Экзоплане́та (от , exō — «вне», «снаружи»), или внесолнечная планета, — планета, находящаяся за пределами Солнечной системы. Долгое время задача обнаружения планет возле других звёзд оставалась неразрешённой, так как планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со звёздами, а сами звёзды находятся далеко от Солнца (ближайшая — на расстоянии 4,24 световых года). Первые экзопланеты были обнаружены в конце 1980-х годов. Сейчас такие планеты стали открывать благодаря усовершенствованным научным методам, зачастую на пределе их возможностей. Подавляющее большинство открытых экзопланет обнаружено с использованием различных непрямых методик детектирования, а не визуального наблюдения (первый снимок сделал телескоп «Джеймс Уэбб» в сентябре 2022 года, сфотографировав газовый гигант HIP 65426 b). Большинство известных экзопланет — газовые гиганты и более походят на Юпитер, чем на Землю. Это объясняется ограниченностью методов обнаружения (легче обнаружить короткопериодичные массивные планеты). По состоянию на середину сентября 2023 года достоверно подтверждено существование 5511 экзопланет в 4070 планетных системах, из которых в 878 имеется более одной планеты. Количество надёжных кандидатов в экзопланеты также велико; так, по проекту «Кеплер» на июнь 2023 года число кандидатов — около 2000, а по проекту «TESS» на июнь 2023 года — более 4000 кандидатов, однако для получения ими статуса подтверждённых планет требуется их повторная регистрация с помощью наземных телескопов. Общее количество экзопланет в галактике Млечный Путь оценивается не менее чем в 100 миллиардов, из которых от 5 до 20 миллиардов, возможно, являются «землеподобными»; в октябре 2020 года ученые подсчитали общее число возможно обитаемых экзопланет в галактике Млечный путь, их число составляет около 300 миллионов. Также, согласно текущим оценкам, около 34 % солнцеподобных звёзд имеют в обитаемой зоне планеты, сравнимые с Землёй. Общее количество планет вне Солнечной системы, напоминающих Землю и обнаруженных по состоянию на август 2016 года, составляет 216. Ближайшая к Земле экзопланета — Проксима Центавра b. История открытий Теоретические предпосылки и ранние попытки наблюдений Исторически первым заявлением о возможности существования планетной системы у другой звезды, кроме Солнца, стало сделанное в 1855 году сообщение капитана Джейкоба (Capt. W. S. Jacob), астронома Мадрасской обсерватории (East India Company’s Madras Observatory). В нём сообщалось о высокой вероятности существования «планетарного тела» в двойной системе 70 Змееносца. Позже, в 1890-х годах, астроном Томас Дж. Дж. Си из Чикагского университета и Военно-морская обсерватория США подтвердили наличие в системе 70 Змееносца не светящего тела (невидимого спутника) с периодом обращения в 36 лет, однако расчёты Фореста Мультона опровергают подтверждения, выполненные Си, доказывая неустойчивость подобной системы. Поэтому на данный момент (2016 год) существование планетной системы у звезды 70 Змееносца наукой считается не доказанным. Исследования, проведённые в Обсерватории Макдональд в 2006 году, показали, что если у 70 Змееносца есть планета (или планеты), то её (их) масса лежит в пределах 0,46 — 12,8 M⊕, а расстояние до звезды — от 0,05 до 5,2 а.е. Первые попытки найти планеты вне Солнечной системы были связаны с наблюдениями за положением близких звёзд. Ещё в 1916 году Эдуард Барнард обнаружил красную звёздочку, которая «быстро» смещалась по небу относительно других звёзд. Астрономы назвали её летящей звездой Барнарда. Это одна из ближайших к нам звёзд, с массой в семь раз меньше солнечной. Исходя из этого, влияние на неё потенциальных планет должно было быть заметным. В начале 1960-х годов Питер Ван де Камп объявил, что открыл у неё спутник массой примерно как у Юпитера. Однако Дж. Гейтвуд в 1973 году определил, что звезда Барнарда движется без колебаний и, следовательно, массивных планет не имеет. В 2018 году было объявлено об обнаружении у звезды Барнарда суперземли (GJ 699 b) массой не менее 3,2 массы Земли. В 1952 году Отто Струве высказал предположение, что «горячие юпитеры» можно было бы обнаруживать путём наблюдения колебаний соответствующей звезды. Однако в течение долгого времени на такие исследования не выделялось телескопное время, так как господствовавшая на тот момент теория отвергала возможность появления «горячих юпитеров» (если бы не это, экзопланеты могли быть обнаружены до 1990-х годов). Первые открытия В конце 1980-х годов многие группы астрономов начали систематическое измерение скоростей ближайших к Солнцу звёзд, ведя специальный поиск экзопланет с помощью высокоточных спектрометров. Впервые предполагаемая внесолнечная планета была найдена канадцами Б. Кэмпбеллом, Г. Уолкером и С. Янгом в 1988 году у оранжевого субгиганта Гамма Цефея A (Альраи), но её существование было подтверждено лишь в 2002 году. Первые подтверждённые экзопланеты были обнаружены у нейтронной звезды PSR 1257+12 астрономом Александром Вольшчаном в 1991 году; они были признаны вторичными, то есть возникшими уже после взрыва сверхновой. В 1993 году Стивен Торсетт () с коллегами опубликовал доклад, в котором обосновал планетарный статус объекта PSR B1620−26 b. В 1995 году астрономы Мишель Майор (Michel Mayor) и Дидье Кело (Didier Queloz) с помощью сверхточного спектрометра обнаружили покачивание звезды 51 Пегаса с периодом 4,23 сут. Планета, вызывающая покачивания, напоминает Юпитер, но находится в непосредственной близости от светила. В среде астрономов планеты подобного типа называют «горячими юпитерами» (см. типы экзопланет). Это стало первым подтверждённым открытием экзопланеты у звезды главной последовательности. Открытия в XXI веке В дальнейшем путём измерения радиальной скорости звёзд и поиска их периодического доплеровского изменения (метод Доплера) было обнаружено несколько сотен экзопланет. В августе 2004 года в системе звезды (μ Жертвенника) была обнаружена первая экзопланета типа «горячий нептун». Планета обращается вокруг светила за 9,55 суток на расстоянии 0,09 а.е. Температура на поверхности планеты ~ 900 K (+627 °C), масса планеты ~ 14 масс Земли. Первая экзопланета типа «суперземля», обращающаяся вокруг нормальной звезды (а не пульсара), была обнаружена в 2005 году около звезды Глизе 876. Её масса — 7,5 масс Земли. В 2004 году было получено первое изображение (в инфракрасных лучах) кандидата в экзопланеты у коричневого карлика 2M1207. 13 ноября 2008 года впервые удалось получить изображение сразу целой планетной системы — снимок трёх планет, обращающихся вокруг звезды HR 8799 в созвездии Пегаса. Это первая планетная система, открытая у горячей белой звезды раннего спектрального класса А5. Все открытые ранее планетные системы (за исключением планет у пульсаров) были обнаружены вокруг звёзд более поздних классов (F-M). 13 ноября 2008 года также впервые удалось обнаружить планету Фомальгаут b, вращающуюся вокруг звезды Фомальгаут, путём прямых наблюдений. В 2011 году Дэвид Беннетт из Университета Нотр-Дам (Индиана, США) объявил, что на основе наблюдений 2006—2007 годов, проделанных на 1,8-метровом телескопе Университетской обсерватории Маунт-Джон в Новой Зеландии, открыл с помощью метода микролинзирования десять одиночных юпитероподобных экзопланет. Правда, две из них могут быть высокоорбитальными спутниками ближайших к ним звёзд. В сентябре 2011 года было объявлено об открытии двух экзопланет KIC 10905746 b и KIC 6185331 b любителями астрономии в рамках проекта «Planet Hunters» по анализу данных, собранных телескопом «Кеплер». При этом упоминалось о 10 кандидатах в планеты, но на тот момент только два из них с достаточной степенью уверенности определялись учёными как экзопланеты. Планеты были найдены добровольными участниками проекта среди данных, которые профессиональные астрономы по тем или иным причинам отсеяли, и если бы не помощь добровольцев, то эти планеты, вероятно, остались бы не открытыми. 5 декабря 2011 года телескопом «Кеплер» была обнаружена первая экзопланета типа «суперземля» в обитаемой зоне — Kepler-22 b. 20 декабря 2011 года телескопом «Кеплер» у звезды Кеплер-20 были обнаружены первые экзопланеты размером с Землю и меньше — Kepler-20 e (радиусом 0,87 земного и массой от 0,39 до 1,67 масс Земли) и Kepler-20 f (0,045 массы Юпитера и 1,03 радиуса Земли). В 2009 году учёные из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики открыли первую экзопланету типа «суперземля», расположенную от Земли на расстоянии 40 световых лет и предположительно являющуюся планетой-океаном — GJ 1214 b. Последние данные транзитных проходов позволяют судить о наличии у GJ 1214 b протяжённой водородно-гелиевой атмосферы, низком уровне метана и слое облаков на уровне давления 0,5 бар, что не соответствует свойствам атмосферы с устойчивым доминированием водяных паров. Период обращения планеты вокруг звезды — красного карлика — 38 часов, расстояние составляет около 2 миллионов километров. Температура на поверхности планеты составляет примерно 230 °C. В 2015 году была обнаружена экзопланета 51 Эридана b, похожая на молодой Юпитер. В феврале 2017 года было объявлено, что вокруг звезды TRAPPIST-1 обнаружено семь планет, близких к размеру Земли. Kepler-47 — первая двойная система, в которой три планеты обращаются вокруг двух звёзд. В 2021 году была обнаружена экзопланета в галактике М51. Размер планеты примерно равен Сатурну, радиус орбиты около 2 а.е. Открытие пока не подтверждено другими исследователями. Пока это первая из почти 5000 экзопланет, найденная вне нашей галактики Млечный Путь. Инструменты и проекты изучения экзопланет Астрономические спутники COROT (ЕКА) — специализированный 30-сантиметровый орбитальный космический телескоп, снимающий кривые блеска многих звёзд в момент прохождения перед ними планет. Запущен 27 декабря 2006 года. Предполагалось с его помощью обнаружить десятки планет земного типа. К марту 2010 года COROT открыл семь экзопланет и один коричневый карлик. «Кеплер» (НАСА) — космический телескоп системы Шмидта с диаметром зеркала 0,95 м, способный одновременно отслеживать 100 тыс.


