была 120 градусов Цельсия, а на двенадцати — уже 230! https://ria.ru/20200524/1571877779.html
milstar: https://www.virtualtelescope.eu/galaxies/
milstar: Основываясь на результатах расчетов, авторы делают вывод о том, что кратер Чиксулуб образовался в результате крутого наклонного — под 45–60 градусов к горизонту — удара, приходящегося с северо-востока. Моделирование показало, что при таком ударе выброшенный из кратера материал распределился бы практически симметрично, что и наблюдается на самом деле, а количество образующихся газов на единицу массы ударного тела было максимальным. Удар, по мнению ученых, вызвал выбросы миллиардов тонн серы в верхние слои атмосферы, блокировал солнечный свет и спровоцировал наступление ядерной зимы, в которой погибли динозавры и многие другие виды животных и растений. Роль астероида при моделировании играл ударный элемент диаметром 17 километров с плотностью 2630 килограмм на кубический метр и подлетной скоростью 12 километров в секунду. Поверхностные слои земной коры в районе падения представлены пористыми карбонатными и эвапоритовыми породами, содержащими большое количество воды. При ударном воздействии и связанном с ним нагревании эти породы разлагались, выбрасывая в атмосферу огромное количество углекислого газа, серы и водяного пара. https://ria.ru/20200526/1572012259.html 100 terratonn 10^12 w 5000 раз больше чем весь ядерный боезапас в период пика 1985 approx 20 gigatonn w 500 000 больше чем извержение Кракатау 1883 -200 megatonn w 1 700 000 больше чем царь бомба Сахарова однако первичные млекопитающие выжили ################################
milstar: Астрономы открыли новый класс космических взрывов МОСКВА, 26 мая — РИА Новости. Астрономы обнаружили два объекта, которые, в дополнение к странному явлению, обнаруженному в 2018 году, теперь составляют новый класс космических взрывов. Описание открытий приводится в статьях, опубликованных в журналах Astrophysical Journal и Astrophysical Journal Letters . Началось все с того, что в июне 2018 года астрономы увидели весьма странный космический взрыв, который чем-то был похож на взрыв сверхновой массивной звезды, а чем-то — на гамма-всплеск, но все же отличался от каждого из них — прежде всего яркостью и периодичностью ее изменения. Были даже предположения, что кто-то посылает на Землю сигналы по лазерному каналу. Объект, получивший название AT2018cow ("Корова"), был тщательно изучен и назван оптическим переходным процессом. Теперь астрономы сообщили еще о двух аналогичных взрывах. Один из них — CSS161010 они зафиксировали в 2016 году на расстоянии около 500 миллионов световых лет от Земли, а другой — ZTF18abvkwla ("Коала") — в 2018 году на расстоянии 3,4 миллиарда световых лет. Оба взрыва были выявлены при обработке данных автоматической съемки неба с использованием телескопов видимого света для ночного сканирования. Ученые в обоих случаях использовали для наблюдений телескоп VLA Национальной радиоастрономической обсерватории США и гигантский радиотелескоп GMRT в Индии, а команда, изучавшая CSS161010, — еще и данные космической рентгеновской обсерватория "Чандра" НАСА. https://ria.ru/20200526/1572031647.html
milstar: Hubble's Andromeda M31 Galaxy Image Shows Over 100 Million Stars | Video https://www.youtube.com/watch?v=7FD93AsNZEc без городской засветки видна невооруженным глазом ################## w 200mm любительский телескоп за 1000 $ видна NGC 253 (галактика Скульптор, Серебряная Монета) так как на линке https://www.cloudynights.com/topic/522407-vixen-vmc200l/page-2 mage of NGC253 showing stars are rounder and tighter: (Nikon D810 urban sky) https://ru.wikipedia.org/wiki/NGC_253 Расстояние 3,7 Мпк
milstar: Crab Nebula: The Multiwavelength Structure of a Pulsar Wind Nebula https://www.youtube.com/watch?v=Qm1VscNlMK8
milstar: Zoom into the Center of Our Galaxy 392,066 views •May 3, 2016 Hubble Space Telescope https://www.youtube.com/watch?v=ygevBQWt_LE
milstar: Flyby of the Whirlpool Galaxy https://www.youtube.com/watch?v=ikdXEcMIjgA
milstar: «Данные Бузо являются исключительными», - добавил он. «Это выдающийся пример партнерства любителей и профессиональных астрономов». 20 сентября 2016 года Бузо из Росарио, Аргентина, тестировал новую камеру на своем 16-дюймовом телескопе, сделав серию коротких снимков спиральной галактики NGC 613, которая составляет около 80 миллионов световых лет от Земли и расположенный в пределах южного созвездия Скульптора. Последовательность комбинированных изображений (негативы, поэтому черные соответствия ярким), полученные Виктором Бусо, поскольку SN 2016gkg появляется и осветляется на окраинах спиральной галактики NGC 613. Ярлыки показывают время, в которое были сделаны каждое изображение. Объект постоянно осветляется примерно на 25 минут, как показано количественно на нижней панели. Астроном-любитель впервые сфотографировал взрыв сверхновой https://astronews.space/stars/514-astronom-lyubitel-vpervye-sfotografiroval-vzryv-sverkhnovoj
milstar: https://astronomy.com/news/2020/07/five-years-after-new-horizons-historic-pluto-flyby Pluto revealed: New Horizons' historic flyby, five years later The NASA spacecraft's nine-day flyby of Pluto in 2015 hauled in a dataset that scientists are still mining.
