дедушка Ом
Заблокирован
это блог чистой демагогии... и тишина... короче, пустые понты 
Блог Алины
- Автор темы Alina
- Дата начала
Alina
Старожил форума
это блог чистой демагогии... и тишина... короче, пустые понты
Понимаешь,блог этот-не для слабых умов,он тебе ну ничем не угрожает:sdontcry
))Ешь ананасы,рябчиков жуй
А если надумал таранить в попытках задеть-увы и ах,тормози,не дотягиваешь до этого уровня,база слабая
Alina
Старожил форума
Смотрю на некоторые безнадежные случаи и уже начинаю думать,что горбатого могила,все-таки, исправит... Но таких безнадежных живых ни жизнь,ни опыт не в силах!
Слушай, себялюбимый", прежде,чем волну резать,сначала уточни,откуда ветер дует,потом с трибуны речь на Нобелевскую гони!
Ничьи посты я не удаляла,и,если бы и удалила-точно б не втихаря делала!
Второе,твой игнор мне-что рыбе велосипед! Я тебя не трогала,не замечала,сам пришёл,сам выступил ни за что,ни про что,теперь,выходит,меня игнорируют,ахаха,я сейчас расплачусь в агонии разочарования!Я этого не переживу,ах!
Насчёт грамоты-чья корова мычала-твоя бы впала в глубочайшую кому! Тебе б половину моей грамотности!...
Какой заяц,какой орёл,какой хачик, с какого перепоя тут ЦСКА протиснулся??
Одним словом,изучай искусство общения. И уточняй факты,перед тем,как крамолу ковать.
Слушай, себялюбимый", прежде,чем волну резать,сначала уточни,откуда ветер дует,потом с трибуны речь на Нобелевскую гони!
Ничьи посты я не удаляла,и,если бы и удалила-точно б не втихаря делала!
Второе,твой игнор мне-что рыбе велосипед! Я тебя не трогала,не замечала,сам пришёл,сам выступил ни за что,ни про что,теперь,выходит,меня игнорируют,ахаха,я сейчас расплачусь в агонии разочарования!Я этого не переживу,ах!
Насчёт грамоты-чья корова мычала-твоя бы впала в глубочайшую кому! Тебе б половину моей грамотности!...
Какой заяц,какой орёл,какой хачик, с какого перепоя тут ЦСКА протиснулся??
Одним словом,изучай искусство общения. И уточняй факты,перед тем,как крамолу ковать.
Alina
Старожил форума
Самая удаленная галактика
Расстояние до галактики можно определить только в том случае, если удается получить ее спектр и измерить красное смещение. Развитие техники приводит к тому, что “рекорды дальности” у галактик постоянно улучшаются. Недавно была обнаружена новая галактика z6VDF J022803-041618 с красным смещением 6,17. Она расположена в созвездии Кита около звезды омикрон Кита.
Самая яркая галактика на небе
Самая яркая галактика на небе - Большое Магелланово Облако (БМО). Оно находится в созвездии Золотой Рыбы и в северных широтах наблюдаться не может. Как БМО, так и Малое Магелланово Облако (ММО), которое занимает по яркости второе место, выглядят как отдельные части Млечного Пути . Интегральная визуальная звездная величина БМО и ММО составляет соответственно 0 и 2. Эти две небольших галактики являются спутниками Млечного Пути и считаются самыми близкими к Солнечной системе галактиками (после карликовой галактики в Стрельце). Однако яркость карлика в Стрельце нельзя определить, так как эта галактика находится в процессе слияния с нашей Галактикой и ее звезды нельзя отличить от множества других звезд в пределах Млечного Пути.
Самый удаленный объект, видимый невооруженным глазом
Самый далекий объект, который можно увидеть невооруженным глазом, - галактика Туманность Андромеды (M31). Она лежит на расстоянии около 2,3 миллиона световых лет, причем центральная часть галактики выглядит как небольшое туманное пятнышко, по яркости примерно равное звезде 4-й звездной величины. Это очень большая спиральная галактика, самый крупный член Местной группы, к которой принадлежит и наша собственная Галактика. Кроме нее невооруженным глазом можно наблюдать только две других галактики - Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они ярче, чем туманность Андромеды, но намного меньше и менее удалены (на 170 тыс. и 210 тыс. световых лет соответственно).
Другая спиральная галактика в Местной группе - M33 (известная также как Спираль в Треугольнике) - имеет общую визуальную звездную величину, примерно равную 6, что ниже пороговой яркости для невооруженного глаза. Она лежит чуть дальше, чем Туманность Андромеды, и по размеру составляет лишь ее четвертую часть.
Расстояние до галактики можно определить только в том случае, если удается получить ее спектр и измерить красное смещение. Развитие техники приводит к тому, что “рекорды дальности” у галактик постоянно улучшаются. Недавно была обнаружена новая галактика z6VDF J022803-041618 с красным смещением 6,17. Она расположена в созвездии Кита около звезды омикрон Кита.
Самая яркая галактика на небе
Самая яркая галактика на небе - Большое Магелланово Облако (БМО). Оно находится в созвездии Золотой Рыбы и в северных широтах наблюдаться не может. Как БМО, так и Малое Магелланово Облако (ММО), которое занимает по яркости второе место, выглядят как отдельные части Млечного Пути . Интегральная визуальная звездная величина БМО и ММО составляет соответственно 0 и 2. Эти две небольших галактики являются спутниками Млечного Пути и считаются самыми близкими к Солнечной системе галактиками (после карликовой галактики в Стрельце). Однако яркость карлика в Стрельце нельзя определить, так как эта галактика находится в процессе слияния с нашей Галактикой и ее звезды нельзя отличить от множества других звезд в пределах Млечного Пути.
Самый удаленный объект, видимый невооруженным глазом
Самый далекий объект, который можно увидеть невооруженным глазом, - галактика Туманность Андромеды (M31). Она лежит на расстоянии около 2,3 миллиона световых лет, причем центральная часть галактики выглядит как небольшое туманное пятнышко, по яркости примерно равное звезде 4-й звездной величины. Это очень большая спиральная галактика, самый крупный член Местной группы, к которой принадлежит и наша собственная Галактика. Кроме нее невооруженным глазом можно наблюдать только две других галактики - Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако. Они ярче, чем туманность Андромеды, но намного меньше и менее удалены (на 170 тыс. и 210 тыс. световых лет соответственно).
Другая спиральная галактика в Местной группе - M33 (известная также как Спираль в Треугольнике) - имеет общую визуальную звездную величину, примерно равную 6, что ниже пороговой яркости для невооруженного глаза. Она лежит чуть дальше, чем Туманность Андромеды, и по размеру составляет лишь ее четвертую часть.
Alina
Старожил форума
Самое большое шаровое скопление
Самое большое известное шаровое скопление - Омега Центавра (NGC 5139). Оно содержит миллионы звезд, сосредоточенных в объеме диаметром около 620 световых лет. Форма скопления не совсем сферическая: оно выглядит слегка сплюснутым. Кроме того, Омега Центавра является и самым ярким шаровым скоплением на небе, имея суммарную звездную величину 3,6. Оно удалено от нас на 17300 световых лет. Название скопления имеет такой же вид, какой обычно имеют названия отдельных звезд. Оно было присвоено скоплению в давнее время, когда при наблюдении невооруженным глазом распознать истинную природу объекта было невозможно. В шаровых скоплениях, как известно, содержатся некоторые самые старые звезды Галактики. Омега Центавра - одно из старейших скоплений. Поэтому многие его звезды в своем развитии достигли стадии красных гигантов.
Самое сильное магнитное поле звезды
Если нейтронная звезда вращается достаточно быстро, она генерирует интенсивное магнитное поле. В результате быстрого вращения, обычно порядка секунды и менее, силовые линии поля изгибаются и перемешиваются. Магнитное поле, поддерживаемое электрическими токами, пронизывающими звезду, вращается вместе со звездой. Потоки радиоволн расходятся наружу от магнитных полюсов и рассекают пространство при вращении подобно лучу маяка. Нейтронные звезды, наблюдаемые в подобном состоянии, известны как пульсары благодаря своему пульсирующему излучению.
Считается, что магнитные поля большинства молодых радиопульсаров равны 1012 – 1013 гауссов. У некоторых нейтронных звезд отмечаются небывало сильные магнитные поля, что привело даже к появлению нового термина – магнетар. Самое сильное магнитное поле, порожденное магнетаром, принадлежит пульсару PSR J1847-0130, который находится в созвездии Орла. Его магнитное поле по приблизительным оценкам достигает 1014 гауссов. Магнетары остаются активными только в течение 10 000 лет, а это означает, что миллионы их “дрейфуют” в нашей Галактике незамеченными.
Самая яркая новая
Самой яркой новой, наблюдавшейся за последние столетия (начиная с XVII в.), была новая Орла, у которой в 1918 г. была зарегистрирована видимая звездная величина, равная -1,1. Следующая по яркости - новая Персея, в 1901 г. достигшая нулевой звездной величины. Темп обнаружения новых на протяжении XX столетия позволяет оценить, что наблюдаемые невооруженным глазом новые возникают в среднем раз в три года.
Когда имеет место вспышка новой, исходная двойная звезда увеличивается по яркости примерно на 10 звездных величин, так что яркость новой прежде всего определяется исходной яркостью взрывающейся звезды. При взрыве новой происходит сброс газовой оболочки, которая еще долго расширяется и может наблюдаться спустя десятилетия.