wikipedia

звёзд. Запущен 7 марта 2009 года. Планировалось обнаружить около 50 планет, размерами, идентичными Земле, и порядка 600 планет, в 2,2 раза превосходящих Землю по размеру. «Кеплер» обращается вокруг Солнца по орбите радиусом в одну астрономическую единицу. Расчётный срок эксплуатации был определён в 3,5 года. Позднее было объявлено о продлении миссии до 2016 года, однако в мае 2013 года телескоп вышел из строя. К этому времени «Кеплер» достоверно открыл 132 экзопланеты. Список надёжных кандидатов внесолнечных планет содержал 2740 объектов. Gaia — космическая обсерватория, выведенная на орбиту 19 декабря 2013 года с целью построения трёхмерной карты нашей Галактики. Предположительно должна будет открыть около 10 тыс. экзопланет. TESS — космический телескоп, предназначенный для открытия экзопланет транзитным методом. Успешно запущен в 2018 году. Наземные обсерватории Наземные обсерватории, ведущие наблюдение транзитным методом «SuperWASP» — самый успешный наземный телескоп. На 2012 год транзитным методом обнаружил более 70 экзопланет. Состоит из 2-х обсерваторий: «SuperWASP-North» в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос на острове Пальма (Канарские острова) и «SuperWASP-South», находящейся в Южноафриканской астрономической обсерватории. Каждая обсерватория состоит из 8 широкоугольных автоматических телескопов с апертурой 111 мм. Проект HATNet — сеть 6 автоматических телескопов с широким полем зрения, 4 из которых расположено на обсерватории им. Фреда Лоуренса в Аризоне, 2 — на территории Смитсоновской астрофизической обсерватории на Гавайях. На начало 2012 проектом открыто 33 экзопланеты. Наземные обсерватории, ведущие наблюдение методом лучевых скоростей (доплеровским методом) HARPS — высокоточный спектрограф, установленный в 2002 году на 3,6-метровом телескопе в обсерватории Ла-Силья в Чили. Наблюдение ведётся методом лучевых скоростей. Часть ESO. Обсерватория Кека — обсерватория, состоящая из двух крупнейших в мире зеркальных телескопов. В каждом из телескопов по три первичных зеркала диаметром 10 метров. Прорабатываемые проекты: PEGASE — проект, который первоначально планировался на 2010—2012 годы; EChO — проект, находящийся на стадии теоретической проработки. В случае одобрения ЕКА будет запущен ориентировочно в 2022 году; Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope (ATLAST) — проект, запуск которого запланирован после 2025 года, а запуск аппарата после 2030 года. Помимо космических миссий, в будущем планируется развивать наземные инструменты. К примеру, на строящемся Европейском чрезвычайно большом телескопе будет установлено оборудование, способное к изучению атмосферы экзопланет. Методы поиска экзопланет Метод Доплера — спектрометрическое измерение радиальной скорости звезды. Самый распространённый метод. Позволяет обнаружить планеты с массой не меньше нескольких масс Земли, расположенные в непосредственной близости от звезды, и планеты-гиганты с периодами до примерно 10 лет. Планета, обращаясь вокруг звезды, как бы раскачивает её, и мы можем наблюдать доплеровское смещение спектра звезды. Метод позволяет определить амплитуду колебаний радиальной скорости для пары «звезда — одиночная планета», массу планеты, период обращения, эксцентриситет и нижнюю границу значения массы экзопланеты . Угол между нормалью к орбитальной плоскости планеты и направлением на Землю современные методы измерить не позволяют. На ноябрь 2011 года этим методом зарегистрировано 647 планет. Транзитный метод — метод, основанный на наблюдении уменьшения светимости звезды при прохождении планеты на её фоне. Позволяет определить размеры планеты, а в сочетании с методом Доплера — плотность планеты. Даёт информацию о наличии атмосферы и её составе. Следует понимать, что этим методом можно обнаружить лишь те планеты, орбита которых лежит в одной плоскости с точкой наблюдения. На ноябрь 2011 года с помощью этого метода обнаружено 185 планет. Метод гравитационного микролинзирования. Между наблюдаемым объектом (звездой, галактикой) и наблюдателем на Земле должна быть другая звезда, выступающая в роли линзы и фокусирующая своим гравитационным полем свет наблюдаемой звёздной системы. Если у звезды-линзы есть планеты, то появляется асимметричная кривая блеска, и, возможно, отсутствие ахроматичности. У этого метода крайне ограниченное применение. Метод чувствителен к планетам с малой массой, вплоть до земной. На сентябрь 2011 года с помощью этого метода было открыто 13 планет. Астрометрический метод — метод, основанный на изменении собственного движения звезды под гравитационным воздействием планеты. С помощью астрометрии были уточнены массы некоторых экзопланет, в частности, Эпсилона Эридана b. Будущее этого метода связано с орбитальными миссиями, такими, как SIM. Радионаблюдение пульсаров. Если вокруг пульсара вращаются планеты, то излучаемый пульсаром сигнал имеет осциллирующий характер. Мощные направленные пучки излучения пульсара образуют в пространстве конические поверхности. Если на такой поверхности окажется Земля, тогда возможно зарегистрировать данное излучение. На март 2010 года у двух пульсаров найдено пять планет (3+2). Метод прямого наблюдения — метод получения прямых изображений экзопланет посредством изолирования экзопланет от света их звезды. С помощью метода получено изображение четырёх планет системы HR 8799. Так как метод даёт наилучшие результаты для планет, удалённых от своей звезды на ~10—100 а.е. и горячих из-за тепла, оставшегося после их образования, метод применяется для поиска планет около молодых звёзд. Предполагается, что космический телескоп имени Джеймса Уэбба, благодаря огромному зеркалу (диаметром 6,5 м) и высокой разрешающей способности, будет способен напрямую обнаруживать экзопланеты, а также подробно изучать состав их атмосфер. Именование Открытым экзопланетам в настоящее время присваиваются названия, состоящие из названия звезды, около которой обращается планета, и дополнительной строчной буквы латинского алфавита, начиная с буквы «b» (например, 51 Пегаса b). Следующей планете присваивается буква «c», потом «d» и так далее по алфавиту. При этом буква «a» в названии не используется, так как такое название подразумевало бы собственно саму звезду. Кроме того, следует обратить внимание на то, что планетам присваиваются названия в порядке их открытия, то есть планета «с» может быть ближе к звезде, чем планета «b», просто открыта она была позднее (как, например, в системе Глизе 876). Если об открытии планет в одной системе объявлено одновременно, то название присваивается в порядке отдаления от звезды. В названиях экзопланет существовало исключение. Дело в том, что до открытия системы 51 Пегаса в 1995 году экзопланеты называли иначе. Первые обнаруженные экзопланеты у пульсара PSR 1257+12 были названы прописными буквами PSR 1257+12 B и PSR 1257+12 C. Кроме того, после обнаружения новой, более близкой к звезде планеты, она была названа PSR 1257+12 A, а не D. Впоследствии эти планеты были переименованы во избежание путаницы в соответствии с современной системой именования экзопланет. Некоторые экзопланеты имеют дополнительные неофициальные «прозвища» (как, например, 51 Пегаса b неофициально названа «Беллерофонт»). В научном сообществе систематическое присвоение официальных личных имён планетам считается непрактичным. Однако в качестве разовой акции в 2015 году Международный астрономический союз провёл всемирное голосование, где выбирались названия для самых известных планетных систем; по его результатам были даны собственные имена 14 звёздам и 31 экзопланете вокруг них. Экзопланеты, пригодные для жизни, и обитаемые экзопланеты Согласно прогнозам учёных, только в галактике Млечный Путь (где и находится наша планета Земля) их число по последним данным не менее 300 миллионов. Под обитаемыми планетами подразумевается наличие на них микробов, растений и животных, но не обязательно цивилизаций или иной разумной жизни. Вычисления ученых показали, что если в ближайшие десятилетия будет открыта хотя бы одна планета с возможными следами жизни, это будет означать, что в нашей галактике есть и другие подобные миры с вероятностью 95—97 %. Свойства экзопланет Планеты обнаружены приблизительно у 10 % звёзд, включённых в программы поисков. Их доля растёт по мере накопления данных и совершенствования техники наблюдения. Поначалу большинством открытых экзопланет были планеты-гиганты (так как планеты других типов обнаружить труднее). Однако к настоящему времени (2012 год) открыто множество планет с массами порядка массы Нептуна и ниже. Из 2326 кандидатов, обнаруженных телескопом «Кеплер», 207 имеют примерно земной размер, 680 имеет размеры суперземли, 1181 — Нептуна, 203 — размер, сравнимый с юпитерианским, и 55 — больший, чем у Юпитера. Наблюдается зависимость количества планет-гигантов от содержания тяжёлых элементов (металлов) в звёздах. Системы с планетами-гигантами встречаются также преимущественно у звёзд солнечного типа (классов K5-F5), в то время как у красных карликов их доля значительно меньше (у 200 наблюдаемых красных карликов обнаружены пока что только три подобные системы). Последние открытия, сделанные методом гравитационного микролинзирования, говорят о широкой распространённости систем с планетами средней массы типа Урана и Нептуна вместо газовых гигантов. Это в первую очередь относится к маломассивным звёздам и звёздам с низким содержанием металлов. Для ряда планет получена оценка их диаметра, что позволяет определить их плотность, а также строить предположения относительно наличия массивных ядер, состоящих из тяжёлых элементов. Европейские астрономы под руководством Тристана Гийо (Tristan Guillot) из Обсерватории Лазурного берега (Франция), установили, что при сравнении плотности планет с содержанием металлов в их звёздах имеется определённая корреляция. Планеты, сформированные вокруг звёзд, которые являются столь же богатыми металлом, как наше Солнце, имеют маленькие ядра, в то время как планеты, звёзды которых содержат в два-три раза больше металлов, имеют намного большие ядра.