milstar: The exploration of Pluto wasn’t easy, but it sure was worth it. As David Grinspoon and I recount in our book, Chasing New Horizons, it took 14 years (1989 to 2003), about a dozen different mission concept proposals, and the weight of the first National Academy Planetary Science Decadal Survey just to unleash the funding. After a fierce competition among rival teams, NASA ultimately selected New Horizons as its Pluto flyby mission. That was followed by a breakneck four-year schedule to design, build, and test the spacecraft in order to meet the time-critical 2006 launch window needed to use Jupiter for a gravity assist. Once that was achieved, New Horizons had to undertake the 9.5-year journey across our solar system to reach Pluto and its system of five moons. The entire effort took 26 years and the dedication of literally thousands of individuals, and was done entirely with no backup, no plan B, no Voyager 2 in case Voyager 1 failed. https://astronomy.com/magazine/2019/10/return-to-pluto Just 15 minutes after its closest approach to Pluto, NASA’s New Horizons spacecraft looked back toward the planet and captured this near-sunset view of its rugged, icy mountains and flat ice plains. The smooth expanse of Sputnik Planitia (right) is flanked to the west (left) by rugged mountains up to 11,000 feet (3,500 m) high. When New Horizons was 11,000 miles (18,000 km) past Pluto, it took this wide-angle image that shows the deep haze layers of the planet’s atmosphere. The left and upper parts of the disk are dark because Pluto is casting its shadow on its atmosphere. The backlighting highlights more than a dozen layers of haze. The horizontal streaks in the sky beyond Pluto are stars, smeared out by the motion of the camera as it tracked Pluto.
milstar: On February 24, 1987, an unexpected cosmic explosion rocked the astronomical community. Dubbed Supernova 1987A (SN 1987A), the fiery event — triggered by the implosion of a massive star — was the closest observed supernova to Earth since the invention of the telescope. It didn’t occur in our galaxy, though. SN 1987A self-destructed within the Large Magellanic Cloud, which is a satellite galaxy of the Milky Way that resides some 170,000 light-years from Earth. Nonetheless, SN 1987A was still so bright that naked-eye observers could see it for several weeks. https://astronomy.com/news/2020/08/neutron-star-found-hiding-within-supernova-1987a-new-evidence-suggests Home / News / Hot 'blob' points to a neutron star lurking in Supernova 1987A Hot 'blob' points to a neutron star lurking in Supernova 1987A Astronomers have long suspected a city-sized neutron star hides within the dusty shroud of SN 1987A. And now, they’re closer than ever to proving their case. By Yvette Cendes | Published: Thursday, August 6, 2020 RELATED TOPICS: SUPERNOVAE | STARS SN1987Aneutronstar Astronomers have found new, compelling evidence that Supernova 1987A harbors a neutron star (blue-white) within a newly imaged 'blob' of extremely hot dust (red), as seen in this artist’s concept. NRAO/AUI/NSF, B. Saxton On February 24, 1987, an unexpected cosmic explosion rocked the astronomical community. Dubbed Supernova 1987A (SN 1987A), the fiery event — triggered by the implosion of a massive star — was the closest observed supernova to Earth since the invention of the telescope. It didn’t occur in our galaxy, though. SN 1987A self-destructed within the Large Magellanic Cloud, which is a satellite galaxy of the Milky Way that resides some 170,000 light-years from Earth. Nonetheless, SN 1987A was still so bright that naked-eye observers could see it for several weeks. But the extraordinary sight of a nearby supernova lingering in Earth’s night sky isn’t the only thing SN 1987A bestowed upon us. It also gave astronomers an unprecedented opportunity to investigate what triggers supernovae, as well as how such powerful blasts ripple through their surroundings. In fact, we can see the shockwave from SN 1987A still speeding outward today, interacting with clouds of dust that encircle the original site of the cosmic explosion. This time-lapse shows how Supernova 1987A's shock wave explodes outward over the course of 25 years. Credit: Yvette Cendes/University of Toronto/Leiden Observatory However, an enduring mystery remains: What did SN 1987A leave behind? According to new research, the answer is likely a neutron star. The corpse of SN 1987A For quite some time, astronomers have assumed SN 1987A initially left behind a neutron star. That’s because a few hours before the supernova’s light reached us, they detected an influx of neutrino particles washing over Earth, as would be expected if a supernova erupted nearby. These nearly unstoppable particles zip straight through the dense material present during a budding supernova — unlike light, which gets held up for a bit. In fact, SN 1987A was the very first time scientists ever detected neutrinos from beyond our solar system. But even though these neutrinos almost certainly came from the birth of a neutron star in SN 1987A, astronomers aren’t sure whether that neutron star lives on, or rather quickly collapsed into a black hole. And despite decades of monitoring the site, observers have yet to find convincing signs of a compact object lurking near the center of SN 1987A. At least, until now. In a new paper published July 30 in The Astrophysical Journal, astronomers report they’ve found compelling evidence that SN 1987a is still harboring a neutron star, which would make it the youngest such stellar corpse yet known. (The previous record holder, called Cassiopeia A, is estimated to be about 330 years old.) The astronomers carried out the study using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) — a radio telescope i ################################################### n Chile that’s able to peer through obscuring dust. These new, extremely high-resolution images revealed a hot “blob” lurking in the core of SN 1987A.
