Вспышка сверхновой звезды – один из самых грандиозных видов космических катастроф! Сверхновая в момент взрыва по блеску иногда может превысить яркость всей остальной галактики. Сейчас каждый год астрономы открывают по нескольку десятков сверхновых в других галактиках. Хотя, конечно же, из-за большого удаления галактик, без использования мощных телескопов нет возможности пронаблюдать эти сверхновые. А как же обстоят дела со сверхновыми в нашей собственной галактике − Млечном Пути?
Суточное перемещение Солнца (как собственно и других небесных тел) по небу является следствием вращения Земли вокруг своей оси, которое направлено с запада на восток, а, соответственно, видимое движение Солнца при этом происходит с востока на запад. Однако из-за наличия наклона земной оси к плоскости орбиты вокруг Солнца, точки восхода/захода при обращении Земли вокруг Солнца постоянно смещаются, и в итоге восход/заход на востоке/западе происходит только вблизи равноденствий, которые приходятся на начало 20-ых чисел марта и сентября. Летом к Солнцу обращено северное полушарие Земли, соответственно в средних широтах точка восхода смещается к северо-востоку, а точка захода к северо-западу, а зимой Земля подставляет Солнцу южное полушарие и восход светила происходит на юго-востоке, а заход на юго-западе.
В январе этого года состоялся запуск самой первой АМС – Луна-1. Изначально предполагалось достижение станцией поверхности Луны и установление советской символики. Аппарат достиг второй космической скорости, однако через несколько часов стало ясно, что станция пройдёт мимо цели и отправится в путешествие по орбите вокруг Солнца, на манер планеты, потому аппарату дали новое название – «Мечта». Однако уже в сентябре этого же года АМС Луна-2 успешно доставила советский вымпел на поверхность нашего спутника, а в октябре АМС Луна-3 провела фотосъёмку поверхности, благодаря которой мир впервые смог увидеть обратную сторону Луны.
Местоположение орбиты, орбитальное движение, а также период вращения вокруг оси и её наклон − важные характеристики, которые в некоторых случаях могут полностью определять условия на поверхности планеты. В данной статье я проведу обзор указанных выше характеристик применимо к планетам Солнечной системы и опишу отличительные особенности планет, обусловленные их движением и расположением.
Читать далее “Планеты Солнечной системы. Особенности движения и расположения.”
Лебедь — созвездие северной полусферы неба, лежащее на ленте Млечного Пути. Наиболее яркие звёзды этого созвездия образуют на небе фигуру в виде креста (собственно тело и крылья лебедя). В средних широтах северного полушария созвездие доступно для наблюдения круглогодично. Лучшие же условия для наблюдений складываются в летние месяцы.
Особо не рассматривая данный вопрос, всё кажется очевидным – Луна расположена значительно ближе к Земле, чем Солнце. Значит и притяжение со стороны Земли тоже больше настолько, что в состоянии удерживать спутник на орбите. Но на деле всё не так просто. Можно воспользоваться известным законом тяготения Ньютона F = G*m1*m2/r^2 и посчитать силу притяжения, действующую на Луну со стороны Земли. При расстоянии от Земли до Луны равным длине большой полуоси её эллиптической орбиты выясняется, что Солнце притягивает Луну в 2,2 раза сильнее, чем Земля. Данный факт действительно имеет место, и даже нередко упоминается в научной литературе, статьях и т.д.
Читать далее “Почему Луна обращается вокруг Земли, а не вокруг Солнца.”
В настоящее время известно, что значительное количество звёзд в нашей Галактике не одиноки, а образуют системы из нескольких компонентов. Но помимо таких многократных систем существуют ещё и более обширные физические группировки звёзд, которые объединены некоторыми общими свойствами. Разберём подробнее эти обширные звёздные группы. В наиболее общем случае можно разделить на два типа – звёздные скопления и звёздные ассоциации; скопления, в свою очередь, подразделяются на шаровые и рассеянные.
В первой части статьи, где рассматривалась спектральная классификация звёзд по температуре, я уже упоминал о том, что классификация по температуре дополняется классификацией по светимости (т.е. мощности излучения), но не объяснил зачем. Так вот, дело в том, что если рассматривать все характеристики звезды в целом, то среди них нет ни одной такой, по которой звёзды различались бы сильнее всего, чем по светимости. И действительно, как уже говорилось в 1-ой части статьи − по химическому составу большинство звёзд практически идентичны, а по температуре фотосферы самые холодные и самые горячие звёзды различаются где-то в 40 раз. По массе подавляющее большинство звёзд различается не более чем в 1000 раз; по размерам разница уже может составлять сотни тысяч раз; но вот по светимости разница бывает более чем в 10 миллиардов раз.
Читать далее “Классификация звёзд. Часть 2 – классы светимости.”
В настоящий момент основной способ изучения свойств далёких звёзд заключается в исследовании приходящего от них электромагнитного излучения, которое при помощи спектральных аппаратов представляется в виде спектра. Он в свою очередь различается в зависимости от характеристик той или иной звезды. По виду спектра и можно установить эти самые характеристики. В данной статье упор будет сделан непосредственно на характеристики, от которых зависит вид спектра. Углубляться в изучение самого спектра (почему спектральные линии конкретных элементов преобладают в тех или иных звёздах, почему ширина у них такая-то и количество такое-то) мы не будем, дабы слишком не уходить в сторону физики.
Читать далее “Классификация звёзд. Часть 1 – спектральные классы.”
Неодинаковая яркость (или блеск) различных объектов на небе – наверно первое, что замечает человек при наблюдениях; потому, в связи с этим, ещё давно, возникла необходимость во введении удобной величины, которая позволяла бы классифицировать светила по яркости.