У экзопланет, движущихся на орбитах с большим эксцентриситетом и состоящих из нескольких слоёв вещества (коры, мантии и ядра), приливные силы могут высвобождать тепловую энергию, которая может способствовать созданию и поддержанию благоприятных для жизни условий на космическом теле, а их орбита, со временем, может эволюционировать в околокруговую. Наиболее близкой по условиям к Земле экзопланетой, известной на 2021 год, является TOI-700 d, температура на которой, по предварительным оценкам, находится в диапазоне 0—40 °C. Также теоретически возможно, что на этой планете существуют запасы жидкой воды (что подразумевает возможность существования жизни). Из самых необычных экзопланет — HD 189733b с дождями из раскалённого стекла, CoRoT-7b со снегом из камня, 55 Рака e с водой одновременно в двух состояниях: жидком и газообразном, PSR J1719-1438 b, имеющей на глубине структуру алмаза (почти чисто углеродная планета). NASA к Хэллоуину составила шестёрку «Галактики Ужасов»: уже упоминавшаяся HD 189733b, Tres-2b с глубоким красным свечением, 5 Cancri е с кромешной тьмой на сумеречной стороне и расплавленной лавой на дневной, Полтергейст (PSR 1257 + 12 с) находится среди ядер мёртвых планет, выбрасывает потоки радиации и вращается вокруг погибшего пульсара, Kepler-70b имеет температуру поверхности в 6800 градусов по Цельсию и WASP-12 b — газовый гигант в форме яйца. Некоторые экзопланетные системы PSR 1257+12 — пульсар, планетная система которого была первой из обнаруженных за пределами Солнечной системы. Одна из планет пульсара, предположительно, имеет массу всего в 0,025 земной. γ Цефея (GJ 803) — первая относительно тесная двойная звезда, у одной из компонентов которой была открыта планета Гамма Цефея A b. 51 Пегаса (GJ 882) — первая солнцеподобная звезда главной последовательности, у которой была обнаружена экзопланета. ρ1 Рака (55 Рака или GJ 324) — первая звезда главной последовательности у которой была обнаружена многопланетная система. На текущий момент (июнь 2021) известно 5 планет, ближайшая к звезде — 55 Рака e, транзитная горячая суперземля размером 2 земных, орбита 55 Рака f целиком пролегает внутри обитаемой зоны (масса этого «сатурна» — около 48 масс Земли). GJ 876 — первый красный карлик, у которого была обнаружена планетная система. GJ 581 — другой красный карлик, у которого были обнаружены: GJ 581 c — первая сравнительно маломассивная планета с сравнительно умеренной температурой и GJ 581 e — самая легкая (1,88 земных масс) планета, найденная на момент обнаружения. GJ 393 b — нетранзитная и легкая (1,73 массы Земли) планета у красного карлика с тепловым режимом Меркурия. 47 Большой Медведицы (GJ 407) — планетная система, состоящая из трёх холодных юпитеров: 47 Большой Медведицы b, 47 Большой Медведицы c и 47 Большой Медведицы d. Проксима Центавра b (GJ 551 b) — планета у ближайшей к Солнцу звезды. Звезда Барнарда b (GJ 699 b) — холодная суперземля, обращающаяся вокруг звезды Барнарда. Лаланд 21185 (GJ 411) — вторая по близости к Земле многопланетная система из известных; содержит тяжелый горячий аналог Венеры, аналог Урана и (предположительно) вторую суперземлю за снеговой линией. τ Кита (GJ 71) — одна из ближайших обнаруженных компактных многопланетных систем (состоящая, предположительно, минимум из семи планет; открытие пока не подтверждено). ε Эридана (GJ 144) — не считая Солнца, это третье светило из ближайших звёзд с планетой, видимое без телескопа; по-видимому, это ближайшая система, похожая на Солнечную. μ Жертвенника (GJ 691) — звезда, имеющая один из первых подтвержденных экзонептунов — Мю Жертвенника c. OGLE-235/MOA-53 — первая экзопланета, обнаруженная благодаря эффекту гравитационного микролинзирования. 2M1207 — звезда, изображение планетной системы которой, вероятно, стало первым полученным изображением внесолнечной планетной системы. HD 209458 — звезда, вокруг которой вращается одна из самых изученных экзопланет — HD 209458 b («Осирис») — «испаряющаяся планета». Одна из первых планет, открытых методом прохождений (самой первой является OGLE-TR-56 b). HD 189733 A b — другой горячий юпитер, ставший первой экзопланетой, для поверхности которой впервые в истории исследования экзопланет была составлена карта температур. В его облачном слое идут осадки из расплавленного стекла, не достигая более нижних ярусов атмосферы. Kepler-1 Ab — самая темная планета (альбедо меньше 0,025). K2-23 (WASP-47) — первая система, в которой классический горячий юпитер имеет близких соседей. WASP-12 b — горячий газовый гигант, деформированный приливными силами до формы яйца. β Большой Медведицы — самая большая (по радиусу — 45 солнечных) известная звезда, имеющая экзопланету. ο Большой Медведицы — самая массивная (3,09 солнечных масс) звезда, имеющая экзопланету. Kepler-9 — первая известная система с более чем одной транзитной планетой. Kepler-91 b — горячий юпитер у звезды-гиганта, который будет ею поглощен примерно через 55 миллионов лет. HD 154345 b (GJ 651 b) — первый двойник Юпитера, обнаруженный в 2008 году. HD 16008 b — другой двойник Юпитера, у чрезвычайно похожей на Солнце звезды. COROT-7 b — первая суперземля (февраль 2009), обнаруженная транзитным методом и имеющая размер в 1,58 размера Земли. Приливно захвачена; дневная сторона покрыта расплавленной лавой, на ночной стороне — вечная темнота. GJ 1214 b — первый мининептун, открытый людьми. Kepler-10 b — первая железная планета (плотностью 8,8 г/см³). Kepler-20 e и Kepler-20 f — первые открытые экзопланеты размером с Землю и меньше. Размеры Kepler-20 e составляют всего 0,87 радиуса Земли, а Kepler-20 f — 1,03 радиуса Земли. Открыты телескопом «Кеплер». YZ Кита b, c и d — первые открытые методом лучевых скоростей планеты размером с Землю. Образуют цепочку резонансов 2:3, которая, вероятно, тянется и дальше от родительской звезды. Kepler-22 b — первая планета в обитаемой зоне, найденная методом транзитов. Kepler-62 e и Kepler-62 f — первые океанические планеты (теоретически). Kepler-138 d — экзопланета, обладающая наименьшей (достоверной) массой (около массы Марса) у звезды главной последовательности, из экзопланет, известных на данный момент (июнь 2021). Всего в этой системе минимум четыре планеты, Kepler-138 b и Kepler-138 c содержат значительное количество воды в своем составе (скорее всего, в виде сверхкритической горячей жидкости). WASP-17 b — первая обнаруженная планета, которая вращается вокруг звезды на ретроградной орбите — в направлении, противоположном вращению самой звезды. WD 0806−661 — самая удалённая от родительской звезды планета, известная на ноябрь 2016 года. Удалена от звезды на 2500 а.е. Для сравнения: планета b Центавра b удалена от двойной системы b Центавра AB на 556 ± 17 а.е., формирующаяся планета у звезды TW Гидры находится на расстоянии 12 млрд км (80 а.е.), газовый гигант у звезды 59 Девы — на расстоянии 6,5 млрд км (43,5 а.е.). HD 20782 b — самая эксцентричная из известных экзопланет (температурный режим меняется от температурного режима типичного горячего юпитера до температурного режима Марса). NGTS-10 b, TOI-849 b и Kepler-974 c — экзопланеты, обладающие самыми «тесными» орбитами. NGTS-10 b — среди горячих юпитеров, TOI-849 b — среди горячих нептунов, Kepler-974 c — среди горячих планет земного типа. У NGTS-10 b большая полуось 0,0143 а.е. (2 млн км или 5 звёздных радиусов). Kepler-974 c также обладает самым коротким периодом обращения из всех планет у "нормальных" звезд. HD 195689 b (KELT-9 b) — самый горячий объект планетарной массы из известных на 2021 год (температура поверхности — 4600 K, что соответствует температуре поверхности среднего оранжевого карлика), обращающийся вокруг звезды спектрального класса B9,5/A0. Kepler-167 e — самая холодная из транзитных планет (эффективная температура 131 K). Kojima-1L b — холодный нептун у красного карлика, ближайшая из планет открытых методом микролинзирования (429 парсек). Kepler-1651 b и Kepler-943 b — первые экзопланеты, открытые «любителями», участниками проекта «Planet Hunters», в результате исследования данных, собранных «профессионалами». Kepler-11 — звезда, которая в созвездии Лебедя на расстоянии около 613 парсеков от Солнца, вокруг которой обращается, как минимум, 6 планет. ν2 Волка (GJ 582) — ярчайший желтый карлик с несколькими транзитными планетами. HD 219134 (GJ 892) — ближайшая к земле многотранзитная система (суперземли HD 219134 b и HD 219134 с, всего в системе минимум 5 планет). Kepler-42 b, Kepler-42 c и Kepler-42 d — экзопланеты у красного карлика Kepler-42, радиусом 0,78, 0,73 и 0,57 радиуса Земли. Радиус KOI-961 d чуть больше, чем у Марса (0,53 радиуса Земли). Kepler-90 — звезда с максимальным числом открытых планет. На июнь 2021 года было обнаружено восемь планет, между Kepler-90 i и Kepler-90 d есть место для девятой. Kepler-132 A и B — самая тесная двойная звёздная система (около 400 а.е.) с планетами у обоих компаньонов. Kepler-444 — древняя (11,2 млрд лет) планетная система из субземель, в которой пара красных карликов периодически сближается с главным оранжевым на 23,5 а.е. K2-33 b — самая молодая из известных экзопланет (возраст менее 9 миллионов лет). K2-309 — самая молодая из известных многопланетных систем (возраст существенно меньше 20 миллионов лет). K2-112 (TRAPPIST-1) — знаменитая система из семи землеразмерных и сравнительно прохладных планет у очень тусклого и близкого красного карлика, пронизанная сплошной цепочкой резонансов. K2-239 — открытая в ходе миссии K2 система у более яркого красного карлика из трех земель, находящихся в орбитальном резонансе 2:3:4. K2-266 A — шестипланетная система позднего оранжевого карлика со странной архитектурой и тесными резонансами. Орбита самой внутренней планеты наклонена к орбитам других планет не менее чем на 15 градусов. Kepler-1371 — самая плотноупакованная из известных планетных систем: пять субземель имеют периоды от 2 до 5,5 дней, вся система уместится в окружности почти в 17 раз меньше астрономической единицы.


Дарваг — село в Табасаранском районе Республики Дагестан (Россия). Образует сельское поселение село Дарваг как единственный населённый пункт в его составе. География Расположено в предгорном Дагестане, в 20 км к западу от города Дербент. История По некоторым данным село возникло в V—VII веках, вокруг одной из сторожевых башен оборонительной стены «Даг-Бары». Дарваг упоминается в Дербенд-наме. В частности указанно, что Абу Джафар Мансур став халифом направил на Кавказ Йезида ибн Асада с войском для строительства крепостей вблизи Дербента. За шесть месяцев Йезид ибн Асад построил несколько крепостей, и в их числе крепость Дарваг, которую населил жителями из ближневосточного региона, приведенных с собой специально для этой цели. Население Моноэтническое азербайджанское население. По убеждению жителей Дарвага они происходят от арабов. По сообщению Бакиханова арабская речь к началу XIX века вышла здесь из употребления, хотя некоторые старики знали его ещё в 1840-х годах. Кавказский календарь на 1857 года показывает в Дарваге (ﺩﺮﻮﺎﻖ) татаро- и татоязычных «тюрок»-суннитов. Все последующие дореволюционные материалы фиксируют его жителей уже как "тюрков" или "татар". По материалам всесоюзной переписи населения 1926 года по Дагестанской АССР, в населённом пункте Дарваг Дарвагского сельсовета Дербентского округа проживало 1223 жителей: тюрков (азербайджанцев) — 1220 человек (241 хозяйство), евреев — 3 человека (1 хозяйство). Экономика Предприятие «Красный Октябрь» В прошлом известно как центр резьбы по камню (XVI—XVII века), ковроделия и разведения марены (XIX век). Достопримечательности Мечеть с минаретом (XV век) Сторожевые башни крепостной стены Даг-Бары Бекский дом «Беглер эви» конца XIX — начала XX веков Родники: «Гюз булаг», «Иситме булаг», «Гумгум булаг» Примечания Ссылки Населённые пункты Табасаранского района Муниципальные образования Табасаранского района Сельские поселения Дагестана


Хвост кометы — вытянутый шлейф из пыли и газа кометного вещества, образующийся при приближении кометы к Солнцу и видимый благодаря рассеянию на нём солнечного света. Обычно направлен от Солнца. Механизм формирования При приближении кометы к Солнцу с поверхности её ядра начинают сублимироваться летучие вещества с малой температурой кипения, такие как вода, моноксид и диоксид углерода, метан, азот и, возможно, другие замёрзшие газы. Этот процесс приводит к образованию комы, которая может в поперечнике достигать 100 000 км. Испарение этого грязного льда высвобождает пылевые частицы, которые относятся газом от ядра. Молекулы газов в коме поглощают солнечный свет и переизлучают его затем на разных длинах волн (это явление называется флуоресценцией), а пылевые частицы рассеивают солнечный свет в различных направлениях без изменения длины волны. Оба эти процесса приводят к тому, что кома становится видимой для стороннего наблюдателя. Действие солнечного излучения на кому приводит к образованию хвоста кометы. Но и здесь пыль и газ ведут себя по-разному. Ультрафиолетовое излучение солнца ионизирует часть молекул газов, и давление солнечного ветра, представляющего собой поток испускаемых Солнцем заряженных частиц, толкает ионы, вытягивая кому в длинный хвост, который может иметь протяжённость более чем 100 миллионов километров. Изменения в потоке солнечного ветра могут приводить к наблюдаемым быстрым изменениям вида хвоста и даже полному или частичному обрыву. Ионы разгоняются солнечным ветром до скоростей в десятки и сотни километров в секунду, много больших, чем скорость орбитального движения кометы. Поэтому их движение направлено почти точно в направлении от Солнца, как и формируемый ими хвост I типа. Ионные хвосты имеют обусловленное флуоресценцией голубоватое свечение. На кометную пыль солнечный ветер почти не действует, её выталкивает из комы давление солнечного света. Пыль разгоняется светом гораздо слабее чем ионы солнечным ветром, поэтому её движение определяется начальной орбитальной скоростью движения и ускорением под действием давления света. Пыль отстаёт от ионного хвоста и формирует изогнутые в направлении орбиты хвосты II или III типа. Хвосты II типа формируются равномерным потоком пыли с поверхности. Хвосты III типа являются результатом кратковременного выброса большого облака пыли. Вследствие разброса ускорений, приобретаемых пылинками разного размера под действием силы давления света, начальное облако также растягивается в хвост, обычно изогнутый ещё сильнее, чем хвост II типа. Пылевые хвосты светятся рассеянным красноватым светом. См. также Комета Кома (комета) Комета Галлея Большая комета Солнечный ветер Примечания Ссылки Таблица пылевых шлейфов, растянутых вдоль кометных орбит