milstar: Диаметр главного зеркала телескопа Roman составляет 2,4 м. Его масса благодаря применению новых материалов составляет всего 186 кг (зеркало обсерватории Hubble такого же диаметра в четыре с лишним раза тяжелее). Предполагается, что он будет работать на удалении порядка 1,5 млн км от Земли. Телескоп Hubble - автоматическая обсерватория, которая была выведена на орбиту Земли в 1990 году. Она позволила ученым получить массу информации об устройстве Вселенной. В настоящее время космическое ведомство США планирует отправить на смену Hubble новый телескоп, названный в честь Джеймса Уэбба - руководителя американской программы Apollo, позволившей человеку побывать на Луне. Запуск телескопа James Webb неоднократно переносился. Теперь он намечен на октябрь 2021 года. https://tass.ru/kosmos/9379283
milstar: Новак и его коллеги подтвердили существование этой планеты, а также вычислили ее размеры и некоторые другие свойства с помощью интерферометра GRAVITY – одного из приборов телескопа VLT. Этот инструмент объединяет четыре главных блока VLT в гигантский виртуальный телескоп, который может получать снимки с рекордно высоким разрешением и чувствительностью. https://nauka.tass.ru/nauka/9611889
milstar: https://www.astronews.ru/cgi-bin/mng.cgi?page=news&news=20201008221210
milstar: Содержание марганца в звездах Галактики раскрывает природу сверхновых типа Ia Команда исследователей использовала компьютерное моделирование, чтобы на основе данных по содержанию химических элементов, в частности, марганца, в веществе звезд нашей Галактики, сделать выводы о механизме взрывов сверхновых типа Ia, играющих роль «стандартных свечей» при определении космических расстояний. Сверхновые типа Ia, в отличие от сверхновых других типов, не связаны с гибелью массивной звезды. Механизм звездного взрыва этого типа окончательно не установлен, однако наиболее вероятными считаются две версии, предполагающие взаимодействие между компонентами двойной системы, имеющими относительно небольшую массу. Согласно первому сценарию, в системе, состоящей из белого карлика и нормальной звезды-компаньона, происходит постепенное перетягивание массы со звезды-компаньона на белый карлик, в результате чего белый карлик достигает критической массы и взрывается. В альтернативной гипотезе взрыв происходит в результате слияния между двумя белыми карликами. В своей работе исследователи во главе с Чиаки Кобаяши (Chiaki Kobayashi) из Института физики и математики Вселенной им. Кавли, Япония, обратили внимание на изменение производства тяжелых элементов, в частности, марганца, в результате взрыва сверхновой типа Ia в зависимости от механизма взрыва: при взрыве по сценарию с белым карликом и нормальной звездой формировалось относительно много марганца, а при взрыве в системе из двух объединяющихся белых карликов – существенно меньше. Затем команда смоделировала взрывы сверхновых типа Ia в нашей галактике Млечный путь и сравнила полученные средние расчетные концентрации марганца с наблюдательными данными, собранными для близлежащих звезд при помощи спектроскопии высокого разрешения. Сравнение показало, что не менее 75 процентов от числа всех сверхновых типа Ia нашей Галактики формировались из двойных систем, включающих белый карлик и нормальную звезду-компаньона. Интересно отметить, что в случае других галактик, например, карликовых сфероидальных галактик, окружающих Млечный путь, соотношение между вкладами этих двух различных механизмов формирования звездных вспышек было обратным – в них преобладал вклад механизма, включающего слияние между двумя белыми карликами. Исследование опубликовано в журнале Astrophysical Journal.
milstar: And, for the foreseeable future, the largest optical telescope on the planet is now the 10-meter Hobby-Eberly Telescope (HET) at McDonald Observatory in rural West Texas. Astronomers managed to keep the nearly-25-year-old telescope open thanks to a special research exemption and drastic changes to their operating procedures. To reduce exposure, just one observer sits in HET's control room. One person turns things on. And one person swaps instruments multiple times each night, as the telescope switches from observing exoplanets with its Habitable Zone Finder to studying dark energy using its now-poorly-named VIRUS spectrograph. Anyone who doesn’t have to be on site now works from home. “We don't have the world's best observatory site. We’re not on Mauna Kea or anything as spectacular,” says Janowiecki, the HET’s science operations manager. “We don't have any of the expensive adaptive optics. We don’t even have a 2-axis telescope. That was [intended as] a massive cost savings.” https://astronomy.com/news/2020/10/earths-biggest-telescopes-reopen-after-months-of-covid-closures
milstar: The Keck Observatory telescopes in Hawaii use high-tech adaptive optics equipment that changes their mirrors' shape 1,000 times per second to counter the twinkling caused by Earth's atmosphere. Keck instruments also need to be chilled below freezing to reduce noise. If the warm up, cooling them down can take days or weeks. https://astronomy.com/news/2020/10/earths-biggest-telescopes-reopen-after-months-of-covid-closures
milstar: By the 1990s, technology advanced far enough to usher in an era of telescopes 8 to 10 meters across (26 to 33 feet), and the same story played out once more. With an essential assist from the 2.4-meter Hubble Space Telescope orbiting above Earth’s image-distorting atmosphere, these instruments could analyze a few dozen distant Type Ia supernovas — the cataclysmic explosions of white dwarf stars. https://astronomy.com/news/2020/10/four-new-giant-telescopes-are-about-to-rock-astronomyhe Las Campanas Observatory, shown here in an artist’s rendering, is due to be completed in about 10 years. The observatory will combine seven mirror segments for a telescope effectively 24.5 meters across — about 10 times the size of the Hubble Space Telescope. That’s where adaptive optics comes in. In the past few decades, astronomers have honed this technique, which mechanically compensates for any atmospheric shenanigans and delivers images nearly as sharp as the mirror can theoretically produce. The heart of an adaptive optics system is a thin, flexible, computer-controlled mirror. Astronomers target a fairly bright reference star close to the object they want to study. The computer analyzes the incoming light to measure how the atmosphere blurs it, then tells the control system how to adjust the mirror’s shape to correct the image in real-time. Because atmospheric turbulence changes constantly, such systems can alter the mirror’s shape up to 1,000 times each second. And if no bright reference star lies nearby — as often happens — astronomers can simply shine powerful laser beams into Earth’s upper atmosphere and create their own reference light.
milstar: Equally important to the LSST’s success is its 3.2-gigapixel imaging camera. The largest digital camera in the world is not one you would want to lug along on your next vacation: It spans 5.5 by 9.8 feet and weighs about 6,200 pounds.