Самая яркая сверхновая
Самая яркая сверхновая, отмеченная в исторических записях, наблюдалась в созвездии Волка в 1006 г. н. э. На основании многих сохранившихся записей о наблюдениях установили, что видимая звездная величина сверхновой была около -10, что сопоставимо с освещенностью от Луны. Положение этой сверхновой было идентифицировано по известному остатку сверхновой (номер PKS 1459-41), который излучает в радиоволновом и рентгеновском диапазонах и наблюдается в оптическом диапазоне как слабые волокна. Расстояние до сверхновой оценивается в 3260 световых лет. В момент максимальной яркости все сверхновые достигают примерно одинаковых абсолютных звездных величин, но их видимая яркость зависит как от расстояния, так и от количества пыли на пути светового луча. Следующим по яркости (после сверхновой 1006 г.) является взрыв 1054 г., в результате которого появилась Крабовидная туманность в Тельце. Эта сверхновая достигла видимой звездной величины, равной -5. После 1604 г. наблюдалась только одна сверхновая, видимая невооруженным глазом - это была сверхновая 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке, которая в максимуме достигла 2-й звездной величины.
Звезда с самым большим собственным движением
Звезда, открытая Э.Э. Барнардом в 1916 г., до сих пор является звездой с самым большим собственным движением. Неофициальное название звезды (звезда Барнарда) теперь общепризнанно. Ее собственное движение составляет 10,36 секунды дуги в год.
Собственное движение звезды - это реальное движение в пространстве, видимое в проекции на небесную сферу перпендикулярно лучу зрения. Собственное движение зависит как от реальной скорости звезды в направлении, перпендикулярном линии, соединяющей звезду и Солнце, так и от расстояния: мы не заметим движения звезды, даже если она перемещается быстро, но находится на очень большом расстоянии. Звезда Барнарда - одна из самых близких к Солнцу звезд (следующая после Проксимы Центавра и двойной системы Альфа Центавра A и B). Кроме движения поперек луча зрения, звезда Барнарда движется и в направлении Солнца, приближаясь к нему на 0,036 светового года в столетие. Через 9000 лет она станет ближайшей к нам звездой, заняв место Проксимы Центавра.
Самая старая звезда
Самые старые звезды в Галактике почти наверняка принадлежат шаровым скоплениям. Полагают, что все шаровые скопления имеют примерно одинаковый возраст - около 12 - 13 миллиардов лет. Солнце образовалось сравнительно недавно, около 5 миллиардов лет тому назад. Имеются достаточные основания для того, чтобы считать шаровые скопления очень старыми. Во-первых, массивные звезды этих скоплений или находятся на поздних стадиях эволюции, или уже давно закончили свою жизнь, став сверхновыми. Во-вторых, шаровые скопления находятся повсеместно в сферическом гало Галактики, что заставляет считать их остатками той эры, которая предшествовала коллапсу Галактики к существующей ныне дискообразной форме. В-третьих, в звездах шаровых скоплений содержится очень мало химических элементов тяжелее водорода и гелия (все эти тяжелые элементы астрономы называют "металлами"). Дело в том, что в эпоху образования первых звезд атомы металлов еще не существовали в природе. Металлы сами родились внутри звезд и лишь затем попали в межзвездные облака, откуда вошли в состав более молодых звезд (таких, как Солнце), в атмосферах которых мы их и наблюдаем.
Звезда с самым низким содержанием металла – это HE0107-5240. Доля атомов металлов в её атмосфере в 2 миллиона раз меньше, чем на Солнце. Она находится на расстоянии 36000 световых лет в направлении созвездия Феникс. Странным образом в настоящее время эта звезда не входит в шаровое скопление. Неизвестно, является ли эта звезда одиночкой, которая эволюционировала сама по себе, или она была извергнута из шарового скопления много миллионов лет назад.
Звезда с самой большой светимостью
В 1997 г. астрономы, работающие с Космическим телескопом “Хаббл”, обнаружили звезду, которую следовало бы занести в книгу рекордов. Они назвали ее “Звездой в Пистолете” по форме окружающей ее туманности. Хотя излучение этой звезды в 10 миллионов раз превышает по мощности излучение Солнца, невооруженным глазом ее не видно, т. к. она находится вблизи от центра Млечного Пути на расстоянии 25000 световых лет от Земли и скрыта большими облаками пыли. Космический телескоп обнаружил ее инфракрасное излучение, которое может проникать через пылевые массы. Однако при определении самых ярких звезд возникает проблема, связанная с тем, являются ли кандидаты на звание рекордсмена и в самом деле отдельными звездами, или же они представляют собой близкие кратные системы. До обнаружения “Звезды в Пистолете” наиболее серьезным претендентом была Эта Киля (h Car), светимость которой в 4 миллиона раз превышает светимость Солнца. После вспышки в середине XIX столетия, когда она была второй по яркости звездой в небе, Эта Киля заметно потускнела, потому что теперь она окружена облаком выброшенного вещества, вероятно, в несколько раз превышающим массу Солнца.
Кандидатом на звание звезды самой большой светимости недавно стала звезда LBV 1806-20 в Стрельце, удаленная от Земли на 45 тыс. световых лет. Её излучение очень сильно поглощается пылью Млечного Пути, поэтому пока удалось лишь определить, что светимость звезды LBV 1806-20 составляет от 5 до 40 млн светимостей Солнца. Масса LBV 1806-20 превышает солнечную в 150-200 раз. Не исключено, что это двойная звезда, поскольку существование одиночных звезд такой большой массы теория объяснить не может. Но если исследования покажут, что LBV 1806-20 одиночная звезда со светимостью более 10 млн солнечных, то звание чемпиона перейдет к ней.
Самое большое известное шаровое скопление - Омега Центавра (NGC 5139). Оно содержит миллионы звезд, сосредоточенных в объеме диаметром около 620 световых лет. Форма скопления не совсем сферическая: оно выглядит слегка сплюснутым. Кроме того, Омега Центавра является и самым ярким шаровым скоплением на небе, имея суммарную звездную величину 3,6. Оно удалено от нас на 17300 световых лет. Название скопления имеет такой же вид, какой обычно имеют названия отдельных звезд. Оно было присвоено скоплению в давнее время, когда при наблюдении невооруженным глазом распознать истинную природу объекта было невозможно. В шаровых скоплениях, как известно, содержатся некоторые самые старые звезды Галактики. Омега Центавра - одно из старейших скоплений. Поэтому многие его звезды в своем развитии достигли стадии красных гигантов.
Самое сильное магнитное поле звезды
Если нейтронная звезда вращается достаточно быстро, она генерирует интенсивное магнитное поле. В результате быстрого вращения, обычно порядка секунды и менее, силовые линии поля изгибаются и перемешиваются. Магнитное поле, поддерживаемое электрическими токами, пронизывающими звезду, вращается вместе со звездой. Потоки радиоволн расходятся наружу от магнитных полюсов и рассекают пространство при вращении подобно лучу маяка. Нейтронные звезды, наблюдаемые в подобном состоянии, известны как пульсары благодаря своему пульсирующему излучению.
Считается, что магнитные поля большинства молодых радиопульсаров равны 1012 – 1013 гауссов. У некоторых нейтронных звезд отмечаются небывало сильные магнитные поля, что привело даже к появлению нового термина – магнетар. Самое сильное магнитное поле, порожденное магнетаром, принадлежит пульсару PSR J1847-0130, который находится в созвездии Орла. Его магнитное поле по приблизительным оценкам достигает 1014 гауссов. Магнетары остаются активными только в течение 10 000 лет, а это означает, что миллионы их “дрейфуют” в нашей Галактике незамеченными.
Самая яркая новая
Самой яркой новой, наблюдавшейся за последние столетия (начиная с XVII в.), была новая Орла, у которой в 1918 г. была зарегистрирована видимая звездная величина, равная -1,1. Следующая по яркости - новая Персея, в 1901 г. достигшая нулевой звездной величины. Темп обнаружения новых на протяжении XX столетия позволяет оценить, что наблюдаемые невооруженным глазом новые возникают в среднем раз в три года.
Когда имеет место вспышка новой, исходная двойная звезда увеличивается по яркости примерно на 10 звездных величин, так что яркость новой прежде всего определяется исходной яркостью взрывающейся звезды. При взрыве новой происходит сброс газовой оболочки, которая еще долго расширяется и может наблюдаться спустя десятилетия.
Самая яркая сверхновая
Самая яркая сверхновая, отмеченная в исторических записях, наблюдалась в созвездии Волка в 1006 г. н. э. На основании многих сохранившихся записей о наблюдениях установили, что видимая звездная величина сверхновой была около -10, что сопоставимо с освещенностью от Луны. Положение этой сверхновой было идентифицировано по известному остатку сверхновой (номер PKS 1459-41), который излучает в радиоволновом и рентгеновском диапазонах и наблюдается в оптическом диапазоне как слабые волокна. Расстояние до сверхновой оценивается в 3260 световых лет. В момент максимальной яркости все сверхновые достигают примерно одинаковых абсолютных звездных величин, но их видимая яркость зависит как от расстояния, так и от количества пыли на пути светового луча. Следующим по яркости (после сверхновой 1006 г.) является взрыв 1054 г., в результате которого появилась Крабовидная туманность в Тельце. Эта сверхновая достигла видимой звездной величины, равной -5. После 1604 г. наблюдалась только одна сверхновая, видимая невооруженным глазом - это была сверхновая 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке, которая в максимуме достигла 2-й звездной величины.
Звезда с самым большим собственным движением
Звезда, открытая Э.Э. Барнардом в 1916 г., до сих пор является звездой с самым большим собственным движением. Неофициальное название звезды (звезда Барнарда) теперь общепризнанно. Ее собственное движение составляет 10,36 секунды дуги в год.
