Местная группа галактик (Местная группа) — группа галактик, содержащая Млечный Путь и ещё более 100 галактик. Её размер составляет 2—3 мегапарсека, общая масса — около 4—5 . По различным параметрам в Местной группе доминируют две спиральные галактики: галактика Андромеды и Млечный Путь — наша Галактика. Галактика Андромеды крупнее нашей Галактики и содержит больше звёзд, но Млечный Путь имеет сравнимую или даже бо́льшую массу, чем у галактики Андромеды. В Местной группе представлены галактики разных морфологических типов: спиральные галактики, неправильные галактики различных светимостей, а наиболее многочисленные классы объектов — карликовые эллиптические и карликовые сфероидальные галактики. Каждая из этих галактик имеет систему спутников, эти системы называются, соответственно, подгруппой Андромеды и подгруппой Млечного Пути, а некоторые галактики не связаны ни с одной из этих групп. В пространстве между галактиками содержится газ, который постепенно перетекает в галактики. Местная группа находится в Местном сверхскоплении галактик. В центре Местного сверхскопления находится Скопление Девы, содержащее более 1000 галактик, от которого Местная группа удалена на 10 мегапарсек. У границ Местной группы находится некоторое количество галактик, принадлежность которых к Местной группе не вполне очевидна, например, . Общие сведения Местная группа галактик, также называемая просто Местной группой — гравитационно связанная группа галактик, содержащая Млечный Путь и ещё несколько крупных галактик, таких как галактика Андромеды и галактика Треугольника, а также более 100 менее массивных галактик. Её диаметр составляет 2—3 мегапарсека, полная масса — около 4—5 , а суммарная светимость — 4,2 . Большинство галактик во Вселенной состоит именно в таких относительно небольших группах галактик, как Местная группа. Лишь меньшинство галактик являются изолированными или же принадлежат к крупным скоплениям галактик. Галактики Местной группы Основные параметры галактик По массе, размеру и другим параметрам в Местной группе доминируют две спиральные галактики: галактика Андромеды и Млечный Путь — наша Галактика. Галактика Андромеды крупнее нашей Галактики и содержит больше звёзд, но Млечный Путь имеет сравнимую или даже бо́льшую массу, чем у галактики Андромеды, благодаря массивному гало тёмной материи. Третья крупная спиральная галактика — галактика Треугольника — значительно уступает первым двум по массе. Она имеет поздний морфологический тип, в то время как галактика Андромеды относится к спиральным галактикам раннего типа. Остальные галактики группы имеют небольшой размер: из них две крупнейших — это Большое и Малое Магеллановы Облака — взаимосвязанная пара спутников Млечного Пути, относящихся к неправильным галактикам. Если принять, что галактики с абсолютной звёздной величиной тусклее −18m являются карликовыми, то к таковым относятся все галактики, кроме Млечного Пути, галактики Андромеды, галактики Треугольника и Большого Магелланова Облака. Карликовые галактики Местной группы делятся на три типа: карликовые неправильные, карликовые эллиптические и карликовые сфероидальные. Из них наиболее многочисленны галактики последнего типа: из 75 галактик, известных на 2012 год, 53 являются именно карликовыми сфероидальными. К карликовым неправильным галактикам относятся такие объекты, как NGC 6822, IC 1613 и Лев I, а пример яркой неправильной галактики ― Большое Магелланово Облако. Среди карликовых эллиптических галактик наиболее яркая — M 32, а к карликовым сфероидальным относятся, например, карликовая галактика в Скульпторе и NGC 205 (M 110). Таким образом, в Местной группе представлены галактики разных морфологических типов: отсутствуют лишь гигантские эллиптические галактики и голубые компактные галактики, хотя IC 10, вероятно, близка к последнему типу. Распределения параметров По данным, которые полны до абсолютной звёздной величины −11m, функция светимости описывается функцией Шехтера с показателем . Для Местной группы это значение соответствует менее крутому наклону графика данной функции, чем у многих богатых скоплений галактик. Для галактик Местной группы известна зависимость между светимостью и металличностью: более яркие, а значит, и более массивные галактики имеют более высокое содержание тяжёлых элементов. Существует усреднённое соотношение для абсолютной звёздной величины и металличности , причём галактики ранних морфологических типов в основном имеют более низкие светимости, чем предсказывается этим соотношением, а неправильные галактики — более высокие. Ещё одно соотношение связывает экспоненциальный масштаб диска галактики со светимостью: чем выше светимость, тем больше экспоненциальный масштаб. Вблизи центра масс Местной группы располагается небольшое число галактик, что неудивительно, поскольку центр масс располагается между нашей Галактикой и галактикой Андромеды, и большое число галактик находится вблизи этих двух. Половина галактик Местной группы находится на расстоянии