milstar: https://www.cdscc.nasa.gov/Pages/Antennas/dss43.html First year of Operation: 1972 Type: Azimuth-Elevation Diameter: 70 metres Height: 73 metres Transmit: X-Band (7145-7190 MHz) S-Band (2090-2120 MHz) Receive: X-Band (8200-8600 MHz) S-Band (2200-2300 MHz) L-Band (1400-1900 MHz) K-Band (18.0-26.0 GHz) Accuracy: within 0.005° (pointing) within 0.25mm (surface RMS) Turning: 0.25° per second Winds: Stow - steady at 72km/h gusts +88km/h Design Max. - 160km/h DSS-43 was extended from a 64-metre diameter antenna to a 70-metre diameter in 1987 to enhance its capabilities for the Voyager 2 1989 encounter with Neptune. It is the largest steerable parabolic antenna in the Southern Hemisphere. The massive structure, weighing more than 3000 tonnes, rotates on a film of oil approximately 0.17-mm thick. The reflector surface is made up of 1,272 aluminium panels with a total surface area of 4180 square metres. The outer panels are perforated, allowing rain and wind to pass through them. Find more photos of Deep Space Station 43 in our Gallery. https://www.cdscc.nasa.gov/Pages/Antennas/dss43.html
milstar: We find a total (SN ejecta+CSM) masslikely exceeding50−100M, with energy&1052erg, consistent with some models of pair-instability supernovae (PISNe) or pulsational PISNe – theoretically-predicted thermonu-clear explosions from helium cores>50M. Independent of the explosion mechanism,this event demonstrates the existence of extremely energetic stellar explosions, detectableat very high redshifts, and provides insight into dense CSM formation in the most massivestars.SN2016aps (internal designation, PS16aqy) was discovered by the Pan-STARRS Survey forTransients [9] on 2016 February 22 UT with an apparent magnitudem=18.12±0.08mag in theiband (7545 ̊A). https://arxiv.org/pdf/2004.05840.pdf
milstar: ЕПЛОЗАЩИТНЫЙ ЭКРАН КОСМИЧЕСКОГО ТЕЛЕСКОПА "ДЖЕЙМС УЭББ" ПРОШЕЛ ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ ИСПЫТАНИЯ Теплозащитный экран космического телескопа "Джеймс Уэбб" успешно прошел последний тест на развертывание. Теперь обсерватории осталось пройти еще несколько финальных испытаний, после чего ее отправят на космодром для подготовки к запуску в космос, намеченного на осень следующего года, сообщается на сайте NASA. Об этом пишет N+1. Первоначально запуск в космос "Джеймса Уэбба", который станет одной из важнейших орбитальных обсерваторий на ближайшие десять лет, был намечен на 2007 год, однако из-за большой сложности и масштабности проекта дата пуска несколько раз переносилась, а сборка телескопа была закончена лишь в середине 2019 года. После этого обсерватория начала проходить длительную программу испытаний, включавшую в себя проверку систем связи, процессов развертывания защитного экрана, главного зеркала телескопа и всей обсерватории в целом, а также комплексные ис� �ытания. 18 декабря 2020 года NASA объявило, что заключительная проверка на развертывание теплозащитного экрана обсерватории прошла успешно. Экран необходим для нормальной работы "Джеймса Уэбба" в космосе, так как оберегает главное зеркало и научное оборудование от перегрева. Он состоит из пяти тонких слоев каптона, покрытых алюминием, причем первые два слоя покрыты еще легированным кремнием. Сами слои укреплены на выдвижных стрелах. В ходе испытаний специалисты проверяли развертывание каждого из слоев поочередно, в условиях, имитирующих невесомость. В ближайшие два месяца обсерваторию ждут еще несколько финальных проверок, после чего ее подготовят для отправки на космодром летом 2021 года. В настоящее время запуск "Джеймса Уэбба" намечен на 31 октября 2021 года, после чего ему предстоит совершить перелет к окрестности второй точки Лагранжа в системе Солнце - Земля, где он будет работать около 5-10 лет. Узнать о том, как устроен телескоп "Джеймс Уэбб" и что астрономы надеются открыть с его помощью, можно из нашего материала "Что увидит сменщик "Хаббла"".
milstar: Roman Telescope Could Turn up Over 100,000 Planets Through Microlensing Recently we reported on a haul of 2,200 new exoplanets from the 2 year primary mission of the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS). But that is just the tip of the iceberg in terms of exoplanet hunting. If calculations from NASA are correct the Nancy Grace Roman Space Telescope could detect up to 100,000 new exoplanets when it launches in 2025. There are two ways Roman will look for potential exoplanets. The first is a more traditional method, already used by TESS and Kepler, to watch for the faiting dimming of a star that happens when a planet passes in front of it. This technique, known as transiting, is the process that has found the bulk of exoplanets so far. https://www.universetoday.com/150766/roman-telescope-could-turn-up-over-100000-planets-through-microlensing/#more-150766
milstar: https://exoplanets.nasa.gov/faq/6/how-many-exoplanets-are-there/ To date, more than 4,000 exoplanets have been discovered and are considered "confirmed." However, there are thousands of other "candidate" exoplanet detections that require further observations in order to say for sure whether or not the exoplanet is real. Remarkably, the first exoplanets were just discovered about two decades ago. We live in an extraordinary time where in the span of a single generation, the centuries-old question "Are there planets orbiting other stars?" has been answered with a resounding "Yes!" Since the first exoplanets were discovered in the early 1990s, the number of known exoplanets has doubled approximately every 27 months. What is an exoplanet? https://exoplanets.nasa.gov/what-is-an-exoplanet/overview/ An exoplanet is any planet beyond our solar system. Most orbit other stars, but free-floating exoplanets, called rogue planets, orbit the galactic center and are untethered to any star
milstar: 100 Binocular Deep Sky Objects for Observing as Groups https://www.cloudynights.com/documents/binocular.pdf There are some very challenging DSO groups in this list. There are nearly 100 DSOs in about 40groups in this list, and almost each one of those groups has a difficult challenge object. All in all, this list contains about 140 objects in over 60 observing groups, enough to keep even awell-seasoned observer busy for a while. By no means is this a complete list of all the DSOgroups that can be seen in binoculars
