Нейтронная звезда — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (~1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·1017 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, до тысячи оборотов в секунду. Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд. Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,44 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 1,4 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из открытых — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %) и PSR J1614-2230 (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных). Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки того, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые. Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10^12—10^13 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс); именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10^14 Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414·10^13 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д. К 2012 году открыто около 2000 нейтронных звёзд, порядка 90% из них являются одиночными. Всего в нашей Галактике может находиться 10^8—10^9 нейтронных звёзд, то есть порядка одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (порядка 200 км/с). В результате аккреции вещества облака нейтронная звезда может быть в этом случае видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % излучаемой энергии.
Исследователи НАСА во главе с Карлой Пьетерс сообщают о том, что на Луне в бассейне Море Москвы обнаружены скальные породы, богатые драгоценными камнями. Свои выводы группа планетологов основывает на данных, полученных от орбитального индийского зонда «Чандраяан»-1, который с 2008 по 2009 год исследовал спутник Земли и с помощью специального спектрометра НАСА снимал показания о минералогическом составе лунной поверхности. Что касается вновь обнаруженной скальной породы, то она получила название OOS, по первым буквам входящих в него компонентов – оливина, ортопиксена и шпинели. Наиболее удивительным для ученых было обнаружить в таком количестве шпинель, так как ранее на Луне были зафиксированы только её остатки. Известно, что редкий минерал — «благородная» шпинель, имеет насыщенный красный цвет, что делает её практически неотличимой от рубина. Так, российскую императорскую корону венчает шпинель. Два камня, которые ошибочно принимали за рубины, присутствуют так же в короне её Величества королевы Великобритании. Бассейн Море Москвы считается одним из наиболее привлекательных мест для строительства лунной космической базы.
Хвост кометы рождает Солнце, когда давление солнечного света, вытягивает пылевой хвост в сторону, противоположную Солнцу. Хвост кометы может быть десятки миллионов километров в длину при наблюдении в отраженном солнечном свете. Молекулы газа подвергающиеся воздействию солнечного ультрафиолетового излучения, теряют электроны и становятся электрически заряженными частицами или ионами. Ионы взаимодействуют с заряженными частицами солнечного ветра и образуют ионный хвост, который может иметь протяженность в сотни миллионов километров в направлении, противоположном Солнцу. Каждая комета имеет два хвоста — пылевой хвост и ионный хвост. Если комета слабая, небольшая, то обнаружить можно только один хвост, или их не видно вообще, и тогда комету можно наблюдать нечеткое размытое пятно света, даже в большой телескоп. Ученые могут идентифицировать эти хвосты, используя специальные фильтры, которые чувствительны к пыли и газов. Другие кометы, такие как комета Хейла-Боппа, которую можно было наблюдать с Земли в 1997 году, имеют очень яркие хвосты. Хотя хвосты кометы Хейла-Боппа было четко видно с Земли, ученые при помощи чувствительных камер определили сложную структуру хвоста. Одно из этих изображений показало длинный, изогнутый хвост пыли. Другие снимки показали хвост из пыли и газа и ионный хвост. Получили изображение одного пылевого хвоста и двух хвостов ионизированного газа. Изучение хвостов предоставило ученым важную информацию о внутренней химии и структуру ядра кометы. Плотность вещества в коме и хвосте очень низкая, гораздо ниже, чем лучший вакуум, который может быть воспроизведен в большинстве лабораторий. В 1986 году космический аппарат Джотто полетел прямо через хвост кометы Галлея, всего в нескольких сотнях километров от ядра. Весь феномен комет заключается в небольших ядрах этих космических странников, имеющих размеры всего в нескольких километрах в поперечнике, но кома и хвосты комет могут распространяться на десятки миллионов километров и становятся легко видимыми невооруженным глазом в ночном небе Земли. Если планета Земля пересекает хвост кометы, то в ночном небе наблюдается метеорный поток.
Квазар (англ. quasar) — один из самых ярких объектов в видимой Вселенной — его мощность излучения иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша. Следы родительских галактик (предполагается, что квазары являются мощными и далёкими активными ядрами галактик) вокруг квазаров (причём далеко не всех) были обнаружены лишь позднее. В первую очередь квазары были опознаны как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд (напротив, протяжённые источники больше соответствуют галактикам, звёздная величина самого яркого −12.6 для сравнения звёздная величина самой яркой звезды −1.46). Последние наблюдения показали, что большинство квазаров находятся вблизи центров огромных эллиптических галактик. По одной из теорий, квазары представляют собой галактики на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество. В последнее время принято полагать, что источником излучения является аккреционный диск сверхмассивной чёрной дыры, находящейся в центре галактики, и, следовательно, красное смещение квазаров больше космологического на величину гравитационного смещения, предсказанного А. Эйнштейном в общей теории относительности (ОТО). Квазары сравнивают с маяками Вселенной. Они видны с огромных расстояний (до красного смещения, чуть превышающего z = 7), по ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества на луче зрения: сильные спектральные линии поглощения водорода разворачиваются в лес линий по красному смещению поглощающих облаков. На рисунке изображены Галактика NGC 4319 и квазар Маркарян 205.
© Space15.ru | 2012 - 2024, Все права защищены