менее 450 килопарсек от центра масс, а за пределами расстояния в 900 килопарсек галактики уже практически не встречаются, так что Местная группа является довольно компактной. Наблюдается корреляция морфологического типа галактик с их окружением. Так, большинство сфероидальных и карликовых сфероидальных галактик находятся в подгруппе Млечного Пути или в подгруппе Андромеды (см. ниже), а неправильные галактики в основном рассредоточены в других частях Местной группы. Структура Местной группы Галактика Андромеды и Млечный Путь имеют выраженные системы спутников, которые в Местной группе составляют подгруппу Андромеды и подгруппу Млечного Пути, в каждой из которых находится более двух десятков галактик. Несколько десятков галактик входят в Местную группу, но не относятся к какой-либо из этих двух подгрупп, хотя в Местной группе можно выделить и ещё несколько подгрупп меньших размеров. Галактика Треугольника, возможно, является спутником галактики Андромеды, а в свою очередь, возможно, удерживает галактику LGS 3 как спутник. Подгруппа Млечного Пути простирается на 300 килопарсек, а расстояние от неё до подгруппы Андромеды составляет около 760 килопарсек. Движение галактик Солнце движется относительно Местной группы со скоростью 306 км/с, в направлении точки на небесной сфере с галактическими координатами , называемой апексом. Это движение проявляется в том, что близкие к апексу галактики Местной группы имеют отрицательные лучевые скорости, то есть, приближаются к Солнцу, а далёкие от апекса — положительные. Дисперсия скоростей галактик в Местной группе составляет 61 км/с. Млечный Путь и галактика Андромеды сближаются со скоростью 120 км/с, что в будущем приведёт к их столкновению и слиянию (см. ниже). Межгалактическая среда В Местной группе в пространстве между галактиками содержится газ, который постепенно перетекает в галактики: например, масса Млечного Пути из-за перетекания вещества увеличивается, по оценкам, на 1 % за миллиард лет. В то же время, когда между галактиками имеют место приливные взаимодействия, газ выбрасывается обратно в межгалактическую среду. Первоначально межгалактические облака были открыты как облака газа, движущиеся с большими лучевыми скоростями, поэтому они были названы (). Одно из таких облаков, называемое Комплекс C, находится на расстоянии не менее 2,4 килопарсек и падает на Млечный Путь со скоростью более 100 км/с. С учётом того, что металличность вещества в этой структуре составляет около 9 % от солнечной, Комплекс C не мог быть ранее выброшен из Млечного Пути галактическим фонтаном. Типичные межгалактические облака в Местной группе имеют массу порядка 3 и диаметр — 30 килопарсек, концентрация газа в них составляет порядка см−3. У межгалактических облаков наблюдаются меньшие лучевые скорости, чем у галактик Местной группы при том же угловом расстоянии до апекса Солнца (см. выше): эта особенность указывает на то, что межгалактические облака продолжают падать в Местную группу. Расположение и взаимодействие с другими объектами Расположение и движение Местная группа удалена приблизительно на 10 мегапарсек от крупного скопления Девы, которое содержит более 1000 галактик. По этой причине иногда говорят, что Местная группа находится на окраине этого скопления, хотя границы групп и скоплений галактик довольно условны. В любом случае, Местная группа находится в Местном сверхскоплении галактик, в центре которого находится скопление Девы. Местное сверхскопление — не связанная гравитационно структура сплюснутой формы, размерами в десятки мегапарсек, содержащая около 100 групп и скоплений галактик. Относительно реликтового излучения Местная группа движется со скоростью 627 км/с в направлении точки на небесной сфере с галактическими координатами . 44 % этого движения вызвано притяжением Великого аттрактора — области с повышенной концентрацией галактик, удалённой на 80 мегапарсек, массой , остальная доля вызвана притяжением других, более удалённых подобных структур. Границы и ближайшее окружение Для галактик у внешних границ Местной группы не всегда очевидна их принадлежность к группе. Чтобы оценить вероятность, что галактика относится к Местной группе, используют три критерия: галактика должна находиться на расстоянии около 1,5 мегапарсек или ближе к Солнцу, не должна сильно выбиваться из соотношения между лучевой скоростью и положением на небе (см. выше), а также не должна быть подтверждённым членом другой группы галактик. Более объективной границей Местной группы может служить поверхность нулевой скорости — она определяется расстоянием от центра группы, дальше которого расширение Вселенной по закону Хаббла преодолевает гравитационное притяжение между членами группы, для Местной группы её радиус составляет около 1 мегапарсека. Так, вблизи границы Местной группы располагается , состоящая из карликовых галактик, таких как NGC 3109, Карликовая галактика в Насосе, Секстант A и B, хотя вероятно, что это скорее не связанная гравитационно ассоциация.