milstar: https://www.kitp.ucsb.edu/sites/default/files/preprints/2016/16-015.pdf N2015L supernova At its peak, ASASSN-15lh was 570 billion times brighter than the Sun, and 20 times brighter than the combined light emitted by the Milky Way Galaxy the distance of ASASSN-15lh is calculated at 1,171 Mpc The total energy radiated in the first 50 days exceeded 1.1×10 in 45 joules The temperature of ASASSN-15lh at the time of maximum luminosity was 20,000 K, although it was hotter earlier in the outburst. By 50 days after the peak, the temperature had declined to 11,000 K and then remained relatively constant. The radius of ASASSN-15lh at peak brightness was over 70,000 R☉ The explosion released 10 times more energy than the Sun will radiate in 10 billion years. If the supernova took place in our own galaxy, it would be easily seen by the naked eye even during the day; if it were 10,000 light-years away, it would appear to us at night as bright as the crescent Moon. If it were only as far away as Sirius, which at a distance of 8.6 light-years is the brightest star in the nighttime sky, it would blaze overhead almost as powerfully as the Sun. If it were as close as Pluto, it would vaporize the Earth and all the other worlds in our solar system. https://www.scientificamerican.com/article/found-the-most-powerful-supernova-ever-seen/
milstar: https://lweb.cfa.harvard.edu/webscope/activities/pdfs/guide.PDF
milstar: https://www.cruxis.com/scope/limitingmagnitude.htm Telescope Limiting Magnitude Calculator
milstar: Москва. 10 января. INTERFAX.RU - МВД РФ занялись расследованием уголовного дела о хищении более 28,5 млн рублей, выделенных из бюджета РФ на создание новейшего космического телескопа Т-170М - потенциального конкурента американского аналога Hubble, сообщает в четверг газета "Коммерсантъ". Расследованием уголовного дела о мошенничестве в особо крупном размере (ч. 4 ст. 159 УК РФ) следователи занимаются с 24 декабря 2018 года, а оперативное сопровождение ведут сотрудники службы экономической безопасности ФСБ, говорится в публикации. По данным издания, в основу дела "легли выводы законченного в прошлом году аудита исполнения госконтракта №361-75/11 от 25 декабря 2012 года". "В рамках этого соглашения должны были проводиться различные опытно-конструкторские работы, связанные с подготовкой создания "Всемирной космической обсерватории - "Ультрафиолет", которая в Федеральной космической программе фигурирует под шифром "Спектр УФ", - говорится в материале. Его автор отмечает, что базовым элементом космического комплекса должен был стать супермощный телескоп Т-170М, над созданием которого работают НПО им. Лавочкина и Институт астрономии РАН. "Между этими структурами 8 августа 2012 года и был заключен соответствующий договор субподряда на сумму 2 млрд руб. В рамках этого договора планировалось, в частности, создание различных элементов телескопа", - говорится в публикации. Однако, отмечает газета, после заключения контракта с НПО уже Институт астрономии подписал еще три соглашения с ООО "НПП ИНКОС". "Это общество в рамках проекта "Спектр УФ" брало на себя обязательство изготовить в 2013 году техническую оснастку для главного и вторичного зеркал телескопа, различные научные приборы, а также провести "иные специальные работы", - пишет "Ъ". По его данным, стоимость контрактов составила 31,1 млн руб, "однако, считает следствие, все эти работы были выполнены на производственных площадях НПО имени Лавочкина сотрудниками самого объединения без привлечения сторонних организаций". "Таким образом, по версии следствия, сотрудники НПО, Института астрономии и "НПП ИНКОС", создав фиктивную схему производства технических работ, похитили с ее помощью более 28,5 млн руб", - говорится в публикации. По данным источников издания, в деле пока нет фигурантов, однако они появятся уже в ближайшее время, после того как будет "закреплена уже собранная доказательная база". Газета отмечает, что телескоп Т-170М с диаметром главного зеркала 1,7 м должен стать основным элементом космического комплекса "Спектр УФ", который способен обеспечить прорыв в астрономии и астрофизике. Как считают разработчики, Т-170М станет прямым конкурентом известного американского космического телескопа Hubble в области спектроскопии высокого разрешения, говорится в материале https://www.interfax.ru/russia/645535
milstar: ALMA observes the Universe over a wide range of radio wavelengths within the millimeter and submillimeter section of the electromagnetic spectrum with the help of specialized receivers. Each one is sensitive to a particular band of wavelengths. Currently, eight out of the ten bands designed initially in the system have been deployed on the antennas, covering all wavelengths of atmospheric transparency between 0.3 and 3.6 mm. The remaining two bands, which cover between 3.6mm and 8.5mm, are in various development and deployment stages. https://www.almaobservatory.org/en/announcements/alma-goes-to-new-wavelengths/
milstar: Опубликованы первые фотографии, полученные космическим телескопом «Джеймс Уэбб» В рамках последней фазы подготовки «Джеймса Уэбба» к его основной космической исследовательской миссии перед аппаратом стояло две задачи: подтвердить работоспособность камеры ближнего инфракрасного диапазона NIRCam, а также убедиться в том, что каждый из 18 сегментов основного зеркала телескопа способен улавливать свет от одного и того же объекта съёмки. В качестве цели эксперимента была выбрана звезда HD 84406, расположенная примерно в 285,5 световых года от Земли в созвездии Большой Медведицы. В итоге каждый из 18 сегментов основного зеркала телескопа сделал фотографию объекта и передал её на NIRCam, с помощью которой было получено единое изображение удалённого объекта. Его можно увидеть ниже. https://3dnews.ru/1060045/nasa-opublikovalo-pervie-fotografii-poluchennie-s-pomoshchyu-kosmicheskogo-teleskopa-dgeyms-uebb