Baby, You Knock Me Out («Крошка, ты меня шокируешь») — пятый эпизод девятого сезона мультсериала «Гриффины». Премьерный показ состоялся 14 ноября 2010 года на канале FOX<ref>Baby, You Knock Me Out на сайте tvrage.com</ref>. Сюжет У Питера день рождения, и по этому поводу он отправляется с семьёй и друзьями в боксёрский клуб, где его жене, Лоис, предлагают принять участие в поединке. После того, как она с лёгкостью его выигрывает, владелец клуба предлагает женщине профессиональную карьеру, но поскольку Лоис не понимает, как она сделала это, она отказывается. Впрочем, Питеру идея о том, что его жена станет профессиональной боксёршей, нравится, он прибегает к различным уловкам и, в конце концов, Лоис начинает серьёзно тренироваться, представляя лишь, как она избивает «ненавистного Питера». В одном из поединков Лоис ломают нос, и она отказывается от дальнейшей профессиональной карьеры, осознав, что всё это время ею двигало лишь желание избить мужа. Однако она сталкивается с Дирдре Джексон, известной боксёршей, которая вызывает Лоис на бой. В тяжёлом поединке Лоис одерживает победу и продолжает профессиональную карьеру. Создание Автор сценария: Алекс Картер Режиссёр: Джулиус Ву Композитор: Рон Джонс Приглашённые знаменитости: Люк Адамс (в роли хозяина боксёрского клуба), Кэрри Фишер (в роли Анжелы, начальницы Питера) и Николь Салливан (в роли Дирдре Джексон) Интересные факты Ссылки на культурные явления Данная серия пародирует фильм «Рокки 3» и, тренировочным моментом, «Рокки 2». Во время финального боя звучит песня Eye of the Tiger. Мелочи Премьеру эпизода посмотрели 7 000 000 зрителей. Для сравнения: в тот же вечер на том же канале премьеру «Симпсонов» (Lisa Simpson, This Isn't Your Life) посмотрели 8 970 000 человек, «Шоу Кливленда» (Little Man on Campus (англ.)) — 6 720 000 зрителей, «Американского папаши» (Stan's Food Restaurant (англ.)) — 5 380 000 человек. Ссылки Baby, You Knock Me Out на сайте familyguy.wikia.com Baby, You Knock Me Out на TV.com Примечания Серии «Гриффинов» Женский бокс


Сиртич (таб. Стич|, Сч|ар) — село в Табасаранском районе Дагестана. Самый крупный населённый пункт Табасаранского района. Образует сельское поселение село Сиртич как единственный населённый пункт в его составе. Этимология Сиртыч — в переводе с табасаранского языка «у подножия горы». География Сиртич расположен в юго-восточной части Табасарана на равнинной местности в 43 км от районного центра с. Хучни на месте впадения реки Карчаг-Су в реку Рубас. Через село проходит два главных республиканских маршрутных пути: Кавказ — Сиртич — Татиль, связывающий село с районом и с районным центром Хучни и Сиртич — Карчаг — Касумкент, связывающий с Сулейман-Стальским и с Хивским районами соответственно. Село находится в 30 км от города Дербента и в 166 км от города Махачкалы. Сиртич расположен на стыке четырёх районов: Табасаранского, Дербентского, Хивского и Сулейман-Стальского. История После землетрясения 1966 года в Сиртыч начали переселяться жители горных сёл Чере, Экендил, Гугнаг, Хурцик, Гензир, Старый Сиртыч, Мехтикент, Варта. В данном населённом пункте распространён этегский диалект табасаранского языка. Население Моноэтнический населённый пункт, 99,2 % населения — табасараны. Примечания Населённые пункты Табасаранского района Муниципальные образования Табасаранского района Сельские поселения Дагестана


21-й чемпионат Северной, Центральной Америки и Карибского бассейна (NORCECA) по волейболу среди мужчин прошёл с 12 по 17 октября 2009 года в Баямоне (Пуэрто-Рико) с участием 8 национальных сборных команд. Чемпионский титул в 14-й раз в своей истории выиграла сборная Кубы. Команды-участницы Барбадос, Доминиканская Республика, Канада, Куба, Мексика, Панамы, Пуэрто-Рико, США. Система проведения чемпионата 8 команд-участниц на предварительном этапе разбиты на две группы. Победители групп напрямую выходят в полуфинал плей-офф. Команды, занявшие в группах 2-е и 3-и места, выходят в четвертьфинал и определяют ещё двух участников полуфинала. Полуфиналисты по системе с выбыванием определяют призёров первенства. Итоговые 5—8-е места также по системе с выбыванием разыгрывают проигравшие в 1/4-финала и худшие команды в группах. Предварительный этап Группа А 12 октября: Куба — Доминиканская Республика 3:0 (25:17, 25:15, 25:14); Пуэрто-Рико — Барбадос 3:0 (25:16, 25:16, 25:18). 13 октября: Куба — Барбадос 3:0 (25:10, 25:11, 25:16); Пуэрто-Рико — Доминиканская Республика 3:0 (25:18, 25:20, 25:19). 14 октября: Доминиканская Республика — Барбадос 3:0 (25:18, 25:18, 25:15); Куба — Пуэрто-Рико 3:0 (25:21, 25:22, 25:20). Группа В 12 октября: США — Мексика 3:0 (25:15, 28:26, 25:16); Канада — Панама 3:0 (25:13, 25:23, 25:19). 13 октября: Канада — Мексика 3:1 (21:25, 25:16, 26:24, 25:12); США — Панама 3:0 (25:13, 25:15, 25:8). 14 октября: Мексика — Панама 3:0 (25:19, 25:14, 25:21); США — Канада 3:1 (21:25, 25:17, 25:22, 25:21). Плей-офф Четвертьфинал 15 октября Канада — Доминиканская Республика 3:2 (21:25, 25:22, 21:25, 25:23, 15:13) Пуэрто-Рико — Мексика 3:0 (25:15, 25:17, 25:20) Полуфинал за 1—4 места 16 октября Куба — Канада 3:0 (25:22, 25:16, 25:21) США — Пуэрто-Рико 3:0 (25:16, 25:23, 25:22) Полуфинал за 5—8 места 16 октября Мексика — Барбадос 3:1 (21:25, 25:18, 25:19, 29:27) Доминиканская Республика — Панама 3:0 (25:19, 25:18, 25:22) Матч за 7-е место 17 октября Барбадос — Панама 3:1 (20:25, 25:16, 25:19, 25:15) Матч за 5-е место 17 октября Мексика — Доминиканская Республика 3:2 (25:19, 18:25, 21:25, 25:20, 15:13) Матч за 3-е место 17 октября Пуэрто-Рико — Канада 3:2 (25:16, 24:26, 25:20, 22:25, 15:9) Финал 17 октября Куба — США 3:1 (25:21, 22:25, 25:21, 25:22) Итоги Положение команд Призёры Куба: Вильфредо Леон Венеро, Йоанди Леал Идальго, Кельбер Гутьеррес Торрес, Османи Камехо Дуррути, Роландо Сепеда Абреу, Майкл Санчес Бослуэва, Робертланди Симон Атьес, Райдель Хьерресуэло Агирре, Леонардо Лейва Мартинес, Одельвис Доминико Спек, Йоандри Диас Карменате, Фернандо Эрнандес Рамос. Главный тренер — Орландо Самуэльс Блэквуд. США: Шон Руни, Эван Патак, Дэвид Ли, Ричард Лэмбурн, Пол Лотмэн, Уильям Придди, Райан Миллар, Райли Сэлмон, Томас Хофф, Клейтон Стэнли, Кевин Хансен, Эндрю Хейн, Джонатан Уиндер, Альфредо Рефт. Главный тренер — Алан Найп. Пуэрто-Рико: Хосе Ривера, Грегори Берриос, Виктор Ривера, Виктор Бёрд, Анхель Перес, Рене Эстевес, Луис Родригес, Иван Перес, Эктор Сото, Алексис Матиас, Фернандо Моралес, Энрике Эскаланте, Эдвин Акино, Рауль Папалео. Главный тренер — Карлос Кардона. Индивидуальные призы MVP: Вильфредо Леон Венеро Лучший нападающий: Вильфредо Леон Венеро Лучший блокирующий: Робертланди Симон Атьес Лучший на подаче: Эван Патак Лучший в защите: Грегори Берриос Лучший связующий: Райдель Хьерресуэло Агирре Лучший на приёме: Грегори Берриос Лучший либеро: Грегори Берриос Самый результативный: Хосе Мигель Касерес Ссылки и источники Архив волейбольных результатов 21-й чемпионат Северной, Центральной Америки и Карибского бассейна по волейболу среди мужчин на сайте NORCECA Чемпионаты Северной, Центральной Америки и Карибского бассейна по волейболу среди мужчин 2009 год в волейболе


Девиз Квебека «Je me souviens» переводится с французского языка как «Я (себя) помню». Это официальный девиз канадской провинции Квебек. Происхождение В 1883 году Эжен-Этьен Таше, помощник комиссара по коронным землям в Квебеке и архитектор провинциального здания парламента выбрал девиз, который затем вырезали в камне под гербом Квебека, помещённом над входной дверью здания парламента. После этого девиз стал использоваться официально, хотя герб был принят официально лишь в 1939 году. Истолкование слов девиза, ставшее традиционным, впервые дал историк Тома Шапе в 1895 году: «Мы помним прошлое и его уроки, прошлое и его беды, прошлое и его славу». В 1955 Мэйсон Уэйд высказал следующее мнение: «Когда франко-канадец говорит „Je me souviens“, он помнит не только о временах Новой Франции, но и о том факте, что он принадлежит к покорённому народу». В 1978 внучка Таше, Элен Паке, написала письмо в газету «Montreal Star», где утверждала, что первоначальный вариант девиза был таким: «Je me souviens/ Que né sous le lys/ Je croîs sous la rose» (Я помню, что, родившись под лилией, я вырос под розой). Лилия и роза — геральдические символы королей Франции и Англии соответственно. Эта версия стала широко известна, однако в 1992 её опроверг историк Гастон Дешен. Он установил, что Эжен-Этьен Таше действительно придумал похожую фразу, но она должна была располагаться на памятнике канадской нации, который так и не был построен. Памятник должен был изображать Канаду в виде прекрасной молодой девушки, сопровождаемой девизом: «Née dans les lis, je grandis dans les roses» (Родившись среди лилий, я расту среди роз). В видоизменённом варианте эта фраза была размещена в 1908 году на медали, посвящённой трёхсотлетию города Квебека: «Née sous les lis, Dieu aidant, l’œuvre de Champlain a grandi sous les roses» (Рождённое под лилиями, при Божьей помощи, создание Шамплена выросло под розами). Девиз «Je me souviens» присутствует на номерных знаках зарегистрированных в Квебеке транспортных средств, на гербе провинции, а также в эмблеме 22-го Королевского полка. См. также Список символов канадских провинций и территорий Примечания Ссылки Символы Квебека