wikipedia

Национальный молдавский дивизион 2010/2011 — 20-й чемпионат Молдавии по футболу, в котором приняли участие 14 клубов. Чемпионом впервые стала столичная «Дачия». События «Вииторул» (Оргеев) сменил название на «Милсами». Ни 1 из клубов не покинул Национальную дивизию, куда поднялись ФК «Костулены» и «Гагаузия» (Комрат), занявшие первое и третье места в Дивизии «А». Участники Турнирная таблица Результаты матчей Лучшие бомбардиры Ссылки Официальная страница Статистика сезона Молдавия. Спорт Футбол в Европе в 2010 году Футбол в Европе в 2011 году Чемпионат Молдавии по футболу Спорт в Молдавии в 2010 году Спорт в Молдавии в 2011 году Национальные футбольные чемпионаты в сезоне 2010/2011


Млечный Путь (Галактика) — спиральная галактика с перемычкой, в которой находится Земля и Солнечная система. Радиус звёздного диска Млечного Пути и радиус Галактики составляют 16 килопарсек. Полная масса Галактики с учётом тёмной материи оценивается как 1—2 . В Млечном Пути находится от 100 до 400 миллиардов звёзд, а его светимость составляет 2 . По сравнению с другими спиральными галактиками Млечный Путь имеет довольно большую массу и высокую светимость. Солнечная система расположена на расстоянии в 7,5—8,5 килопарсека от центра Галактики и движется вокруг него со скоростью 220 км/с. Все звёзды, видимые невооружённым глазом, относятся к нашей Галактике, но название «Млечный Путь» происходит от светлой туманной полосы в ночном небе, свет которой создаётся многочисленными тусклыми звёздами в диске Галактики. Из-за того, что Земля находится внутри Млечного Пути, точный вид нашей Галактики снаружи неизвестен. Большинство звёзд в Галактике сосредоточено в галактическом диске со спиральными рукавами. Также в ней присутствуют средних размеров балдж и умеренно выраженный бар, и по морфологической классификации её относят к типу SBbc или SABbc. Кроме того, диск Млечного Пути окружён галактическим гало, в котором содержится небольшая доля звёзд и большое количество гипотетической тёмной материи. В центре Галактики расположена сверхмассивная чёрная дыра. В Млечном Пути темп звездообразования составляет 1,6—2 в год. В упрощённом виде звёздное население Галактики можно разделить на население I и население II. Первое состоит из относительно молодых звёзд с высокой металличностью, которые двигаются по орбитам, близким к круговым, и составляют плоский вращающийся галактический диск. Второе — это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами, которые движутся по вытянутым орбитам и составляют гало сфероидальной формы, которое не вращается как целое, и балдж. Межзвёздный газ и рассеянные звёздные скопления относятся к населению I, а шаровые скопления — к населению II. Более точным является разделение звёздного населения на подсистемы толстого и тонкого диска, гало и балджа по отдельности. Различные подсистемы галактики также имеют разную динамику: более плоские подсистемы быстрее вращаются и имеют меньшую дисперсию скоростей. Млечный Путь находится в Местной группе галактик. Галактика является второй в группе по размеру и по количеству звёзд после галактики Андромеды, но массы двух галактик сравнимы. Галактика имеет более двух десятков галактик-спутников, из которых наиболее крупные — Большое и Малое Магеллановы Облака. Через 4 миллиарда лет произойдёт столкновение и слияние Млечного Пути и галактики Андромеды, в результате чего образуется эллиптическая галактика. Млечный Путь известен с древности. В 1610 году Галилео Галилей обнаружил, что диффузный свет полосы Млечного Пути создаётся большим количеством тусклых звёзд. Через полтора века, в 1784—1785 годах, Уильям Гершель сделал первую попытку определить размер и форму нашей Галактики. Гершель сделал вывод, что Млечный Путь имеет форму сплюснутого диска, однако сильно недооценил его диаметр. В 1917 году Харлоу Шепли впервые показал, что Солнце находится вдали от центра нашей Галактики, а в 1924—1925 годах Эдвин Хаббл смог доказать, что Вселенная не ограничивается нашей Галактикой. Важную роль в изучении нашей Галактики сыграл космический телескоп Hipparcos, запущенный в 1989 году, с помощью которого были измерены координаты, собственные движения и расстояния до большого количества звёзд. С 2013 года эту задачу выполняет космический телескоп Gaia. Млечный Путь с древности имел культурное, религиозное