milstar: Ярких точек на снимке 18 — по количеству сегментов основного зеркала «Джеймса Уэбба», каждый из которых работает как отдельное зеркало. На снимке изображены не разные звезды, а 18 «версий» одной и той же звезды. Исходящий от нее свет попал в разные места объектива инфракрасной камеры. https://dev.by/news/nasa-james-webb-telescope
milstar: По плану расширения китайской орбитальной программы в ближайшие два года состоится запуск новейшей 20-тонной обсерватории. Как заявил главный конструктор Программы пилотируемой космонавтики КНР Чжоу Цзяньпин, "новый орбитальный телескоп с коэффициентом разрешения, эквивалентным телескопу "Хаббл", будет иметь объектив диаметром свыше 2 м и поле зрения в 300 раз больше, чем у американского орбитального телескопа". При этом модуль-телескоп будет находиться на той же орбите, что и китайская станция "Тяньгун". https://tass.ru/opinions/14113779
milstar: Инструмент FGS всегда имел возможность создавать снимки, но его главная задача заключается в обеспечении высокой точности научных измерений и изображения при наведении. Когда этот инструмент делает снимки, они, как правило, не сохраняются, поскольку канал связи между точкой Лагранжа L₂ и Землёй (1,5 млн км от нашей планеты) весьма ограничен. Из-за этого обсерватория передаёт на Землю данные только от двух научных приборов одновременно. Однако во время тестирования FGS в мае инженерам миссии пришла в голову идея сохранить несколько снимков, поскольку в то время у них была возможность свободно передать данные на Землю. Полученное в ходе инженерных испытаний FGS изображение не идеально, поскольку инструмент ещё не был оптимизирован для научных наблюдений. Снимок был сделан для проверки возможности фиксации целей, но и он наглядно демонстрирует мощность телескопа. На снимке можно увидеть несколько ярких звёзд, выделяющихся длинными и чётко очерченными дифракционными пиками, появление которых обусловлено тем, что зеркала телескопа выполнены из шестигранных сегментов. Почти всё пространство за звёздами заполнено разными галактиками. Поскольку представленный снимок не был сделан с прицелом на научную ценность, он имеет ряд отличий от изображений с полным разрешением, которые NASA официально покажет 12 июля. Ожидается, что эти снимки, хоть и на короткое время, станут самыми глубокими изображениями Вселенной за всю историю наблюдений. Снимок FGS окрашен с использованием красноватой цветовой схемы, которая применялась к другим изображениям, сделанным в процессе настройки приборов «Джеймса Уэбба». Кроме того, центры ярких звёзд выглядят чёрными, поскольку они насыщают детекторы телескопа, а наведение не изменялось в процессе создания серии экспозиций. Следы наложения разных экспозиций можно увидеть по краям изображения. https://3dnews.ru/1069697/odin-iz-instrumentov-kosmicheskogo-teleskopa-dgeyms-uebb-zapechatlel-zvyozdi-i-galaktiki?ysclid=l5emkvc41a273840202
milstar: Первые полноцветные снимки «Джеймса Уэбба» в сравнении со снимками, сделанными телескопом «Хаббл» https://habr.com/ru/news/t/676578/?ysclid=l5okgmzwdt833546727
milstar: https://www.webbcompare.com/
milstar: Почему изображения JWST вызывают панику среди космологов? И предсказаниям какой теории они противоречат? На самом деле в этих статьях напрямую ничего не говорится. А правда, которую не сообщают эти статьи, заключается в том, что гипотеза, которой вопиюще и многократно противоречат изображения JWST, – это фундаментальная гипотеза Большого взрыва, согласно которой Вселенная началась 14 миллиардов лет назад в невероятно горячем, плотном состоянии и с тех пор расширяется. Поскольку эта гипотеза десятилетиями отстаивалась и поддерживалась подавляющим большинством теоретиков космологии как неоспоримая истина, то новые данные вызывают у этих теоретиков панику. “Сейчас три часа ночи, но я не могу уснуть, – написала Элисон Киркпатрик, астроном из Канзасского университета в Лоуренсе, – мне не дает покоя мысль – а не ошибаюсь ли я во всем”. Любопытно было обнаружить, что многие в этой области не принимают теорию Большого взрыва как правдоподобное объяснение сотворения мира. Несмотря на достаточное количество скептиков, большую часть граждан учат и поощряют принимать Большой взрыв как абсолютное верное объяснение, оспариваемое только всякими религиозными теориями о сотворении мира и чудаками-альтернативщиками. В очередной раз мы убеждаемся в том, как многого мы не знаем. Отсутствие абсолютной истины вынуждает людей придумывать свою собственную, поскольку жить рядом с неизвестным и необъяснимым не очень комфортно. И это то, что мы видели много раз на протяжении нашей истории. https://new-rabochy.livejournal.com/2127709.html
milstar: “Насколько мы можем судить, поскольку различные точки Вселенной никогда не сходились в прошлом, у нее не было начала. Она длилась вечно. У нее также не будет и конца… Иными словами, сингулярности не существует. Вселенная существует вечно”. https://new-rabochy.livejournal.com/2127709.html
milstar: Иоганн Кеплер более всего известен как астроном, однако астрономия немыслима без математики, и Кеплер-математик ничуть не уступал Кеплеру-астроному. С его именем связана немного курьёзная история, которую сам он рассказал следующим образом: Я ввёл в свой дом новую супругу [осенью 1613 года — М.Б.] в то время, когда Австрия, закончив обильный сбор благородного винограда, распределяла свои богатства, разослав вверх по Дунаю нагруженные баржи, в нашем Норике и весь берег в Линце был завален винными бочками, продающимися по сходной цене. Согласно обязанностям супруга и отца семейства, мне пришлось позаботиться о необходимом для дома напитке. Потому ко мне на дом было принесено и поставлено несколько бочек, а через четыре дня пришёл продавец с измерительной линейкой, с помощью которой и промерил подряд все кадки, без различия, не обращая внимания на форму, без всяких соображений и вычислений. Именно, медный оконечник линейки просовывался через наливное отверстие полной бочки поперёк до пятки того и другого деревянного круга, которые мы по-домашнему называем днищами, и после того, как в обоих случаях эта длина от верхней точки пуза до нижней того и другого дощатого круга оказывалась равной, продавец объявлял количество амфор, вмещаемых бочкой, заметив число, поставленное на линейке в том месте, на котором