Собственное движение звезды - это реальное движение в пространстве, видимое в проекции на небесную сферу перпендикулярно лучу зрения. Собственное движение зависит как от реальной скорости звезды в направлении, перпендикулярном линии, соединяющей звезду и Солнце, так и от расстояния: мы не заметим движения звезды, даже если она перемещается быстро, но находится на очень большом расстоянии. Звезда Барнарда - одна из самых близких к Солнцу звезд (следующая после Проксимы Центавра и двойной системы Альфа Центавра A и B). Кроме движения поперек луча зрения, звезда Барнарда движется и в направлении Солнца, приближаясь к нему на 0,036 светового года в столетие. Через 9000 лет она станет ближайшей к нам звездой, заняв место Проксимы Центавра.
Самая старая звезда
Самые старые звезды в Галактике почти наверняка принадлежат шаровым скоплениям. Полагают, что все шаровые скопления имеют примерно одинаковый возраст - около 12 - 13 миллиардов лет. Солнце образовалось сравнительно недавно, около 5 миллиардов лет тому назад. Имеются достаточные основания для того, чтобы считать шаровые скопления очень старыми. Во-первых, массивные звезды этих скоплений или находятся на поздних стадиях эволюции, или уже давно закончили свою жизнь, став сверхновыми. Во-вторых, шаровые скопления находятся повсеместно в сферическом гало Галактики, что заставляет считать их остатками той эры, которая предшествовала коллапсу Галактики к существующей ныне дискообразной форме. В-третьих, в звездах шаровых скоплений содержится очень мало химических элементов тяжелее водорода и гелия (все эти тяжелые элементы астрономы называют "металлами"). Дело в том, что в эпоху образования первых звезд атомы металлов еще не существовали в природе. Металлы сами родились внутри звезд и лишь затем попали в межзвездные облака, откуда вошли в состав более молодых звезд (таких, как Солнце), в атмосферах которых мы их и наблюдаем.
Звезда с самым низким содержанием металла – это HE0107-5240. Доля атомов металлов в её атмосфере в 2 миллиона раз меньше, чем на Солнце. Она находится на расстоянии 36000 световых лет в направлении созвездия Феникс. Странным образом в настоящее время эта звезда не входит в шаровое скопление. Неизвестно, является ли эта звезда одиночкой, которая эволюционировала сама по себе, или она была извергнута из шарового скопления много миллионов лет назад.
Звезда с самой большой светимостью
В 1997 г. астрономы, работающие с Космическим телескопом “Хаббл”, обнаружили звезду, которую следовало бы занести в книгу рекордов. Они назвали ее “Звездой в Пистолете” по форме окружающей ее туманности. Хотя излучение этой звезды в 10 миллионов раз превышает по мощности излучение Солнца, невооруженным глазом ее не видно, т. к. она находится вблизи от центра Млечного Пути на расстоянии 25000 световых лет от Земли и скрыта большими облаками пыли. Космический телескоп обнаружил ее инфракрасное излучение, которое может проникать через пылевые массы. Однако при определении самых ярких звезд возникает проблема, связанная с тем, являются ли кандидаты на звание рекордсмена и в самом деле отдельными звездами, или же они представляют собой близкие кратные системы. До обнаружения “Звезды в Пистолете” наиболее серьезным претендентом была Эта Киля (h Car), светимость которой в 4 миллиона раз превышает светимость Солнца. После вспышки в середине XIX столетия, когда она была второй по яркости звездой в небе, Эта Киля заметно потускнела, потому что теперь она окружена облаком выброшенного вещества, вероятно, в несколько раз превышающим массу Солнца.
Кандидатом на звание звезды самой большой светимости недавно стала звезда LBV 1806-20 в Стрельце, удаленная от Земли на 45 тыс. световых лет. Её излучение очень сильно поглощается пылью Млечного Пути, поэтому пока удалось лишь определить, что светимость звезды LBV 1806-20 составляет от 5 до 40 млн светимостей Солнца. Масса LBV 1806-20 превышает солнечную в 150-200 раз. Не исключено, что это двойная звезда, поскольку существование одиночных звезд такой большой массы теория объяснить не может. Но если исследования покажут, что LBV 1806-20 одиночная звезда со светимостью более 10 млн солнечных, то звание чемпиона перейдет к ней.
Alina
Старожил форума
Самая горячая звезда
Самые горячие из известных звезд - центральные звезды планетарных туманностей. Было обнаружено, что их поверхностные температуры доходят до 250 000 K. Примером планетарной туманности с такой горячей . звездой служит туманность NGC 2240. При таких высоких температурах большая часть энергии излучения приходится на ультрафиолетовый диапазон спектра, так что на изображениях туманности в оптическом диапазоне центральная звезда часто не видна. Планетарные туманности формируются в тех случаях, когда на определенной стадии эволюции звезда сбрасывает свои внешние слои. Центральная звезда такой туманности - это то, что прежде было ядром звезды, а поверхностная температура центральной звезды продолжают повышаться и после того, как туманность сформировалась. Максимальная достижимая температура предопределена исходной массой звездного ядра. Как полагают, массы таких звезд составляют от 0,55 до 1,2 масс Солнца. Чем больше масса, тем выше максимальная поверхностная температура звезды.
Самая холодная звезда
Считается, что самые холодные "настоящие" звезды имеют температуру поверхности около 2600 K. Примером такой звезды является Глизе 105C, изображение которой было получено Космическим телескопом "Хаббл" в 1995 г. Главный фактор, определяющий поверхностную температуру звезды, - ее масса. Теория предсказывает, что нижний предел массы звезды составляет 8% от массы Солнца. Ниже этого предела газовое облако, сгущающееся под действием сил тяготения, уже не может разогреться настолько сильно, чтобы началась самоподдерживающаяся реакция ядерного синтеза. Облака газа, которые не смогли стать звездой, поскольку их масса лежит ниже этого предела, превращаются в то, что называется коричневым карликом. Глизе 105C, как кажется, представляет собой не коричневый карлик , а настоящую звезду небольшой массы. Ее масса оценивается в 8-9% массы Солнца. Глизе 105C является в двойной системе компаньоном большей звезды, Глизе 105A (известной также как HD 16160).
Самая маленькая звезда
В 1986 году усилиями главным образом американских астрономов из обсерватории КиттПик в нашей Галактике была обнаружена ранее неизвестная звезда, получившая обозначение LHS 2924, масса которой раз в 20 меньше, чем у Солнца, а светимость меньше на шесть порядков. Эта звезда оказалась самой маленькой в нашей Галактике. Светоизлучение у нее возникает в результате проистекающей термоядерной реакции превращения водорода в гелий.
Самая стремительная звезда
В начале 1993 года поступило сообщение из Корнеллского университета о том, что в глубинах Вселенной обнаружен необычайно быстро перемещающийся звездный объект, который получил в звездном каталоге номер PSR 2224+65. При заочной встрече с новой звездой первооткрыватели столкнулись сразу с двумя особенностями. Во-первых, она оказалась по форме не круглой, а гитарообразной. Во-вторых, эта звезда двигалась в космическом пространстве со скоростью 3,6 млн км/ч, что намного превосходит все другие известные скорости звезд. Скорость вновь обнаруженной звезды раз в 100 превышает скорость нашего светила. Эта звезда находится от нас на таком расстоянии, что, если бы она двигалась по направлению к нам, то могла бы перекрыть его за 100 млн лет.
Самая молодая звезда
По свидетельству ученых из Великобритании, Германии и США, ведущих совместные исследования, самые молодые звезды расположены в туманности NGC 1333. Эта туманность расположена от нас на расстоянии 1100 световых лет. Она привлекает повышенное внимание астрофизиков с 1983 года как наиболее удобный объект наблюдения, изучение которого позволит раскрыть механизм рождения звезд. Достаточно надежные данные, поступившие с инфракрасного спутника «IRAS», подтвердили догадки астрономов о происходящих бурных процессах, характерных для ранних стадий формирования звезд. По крайней мере, несколько южнее этой туманности было зафиксировано 7 ярчайших звездных зарождении. Среди них было выявлено самое молодое, получившее название «IRAS-4». Возраст его оказался совсем «младенческим»: всего несколько тысяч лет. Потребуется еще много сотен тысяч лет, чтобы звезда дошла до стадии своего дозревания, когда в ее ядре будут созданы условия для бушующего протекания цепных ядерных реакций.
Астрофизики из Нидерландов разработали новую, более совершенную методику определения возраста самых стареньких звезд нашей Галактики. Оказывается, после так называемого большого взрыва и образования первых звезд во Вселенной прошло всего 12 млрд световых лет, т. е. намного меньше времени, чем до сих пор считалось. Насколько верны в суждениях эти ученые, покажет время.
Самая короткоживущая звезда
Открытие группой австралийских астрономов под руководством К. Маккаренома в 70-х годах рентгеновской звезды нового типа в районе созвездий Южного Креста и Центавра наделало много шума. Дело в том, что ученые оказались свидетелями рожде ния и смерти звезды, продолжительность жизни которой составила беспрецедентно короткое время - около 2 лет. Подобного еще не случалось за всю историю астрономии. Внезапно вспыхнувшая звезда потеряла свой блеск за ничтожно малое для звездных процессов время.
Первое свидетельство о вспышке сверхновой звезды
Сверхновыми астрономы называют звездные объекты, внезапно вспыхивающие и достигающие своей максимальной светимости за относительно короткий промежуток времени. Как удалось установить, самое древнее свидетельство о вспышке сверхновой звезды из всех сохранившихся астрономических наблюдений относится к XIV веку до н. э. Тогда древние китайские мыслители зарегистрировали рождение сверхновой звезды и указали на панцире крупной черепахи ее месторасположение и время вспышки. Современным исследователям удалось по панцирной рукописи определить во Вселенной место, на котором в настоящее время находится мощный источник гаммаизлучения. Есть надежда, - что подобные древние свидетельства помогут до конца разобраться с проблемами, связанными со сверхновыми звездами, и проследить за эволюционным путем особенных звезд Вселенной. Подобные свидетельства играют важную роль в современной трактовке природы зарождения и гибели звезд.