и философское значение у разных народов. Само название «Млечный Путь» происходит из греко-римской мифологии. По одной из легенд, Гера отказывалась кормить грудью незаконнорождённых детей Зевса. Однажды, пока Гера спала, Гермес поднёс к её груди Геракла, и после того, как тот начал кормиться, Гера проснулась и оттолкнула его. Молоко, которое брызнуло при этом из груди, превратилось в Млечный Путь. Само слово «галактика» также связано с этим мифом и происходит от , что в переводе означает «молочный круг». Общие характеристики Млечный Путь — спиральная галактика, в которой находится Земля и вся Солнечная система. Млечный Путь также называют Галактикой — с заглавной буквы. Раздел астрономии, который занимается изучением Млечного Пути — галактическая астрономия. Звёздный диск Млечного Пути простирается до расстояния в 16 килопарсек от центра, радиус Галактики принято считать таким же. Звёздное гало прослеживается до расстояния в 80 килопарсек от центра, а система шаровых звёздных скоплений ― ещё дальше, до 100 килопарсек. В пределах 21 килопарсека от центра Млечного Пути содержится масса 2 . Полная масса нашей Галактики с учётом тёмной материи чаще всего оценивается как 1—2 , хотя некоторые значения находятся вне этого диапазона. Из этой величины на звёзды, которых в нашей Галактике содержится, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов, приходится около 5―6 . Светимость Млечного Пути в полосе V составляет 2 , что соответствует абсолютной звёздной величине −20,9m. Таким образом, по сравнению с другими спиральными галактиками Млечный Путь имеет довольно большую массу и высокую светимость. Положение Солнечной системы Солнечная система расположена на расстоянии в 7,5—8,5 килопарсек от центра Галактики в небольшом спиральном Рукаве Ориона, между крупными рукавами Персея и Стрельца на расстоянии 1,5—2 килопарсека от обоих. От галактической плоскости Солнечная система удалена на 10 парсек. Наклон эклиптики к галактической плоскости составляет 60 градусов. Солнце движется относительно центра Галактики со скоростью около 220 км/с и делает полный оборот вокруг него за 240 миллионов лет. Относительно ближайших звёзд Солнце движется со скоростью 20 км/с в направлении созвездия Геркулеса. Орбита Солнца в Галактике отличается от круговой: в процессе движения Солнце может оказываться на 0,1 килопарсек ближе и на 0,6 килопарсек дальше от центра, чем сейчас, и удаляться от галактической плоскости на расстояние до 85 парсек. Положение Солнечной системы внутри нашей Галактики вносит определённые особенности в возможности её изучения. С одной стороны, только в Млечном Пути можно наблюдать объекты с небольшой светимостью, такие как красные и белые карлики, напрямую измерять размер и форму некоторых звёзд, а также изучать трёхмерную структуру Галактики: для других галактик строение известно лишь в проекции на небесную сферу. Это же обстоятельство создаёт, однако, и ряд проблем. Объекты Галактики расположены со всех сторон, а расстояния до них сильно различаются, так что для изучения Млечного Пути необходимо проводить обзор всего неба и учитывать различие расстояний. Кроме того, на свет от объектов вблизи галактического экватора сильно влияет межзвёздное поглощение, связанное с присутствием межзвёздной пыли в диске Галактики. Галактическая система координат Для изучения Млечного Пути удобно использовать галактическую систему координат, непосредственно связанную со структурой нашей Галактики. В ней используется галактический экватор — большой круг небесной сферы, который совпадает с плоскостью диска Галактики. Первая координата — галактическая широта — равна углу между направлением на светило и галактическим экватором. Вторая координата — галактическая долгота — равняется углу вдоль галактического экватора между направлением на центр Галактики и направлением на светило. Центр Галактики в этой системе имеет координаты , . Северный и южный полюса Галактики расположены, соответственно, на и . Центр Галактики в этой системе координат не совпадает с положением радиоисточника Стрелец A* в ядре Галактики, а отстоит от него приблизительно на 5 минут дуги, поскольку Стрелец A* был открыт позднее, чем была введена эта система координат. На эпоху J2000.0 координаты центра Галактики в экваториальной системе координат — склонение и прямое восхождение — составляют , . Галактический экватор наклонён к небесному экватору на 62,87°, экваториальные координаты северного полюса Галактики составляют , . Внешний вид Вид с Земли Все звёзды на небе, видимые невооружённым глазом, относятся к нашей Галактике. Несмотря на это, когда говорят о виде ночного неба, Млечный Путь ограничивают только светлой туманной полосой с тем же названием, которая опоясывает всё небо. Свет Млечного Пути создаётся звёздами диска Галактики, большинство которых не видны по отдельности. Млечный Путь можно увидеть на достаточно тёмном ночном небе — вдали от городов и при отсутствии Луны над горизонтом. Млечный Путь в небе имеет неровную форму, его ширина составляет около 15 градусов. На фоне Млечного Пути располагаются различные туманности, например, туманность Лагуна и туманность Розетка. Некоторые участки, такие как Большой Провал, кажутся более тёмными, поскольку свет с тех направлений перекрывается облаками межзвёздной пыли. Наиболее ярким Млечный Путь становится в направлении на центр Галактики. Межзвёздное поглощение в диске приводит к тому, что вокруг галактического экватора присутствует зона избегания — область, занимающая 20 % неба, где в оптическом диапазоне не видны внегалактические объекты. Тем не менее, галактики в зоне избегания могут быть обнаружены, например, при наблюдениях в инфракрасном и радиодиапазоне. Вид снаружи Поскольку Земля находится внутри Млечного Пути, точный вид нашей Галактики снаружи неизвестен, однако, опираясь на информацию о строении Галактики, которое можно определять различными способами (см. ниже), можно моделировать её внешний вид, а также предполагать, что галактики со сходными параметрами должны выглядеть похожими на Млечный Путь. Структура Звёзды в нашей Галактике сосредоточены в основном в диске. Кроме того, в Галактике присутствует балдж средних размеров и раскрытые спиральные рукава, а также умеренно выраженный бар.


Таким образом, Млечный Путь — спиральная галактика позднего морфологического типа, причём некоторые её параметры, например, общее количество нейтрального водорода и размер балджа, соответствуют типу Sb, а другие, как темп звездообразования — типу Sc. С учётом наличия бара, по морфологической классификации нашу Галактику относят к типу SBbc или SABbc. Структурные составляющие Галактики отличаются не только расположением и формой, но и параметрами звёздного населения, такими как возраст и металличность (см. ниже), и динамикой (см. ниже). Диск Диск — основная составляющая нашей Галактики по содержанию звёздной массы. Он имеет плоскую форму и в нём также находятся спиральные рукава. Звёздная масса всего диска составляет около 5 . Диск нашей Галактики можно подразделить на тонкий и толстый, причём в первом содержится приблизительно на порядок больше массы, чем во втором, и 80 % барионной массы Галактики вообще. Эти составляющие имеют разные параметры, и, вероятно, сформировались различным образом (см. ниже). В окрестностях Солнца толстый диск имеет толщину 1,2 килопарсека, тонкий — 300—400 парсек и содержит ещё более тонкую газовую составляющую. И тонкий, и толстый диск становятся толще во внешних областях Галактики. Толстый диск состоит в основном из старых звёзд с низкой металличностью, а в тонком звёзды более молодые и богатые металлами (см. ниже), между ними есть и другие различия. Распределение плотности вещества в зависимости от расстояния до центра в тонком диске Млечного Пути, как и в других галактиках, экспоненциальное, его характерный радиус составляет 3 килопарсека. Тонкий диск простирается до 16 килопарсек от центра Галактики, а газовая составляющая простирается дальше и прослеживается вплоть до 35 килопарсек от центра. Диск имеет искривлённую форму во внешних областях, вероятно, из-за взаимодействия с другими галактиками. Спиральные рукава О наличии спиральных рукавов в диске Галактики трудно сделать вывод, наблюдая в оптическом диапазоне, из-за поглощения света межзвёздной пылью. Однако при составлении карты распределения нейтрального водорода или молекулярных облаков, а также очень молодых объектов, таких как звёздные ассоциации, спиральные рукава можно заметить. Плотность газа в рукавах в несколько раз превышает плотность в остальных частях диска, а также именно там наиболее активно происходит звездообразование. Спиральные рукава представляют