Сверхгиганты — одни из наиболее ярких, крупных и массивных звёзд, светимость которых может в миллионы раз превышать солнечную, а радиус — в тысячи раз. Эти звёзды занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела и составляют класс светимости I. У них наблюдается сильный звёздный ветер, практически все они переменны. Сверхгиганты — молодые и короткоживущие звёзды, относящиеся к населению I. Они качественно отличаются от менее массивных звёзд ходом своей эволюции. Сверхгиганты способны поддерживать в своих недрах такие термоядерные реакции, для прохождения которых необходимы высокие температуры и плотности, и синтезировать тяжёлые элементы, вплоть до железа. В какой-то момент ядро звезды коллапсирует, выделяется большое количество энергии, внешние слои уносятся и наблюдается взрыв сверхновой типа II, а от звезды остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра. Сверхгиганты и порождаемые ими сверхновые — основной источник гелия и альфа-элементов, выбрасываемых в межзвёздную среду. Характеристики Сверхгиганты отличаются от других звёзд очень большой светимостью и размерами и занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга ― Рассела. Светимости таких звёзд составляют от десятков тысяч до миллионов светимостей Солнца, соответственно, абсолютные звёздные величины в среднем варьируются от −4m до −8m. Радиусы таких звёзд могут составлять от 20 до нескольких тысяч — наиболее крупные сверхгиганты, оказавшись на месте Солнца, заполнили бы пространство до орбиты Юпитера. Температуры на поверхности сверхгигантов варьируют в широком диапазоне: встречаются сверхгиганты спектральных классов от O до M, по этой причине выделяют голубые, жёлтые и красные сверхгиганты. Абсолютное большинство сверхгигантов принадлежит классу B — их больше, чем всех остальных, вместе взятых. Красные сверхгиганты — наиболее крупные, но из-за более низкой температуры поверхности имеют в среднем такую же светимость, как жёлтые и голубые. Сверхгиганты составляют класс светимости I, который делится на подклассы Ia и Ib, относящиеся соответственно к более ярким и менее ярким сверхгигантам. Сверхгиганты с наибольшей светимостью выделяются в отдельный тип ― гипергиганты. К голубым сверхгигантам относится Ригель, к красным ― Бетельгейзе, к жёлтым — Полярная звезда. Звёзды, которые становятся сверхгигантами в ходе своей эволюции (см. ниже), имеют начальную массу не менее 8―10 . Из этого следует, что сверхгиганты ― очень молодые звёзды, их срок жизни не превышает миллионы лет. Они принадлежат тонкому диску Галактики и относятся к населению I. Из-за большого радиуса сверхгиганты имеют малое ускорение свободного падения — у красных сверхгигантов оно может составлять м/с2, и очень низкие плотности ― наименьшие у красных сверхгигантов, около г/см3. Это приводит к тому, что спектры этих звёзд имеют очень узкие и глубокие спектральные линии, а у самих сверхгигантов наблюдается сильный звёздный ветер и частые выбросы вещества в космос. Практически все сверхгиганты являются переменными звёздами различных типов. Например, голубые сверхгиганты могут быть яркими голубыми переменными, жёлтые — классическими цефеидами, а красные — миридами. Эволюция Эволюция сверхгигантов также отличается от эволюции менее массивных звёзд. Звёзды, в ядрах которых исчерпался водород, сходят с главной последовательности и продолжают сжигать его в оболочке вокруг ядра. На этом этапе появляются различия: если звёзды с массой менее 10 доходят до предела Хаяси и вступают на ветвь красных гигантов, после чего начинают горение гелия в ядре, то у более массивных звёзд гелий загорается ещё тогда, когда звезда не дошла до предела Хаяси, имеет достаточно высокую температуру и является голубым сверхгигантом. При этом массивные звёзды не сильно увеличивают светимость, так как у них она уже близка к критической, хотя и увеличиваются в размере и продолжает постепенно охлаждаться. После исчерпания гелия в ядре звезды там постепенно начинается ядерное горение углерода, а гелий продолжает сгорать вокруг ядра. Дальше, аналогичным образом, в ядре начинают происходить другие ядерные реакции и вырабатываться новые элементы, вплоть до железа (см. ниже). В звезде образуется множество слоёв из разных химических элементов, на границах которых происходят ядерные реакции. Продолжительность стадии сверхгиганта составляет около десятой части и без того короткого срока жизни звезды — не более миллионов лет, причём большую часть этого времени звезда сжигает в ядре гелий, а остальные фазы нуклеосинтеза длятся не более нескольких тысяч лет. В наиболее массивных звёздах асимптотической ветви гигантов — с массами 8—10 — на определённом этапе их эволюции накапливается достаточно углерода и происходит углеродная детонация, в результате которой звезда, если остаётся целой, также начинает сжигать углерод и эволюционирует как сверхгигант. Такие звёзды считаются промежуточными между более массивными сверхгигантами и менее массивными звёздами асимптотической ветви гигантов. В любом случае, внешне наблюдаемая эволюция может идти по-разному и зависит от множества факторов. Если звезде удаётся сохранить свои внешние оболочки, то её расширение продолжается, она краснеет и становится сначала жёлтым, а затем красным сверхгигантом. Если же звезда лишается большей части оболочки из-за сильного звёздного ветра или притяжения другой звезды в тесной двойной системе, она повышает температуру и снова может стать голубым сверхгигантом или даже звездой Вольфа — Райе. Тем не менее, потеря части оболочки не препятствует повторному расширению звезды и превращению её в красный сверхгигант. Нуклеосинтез Процессы нуклеосинтеза в сверхгигантах сложны и разнообразны. В их ядрах последовательно происходят различные реакции, в которых вырабатываются химические элементы, вплоть до железа: его создают звёзды с массами не менее 10—15 . Синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден, поэтому идти не может. Одна из особенностей этих процессов состоит в том, что последние стадии нуклеосинтеза завершаются очень быстро — за срок порядка или меньше нескольких лет. При этом время, за которое звезда может достаточно изменить размер, температуру и светимость, соответствует тепловой временной шкале, которая для сверхгигантов составляет около — лет. Следовательно, при этих процессах внешние характеристики звезды практически не меняются, а значительную роль в переносе возросшего потока энергии из ядра начинает играть нейтринное излучение. Горение углерода После того, как в ядре звезды исчерпывается гелий, оно сжимается, и, при достижении температуры 0,3—1,2 K в нём начинается ядерное горение углерода: ^{12}C + ^{12}C -> ^{24}Mg Изотоп магния находится в возбуждённом состоянии, поэтому может распадаться по одному из приведённых путей: ^{24}Mg -> ^{23}Mg + n ^{24}Mg -> ^{20}Ne + \alpha ^{24}Mg -> ^{23}Na + p Также именно во время этой стадии нейтрино начинают играть решающую роль в переносе энергии из ядра. Горение неона К моменту, когда горение углерода завершается, ядро звезды состоит в основном из кислорода (0,7 массы ядра), неона (0,2—0,3 массы ядра) и магния. Среди этих частиц наименьший кулоновский барьер имеет кислород, но, благодаря наличию в ядре фотонов с высокими энергиями, эндотермические реакции с участием неона становятся доступны при меньшей температуре в 1,2—1,9 K: ^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha Тем не менее, энерговыделение от остальных реакций, идущих в то же время, делает стадию горения неона экзотермической. Горение кислорода Когда температура в ядре достигает 1,5—2,6 K, запускается ядерное горение кислорода: ^{16}O + ^{16}O -> ^{32}S Ядро серы может распадаться следующим образом: ^{32}S -> ^{31}S + n ^{32}S -> ^{31}P + p ^{32}S -> ^{30}P + ^2D ^{32}S -> ^{28}Si + \alpha Горение кремния Ядерное горение кремния начинается, когда температура в ядре достигает 2,3 K, при этом формируется железо. Часть кремния проходит через реакции фотодезинтеграции: ^{28}Si + \gamma -> ^{24}Mg + \alpha ^{24}Mg + \gamma -> ^{20}Ne + \alpha ^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha ^{16}O + \gamma -> ^{12}C + \alpha ^{12}C + \gamma -> 3 \alpha Альфа-частицы, образованные таким образом, участвуют в альфа-процессе, конечным продуктом которого являются ядра никеля. Его ядра в результате двойного бета-распада превращаются в ядра железа: ^{28}Si + 7 \alpha -> ^{56}Ni ^{56}Ni -> ^{56}Fe + 2\beta Прямая же реакция ^{28}Si + ^{28}Si -> ^{56}Ni маловероятна из-за того, что кулоновский барьер для неё слишком велик. Вместе с тем образуемые элементы расщепляются в результате фотодезинтеграции, но равновесие между синтезом и расщеплением всех элементов в ядре достигается только тогда, когда ядро по большей части становится железным. Это состояние называется ядерным статистическим равновесием (). Коллапс ядра Когда ядро звезды достигает ядерного статистического равновесия, из-за процессов фотодиссоциации и релятивистских эффектов показатель адиабаты для её ядра падает ниже 4/3. Как следствие теоремы вириала, ядро оказывается неспособным уравновешивать свой вес давлением и начинает сжиматься. Первоначально сжатие происходит не очень быстро — в тепловой временной шкале, при этом также значительно возрастает нейтринный поток. Однако звёзды с массами 8—10 могут избежать этого, и, лишившись оболочки, превратиться в планетарную туманность, а затем в белый карлик, как звёзды асимптотической ветви гигантов. По мере уплотнения ядра в нём начинает происходить нейтронизация вещества, и электронов в нём становится меньше. Так как свободные электроны вносят значительный вклад в давление, то нейтронизация уменьшает давление в ядре, и сжатие ускоряется. Кроме того, фотодиссоциация приводит к появлению ещё большего числа альфа-частиц, и показатель адиабаты дополнительно уменьшается. Ядро начинает коллапсировать и за несколько миллисекунд достигает плотности порядка 3 — это плотность нейтронной звезды. В этот момент материал становится несжимаемым, и коллапс резко прекращается.