Самая тусклая звезда
Из множества слабых затухающих звезд, разбросанных по всему космическому пространству, самая тусклая расположена наудалении 68 световых лет от нашей планеты. Если по размерам эта звезда уступает Солнцу раз в 20, то по светимости - уже в 20 тыс. раз. Прежняя рекордсменка на 30% излучала больше света.
Самые яркие звезды
По дошедшим до нас сведениям, впервые стал различать звезды по их яркости древнегреческий астроном Гиппарх еще во II веке до н. э. Для оценки светимости разных звезд он разделил их на 6 степеней, введя в обиход понятие звездной величины. В самом начале XVII века немецкий астроном И. Байер предложил обозначать степень яркости звезд в разных созвездиях буквами греческого алфавита. Наиболее яркие звезды получили название «альфа» такогото созвездия, следующие по яркости - «бета» и т.д.
Ярчайшими на нашем видимом небосклоне являются звезды Денеб из созвездия Лебедь и Ригель из созвездия Орион. Светимость каждой из них превышает светимость Солнца соответственно в 72,5 тыс. и 55 тыс. раз, а удаленность от нас - 1600 и 820 световых лет.
В созвездии Орион находится еще одна ярчайшая звезда - третья по величине светимости звезда Бетельгейзе. По силе светоизлучения она ярче солнечного света в 22 тыс. раз. Больше всего ярких звезд, хотя блеск их периодически меняется, собрано именно в созвездии Орион.
Звезда Сириус из созвездия Большого Пса, которую считают самой яркой среди наиболее близких к нам звезд, ярче нашего светила всего лишь в 23,5 раза; расстояние до нее 8,6 световых лет. В том же созвездии есть звезды и поярче. Так, звезда Адара светит так, как 8700 вместе взятых Солнц на расстоянии 650 световых лет. А Полярная звезда, которую почему-то неверно считали самой яркой видимой звездой и которая располагается в оконечности Малой Медведицы на удалении 780 световых лет от нас, светит лишь в 6000 раз ярче Солнца.
Зодиакальное созвездие Тельца примечательно тем, что в нем располагается необычная звезда, отличающаяся сверхгигантской плотностью и относительно малой сферической величиной. Как выяснили астрофизики, она в основном состоит из быстрых нейтронов, разлетающихся в разные стороны. Эта звезда какое-то время считалась самой яркой во Вселенной.
А вообще наибольшей светимостью обладают голубые звезды. Ярчайшей из всех известных является звезда UW СМа, которая светит в 860 тыс. раз ярче Солнца. Со временем яркость звезд может изменяться. Поэтому может измениться и звезда-рекордсмен по яркости. Например, читая старинную летопись, датированную 4 июля 1054 года, можно узнать, что в созвездии Тельца светила самая яркая звезда, которая видна была невооруженным глазом даже днем. Но со временем она начала тускнеть и уже через год вообще пропала. Вскоре на том месте, где ярко сияла звезда, стали различать туманность, очень похожую на краба. Отсюда и название - Крабовидная туманность, которая родилась вследствие вспышки сверхновой звезды. Современные астрономы в центре этой туманности обнаружили мощный источник радиоизлучения, так называемый пульсар. Он и является остатком той яркой сверхновой звезды, описанной в старинной летописи.
Итак:
самая яркая звезда во Вселенной - голубая звезда UW СМа;
самая яркая звезда на видимом небосклоне - Денеб;
самая яркая из ближайших звезд - Сириус;
самая яркая звезда в Северном полушарии - Арктур;
самая яркая звезда на нашем северном небе - Вега;
самая яркая планета Солнечной системы - Венера;
самая яркая малая планета - Веста
Самые горячие из известных звезд - центральные звезды планетарных туманностей. Было обнаружено, что их поверхностные температуры доходят до 250 000 K. Примером планетарной туманности с такой горячей . звездой служит туманность NGC 2240. При таких высоких температурах большая часть энергии излучения приходится на ультрафиолетовый диапазон спектра, так что на изображениях туманности в оптическом диапазоне центральная звезда часто не видна. Планетарные туманности формируются в тех случаях, когда на определенной стадии эволюции звезда сбрасывает свои внешние слои. Центральная звезда такой туманности - это то, что прежде было ядром звезды, а поверхностная температура центральной звезды продолжают повышаться и после того, как туманность сформировалась. Максимальная достижимая температура предопределена исходной массой звездного ядра. Как полагают, массы таких звезд составляют от 0,55 до 1,2 масс Солнца. Чем больше масса, тем выше максимальная поверхностная температура звезды.
Самая холодная звезда
Считается, что самые холодные "настоящие" звезды имеют температуру поверхности около 2600 K. Примером такой звезды является Глизе 105C, изображение которой было получено Космическим телескопом "Хаббл" в 1995 г. Главный фактор, определяющий поверхностную температуру звезды, - ее масса. Теория предсказывает, что нижний предел массы звезды составляет 8% от массы Солнца. Ниже этого предела газовое облако, сгущающееся под действием сил тяготения, уже не может разогреться настолько сильно, чтобы началась самоподдерживающаяся реакция ядерного синтеза. Облака газа, которые не смогли стать звездой, поскольку их масса лежит ниже этого предела, превращаются в то, что называется коричневым карликом. Глизе 105C, как кажется, представляет собой не коричневый карлик , а настоящую звезду небольшой массы. Ее масса оценивается в 8-9% массы Солнца. Глизе 105C является в двойной системе компаньоном большей звезды, Глизе 105A (известной также как HD 16160).
Самая маленькая звезда
В 1986 году усилиями главным образом американских астрономов из обсерватории КиттПик в нашей Галактике была обнаружена ранее неизвестная звезда, получившая обозначение LHS 2924, масса которой раз в 20 меньше, чем у Солнца, а светимость меньше на шесть порядков. Эта звезда оказалась самой маленькой в нашей Галактике. Светоизлучение у нее возникает в результате проистекающей термоядерной реакции превращения водорода в гелий.
Самая стремительная звезда
В начале 1993 года поступило сообщение из Корнеллского университета о том, что в глубинах Вселенной обнаружен необычайно быстро перемещающийся звездный объект, который получил в звездном каталоге номер PSR 2224+65. При заочной встрече с новой звездой первооткрыватели столкнулись сразу с двумя особенностями. Во-первых, она оказалась по форме не круглой, а гитарообразной. Во-вторых, эта звезда двигалась в космическом пространстве со скоростью 3,6 млн км/ч, что намного превосходит все другие известные скорости звезд. Скорость вновь обнаруженной звезды раз в 100 превышает скорость нашего светила. Эта звезда находится от нас на таком расстоянии, что, если бы она двигалась по направлению к нам, то могла бы перекрыть его за 100 млн лет.
Самая молодая звезда
По свидетельству ученых из Великобритании, Германии и США, ведущих совместные исследования, самые молодые звезды расположены в туманности NGC 1333. Эта туманность расположена от нас на расстоянии 1100 световых лет. Она привлекает повышенное внимание астрофизиков с 1983 года как наиболее удобный объект наблюдения, изучение которого позволит раскрыть механизм рождения звезд. Достаточно надежные данные, поступившие с инфракрасного спутника «IRAS», подтвердили догадки астрономов о происходящих бурных процессах, характерных для ранних стадий формирования звезд. По крайней мере, несколько южнее этой туманности было зафиксировано 7 ярчайших звездных зарождении. Среди них было выявлено самое молодое, получившее название «IRAS-4». Возраст его оказался совсем «младенческим»: всего несколько тысяч лет. Потребуется еще много сотен тысяч лет, чтобы звезда дошла до стадии своего дозревания, когда в ее ядре будут созданы условия для бушующего протекания цепных ядерных реакций.
Астрофизики из Нидерландов разработали новую, более совершенную методику определения возраста самых стареньких звезд нашей Галактики. Оказывается, после так называемого большого взрыва и образования первых звезд во Вселенной прошло всего 12 млрд световых лет, т. е. намного меньше времени, чем до сих пор считалось. Насколько верны в суждениях эти ученые, покажет время.
Самая короткоживущая звезда
Открытие группой австралийских астрономов под руководством К. Маккаренома в 70-х годах рентгеновской звезды нового типа в районе созвездий Южного Креста и Центавра наделало много шума. Дело в том, что ученые оказались свидетелями рожде ния и смерти звезды, продолжительность жизни которой составила беспрецедентно короткое время - около 2 лет. Подобного еще не случалось за всю историю астрономии. Внезапно вспыхнувшая звезда потеряла свой блеск за ничтожно малое для звездных процессов время.
Первое свидетельство о вспышке сверхновой звезды
Сверхновыми астрономы называют звездные объекты, внезапно вспыхивающие и достигающие своей максимальной светимости за относительно короткий промежуток времени. Как удалось установить, самое древнее свидетельство о вспышке сверхновой звезды из всех сохранившихся астрономических наблюдений относится к XIV веку до н. э. Тогда древние китайские мыслители зарегистрировали рождение сверхновой звезды и указали на панцире крупной черепахи ее месторасположение и время вспышки. Современным исследователям удалось по панцирной рукописи определить во Вселенной место, на котором в настоящее время находится мощный источник гаммаизлучения. Есть надежда, - что подобные древние свидетельства помогут до конца разобраться с проблемами, связанными со сверхновыми звездами, и проследить за эволюционным путем особенных звезд Вселенной. Подобные свидетельства играют важную роль в современной трактовке природы зарождения и гибели звезд.