собой волны плотности, так что спиральный узор в целом вращается с другой скоростью, чем звёзды и газ. Расположение, длина и даже количество спиральных рукавов ещё точно не определены, но чаще всего считается, что в Млечном Пути четыре крупных спиральных рукава: два главных — рукав Центавра и рукав Персея, и два вторичных — рукав Наугольника и рукав Стрельца. Их форма представляет собой логарифмические спирали, закрученные под углом около 12°. Помимо крупных рукавов, выделяются и более мелкие подобные образования, как, например, рукав Ориона, также называемый Местным рукавом. Газовые составляющие рукавов простираются гораздо дальше, чем система звёзд в Галактике. Кроме того, молекулярный газ в диске образует кольцо со внутренним и внешним радиусами 4 и 6 килопарсек от центра. Окрестности Солнечной системы Наиболее изученная область Галактики — окрестность Солнечной системы. Например, в пределах 10 парсек от Солнца известно 373 звезды, среди которых 20 белых карликов, 85 коричневых карликов, большинство — красных карликов. Расстояние от Солнца до ближайшей звезды — Проксимы Центавра — составляет 1,3 парсека, до ближайшего звёздного скопления — Гиад — 40 парсек. Вокруг Солнечной системы расположен пояс Гулда — кольцеобразная структура, содержащая большое количество ярких звёзд и газа. Пояс Гулда имеет эллиптическую форму, его размеры — приблизительно 500×1000 парсек и он наклонён на 20° к плоскости диска Галактики, а Солнце удалено на 100 парсек от его центра. Среди всех звёзд спектральных классов O и B, расположенных в пределах 1 килопарсека от Солнца, 90 % находятся в поясе Гулда. Для окрестности Солнца можно определить плотность вещества по динамическим характеристикам Галактики, а также измерить плотность различных наблюдаемых составляющих диска. Различие этих величин, по всей видимости, обусловлено наличием тёмной материи (см. ниже). В таблице приведён вклад каждой составляющей в объёмную плотность в ближайшей окрестности Солнца и в поверхностную плотность диска по всей его толщине: Оценки для объёмной и для поверхностной плотности не противоречат друг другу. Например, различие доли тёмной материи в ближайшей окрестности Солнца и по всей толщине диска отражает тот факт, что плотность тёмной материи медленнее снижается при удалении от диска, чем плотность обычного вещества, поэтому вклад тёмной материи во всей толщине диска выше, чем вблизи его плоскости. С учётом толщины диска, оценки объёмной и поверхностной плотности тёмной материи согласуются, хотя величина объёмной плотности в 0,01 /пк³ не превышает погрешности измерения. Балдж В центральной части Млечного Пути присутствует умеренно выраженный балдж. Он представляет собой сплюснутый сфероид размерами 2,2×2,9 килопарсека, а его масса вместе с баром (см. ниже) составляет около 9 . Физически балдж нашей Галактики не является классическим, а относится к псевдобалджам ― в отличие от классических балджей, они вращаются, имеют более плоскую форму и больше похожи на диски. Балдж Млечного Пути имеет как ящикообразную, так и дискообразную составляющую. В изучении балджа важную роль сыграло наличие окна Бааде — небольшой области неба вблизи центра Галактики, где межзвёздное поглощение относительно мало, что позволяет наблюдать объекты этой составляющей Галактики. Бар В Млечном Пути присутствует бар — вытянутая структура в центральной части диска. Его радиус составляет 4 килопарсека и его большая ось направлена под углом 20° к лучу зрения. Ближе к Солнцу находится та часть бара, которая видна на положительной галактической долготе, поэтому видимое распределение звёзд в центральной области Галактики оказывается асимметричным. Другой признак, указывающий на наличие бара ― аномальные скорости движения газа в центральной части Галактики, в частности, его положительные и отрицательные лучевые скорости достигают 200 км/с. Гравитационный потенциал бара несимметричен, так что он может придавать газу дополнительный момент силы. Кроме основного бара, в центре Галактики есть и вторичный бар небольшого размера, с радиусом около 150 парсек, который ориентирован практически перпендикулярно основному. По всей видимости, именно с этим вторичным баром связано кольцо молекулярного газа в центре Галактики радиусом в 200 парсек. Гало Звёздное гало — протяжённая подсистема Галактики практически сферической