Гипергига́нт — звезда огромной массы и размеров, имеющая на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжёлые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты. Обычно гипергигантами считаются сверхгиганты ярче −8m. KY Лебедя является примером пограничной звезды; объект с меньшей светимостью уже не будет классифицироваться как гипергигант. Характеристики гипергиганта Масса гипергиганта намного превышает массу любой звезды, даже сверхгиганта — так, типичный гипергигант в 6 раз более массивный, чем такая мощная звезда, как Ригель. Типичная масса гипергиганта — 100—120 масс Солнца и более, вплоть до 200—250 масс Солнца (самой массивной известной на данный момент считается R136a1, имеющая массу 315 масс Солнца). По размерам гипергиганты не больше сверхгигантов, однако их масса намного больше, поэтому они приближаются к теоретическому пределу массы, являющейся критической, на грани перехода к формированию чёрной дыры, и крайне неустойчивы. Самой большой по размерам звездой, известной науке, является Stephenson 2-18 Радиус звезды составляет 2150 радиусов Солнца. Излучение их тоже очень велико, а процессы, которые проходят в ходе их очень быстрой эволюции, грандиозны. Светимость гипергигантов может превышать 500 тысяч светимостей Солнца, а иногда она составляет миллионы светимостей Солнца, так, типичный гипергигант более чем в десять раз ярче Ригеля. Температура поверхности гипергигантов сильно различается — она может быть как 3200 К, так и выше 35 000 К. Большинство гипергигантов классифицируются как яркие голубые переменные звёзды типа S Золотой Рыбы. Гипергиганты имеют крайне маленькую продолжительность жизни — так, продолжительность жизни гипергиганта равна в среднем одному-двум, максимум — нескольким миллионам лет. Причина этого в том, что из-за большой массы гипергиганта создаётся громадное давление и температура, пропорционально ускоряющие процесс ядерного синтеза, что в свою очередь компенсирует силы гравитации и не дает звезде сколлапсировать. Такие массивные звёзды являются большой редкостью, в нашей Галактике всего насчитывается примерно десяток гипергигантов. Известные гипергиганты Яркие голубые переменные P Лебедя, расположена от нас на расстоянии 5000—6000 световых лет. S Золотой Рыбы Эта Киля, один из самых близких и один из самых мощных и неустойчивых гипергигантов в нашей Галактике. Расстояние до Эты Киля равно 7500—8000 световых лет. Светимость звезды составляет 5 миллионов светимостей Солнца. Предположительно, звезда станет сверхновой через несколько десятков тысяч лет. Видна только к югу от 27° с. ш. Звезда Пистолет, расположенная в окрестностях центра Млечного Пути на расстоянии 25 000 световых лет от нас. Масса звезды — 150 солнечных, а светимость превышает миллион солнечных. Возраст звезды около 2 миллионов лет. Звёзды в скоплении 1806-20. Одна из звёзд, LBV 1806-20, является самой мощной известной на текущий момент звездой в скоплении 1806-20, её светимость в 2 миллиона раз больше солнечной, а масса превышает солнечную почти в 200 раз. Размеры звезды тоже очень велики — будучи помещённой в Солнечную систему, она бы поглотила планеты до Марса. Звезда тоже находится в созвездии Стрельца, однако она не видна невооружённым глазом, расстояние до неё варьируется от 30 000 до 49 000 световых лет. Голубые гипергиганты R136a1 — самая массивная и имеющая самую большую светимость звезда во Вселенной, которая известна науке на данный момент. Расположена в эмиссионной туманности NGC 2070 (Туманность «Тарантул») её масса составляет 315 масс Солнца; Дзета¹ Скорпиона — ярчайшая звезда ОВ-ассоциации Скорпион ОВ1 и кандидат в яркие голубые переменные; MWC 314 в созвездии Орла, другой кандидат в яркие голубые переменные; HD 169454 в созвездии Щита; BD -14° 5037 вблизи последней; Лебедь ОВ2-12, тоже один из кандидатов в яркие голубые переменные; HD 37974 и HD 268835 (также известны как R 126 и R 66) в Большом Магеллановом Облаке, знамениты своим уникальными пылевыми дисками, по массе превосходящими пояс Койпера минимум на порядок. Жёлтые гипергиганты ρ Кассиопеи, звезда в 550 000 раз превосходящая по светимости Солнце. Эта звезда может быть видна невооружённым глазом в ясную ночь как звезда с видимым блеском 4,52m. Удалена от нас на расстояние 12 000 световых лет; HR 8752; IRC+10420. Красные гипергиганты RW Цефея; NML Лебедя; VX Стрельца; S Персея; VY Большого Пса; WOH G64; UY Щита; Stephenson 2-18, Примечания Ссылки Астрономы обнаружили самую тяжёлую звезду Астрофизика Классы звёзд


Цере́ра (1 Ceres по каталогу ЦМП; символ: ) — наименьшая среди известных карликовых планет Солнечной системы. Расположена в поясе астероидов. Церера была открыта в 1801 году итальянским астрономом Джузеппе Пьяцци в Палермской астрономической обсерватории. Названа в честь древнеримской богини плодородия Цереры. Некоторое время Церера рассматривалась как полноценная планета Солнечной системы; в 1802 году она была классифицирована как астероид, но продолжала считаться планетой ещё несколько десятилетий, а по результатам уточнения понятия «планета» Международным астрономическим союзом 24 августа 2006 года на XXVI Генеральной Ассамблее МАС была отнесена к карликовым планетам. При диаметре около 950 км Церера является крупнейшим и наиболее массивным телом в поясе астероидов, по размерам превосходит многие крупные спутники планет-гигантов и содержит почти треть (32 %) общей массы пояса. Она имеет сферическую форму, в отличие от большинства малых тел, форма которых из-за слабой гравитации неправильна. Судя по плотности Цереры, на 20—30 % она состоит из водяного льда. Вероятно, её недра дифференцированы на каменное ядро и ледяную мантию. Лёд обнаружен и на поверхности Цереры; кроме того, в состав поверхности, вероятно, входят различные гидратированные вещества, а также карбонаты (доломит, сидерит), также на поверхности Цереры был обнаружен гидрокарбонат натрия и богатые железом глинистые минералы (). В 2014 году телескоп «Гершель» обнаружил вокруг карликовой планеты водяной пар. С Земли видимый блеск Цереры колеблется от 6,7 до 9,3 звёздной величины. Этого мало для того, чтобы можно было различить её невооружённым глазом. 27 сентября 2007 года НАСА запустило зонд Dawn для изучения Весты (2011—2012) и Цереры. На орбиту последней он вышел 6 марта 2015 года. Открытие Гипотеза, что между орбитами Марса и Юпитера может существовать неоткрытая планета, впервые была выдвинута Иоганном Элертом Боде в 1772 году. Его соображения основывались на правиле Тициуса — Боде, впервые предложенном в 1766 году немецким астрономом и математиком Иоганном Тициусом, который заявил, что выявил простую закономерность в величинах радиусов орбит известных к тому времени планет. После открытия в 1781 году Уильямом Гершелем Урана, которое подтверждало данное правило, начались поиски планеты на удалении 2,8 а.е. от Солнца (расстояние между орбитами Марса и Юпитера), приведшие к созданию в 1800 году группы из 24 астрономов, носящей название «Небесная стража». Эта группа, возглавляемая фон Цахом, вела ежедневные круглосуточные наблюдения в несколько самых мощных телескопов того времени. Они не обнаружили Цереру, но открыли несколько других крупных астероидов. Церера была открыта вечером 1 января 1801 года в Палермской астрономической обсерватории итальянским астрономом Джузеппе Пьяцци, который также был приглашён в группу «Небесная стража», но сделал своё открытие до приглашения. Он искал «87-ю звезду Каталога Зодиакальных звёзд г-на ла Кайля», но нашёл, что «ей предшествовала другая». Таким образом, рядом с искомой звездой он обнаружил другой космический объект, который сначала посчитал кометой. Пьяцци наблюдал Цереру в общей сложности 24 раза (последние наблюдения были 11 февраля 1801 года), пока болезнь не прервала его наблюдения. 24 января 1801 года он объявил о своём открытии в письмах двум своим коллегам: своему соотечественнику Барнабе Ориани (Barnaba Oriani) из Милана и Иоганну Боде из Берлина. В этих письмах он описал этот объект как комету, но тут же пояснил: «так как её движение является медленным и довольно однородным, мне несколько раз пришло в голову, что это могло бы быть что-то лучше, чем комета». В апреле того же года Пьяцци послал наиболее полные свои наблюдения перечисленным выше коллегам и Жерому Лаланду в Париж. Наблюдения были изданы в сентябрьском выпуске журнала «Monatliche Correspondenz» за 1801 год. К моменту выпуска журнала видимое положение Цереры изменилось (в основном, из-за орбитального движения Земли), и из-за солнечных бликов другие астрономы не смогли подтвердить наблюдения Пьяцци. К концу года Цереру вновь можно было наблюдать, но после такого долгого времени было трудно установить её точное положение. Специально для определения орбиты Цереры Карл Фридрих Гаусс в 24 года разработал эффективный метод. Он поставил перед собой задачу найти способ определения элементов орбиты по трём полным наблюдениям (если на три момента времени известны время, прямое восхождение и склонение). Всего за несколько недель он рассчитал путь Цереры и отправил свои результаты фон Цаху. 31 декабря 1801 года Франц Ксавер фон Цах совместно с Генрихом Ольберсом однозначно подтвердили обнаружение Цереры. Первые наблюдатели Цереры смогли вычислить её размер довольно приблизительно: от 260 км (по расчётам Гершеля в 1802 году) до 2613 км (расчёты Иоганна Шрётера, сделанные в 1811 году). Наименование Первоначальное название, которое Пьяцци предложил открытому им объекту, — Церера Фердинанда (Ceres Ferdinandea), в честь римской богини земледелия Цереры и короля Сицилии Фердинанда III. Название «Ferdinandea» было неприемлемо для других стран мира, и поэтому впоследствии было убрано. В течение короткого времени в Германии Цереру называли Герой, в Греции же планету называют Деметрой (), которая является греческим эквивалентом римской богини Цереры. Старым астрономическим символом Цереры является серп ⚳ (), похожий на символ Венеры ♀, но с разрывом в окружности; позже символ был заменён нумерацией диска ①. Адъективной формой Цереры будет Церерианский. В честь Цереры был назван химический элемент церий, обнаруженный в 1803 году. В том же году ещё один химический элемент был также первоначально назван в честь Цереры, но его первооткрыватель изменил своё название на палладий (в честь открытия второго крупного астероида Паллада), когда наименование получил церий. В честь карликовой планеты Церера названа горная вершина Сересфьеллет (норв. Ceresfjellet) на острове Западный Шпицберген, третья по высоте (1675 м) точка архипелага Шпицберген.. Статус Статус Цереры не раз менялся и был предметом некоторого разногласия. Иоганн Элерт Боде считал Цереру «недостающей планетой», которая должна была существовать в промежутке между Марсом и Юпитером, на расстоянии 419 млн км (2,8 а.е.) от Солнца. Церере был назначен планетарный символ и в течение полувека она считалась планетой (наряду с Палладой, Юноной и Вестой), что было запечатлено в астрономических таблицах и книгах. Через некоторое время в области между Марсом и Юпитером были обнаружены другие объекты, и стало ясно, что Церера — один из таких объектов. Уже в 1802 году Уильям Гершель ввёл для таких тел термин «астероид» (подобный звезде), написав: Они напоминают маленькие звёзды, так как едва отличаются от них, даже если смотреть в очень хорошие телескопы. Таким образом, Церера стала первым открытым астероидом. Дискуссии о Плутоне и о том, что представляют собой планеты, привели к рассмотрению вопроса о возвращении Церере статуса планеты. Международный астрономический союз предложил определение, что планета — это небесное тело, которое: а) имеет достаточную массу для того, чтобы под действием сил гравитации поддерживать гидростатическое равновесие и иметь близкую к округлой форму. б) обращается по орбите вокруг звезды и не является ни звездой, ни спутником планеты. Данная резолюция сделала бы Цереру пятой планетой по удалённости от Солнца, но не была принята в том виде, и с 24 августа 2006 года вступило в силу альтернативное определение, в котором вводилось дополнительное требование, что термин «планета» означает, что космическое тело, помимо вышеперечисленных характеристик, под воздействием собственной гравитации должно иметь вблизи своей орбиты «пространство, свободное от других тел». По данному определению Церера не попадает под термин «планеты», поскольку она не доминирует на своей орбите, а разделяет её с тысячами других астероидов в поясе астероидов, и составляет лишь около трети от общей массы. Поэтому она теперь классифицируется как карликовая планета. 11 июня 2008 года МАС ввёл определение для особой категории карликовых планет — «плутоиды». К этой категории относятся те карликовые планеты, радиус орбиты которых больше радиуса орбиты Нептуна. Поскольку определить форму и отношение к классу карликовых планет на таком расстоянии довольно трудно, то решили временно относить к ним все объекты, абсолютная звёздная величина которых (блеск при расстоянии 1 а.е. от Солнца и наблюдателя) ярче +1. Из ныне известных карликовых планет лишь Церера не попадает в категорию плутоидов. В некоторых источниках предполагается, что раз Церере присвоена категория карликовой планеты, то она больше не является астероидом. Например, в новостях на Space.com говорится, что «Паллада, крупнейший астероид, и Церера, карликовая планета, ранее классифицированная как астероид», а Международный астрономический союз на своей странице вопросов и ответов заявляет, что «Церера является (или теперь мы можем сказать „являлась“) самым большим астероидом», хотя, когда речь заходит о «других астероидах», пересекающих путь Цереры, то подразумевают, что Церера по-прежнему один из астероидов. Центр малых планет отмечает, что у таких космических объектов может быть двойное обозначение. В действительности, решением МАС 2006 года, которое классифицировало Цереру как карликовую планету, не было уточнено, является или не является она теперь астероидом, поскольку МАС никогда не давал определения слову «астероид», предпочитая до 2006 года использовать термин «малая планета», а после 2006 года — термины «малое тело Солнечной системы» и «карликовая планета». Кеннет Лэнг (2011) прокомментировал, что «МАС дал новое обозначение Церере, классифицируя её как карликовую планету. […] По [его] определению, Эрида, Хаумеа, Макемаке и Плутон, также, как и самый большой астероид, 1 Церера, являются карликовыми планетами», а в другом месте описывает Цереру, как «карликовая планета-астероид 1 Церера».