Самая тусклая звезда
Из множества слабых затухающих звезд, разбросанных по всему космическому пространству, самая тусклая расположена наудалении 68 световых лет от нашей планеты. Если по размерам эта звезда уступает Солнцу раз в 20, то по светимости - уже в 20 тыс. раз. Прежняя рекордсменка на 30% излучала больше света.
Самые яркие звезды
По дошедшим до нас сведениям, впервые стал различать звезды по их яркости древнегреческий астроном Гиппарх еще во II веке до н. э. Для оценки светимости разных звезд он разделил их на 6 степеней, введя в обиход понятие звездной величины. В самом начале XVII века немецкий астроном И. Байер предложил обозначать степень яркости звезд в разных созвездиях буквами греческого алфавита. Наиболее яркие звезды получили название «альфа» такогото созвездия, следующие по яркости - «бета» и т.д.
Ярчайшими на нашем видимом небосклоне являются звезды Денеб из созвездия Лебедь и Ригель из созвездия Орион. Светимость каждой из них превышает светимость Солнца соответственно в 72,5 тыс. и 55 тыс. раз, а удаленность от нас - 1600 и 820 световых лет.
В созвездии Орион находится еще одна ярчайшая звезда - третья по величине светимости звезда Бетельгейзе. По силе светоизлучения она ярче солнечного света в 22 тыс. раз. Больше всего ярких звезд, хотя блеск их периодически меняется, собрано именно в созвездии Орион.
Звезда Сириус из созвездия Большого Пса, которую считают самой яркой среди наиболее близких к нам звезд, ярче нашего светила всего лишь в 23,5 раза; расстояние до нее 8,6 световых лет. В том же созвездии есть звезды и поярче. Так, звезда Адара светит так, как 8700 вместе взятых Солнц на расстоянии 650 световых лет. А Полярная звезда, которую почему-то неверно считали самой яркой видимой звездой и которая располагается в оконечности Малой Медведицы на удалении 780 световых лет от нас, светит лишь в 6000 раз ярче Солнца.
Зодиакальное созвездие Тельца примечательно тем, что в нем располагается необычная звезда, отличающаяся сверхгигантской плотностью и относительно малой сферической величиной. Как выяснили астрофизики, она в основном состоит из быстрых нейтронов, разлетающихся в разные стороны. Эта звезда какое-то время считалась самой яркой во Вселенной.
А вообще наибольшей светимостью обладают голубые звезды. Ярчайшей из всех известных является звезда UW СМа, которая светит в 860 тыс. раз ярче Солнца. Со временем яркость звезд может изменяться. Поэтому может измениться и звезда-рекордсмен по яркости. Например, читая старинную летопись, датированную 4 июля 1054 года, можно узнать, что в созвездии Тельца светила самая яркая звезда, которая видна была невооруженным глазом даже днем. Но со временем она начала тускнеть и уже через год вообще пропала. Вскоре на том месте, где ярко сияла звезда, стали различать туманность, очень похожую на краба. Отсюда и название - Крабовидная туманность, которая родилась вследствие вспышки сверхновой звезды. Современные астрономы в центре этой туманности обнаружили мощный источник радиоизлучения, так называемый пульсар. Он и является остатком той яркой сверхновой звезды, описанной в старинной летописи.
Итак:
самая яркая звезда во Вселенной - голубая звезда UW СМа;
самая яркая звезда на видимом небосклоне - Денеб;
самая яркая из ближайших звезд - Сириус;
самая яркая звезда в Северном полушарии - Арктур;
самая яркая звезда на нашем северном небе - Вега;
самая яркая планета Солнечной системы - Венера;
самая яркая малая планета - Веста
Alina
Старожил форума
Вот она,красавица!
http://vk.com/photo-12304697_319341759
http://vk.com/photo-12304697_319341760
Туманность Улитка (Helix Nebula, NGC 7293, другие обозначения — PK 36-57.1, ESO 602-PN22) — планетарная туманность в созвездии Водолей на расстоянии 650 световых лет от Солнца. Одна из самых близких планетарных туманностей. Открыта Карлом Людвигом Хардингом в 1824 году.
Этот объект входит в число перечисленных в первом издании «Нового общего каталога».
В связи с характерным видом пользователи Интернета и журналисты окрестили этот космический объект как «Око Бога» или «Глаз Бога»
Туманность «Улитка» зародилась благодаря окончанию «жизненного пути» звезды главной последовательности, подобной Солнцу. Сейчас на её месте остался лишь белый карлик. Туманность находится на расстоянии 650 световых лет от Солнца и охватывает область пространства в 2,5 светового года. Благодаря камере ACS, установленной на космическом телескопе «Хаббл», и данным наблюдений Национальной обсерватории Китт-Пик, удалось установить, что скорость расширения туманности составляет 31 км/с. На основе этого определён возраст туманности — 10 600 лет.
http://vk.com/photo-12304697_319341759
http://vk.com/photo-12304697_319341760
Туманность Улитка (Helix Nebula, NGC 7293, другие обозначения — PK 36-57.1, ESO 602-PN22) — планетарная туманность в созвездии Водолей на расстоянии 650 световых лет от Солнца. Одна из самых близких планетарных туманностей. Открыта Карлом Людвигом Хардингом в 1824 году.
Этот объект входит в число перечисленных в первом издании «Нового общего каталога».
В связи с характерным видом пользователи Интернета и журналисты окрестили этот космический объект как «Око Бога» или «Глаз Бога»
Туманность «Улитка» зародилась благодаря окончанию «жизненного пути» звезды главной последовательности, подобной Солнцу. Сейчас на её месте остался лишь белый карлик. Туманность находится на расстоянии 650 световых лет от Солнца и охватывает область пространства в 2,5 светового года. Благодаря камере ACS, установленной на космическом телескопе «Хаббл», и данным наблюдений Национальной обсерватории Китт-Пик, удалось установить, что скорость расширения туманности составляет 31 км/с. На основе этого определён возраст туманности — 10 600 лет.
Последнее редактирование:
Alina
Старожил форума
Галактика с полярным кольцом
http://vk.com/photo-12304697_319580700Гала́ктики с поля́рным кольцо́м — редкий тип галактик, в которых внешнее кольцо из газа и звезд вращается над полюсами галактики. Считается, что полярное кольцо образуется, когда две галактики гравитационно взаимодействуют друг с другом. Согласно одной из гипотез, полярное кольцо состоит из вещества, вытянутого из проходящей галактики приливными взаимодействиями. Другая возможность состоит в том, что меньшая галактика, ортогонально проходя сквозь плоскость вращения большей галактики, превращается в кольцевую структуру.
Большинство галактик с полярным кольцом являются линзовидными галактиками (S0), однако среди них есть и другие типы галактик, в том числе несколько эллиптических.
Первыми линзовидными галактиками, идентифицированными как галактики с полярным кольцом, были NGC 2685, NGC 4650A, А 0136−0801 и ESO 415-G26. Эти четыре галактики были наиболее тщательно изучены, хотя с тех пор было выявлено много других галактик с полярными кольцами. Полярное кольцо обнаружено у ~0,5 % всех близлежащих линзовидных галактик, и вполне возможно, что 5% линзовидных галактик в какой-то момент своей истории обладали полярными кольцами.
Первые эллиптические галактики с полярными кольцами были идентифицированы в 1978 году. Это были NGC 5128 (Центавр А), NGC 5363, NGC 1947 и Лебедь A. В то же время появилось указание, что полярные кольца линзовидных галактик NGC 2685 и NGC 4650A образовались в результате одинаковых процессов. Только несколько лет спустя, когда были сделаны первые наблюдения движения звёзд и газа в полярных кольцах эллиптических и линзовидных галактик с более продвинутой техникой спектроскопии, прояснилось внешнее происхождение газовых колец. В дополнение к наиболее известному примеру, NGC 5128 (Cen A), очень типичной эллиптической галактикой с полярным кольцом является NGC 5266.
Галактики с полярными кольцами не выявлены в скоплениях галактик, что отличает их от обычных линзовидных галактик. Возможно, это связано с быстрым разрушением колец в скоплениях. В то же время около четверти линзоподобных галактик поля (то есть не входящих в скопления) имеют полярные кольца. Считается, что полярные кольца формируются лишь при малой плотности газа в плоскости галактики (иначе кольцо тормозится при столкновениях газа кольца с газом плоскости галактики, поэтому полярное кольцо нетипично для спиральных галактик — они богаты газом). Полярные кольца более-менее перпендикулярны плоскости галактики, редко отклоняясь более чем на 25 градусов от перпендикуляра; в противном случае кольцо быстро разрушается из-за взаимодействия с диском.
http://vk.com/photo-12304697_319580700Гала́ктики с поля́рным кольцо́м — редкий тип галактик, в которых внешнее кольцо из газа и звезд вращается над полюсами галактики. Считается, что полярное кольцо образуется, когда две галактики гравитационно взаимодействуют друг с другом. Согласно одной из гипотез, полярное кольцо состоит из вещества, вытянутого из проходящей галактики приливными взаимодействиями. Другая возможность состоит в том, что меньшая галактика, ортогонально проходя сквозь плоскость вращения большей галактики, превращается в кольцевую структуру.
Большинство галактик с полярным кольцом являются линзовидными галактиками (S0), однако среди них есть и другие типы галактик, в том числе несколько эллиптических.