оканчивалась названная длина; по этому числу называлась величина цены. Я удивился, как это поперечная линия, проведённая через объём половины бочки, может служить указателем вместимости, и даже усомнился в правильности такого измерения, так как очень короткая, а потому и мало вместительная бочка, заключённая между кругами, лишь бы они были несколько пошире, может иметь такую же длину от отверстия до нижней точки того и другого круга. (...) Когда же я узнал, что такое употребление поперечной линейки установлено здесь общественными властями и измерители ручаются за его правильность, то я... счёл для себя подходящим взять новый предмет математических занятий и исследовать геометрические законы такого удобного и крайне необходимого в домашнем хозяйстве измерения и выяснить его основания, если таковые имеются https://www.balandin.guru/index_html_files/kepler.pdf Кеплера ввело в недоумение то, что объём цилиндрического сосуда вообще-то требует как минимум двух измерений — высоты и радиуса либо диаметра, — да ещё нужно как-то учитывать кривизну стенок, но он быстро понял, что подобная методика основана на каких-то пропорциях бочки, позволяющих обойтись только одним промером, и мало влияющих на результат при погрешностях изготовления. Оказалось, что тогдашние австрийские мастера изготовляли бочки, у которых высота примерно втрое превосходила радиус — или, что то же самое, в полтора раза превышала диаметр. Кеплер обнаружил, что эта пропорция выбрана не случайно: если зафиксировать значение описанного выше промера, то при таком соотношении «высота/радиус» объём бочки будет близок к максимально возможному! Вот как это открытие было им описано в книге с замысловатым названием «НОВАЯ СТЕРЕОМЕТРИЯ ВИННЫХ БОЧЕК преимущественно австрийских, как имеющих самую выгодную форму и исключительно удобное употребление для них кубической линейки, с присоединением дополнения к архимедовой стереометрии»: Ясно, что австрийские бочары как бы по здравому и геометрическому смыслу при построении бочки соблюдают правило, чтобы за радиус днища брать треть длины клёпок1. Именно, при таком устройстве цилиндр, мысленно построенный между двумя днищами, будет... самым вместительным, хотя бы при постройке бочки от точных правил несколько и отступили, потому что... по обе стороны от места наибольшего значения убывание вначале нечувствительно. Получить этот результат Кеплеру было нелегко. Во-первых, в начале XVII века в Европе ещё не получило распространения искусство алгебраических преобразований, основанных на буквенных обозначениях и формальных операциях с ними (более или менее современный вид они обрели только в середине века). Теми зачатками алгебры, которые уже успели сформироваться, Кеплер не пользовался: отсутствие единых обозначений приводило к тому, что пояснения к выкладкам часто занимали больше места, чем сами выкладки. Во-вторых, не было ещё аппарата дифференциального и интегрального исчисления, неимоверно облегчающего исследование функций — более того, работы Кеплера как раз и послужили одной из предпосылок их появления! В современной литературе по занимательной математике вопрос об измерении бочек освещается достаточно часто, но практически всегда однобоко: он либо кратко упоминается как голый факт истории, либо рассказывается непосредственно «по Кеплеру» (а это длиннейшая и сложнейшая цепочка рассуждений, способная отбить интерес у любого неискушённого читателя), либо подаётся как «мостик» при переходе к изложению понятия производной — да нередко ещё и с ошибками. Мы проследим полный ход решения этой старинной задачи средствами современной математики, причём для этого вполне достаточно будет знаний в объёме школьной программы десяти классов.
milstar: Текст II Задача Кеплера о вычислении объёма винной бочки https://remote.misis.ru/courses/19/pages/urok-1-primienieniie-intieghralnogho-ischislieniia В ноябре 1613 года королевский математик и астролог австрийского двора Иоганн Кеплер, готовясь [4] к свадьбе, приобрёл несколько бочек виноградного вина. Наблюдая за действиями продавца в винной лавке, он был поражён тем, как продавец определял объём бочки, измеряя лишь расстояние от наливного отверстия до самой дальней от него точки днища. При этом совсем не учитывалась форма бочки. Кеплер увидел, что перед ним интересная математическая задача – вычислить вместимость бочки при помощи одного измерения её поперечной длины. Размышляя над этой задачей, он нашёл формулы не только для объёма бочек, но и для объёма самых различных тел. Для каждого из них ему приходилось создавать новые методы. Результаты проделанной работы Кеплер изложил в своей книге «Стереометрия винных бочек». Это была первая работа нового времени, в которой в геометрии применялись принципы интегрального исчисления.
milstar: К Е П Л Е Р И В И Н Н Ы Е Б О Ч К И – А В С Т Р И Й С К И Е И Р Е Й Н С К И Е 3 А . С П И В А К , В . Т И Х О М И Р О ВА . http://kvant.mccme.ru/pdf/2000/06/kv0600kepler.pdf Кеплер и винные бочки – австрийские и рейнские ПО ОБЫЧАЮ ДА И ПРОСТО по совести журнал, если на его страницах появилась ошибка, обязан безотлагательно ее исправить. Так вот, в восьмом номе- ре «Кванта» за 1986 год была опуб- ликована статья «Секрет Старого Бондаря», основной результат кото- рой неверен. А обнаружилось это только сейчас, 14 лет спустя! Публикация ошибочной статьи – происшествие для нашего журнала чрезвычайно редкое. Интересно вы- яснить, как это произошло. И поче- му ошибку обнаружили не сразу? Да, собственно, о чем речь? Речь пойдет, в сущности, о книге Иоганна Кеплера (1571–1630) «Но- вая стереометрия винных бочек, пре- имущественно австрийских, как име- ющих самую выгодную форму и ис- ключительно удобное употребление для них кубической линейки, с при- соединением дополнения к архиме- довой стереометрии». В этой книге рассмотрены не только винные боч- ки, но и многие другие тела – айва, лимоны, яблоки, оливки, груши, тыквы, веретена, опухоли, обрав- ненные кучи зерен, венки сельских девушек, прорезающиеся рога,... Например, лимон по Кеплеру – это тело, полученное вращением мень- шей части круга, отсеченной хордой, вокруг этой хорды (рис.1)