НАСА, как и большинство различных академических учебников, говоря о Церере, также продолжает называть её астероидом, заявляя, например, что «Dawn выйдет на орбиту двух крупнейших астероидов в главном поясе». Орбита Орбита Цереры лежит между орбитами Марса и Юпитера в поясе астероидов и весьма «планетообразна»: слабоэллиптична (эксцентриситет 0,08) и имеет умеренный (10,6°) по сравнению с Плутоном (17°) и Меркурием (7°) наклон к плоскости эклиптики. Большая полуось орбиты составляет 2,76 а.е., расстояния в перигелии и афелии — 2,54, 2,98 а.е. соответственно. Период обращения вокруг Солнца — 4,6 года. Среднее расстояние до Солнца 2,77 а.е. (413,9 млн км). Среднее расстояние между Церерой и Землёй ~ 263,8 млн км. Церерианские сутки длятся приблизительно 9 часов и 4 минуты. В прошлом считалось, что Церера принадлежит к одному из семейств астероидов — семейству Гефьён. На это указывало сходство её орбиты с орбитами членов этого семейства. Но спектральные характеристики Цереры и этих астероидов оказались различными и, по-видимому, сходство орбит — лишь случайность. Кроме того, была высказана гипотеза о существовании семейства Цереры, включающего 7 астероидов. На изображении представлена орбита Цереры (выделена синим цветом) и орбиты некоторых других планет (выделены белым и серым цветом). Более тёмным цветом выделена область орбиты ниже эклиптики, а оранжевым плюсом по центру обозначено Солнце. На диаграмме сверху слева показано расположение орбиты Цереры между орбитами Марса и Юпитера. На диаграмме сверху справа видно расположение перигелия (q) и афелия (Q) Цереры и Марса. Перигелий Марса находится на противоположной стороне от Солнца по сравнению с перигелием Цереры и перигелиями нескольких из больших астероидов, таких как (2) Паллада и (10) Гигея. На нижней диаграмме показан наклон орбиты Цереры относительно орбит Марса и Юпитера. В 2011 году сотрудники Парижской обсерватории, после компьютерного моделирования с учётом поведения 8 планет Солнечной системы, а также Плутона, Цереры, Луны, Паллады, Весты, Ириды и Бамберги, обнаружили у Цереры и Весты нестабильность орбит и возможность их столкновения с вероятностью 0,2 % в течение одного миллиарда лет. Жак Ласкар (Jacques Laskar) в журнале «Astronomy & Astrophysics» пишет, что «возможно столкновение Цереры и Весты, с вероятностью 0,2 % на миллиард лет» и «даже если космические миссии позволят провести очень точные измерения положений Цереры и Весты, их движения будут непредсказуемы уже через 400 тысяч лет». Данное исследование значительно снижает возможность прогнозирования изменения земной орбиты. Наблюдение планет с Цереры При наблюдении с Цереры Меркурий, Венера, Земля и Марс являются внутренними планетами и могут проходить по диску Солнца. Наиболее распространён астрономический транзит Меркурия, который обычно происходит раз в несколько лет (последний раз мог наблюдаться в 2006 и 2010 годах). Для Венеры даты прохождения соответствуют 1953 и 2051 году, для Земли — 1814 и 2081 году, а для Марса — 767 и 2684. Хотя Церера находится внутри пояса астероидов, вероятность увидеть хотя бы один астероид невооружённым глазом невелика. Лишь несколько наиболее крупных из них время от времени появляются на небе Цереры в виде слабых звёзд. Мелкие же астероиды можно увидеть только во время крайне редких тесных сближений. Физические характеристики Церера — самый крупный известный объект в поясе астероидов, располагающемся в пространстве между Марсом и Юпитером. Её масса была определена на основе анализа влияния на меньшие астероиды. Полученные результаты у разных исследователей немного отличаются. Принимая во внимание три наиболее точных значения, измеренных к 2008 году, считается, что масса Цереры равна 9,4 кг, что составляет почти треть всей массы пояса астероидов (3,0 ± 0,2 кг), но в то же время более чем в 6000 раз уступает массе Земли и составляет около 1,3 % от массы Луны. Значительность массы Цереры привела к тому, что под действием собственной гравитации это небесное тело, как и многие другие планетоиды, приобрело форму, близкую к сферической, с размерами 975×909 км. Этим Церера отличается от других крупных астероидов, таких как (2) Паллада или (3) Юнона, имеющих несферическую форму. Площадь поверхности Цереры — км²; это больше площади Красноярского края, но меньше площади Якутии и чуть больше площади Аргентины. Строение Цереры В отличие от большинства астероидов, на Церере после приобретения сферической формы началась гравитационная дифференциация недр — более тяжёлые породы переместились в центральную часть, более лёгкие сформировали поверхностный слой. Таким образом сформировалось каменное ядро и криомантия из водяного льда. Судя по низкой плотности Цереры (2,16 г/см³), толщина её мантии достигает 100 км (23—28 % массы и 50 % объёма карликовой планеты), и кроме того она содержит значительное количество льда: 200 миллионов кубических километров, что превосходит количество пресной воды на Земле. Эти данные подтверждаются наблюдениями, сделанными обсерваторией Кека в 2002 году и эволюционным моделированием. Кроме того, некоторые характеристики поверхности и геологической истории (например, большое расстояние Цереры от Солнца, благодаря чему солнечное излучение ослаблено настолько, чтобы позволить некоторым компонентам с низкой температурой замерзания сохраниться в её составе в процессе формирования), указывают на наличие летучих веществ в недрах Цереры. На начальном этапе существования ядро Цереры могло разогреваться за счёт радиоактивного распада и, возможно, какая-то часть ледяной мантии находилась в жидком состоянии. По всей видимости, значительная часть поверхности и сейчас покрыта льдом или некой разновидностью ледяного реголита. По аналогии с ледяными спутниками Юпитера и Сатурна можно предположить, что под действием УФ излучения Солнца часть воды диссоциирует и образует сверхразреженную «атмосферу» Цереры. Также остаётся открытым вопрос о наличии на Церере сейчас или в прошлом криовулканизма: самая большая гора Ахуна, по результатам обработки данных зонда Dawn (2016 год) является ледяным криовулканом, а значит, карликовая планета была геологически активна по крайней мере в течение последнего миллиарда лет, а возможно, активна и сейчас. Команда миссии Dawn обнаружила и прямые свидетельства наличия водного льда в приповерхностном слое — на это указали данные инфракрасных исследований кратера Оксо (Oxo). В 2016 году была теоретически установлена возможность стабильного существования льда в приполярных кратерах, дно которых никогда не освещается Солнцем («холодных ловушках»). Этот вывод подтвердился наблюдениями инфракрасного спектрометра аппарата Dawn. В северной полярной области Цереры найдено 634 таких кратера, в 10 из них обнаружены залежи яркого материала, и для одного из этих ярких пятен спектроскопически подтверждено, что оно образовано льдом. Более того, по результатам анализа данных другого инструмента зонда Dawn, детектора нейтронов и гамма-излучения GRaND, лёд присутствует в приповерхностном слое (глубиной менее 1 метра) карликовой планеты повсеместно, а не только в отдельных кратерах; наибольшее же его количество наблюдается в приполярных широтах — до 30 %. Этот вывод сделан на основании измерения содержания водорода; также были измерены концентрации калия, железа и углерода. Судя по этим данным, верхний слой коры Цереры представляет собой глинистый материал с порами, заполненными льдом (порядка 10 % по весу). Последующий анализ изображений геологических структур даёт оценку содержания воды до 50 %. Всё это свидетельствует в пользу теории о ранней дифференциации карликовой планеты на тяжёлое каменное ядро и более лёгкие вещества у поверхности, в том числе водяной лёд, который и сохранился на протяжении всего этого времени. Спутников у Цереры не обнаружено. По крайней мере пока, наблюдения «Хаббла» исключают существование спутников размерами более 10—20 км. Поверхность На земном небосклоне Церера предстаёт слабой звездой 7-й величины. Её видимый диск очень мал, и первые детали на нём удалось разглядеть только в конце XX века с помощью орбитального телескопа «Хаббл». На поверхности Цереры различимы несколько светлых и тёмных структур, предположительно кратеров. По слежению за ними удалось точно установить период вращения Цереры (9,07 часа) и наклон оси вращения к плоскости орбиты (менее 4°). Самая яркая структура (см. рисунок справа) в честь первооткрывателя Цереры получила условное название «Пьяцци». Возможно, это кратер, обнаживший ледяную мантию или даже криовулкан. Наблюдения в ИК диапазоне показали, что средняя температура поверхности составляет 167 К (−106 °C), в перигелии она может достигать 240 К (−33 °C). Радиотелескопом в Аресибо несколько раз проводилось исследование Цереры в диапазоне радиоволн. По характеру их отражения было установлено, что поверхность Цереры довольно гладкая — видимо, за счёт высокой эластичности ледяной мантии. В 2014 году Международный астрономический союз одобрил две темы для наименования деталей поверхности Цереры: имена богов/богинь земледелия и растительности — для кратеров и названия земледельческих праздников для прочих деталей. 13 июля 2015 года присвоены первые 17 названий кратерам Цереры. Кратер, в котором находится известное яркое пятно, получил название Оккатор по имени древнеримского божества боронования. В спектрах, полученных в 2015 году станцией «Dawn», вода отсутствует, однако видна полоса гидроксила OH и несколько более слабая полоса аммония — скорее всего, это аммонизированная глина, в которой вода связана химически, в форме гидроксила. Присутствие аммиака пока не имеет объяснения, его снеговая линия лежит далеко за пределами орбиты Цереры. Также на основании данных, полученных КА Dawn, о частотном распределении кратеров по размерам на поверхности Цереры, было сделано заключение, что малое по сравнению с ожидаемым число крупных кратеров свидетельствует о том, что поверхность подвергается постепенным изменениям.