Первыми линзовидными галактиками, идентифицированными как галактики с полярным кольцом, были NGC 2685, NGC 4650A, А 0136−0801 и ESO 415-G26. Эти четыре галактики были наиболее тщательно изучены, хотя с тех пор было выявлено много других галактик с полярными кольцами. Полярное кольцо обнаружено у ~0,5 % всех близлежащих линзовидных галактик, и вполне возможно, что 5% линзовидных галактик в какой-то момент своей истории обладали полярными кольцами.
Первые эллиптические галактики с полярными кольцами были идентифицированы в 1978 году. Это были NGC 5128 (Центавр А), NGC 5363, NGC 1947 и Лебедь A. В то же время появилось указание, что полярные кольца линзовидных галактик NGC 2685 и NGC 4650A образовались в результате одинаковых процессов. Только несколько лет спустя, когда были сделаны первые наблюдения движения звёзд и газа в полярных кольцах эллиптических и линзовидных галактик с более продвинутой техникой спектроскопии, прояснилось внешнее происхождение газовых колец. В дополнение к наиболее известному примеру, NGC 5128 (Cen A), очень типичной эллиптической галактикой с полярным кольцом является NGC 5266.
Галактики с полярными кольцами не выявлены в скоплениях галактик, что отличает их от обычных линзовидных галактик. Возможно, это связано с быстрым разрушением колец в скоплениях. В то же время около четверти линзоподобных галактик поля (то есть не входящих в скопления) имеют полярные кольца. Считается, что полярные кольца формируются лишь при малой плотности газа в плоскости галактики (иначе кольцо тормозится при столкновениях газа кольца с газом плоскости галактики, поэтому полярное кольцо нетипично для спиральных галактик — они богаты газом). Полярные кольца более-менее перпендикулярны плоскости галактики, редко отклоняясь более чем на 25 градусов от перпендикуляра; в противном случае кольцо быстро разрушается из-за взаимодействия с диском.
Последнее редактирование:
Alina
Старожил форума
Èç îáëàñòè ñåíñàöèîííûõ îòêðûòèé
О наблюдениях
Сеть высокочувствительных радиотелескопов NASA's Deep Space Network обычно используется для мониторинга удалённых космических аппаратов. Именно эти телескопы использовали астрономы для того, чтобы попытаться поймать лунные нейтрино.
Чтобы быть уверенным, что возможный сигнал не является артефактом и не приходит от какого-нибудь близкого источника, учёные использовали два телескопа, расположенные на расстоянии 20 километров друг от друга. Измеряя разность времён прихода импульсов можно определить, что сигнал пришёл именно от Луны.
"Длительность импульсов, которые мы ищем, составляет около наносекунды," - объясняет Saltzberg. В зависимости от положения Луны на небе задержка между двумя телескопами составляет от 70 до 200 микросекунд, т.е. более чем в 100000 раз превышает длительность импульса.
В случае обнаружения импульсов, точность определения координат источника была не очень хорошей и потребовались бы дополнительные наблюдения. Но, возможно, более важным стала бы возможность определения количества приходящих нейтрино, что дало бы учёным возможность определить количество источников высоко-энергичных нейтрино во Вселенной.
Нейтрино повсюду!
Более миллиарда нейтрино полетит сквозь Ваше тело, пока Вы читаете это предложение.
Подавляющее большинство нейтрино представляют собой остатки от Большого Взрыва, некоторые генерируются в близких звёздах, типа нашего Солнца. Некоторые нейтрино образуются, когда космические лучи врезаются в земную атмосферу. Только эти, низко энергичные нейтрино, были обнаружены к настоящему времени.
Зная, что самые энергичные нейтрино не могут проходить сквоз вещество так же, как их менее энергичные собратья, учёные в течение небольшого времени использовали сеть радиотелескопов NASA's Deep Space Network (идея впервые была предложена в 1988 году Игорем Железных) для поиска следствий столкновения нейтрино с Луной. Исследователи ожидали, что при этих столкновениях могут возникать короткие импульсы микроволнового излучения, которые могли быть обнаружими с Земли.
Gorham и Saltzberg изложили свою идею и результаты первых наблюдений в ещё не опубликованной научной статье. Пока эти наблюдения, ограниченные только 30 часами в течение прошлого года, не показывают каких-либо признаков нейтрино. Но даже этот отрицательный результат исключает некоторые очень экзотические космологические модели, разработанные другими учёными при предположении, что сверх-энергичные нейтрино существуют.
Можно сказать, что чем дольше учёные не находят что-то, тем больше они узнают.
Другие учёные, исследующие нейтрино обычными средствами, приветствуют новый и недорогой лунный телескоп. "Так как это сравнительно дёшево, то это - стоящая попытка," - говорит Trevor C. Weekes (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), пионер астрофизики высоких энергий. Но Weekes, который не участвует в этом проекте, считает, что даже если бы лунные нейтрино были обнаружены, то "это было бы неоднозначно и потребовало бы подтверждения обычными нейтринными детекторами".
Одно или два нейтрино?
Итак, существование двух типов нейтрино означало бы, что нейтрино, участвующие в разных реакциях совместно с электроном (электронные нейтрино Нейтриноe), отличаются от нейтрино, участвующих в реакциях совместно с мюоном (мюонные нейтрино Нейтриноµ). В частности, нейтрино, испускаемые в процессе бета-распада (Нейтриноe), отличаются от нейтрино, испускаемых в распадах пиона (Нейтриноµ).
Но как можно показать, что эти частицы действительно отличаются друг от друга?
Если вы внимательно следили за принципом описанного выше опыта, в котором было сказано, что нейтрино и антинейтрино - разные частицы, то вы поймете, как можно решить проблему различия мюонных и электронных нейтрино.
Действительно, логические аргументы, позволяющие доказать отличие Нейтрино от Антинейтрино и Нейтриноe от Нейтриноµ, очень близки.
Из сказанного выше ясно, что мощные синхрофазотроны должны быть источниками мюонных нейтрино. Рассмотрим сейчас некоторые реакции, которые могут быть вызваны этими частицами, например,
Антинейтриноµ+p=n+µ+,
или
Антинейтриноµ+p=n+e+,
Если вы помните, процесс
Антинейтриноµ+p=n+e+,
был обнаружен при помощи электронных антинейтрино, испускаемых реактором. Отсюда ясно, что исследование приведенных выше реакций послужит однозначной проверкой гипотезы о различии Нейтриноe и Нейтриноµ. Первая реакция будет идти наверняка. Что же касается второй, то она будет наблюдаться, если Нейтриноe и Нейтриноµ - одно и то же, а если Нейтриноe и Нейтриноµ - разные частицы, реакция не произойдет. Иными словами, опыт должен выяснить вопрос о том, могут ли мюонные нейтрино от ускорителя вызывать реакцию с испусканием электронов.
Такой опыт был только что выполнен группой американских физиков, в том числе известными учеными Ледерманом, Шварцем и Штейнбергером, и находился в центре внимания Международной конференции по физике высоких энергий, проходившей в Женеве летом 1962 г. Результат опыта гласил: да, мюонные и электронные нейтрино - разные частицы.
Эксперимент происходил так. Пучок мюонных нейтрино с энергией порядка миллиарда электронвольт от синхрофазотрона, ускоряющего протоны до энергии 15 миллиардов электронвольт, фильтровался через 13-метровую толщу чугуна, поглощающую все другие частицы, кроме нейтрино. Нейтрино, конечно, проникает сквозь эту толщу так же беспрепятственно, как лучи солнца сквозь окошко. Эффекты, вызываемые нейтрино, регистрировались в так называемой искровой камере - приборе, который показывает треки проходящих через него электрически заряженных частиц в виде следов искр. Конечно, в искровой камере регистрировались не сами нейтрино: были зафиксированы заряженные продукты взаимодействия нейтрино с материалом камеры, которая служила "мишенью" для нейтрино. Камера весила 10 тонн, основным ее материалом был алюминий в виде пластин толщиной около 2 сантиметров.
Более 100 тысяч миллиардов мюонных нейтрино прошло через камеру, а зарегистрировано было только 51 взаимодействие. И при этих взаимодействиях образовывались не электроны, а мюоны.
Мы уже убедились раньше, что нейтрино (в частности, мюонное нейтрино) поляризовано и характеризуется определенным знаком "спиральности". Теперь, после этого эксперимента, можно утверждать, что "спиральность" - не единственный заряд мюонного нейтрино. У этой частицы, как и у мюона, есть еще одна внутренняя характеристика - "мюонный" заряд. На вопрос о том, какова природа этого заряда, пока нельзя ответить.
В настоящее время физики пытаются понять до конца, что означает существование двух нейтрино для теории слабого взаимодействия
Как физики-экспериментаторы "поймали" нейтрино
Поймать неуловимое, зафиксировать эффект, вызванный свободным нейтрино, - вот что было необходимо для окончательного доказательства существования этой таинственной частицы.
Сложность задачи объяснялась колоссальной проникающей способностью, которая ожидалась для нейтрино. Откровенно говоря, об этом не было достаточно конкретно сказано в начале нашей статьи, чтобы не вызвать у читателя полного недоверия. Но сейчас речь пойдет об опытах, которые позволили "поймать" нейтрино и доказали, что оно действительно обладает теоретически приписанными ему удивительными свойствами. И теперь можно сказать, что нейтрино могут беспрепятственно проникать, скажем, сквозь чугунную плиту, толщина которой в миллиарды раз превышает расстояние от Земли до Солнца!
Иными словами, через километровую толщину твердого вещества надо пропустить миллион миллиардов нейтрино, чтобы хоть одно из них могло вызвать какой-нибудь эффект.