milstar: https://cyberleninka.ru/article/n/opticheskaya-sistema-richi-kretiena-v-kachestve-obzornogo-shirokougolnogo-teleskopa/viewer Оптическая система Ричи-Кретьена в качестве обзорного широкоугольного телескопа
milstar: Влияние центрального экранирования главного зеркала http://www.hypernova.ru/zvezd/practical/influence_of_central_shielding_main_mirror
milstar: В конце 1980-х годов почти никто из специалистов не сомневался: экзопланеты вот-вот удастся обнаружить. Их поисками с помощью самых совершенных на тот момент оптических спектрометров занимались сразу несколько научных групп по всему миру. Однако удача улыбнулась тем, кто планеты даже не искал, — радиоастрономам. В 1991 году польский учёный Александр Вольшчан заметил, что наблюдаемая им нейтронная звезда — радиопульсар PSR 1257+12 — «дышит»: частота посылаемых ею импульсов волнообразно меняется. Это значило, что на неё влияет другое небесное тело. Открытие подтвердил коллега Вольшчана — Дейл Фрейл. В январе 1992 года учёные объявили, что обнаружили у радиопульсара две планеты — PSR B1257+12 c и PSR B1257+12 d. Позднее им дали имена Полтергейст и Фобетор. Вскоре нашли и третью — PSR B1257+12 b, которую назвали Драугр. «Отцу» этого «мрачного» семейства — самому пульсару — присвоили не менее грозное имя — Лич. https://spec.tass.ru/ekzoplanety/pervye-rezultaty-poiskov/ Сделанное радиоастрономами открытие поставило учёных в тупик. ----------------------------------------------------------------------------------------- Те планеты, что вращались вокруг звезды до вспышки сверхновой, неминуемо должны были разлететься в разные стороны, когда масса светила, а, стало быть, и сила его гравитации упали в несколько раз. Значит, Драугр, Полтергейст и Фобетор сформировались уже после того, как звезда превратилась в пульсар. Как и из чего — наука не знает до сих пор. На сегодняшний день экзопланеты удалось обнаружить лишь возле шести пульсаров, хотя их самих известно более двух тысяч. Пока весь научный мир выяснял, как появились обнаруженные Вольшчаном и Фрейлом планеты, астрономы из калифорнийской и женевской научных групп обратили внимание на звезду 51 Пегаса — приборы зафиксировали колебания линий в её спектре с периодом в 4,23 суток.
milstar: https://apod.nasa.gov/apod/ap230522.html A sprawling spiral galaxy is pictured with a new bright spot visible near the image bottom. This spot is a recently discovered supernova. A roll-over image shows the same galaxy in an image taken the previous month without the new supernova spot. Please see the explanation for more detailed information. Supernova Discovered in Nearby Spiral Galaxy M101 Image Credit & Copyright: Craig Stocks Explanation: A nearby star has exploded and humanity's telescopes are turning to monitor it. The supernova, dubbed SN 2023ixf, was discovered by Japanese astronomer Koichi Itagaki three days ago and subsequently located on automated images from the Zwicky Transient Facility two days earlier. SN 2023ixf occurred in the photogenic Pinwheel Galaxy M101, which, being only about 21 million light years away, makes it the closest supernova seen in the past five years, the second closest in the past 10 years, and the second supernova found in M101 in the past 15 years. Rapid follow up observations already indicate that SN 2023ixf is a Type II supernova, an explosion that occurs after a massive star runs out of nuclear fuel and collapses. The featured image shows home spiral galaxy two days ago with the supernova highlighted, while the roll-over image shows the same galaxy a month before. SN 2023ixf will likely brighten and remain visible to telescopes for months. Studying such a close and young Type II supernova may yield new clues about massive stars and how they explode.
milstar: How to find and observe a supernova through your telescope It is possible to spot supernovae using your telescope and in doing so, make valuable contributions to astronomy. https://www.skyatnightmagazine.com/advice/skills/how-find-observe-supernova-telescope To find and observe a supernova, you will need a telescope that can see a reasonable number of galaxies, so probably 6 inches in aperture at least. Examine each galaxy at a medium power (say 100x) and repeat the observations as often as possible. In doing so they discovered SN 2014J, a supernova that was just beginning to become visible. However you find it, if you do suspect that you’ve discovered a supernova alert Guy Hurst, the British Astronomical Association’s (BAA’s) supernova patrol coordinator by emailing editor@theastronomer.org
milstar: We have observed the position of AT2018cow (ATel #11727) with the Australia Telescope Compact Array (ATCA) on 2018-07-03 between 09:00-13:45 UT at central frequencies of 5.5 GHz and 9 GHz with a bandwidth of 2 GHz in each band. We report preliminary flux densities of ~0.4 mJy at 5.5 GHz and ~1.0 mJy at 9 GHz. We have also observed AT2018cow on 2018-07-05 from 13:30-15:30 UT at a central frequency of 34 GHz with a bandwidth of 4 GHz. We report a preliminary flux density of ~10 mJy. Analysis is ongoing and subsequent epochs are planned. Thank you to CSIRO staff for supporting these observations. https://www.astronomerstelegram.org/?read=11862
milstar: SN 2015L https://www.science.org/doi/10.1126/science.aac9613 We report the discovery of ASASSN-15lh (SN 2015L), which we interpret as the most luminous supernova yet found. At redshift z = 0.2326, ASASSN-15lh reached an absolute magnitude of Mu,AB = –23.5 ± 0.1 and bolometric luminosity Lbol = (2.2 ± 0.2) × 1045 ergs s–1, which is more than twice as luminous as any previously known supernova. It has several major features characteristic of the hydrogen-poor super-luminous supernovae (SLSNe-I), whose energy sources and progenitors are currently poorly understood. In contrast to most previously known SLSNe-I that reside in star-forming dwarf galaxies, ASASSN-15lh appears to be hosted by a luminous galaxy (MK ≈ –25.5) with little star formation. In the 4 months since first detection, ASASSN-15lh radiated (1.1 ± 0.2) × 10 in 52 ergs, challenging the magnetar model for its engine.
milstar: The total energy radiated in the first 50 days exceeded 1.1×1045 joules
полная версия страницы