Виллем Ян Мюринг (; 17 августа 1913, Эймёйден — 1997) — нидерландский шахматист, международный мастер (1951). Многократный участник различных соревнований в составе национальной сборной по шахматам: Неофициальная олимпиада 1936 года в г. Мюнхене. 12-я олимпиада (1956) в г. Москве. 1-й Кубок Клары Бенедикт (1953). Команда Нидерландов заняла 1-е место, а В. Мюринг дополнительно выиграл золотую медаль, показав лучший результат на 5-й доске (+3 −0 =2). 1-й командный чемпионат Европы (1957) в г. Вене (предварительный этап). Спортивные достижения Ссылки Выступления Виллема Мюринга на неофициальных шахматных олимпиадах Выступления Виллема Мюринга на шахматных олимпиадах Выступления Виллема Мюринга в кубках Клары Бенедикт Выступления Виллема Мюринга в командных чемпионатах Европы Шахматисты Нидерландов


Молекулярное облако, иногда называемое также звёздная колыбель (в случае, если в нём рождаются звёзды), — тип межзвёздного облака, чья плотность и размер позволяют в нём образовываться молекулам, обычно водорода (H2). Молекулярный водород трудно зарегистрировать при помощи инфракрасных или радионаблюдений, поэтому для определения наличия H2 используют другую молекулу — CO (монооксид углерода). Соотношение между светимостью CO и массой H2, как полагают, остаётся постоянным, хотя есть причины сомневаться в правдивости этого в некоторых галактиках. Значительный размер и масса молекулярного облака приводит к эффекту гравитационной неустойчивости, из-за которого плотность вещества внутри облака становится неравномерной. В областях с повышенной плотностью при определённых условиях вещество начинает сближаться. Сближение может приобрести такую силу и скорость, что происходит гравитационный коллапс, следствием которого может стать образование новой звезды. Наблюдения В пределах нашей галактики количество молекулярного газа составляет менее одного процента объёма межзвёздной среды. В то же время это самая плотная её составляющая, включающая примерно половину всей газовой массы в пределах галактической орбиты Солнца. Большая часть молекулярного газа содержится в молекулярном кольце между 3,5 и 7,5 килопарсек от центра галактики (Солнце находится в 8,5 килопарсек от центра). Крупномасштабные карты распределения угарного газа в нашей галактике показывают, что положение этого газа коррелирует с её спиральными рукавами. То, что молекулярный газ находится в основном в спиральных рукавах, не согласуется с тем, что молекулярные облака должны формироваться и распадаться в короткий промежуток времени — меньше 10 миллионов лет — времени, которое требуется для вещества, чтобы пройти через область рукава. Если брать вертикальное сечение, молекулярный газ занимает узкую среднюю плоскость галактического диска с характерной шкалой высот, Z, приблизительно 50—75 парсек, много тоньше чем тёплый атомный (Z=130—400 пк) и тёплый ионизированный (Z=1000 пк) газовые компоненты межзвёздной среды. Области H II являются исключениями для ионизированного газового распределения, поскольку сами представляют собой пузыри горячего ионизированного газа, созданного в молекулярных облаках интенсивной радиацией, испущенной молодыми массивными звёздами и поэтому у них приблизительно такое же вертикальное распределение как у молекулярного газа. Это гладкое распределение молекулярного газа усреднено по большим расстояниям, однако мелкомасштабное распределение газа очень нерегулярно и большей частью он сконцентрирован в дискретных облаках и комплексах облаков. Типы молекулярных облаков Гигантские молекулярные облака Обширные области молекулярного газа с массами 104—106 солнечных масс называются гигантскими молекулярными облаками (ГМО). Облака могут достигнуть десятков парсек в диаметре и иметь среднюю плотность 10²—10³ частиц в кубическом сантиметре (средняя плотность вблизи Солнца — одна частица в кубическом сантиметре). Подструктура в пределах этих облаков состоит из сложных переплетений нитей, листов, пузырей, и нерегулярных глыб. Самые плотные части нитей и глыб называют «молекулярными ядрами», а молекулярные ядра с максимальной плотностью (больше 104—106 частиц в кубическом сантиметре), соответственно, «плотными молекулярными ядрами». При наблюдениях молекулярные ядра связывают с угарным газом, а плотные ядра — с аммиаком. Концентрация пыли в пределах молекулярных ядер обычно достаточна, чтобы поглощать свет от дальних звёзд таким образом, чтобы они выглядели как тёмные туманности. ГМО настолько огромны, что локально они могут закрывать значительную часть созвездия, в связи с чем на них ссылаются с упоминанием этого созвездия, например, Облако Ориона или Облако Тельца. Эти локальные ГМО выстраиваются в кольцо вокруг солнца, называемое поясом Гулда. Самая массивная коллекция молекулярных облаков в галактике, комплекс Стрелец B2, формирует кольцо вокруг галактического центра в радиусе 120 парсек. Область созвездия Стрельца богата химическими элементами и часто используется астрономами, ищущими новые молекулы в межзвёздном пространстве, как образец. Маленькие молекулярные облака Изолированные гравитационно связанные маленькие молекулярные облака с массами меньше чем несколько сотен масс Солнца называют глобулой Бока. Самые плотные части маленьких молекулярных облаков эквивалентны молекулярным ядрам, найденным в гигантских молекулярных облаках и часто включаются в те же самые исследования. Высокоширотные диффузные молекулярные облака В 1984 году IRAS идентифицировал новый тип диффузного молекулярного облака. Они были диффузными волокнистыми облаками, которые видимы при высокой галактической широте (выглядывающий из плоскости галактического диска). У этих облаков была типичная плотность 30 частиц в кубическом сантиметре. См. также Облако Ориона Примечания Ссылки Туманности Космическая пыль Типы астрономических объектов


Афо́нские подво́рья в Константинополе — подворья афонского Пантелеимонова монастыря, служившие местом для постоя в Константинополе русских паломников на Святую Гору. Как и прочие афонские подворья, были связующим звеном между Святой Горой и столицей Российской империи Санкт-Петербургом. Константинопольские Афонские подворья. История. Расположены недалеко от пристани в стамбульском квартале Каракёй (, исторически известный как Галата) в илче Бейоглу: Андреевское, Ильинское и Пантелеймоновское, выполняли функцию гостиниц, где несколько дней отдыхали паломники после путешествия морем. Небольшие церкви, были размещены на верхних этажах; небольшие купола с крестами на крышах зданий позволяют определить местонахождение этих монастырских представительств. Шестиэтажное здание (странноприимница) подворья Пантелеймоновского монастыря было возведено в 1873 году под руководством иеромонаха Паисия (Балабанова), с храмом великомученика Пантелеимона на верхнем этаже (освящен в 1879 году). В том же году была освящена Ильинская церковь на верхнем этаже здания подворья Ильинского скита. Многоэтажное здание подворья Андреевского скита было построено в 1888—1890 годы, с храмом Казанской иконы Божией Матери. В храмах подворьях совершались ежедневные богослужения для паломников из России, отправлявшихся на Афон и в Святую землю. С началом Первой мировой войны (июль 1914 г.) все подворские храмы были закрыты, здания заняты под казармы и склад, а некоторые монахи интернированы или высланы из Константинополя. После поражения осенью 1918 года Османской империи и оккупации Константинополя, благодаря усилиям прибывшего из Одессы иеромонаха Питирима (Ладыгина), 16 ноября 1918 года все подворья официально были возвращены русским монахам. В подворских зданиях до начала 1920 года разместилось нескольких тысяч российских военнопленных. В 1923–1925 гг. правительство СССР, бывшее в дружеских отношениях с новым кемалистским правительством Турции, пыталось овладеть подворьями, но, так как они находились в юрисдикции Вселенского Патриарха и никогда не принадлежали российскому государству, успеха не добилось. В конце 1929 года турецкие власти реквизировали все 3 подворья и опечатали их храмы. В 1934 г. суд принял решение вернуть русским монахам здания, и богослужения возобновились. В 1939 году была образована приходская община при Пантелеймоновской церкви, а в 1943 году — при Андреевском храме. В 1950 году при Андреевском подворьебыло создано «Русское благотворительное общество помощи бедным прихожанам святого Пантелеимона, святого Андрея, святого Ильи православных церквей» (PAE). В 1960-х гг. Пантелеймоновская церковь была фактически закрыта, службы совершались лишь изредка; управление зданиями всех подворий было передано РАЕ. Ильинское подворье (в 1932—1955 — настоятель Архимандрит Серафим (Палайда)) до закрытия в 1972 году находилось в ведении Русской Зарубежной Церкви (с 2007 года часть РПЦ). В 1995 году деятельность Пантелеимоновского подворья был возобновлена. В настоящее время богослужения по воскресеньям и праздничным дням совершаются только в храме бывшего подворья Андреевского скита и в Пантелеимоновском подворье (9 августа — память целителя Пантелеимона). Свидетельства современников Вятский священник, впоследствии самарский архиепископ и священномученик Александр (Трапицын) летом 1894 года совершил паломничество на Афон. В своем паломническом очерке, опубликованном в «Вятских епархиальных ведомостях» он писал: Пройдя по двум-трем узким и переполненным собаками переулкам, мы дошли до Ильинского подворья. Все русские афонские подворья — Ильинское, Пантелеимоновское и Андреевское — расположены в Галате, в близком соседстве одно с другим. Подворья построены специально для русских поклонников, отправляющихся в Святую Землю и на Афон, и составляют великое благо для них: под кровлей подворий русский паломник находит мирный уголок России и после шума и гама и всего, что он видит и слышит на улицах турецкой столицы, ему приятно здесь отдохнуть. Дома подворий довольно обширные, в несколько этажей и выстроены скорее в европейском, чем азиатском вкусе. При каждом подворье имеется церковь, где богомольцы ежедневно могут слушать богослужение на родном языке. Комнаты для паломников светлы и опрятны; нет в них излишних затей, но есть все необходимое; комнаты имеются и общие, и отдельные. Пища в подворьях предлагается одинаковая с братской; определенной платы за неё не назначается, а каждый платит по своим средствам. Под вечер отец Корнилий и Елена принимали паломников у себя на шестом этаже в Свято-Пантелеимоновом храме. Церковь маленькая, но со своим куполом, который несколько странно смотрелся с улицы над обычным старым домом. Надо сказать, что по соседству на зданиях той же высоты были еще два купола с крестами. Поверхность куполов византийского типа выкрашена одинаковой ярко-зеленой краской. Это почти впритык расположились ещё два Афонских подворья: Ильинское и Андреевское, уже не принадлежащие русским. В храме святого великомученика Пантелеймона чисто, всё на своих местах. Впечатление такое, будто ничего не изменилось с момента, когда в 50-х годах прошлого столетия подворье было оставлено монахами на произвол судьбы из-за недостатка братии на самом Афоне. Адреса Афонских подворий в Стамбуле В Стамбуле есть три исторически русских подворья, расположенных вблизи друг от друга в микрорайоне Каракёй (Галата); из них открыты 2, которые ныне находятся в церковной юрисдикции Вселенского патриархата: Подворье Пантелеимонова на Афоне монастыря. Адрес: 34425, Hoca Tahsin Sok. No: 19 Karaköy, Beyoğlu, İstanbul. Телефон: (0212) 244-12-06. Находится недалеко от Галатского моста через Золотой Рог. В церкви на 6-м этаже паломнического корпуса находится список с чудотворной иконы Владимирской Божией Матери. Сохраняет статус монастырского подворья, богослужение на церковнославянском языке. Андреевское подворье (бывшее). Адрес: Mumhane Cad. No:39 Karaköy, Beyoğlu, İstanbul. Считается подворьем монастыря Ватопед, функционирует как приход, посещаемый преимущественно русскоязычными жителями Стамбула. Открыт по субботам и воскресеньям. Ильинское подворье. Адрес: Karanlik Firin Sok. No:3. Закрыто. Примечания Ссылки «Непоколебимый столп Церкви Катакомбной», Схиепископ Петр (Ладыгин) Афонское подворье Свято-Пантелеимоновского монастыря в Стамбуле. Л.Н. Блинова Паломничество Церкви Стамбула Константинополь