И все же эта, казалось бы, неразрешимая задача была решена. Понятно, что пропускать одно нейтрино сквозь астрономическую толщину вещества, чтобы оно с большой вероятностью прореагировало, - это нереально. Более практично пропускать астрономическое число нейтрино через разумную, скажем метровую, толщину жидкого или твердого вещества.
Здесь помогло бурное развитие нейтронной физики, связанное с открытием и техническим освоением атомной энергии.
Известно, какое огромное значение в науке и практике имеют ядерные реакторы - устройства, в которых совершается деление ядер урана нейтронами. В каждом акте деления образуется несколько бета-радиоактивных ядер. И если справедлива гипотеза о существовании нейтрино, то в распадах таких ядер нейтроны должны испытывать превращения согласно знакомой нам схеме:
n=p+е-+Антинейтрино
Значит, мощные реакторы должны быть интенсивными источниками антинейтрино.
В качестве примера рассмотрим атомный реактор мощностью 300 тысяч киловатт. Это очень большая мощность. Каждую секунду такой реактор испускает около 5•1019 т.е. больше 10 миллиардов миллиардов антинейтрино. И все же уловить "проскальзывающие" частицы и здесь крайне трудно. О попытке зафиксировать нагрев вещества под действием нейтрино не может быть и речи. Для того чтобы, скажем, половина энергии, переносимой этим потоком частиц, освобождалась в виде тепла, необходим поглотитель массой 1060 тонн, что неизмеримо превышает массу Солнца.
Зато регистрация отдельных событий, вызванных антинейтрино, возможна. Физики предсказали любопытный ядерный процесс, который, несомненно, может быть вызван нейтрино и антинейтрино, если они существуют, - процесс, обратный бета-распаду.
Представьте себе, что антинейтрино встречается с протоном - ядром атома водорода. Что произойдет при этом? Теория утверждает: будут случаи, когда антинейтрино и протон превратятся в позитрон и нейтрон:
Антинейтрино+p=n+е+.
Вероятность этого процесса можно хорошо рассчитать. А регистрируя его в эксперименте, можно одновременно проверить гипотезу существования нейтрино.
Разумеется, для эксперимента необходим очень мощный источник "неуловимых" частиц. Но упоминавшийся нами реактор мощностью в 300 тысяч киловатт вполне пригоден для этой цели. На расстоянии 10 метров от него ожидаемый поток антинейтрино через каждый квадратный сантиметр составит примерно 1013 частиц в секунду. Такой поток антинейтрино, бомбардирующих тонну содержащего водород вещества (иначе говоря, запас протонов), по расчету должен каждый час вызывать около 100 превращений протонов в нейтроны.
И это предвидение сбылось. Оно подтвердилось в блестящем опыте, законченном в 1957 г. американскими физиками Райнесом и Коуэном. Антинейтрино попадали в огромный сцинтилляционный счетчик - цистерну с содержащим водород веществом, способным испускать вспышку света (сцинтилляцию), когда сквозь него проходит электрически заряженная частица. Каждую такую вспышку регистрировали фотоэлементы.
Эксперимент проходил так. Как только протон, которому выпала крайне редкая судьба встретиться с антинейтрино, превращался в нейтрон и позитрон, последний давал вспышку и регистрировался фотоэлементами. Через некоторое время нейтрон замедлялся и, когда он становился совсем медленным, захватывался одним из ядер атомов вещества счетчика. При этом рождались кванты электромагнитного излучения, которые регистрировались в том же сцинтилляторе. Таким образом, каждое взаимодействие антинейтрино с протоном влекло за собой две вспышки света. Одна из них фиксировалась сразу же, а другая - с некоторой задержкой.
Опыт был необычайно трудным. Достаточно сказать, что объем сцинтиллятора примерно в тысячу раз превышал обычный объем подобных устройств, используемых в исследовательских работах по ядерной физике. Это было вызвано тем, что благодаря "инертности" антинейтрино меньший объем прибора привел бы к очень незначительному числу регистрируемых событий.
Подготовка и выполнение этого уникального эксперимента потребовали более пяти лет.
Так "вор энергии" был, наконец, пойман. Он занимает сейчас прочное место в семье фундаментальных кирпичиков материи.
От всех других элементарных частиц нейтрино отличается чрезвычайно слабым взаимодействием с ними. Это объясняет и астрономическую проникающую способность нейтрино. Такое слабое взаимодействие могут испытывать и все другие элементарные частицы. Однако последние, кроме слабых взаимодействий, испытывают и иные, несравнимо более сильные, так что их проникающая способность измеряется, скажем, только десятками сантиметров чугуна.
Нейтрино уникально тем, что у него только слабое взаимодействие, чистейшим представителем которого оно является.
О наблюдениях
Сеть высокочувствительных радиотелескопов NASA's Deep Space Network обычно используется для мониторинга удалённых космических аппаратов. Именно эти телескопы использовали астрономы для того, чтобы попытаться поймать лунные нейтрино.
Чтобы быть уверенным, что возможный сигнал не является артефактом и не приходит от какого-нибудь близкого источника, учёные использовали два телескопа, расположенные на расстоянии 20 километров друг от друга. Измеряя разность времён прихода импульсов можно определить, что сигнал пришёл именно от Луны.
"Длительность импульсов, которые мы ищем, составляет около наносекунды," - объясняет Saltzberg. В зависимости от положения Луны на небе задержка между двумя телескопами составляет от 70 до 200 микросекунд, т.е. более чем в 100000 раз превышает длительность импульса.
В случае обнаружения импульсов, точность определения координат источника была не очень хорошей и потребовались бы дополнительные наблюдения. Но, возможно, более важным стала бы возможность определения количества приходящих нейтрино, что дало бы учёным возможность определить количество источников высоко-энергичных нейтрино во Вселенной.
Нейтрино повсюду!
Более миллиарда нейтрино полетит сквозь Ваше тело, пока Вы читаете это предложение.
Подавляющее большинство нейтрино представляют собой остатки от Большого Взрыва, некоторые генерируются в близких звёздах, типа нашего Солнца. Некоторые нейтрино образуются, когда космические лучи врезаются в земную атмосферу. Только эти, низко энергичные нейтрино, были обнаружены к настоящему времени.
Зная, что самые энергичные нейтрино не могут проходить сквоз вещество так же, как их менее энергичные собратья, учёные в течение небольшого времени использовали сеть радиотелескопов NASA's Deep Space Network (идея впервые была предложена в 1988 году Игорем Железных) для поиска следствий столкновения нейтрино с Луной. Исследователи ожидали, что при этих столкновениях могут возникать короткие импульсы микроволнового излучения, которые могли быть обнаружими с Земли.
Gorham и Saltzberg изложили свою идею и результаты первых наблюдений в ещё не опубликованной научной статье. Пока эти наблюдения, ограниченные только 30 часами в течение прошлого года, не показывают каких-либо признаков нейтрино. Но даже этот отрицательный результат исключает некоторые очень экзотические космологические модели, разработанные другими учёными при предположении, что сверх-энергичные нейтрино существуют.
Можно сказать, что чем дольше учёные не находят что-то, тем больше они узнают.
Другие учёные, исследующие нейтрино обычными средствами, приветствуют новый и недорогой лунный телескоп. "Так как это сравнительно дёшево, то это - стоящая попытка," - говорит Trevor C. Weekes (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), пионер астрофизики высоких энергий. Но Weekes, который не участвует в этом проекте, считает, что даже если бы лунные нейтрино были обнаружены, то "это было бы неоднозначно и потребовало бы подтверждения обычными нейтринными детекторами".
Одно или два нейтрино?
Итак, существование двух типов нейтрино означало бы, что нейтрино, участвующие в разных реакциях совместно с электроном (электронные нейтрино Нейтриноe), отличаются от нейтрино, участвующих в реакциях совместно с мюоном (мюонные нейтрино Нейтриноµ). В частности, нейтрино, испускаемые в процессе бета-распада (Нейтриноe), отличаются от нейтрино, испускаемых в распадах пиона (Нейтриноµ).
Но как можно показать, что эти частицы действительно отличаются друг от друга?
Если вы внимательно следили за принципом описанного выше опыта, в котором было сказано, что нейтрино и антинейтрино - разные частицы, то вы поймете, как можно решить проблему различия мюонных и электронных нейтрино.
Действительно, логические аргументы, позволяющие доказать отличие Нейтрино от Антинейтрино и Нейтриноe от Нейтриноµ, очень близки.
Из сказанного выше ясно, что мощные синхрофазотроны должны быть источниками мюонных нейтрино. Рассмотрим сейчас некоторые реакции, которые могут быть вызваны этими частицами, например,
Антинейтриноµ+p=n+µ+,
или
Антинейтриноµ+p=n+e+,
Если вы помните, процесс
Антинейтриноµ+p=n+e+,
был обнаружен при помощи электронных антинейтрино, испускаемых реактором. Отсюда ясно, что исследование приведенных выше реакций послужит однозначной проверкой гипотезы о различии Нейтриноe и Нейтриноµ. Первая реакция будет идти наверняка. Что же касается второй, то она будет наблюдаться, если Нейтриноe и Нейтриноµ - одно и то же, а если Нейтриноe и Нейтриноµ - разные частицы, реакция не произойдет. Иными словами, опыт должен выяснить вопрос о том, могут ли мюонные нейтрино от ускорителя вызывать реакцию с испусканием электронов.
Такой опыт был только что выполнен группой американских физиков, в том числе известными учеными Ледерманом, Шварцем и Штейнбергером, и находился в центре внимания Международной конференции по физике высоких энергий, проходившей в Женеве летом 1962 г. Результат опыта гласил: да, мюонные и электронные нейтрино - разные частицы.
Эксперимент происходил так. Пучок мюонных нейтрино с энергией порядка миллиарда электронвольт от синхрофазотрона, ускоряющего протоны до энергии 15 миллиардов электронвольт, фильтровался через 13-метровую толщу чугуна, поглощающую все другие частицы, кроме нейтрино. Нейтрино, конечно, проникает сквозь эту толщу так же беспрепятственно, как лучи солнца сквозь окошко. Эффекты, вызываемые нейтрино, регистрировались в так называемой искровой камере - приборе, который показывает треки проходящих через него электрически заряженных частиц в виде следов искр. Конечно, в искровой камере регистрировались не сами нейтрино: были зафиксированы заряженные продукты взаимодействия нейтрино с материалом камеры, которая служила "мишенью" для нейтрино. Камера весила 10 тонн, основным ее материалом был алюминий в виде пластин толщиной около 2 сантиметров.
Более 100 тысяч миллиардов мюонных нейтрино прошло через камеру, а зарегистрировано было только 51 взаимодействие. И при этих взаимодействиях образовывались не электроны, а мюоны.
Мы уже убедились раньше, что нейтрино (в частности, мюонное нейтрино) поляризовано и характеризуется определенным знаком "спиральности". Теперь, после этого эксперимента, можно утверждать, что "спиральность" - не единственный заряд мюонного нейтрино. У этой частицы, как и у мюона, есть еще одна внутренняя характеристика - "мюонный" заряд. На вопрос о том, какова природа этого заряда, пока нельзя ответить.
В настоящее время физики пытаются понять до конца, что означает существование двух нейтрино для теории слабого взаимодействия
Как физики-экспериментаторы "поймали" нейтрино
Поймать неуловимое, зафиксировать эффект, вызванный свободным нейтрино, - вот что было необходимо для окончательного доказательства существования этой таинственной частицы.
Сложность задачи объяснялась колоссальной проникающей способностью, которая ожидалась для нейтрино. Откровенно говоря, об этом не было достаточно конкретно сказано в начале нашей статьи, чтобы не вызвать у читателя полного недоверия. Но сейчас речь пойдет об опытах, которые позволили "поймать" нейтрино и доказали, что оно действительно обладает теоретически приписанными ему удивительными свойствами. И теперь можно сказать, что нейтрино могут беспрепятственно проникать, скажем, сквозь чугунную плиту, толщина которой в миллиарды раз превышает расстояние от Земли до Солнца!
Иными словами, через километровую толщину твердого вещества надо пропустить миллион миллиардов нейтрино, чтобы хоть одно из них могло вызвать какой-нибудь эффект.
И все же эта, казалось бы, неразрешимая задача была решена. Понятно, что пропускать одно нейтрино сквозь астрономическую толщину вещества, чтобы оно с большой вероятностью прореагировало, - это нереально. Более практично пропускать астрономическое число нейтрино через разумную, скажем метровую, толщину жидкого или твердого вещества.
Здесь помогло бурное развитие нейтронной физики, связанное с открытием и техническим освоением атомной энергии.
Известно, какое огромное значение в науке и практике имеют ядерные реакторы - устройства, в которых совершается деление ядер урана нейтронами. В каждом акте деления образуется несколько бета-радиоактивных ядер. И если справедлива гипотеза о существовании нейтрино, то в распадах таких ядер нейтроны должны испытывать превращения согласно знакомой нам схеме:
n=p+е-+Антинейтрино
Значит, мощные реакторы должны быть интенсивными источниками антинейтрино.
В качестве примера рассмотрим атомный реактор мощностью 300 тысяч киловатт. Это очень большая мощность. Каждую секунду такой реактор испускает около 5•1019 т.е. больше 10 миллиардов миллиардов антинейтрино. И все же уловить "проскальзывающие" частицы и здесь крайне трудно. О попытке зафиксировать нагрев вещества под действием нейтрино не может быть и речи. Для того чтобы, скажем, половина энергии, переносимой этим потоком частиц, освобождалась в виде тепла, необходим поглотитель массой 1060 тонн, что неизмеримо превышает массу Солнца.
Зато регистрация отдельных событий, вызванных антинейтрино, возможна. Физики предсказали любопытный ядерный процесс, который, несомненно, может быть вызван нейтрино и антинейтрино, если они существуют, - процесс, обратный бета-распаду.
Представьте себе, что антинейтрино встречается с протоном - ядром атома водорода. Что произойдет при этом? Теория утверждает: будут случаи, когда антинейтрино и протон превратятся в позитрон и нейтрон:
Антинейтрино+p=n+е+.
Вероятность этого процесса можно хорошо рассчитать. А регистрируя его в эксперименте, можно одновременно проверить гипотезу существования нейтрино.
Разумеется, для эксперимента необходим очень мощный источник "неуловимых" частиц. Но упоминавшийся нами реактор мощностью в 300 тысяч киловатт вполне пригоден для этой цели. На расстоянии 10 метров от него ожидаемый поток антинейтрино через каждый квадратный сантиметр составит примерно 1013 частиц в секунду. Такой поток антинейтрино, бомбардирующих тонну содержащего водород вещества (иначе говоря, запас протонов), по расчету должен каждый час вызывать около 100 превращений протонов в нейтроны.
И это предвидение сбылось. Оно подтвердилось в блестящем опыте, законченном в 1957 г. американскими физиками Райнесом и Коуэном. Антинейтрино попадали в огромный сцинтилляционный счетчик - цистерну с содержащим водород веществом, способным испускать вспышку света (сцинтилляцию), когда сквозь него проходит электрически заряженная частица. Каждую такую вспышку регистрировали фотоэлементы.
Эксперимент проходил так. Как только протон, которому выпала крайне редкая судьба встретиться с антинейтрино, превращался в нейтрон и позитрон, последний давал вспышку и регистрировался фотоэлементами. Через некоторое время нейтрон замедлялся и, когда он становился совсем медленным, захватывался одним из ядер атомов вещества счетчика. При этом рождались кванты электромагнитного излучения, которые регистрировались в том же сцинтилляторе. Таким образом, каждое взаимодействие антинейтрино с протоном влекло за собой две вспышки света. Одна из них фиксировалась сразу же, а другая - с некоторой задержкой.
Опыт был необычайно трудным. Достаточно сказать, что объем сцинтиллятора примерно в тысячу раз превышал обычный объем подобных устройств, используемых в исследовательских работах по ядерной физике. Это было вызвано тем, что благодаря "инертности" антинейтрино меньший объем прибора привел бы к очень незначительному числу регистрируемых событий.
Подготовка и выполнение этого уникального эксперимента потребовали более пяти лет.
Так "вор энергии" был, наконец, пойман. Он занимает сейчас прочное место в семье фундаментальных кирпичиков материи.
От всех других элементарных частиц нейтрино отличается чрезвычайно слабым взаимодействием с ними. Это объясняет и астрономическую проникающую способность нейтрино. Такое слабое взаимодействие могут испытывать и все другие элементарные частицы. Однако последние, кроме слабых взаимодействий, испытывают и иные, несравнимо более сильные, так что их проникающая способность измеряется, скажем, только десятками сантиметров чугуна.
Нейтрино уникально тем, что у него только слабое взаимодействие, чистейшим представителем которого оно является.
Последнее редактирование:
Alina
Старожил форума
О, господи...что только не происходит во вселенной! Окосеть. И сколько еще предстоит открыть-при всем том,что всё открытое все еще является, где-то,гипотезой,где-то,с долей правды,а где-то,граничит с абсолютным маразмом! :dada!
Все,что вероятно,но недоказуемо (или: пока недоказуемо) -считается открытием или зацепкой,хотя...не раз раз такое случалось,когда астрофизики,наоборот,находили диаметрально противоположное доказательство заренее сделанному открытию...
Чую,настанут времена,половину своих теорий и гипотез сведут на нет))))
Не зря Библия говорит,что человек будет стремиться познать космос,но,так и до конца его не познает...)))))
Словом,господа,полёт в неизвестность,наше крутое пике продолжается! :dada
Сдаётся мне,на этой почве немало астрофизиков и...любителей полегло- и еще подлежит,ибо Вселенная бесконечна!
Береги голову,Алина!
oka
Все,что вероятно,но недоказуемо (или: пока недоказуемо) -считается открытием или зацепкой,хотя...не раз раз такое случалось,когда астрофизики,наоборот,находили диаметрально противоположное доказательство заренее сделанному открытию...
Чую,настанут времена,половину своих теорий и гипотез сведут на нет))))
Не зря Библия говорит,что человек будет стремиться познать космос,но,так и до конца его не познает...)))))
Словом,господа,полёт в неизвестность,наше крутое пике продолжается! :dada
Сдаётся мне,на этой почве немало астрофизиков и...любителей полегло
- и еще подлежит,ибо Вселенная бесконечна! Береги голову,Алина!
oka
VasKahn
Старожил форума
Если человек посадил дерево, построил дом и вырастил сына, скорее всего этот человек - женщина.
den_fan
Старожил форума
сейчас это более реально)))
Alina
Старожил форума
Alina
Старожил форума
den_fan
Старожил форума
Это,я так понимаю,про ведьму и её волшебные,феерические признаки...
ну естественно)))
VasKahn
Старожил форума
Интересно,а чем ВЫ в это время заняты??
А мы в это время о мире насущном размышляем.
Alina
Старожил форума
недаром в европах гомосеки то и процветают..баб-с красивых то пожгли ...
Теперь я томлюсь в догадках: комплимент ли сие гениальное изречение,реальность, али ПРИГОВОР
)))))Как только определюсь,ой,кое-кто произнесет Отче наш...ой,чья-то голова молодая слетит с плеч,ой...))))))))