формы. Звёздное гало простирается до расстояния в 80 килопарсек от центра Галактики, а самые далёкие звёзды были обнаружены в 320 килопарсеках. Гало содержит лишь несколько процентов всех звёзд Млечного Пути — его звёздная масса составляет около , при этом в гало содержится большое количество тёмной материи (см. ниже). Звёздное гало неоднородно: в нём наблюдаются звёздные потоки, такие как поток Стрельца и Кольцо Единорога. Звёздные потоки — группы звёзд, занимающих определённую область пространства, которые особенно выделяются близкими скоростями и сходным химическим составом. Поэтому их появление объясняется разрушением карликовых галактик, которые были спутниками Млечного Пути, приливными силами. В частности, карликовая эллиптическая галактика в Стрельце в настоящее время испытывает сильное приливное воздействие и создаёт поток Стрельца. Центр В центре Галактики находится сверхмассивная чёрная дыра. Её масса составляет 4,3 , она наблюдается как компактный источник радиоизлучения Стрелец A* и входит в состав более крупного радиоисточника Стрелец A. Вблизи этой чёрной дыры известны отдельные звёзды: у одной из них период обращения вокруг центра Галактики составляет 15 лет, другая приближалась к центру на расстояние в 60 а.е. и двигалась со скоростью 9000 км/с. Центральная область размером около 1 парсека содержит два звёздных скопления: относительно старое с массой и очень молодое с массой 1,5 , оба имеют дискообразную форму. Также в области размером 2×3 парсека вокруг центра отсутствует газ: вероятно, он был унесён звёздным ветром. На границе этой области находится газовое кольцо, которое, по-видимому, представляет собой аккреционный диск чёрной дыры. В пределах 100 парсек от центра Галактики ― области, которую часто называют ядром ― происходит активное звездообразование: там обнаружены остатки сверхновых, источники инфракрасного излучения и гигантские молекулярные облака. На большем удалении от центра располагается — кольцеобразная область радиусом 200 парсек, содержащая большое количество молекулярного газа. Изучение центра Галактики затруднено тем, что величина поглощения света межзвёздной пылью в направлении центра достигает 30m в полосе V, так что эту область наблюдают только в инфракрасном и радиодиапазоне. Состав Звёздное население В Млечном Пути темп звездообразования составляет, по разным оценкам, 1,6—2 в год. В очень упрощённом виде звёздное население Галактики можно разделить на население I и население II. Первое состоит из относительно молодых звёзд с высокой металличностью, которые двигаются по орбитам, близким к круговым, и составляют плоский вращающийся галактический диск. Второе — это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами, которые движутся по вытянутым орбитам и составляют гало сфероидальной формы, которое не вращается как целое, и балдж. К тому или иному населению могут относиться не только звёзды, но и другие объекты Галактики. Среди характерных представителей населения I — межзвёздный газ, звёздные ассоциации и рассеянные скопления, а также классические цефеиды. К населению II относятся, например, шаровые скопления и переменные типа RR Лиры. Однако вышеописанная система считается в целом устаревшей.


Корреляция между возрастом, химическим составом и кинематикой оказалась неидеальной, а вместо чёткого разделения была обнаружена более плавная градация. В каждой части Галактики в действительности наблюдаются звёзды разных возрастов и металличностей: разброс этих параметров оказывается довольно большим. Кроме того, по характеристикам населения диск можно разделить на тонкий и толстый диск (см. выше), а население балджа отличается от населения гало, поэтому целесообразнее говорить о населениях этих четырёх подсистем по отдельности. К населению тонкого диска принадлежит Солнце и 96 % звёзд в его окрестности. Тонкий диск содержит звёзды различных возрастов: от возникающих прямо сейчас до звёзд возрастом 10 миллиардов лет, а их средний возраст составляет 6 миллиардов лет. Таким образом, тонкий диск — относительно молодая подсистема, где до сих пор идёт звездообразование, наиболее активное в спиральных рукавах. Звёзды тонкого диска имеют высокую металличность: в среднем доля тяжёлых элементов в них сравнима с солнечной и у большинства звёзд составляет от 1/3 до 3 солнечных. В тонком диске наблюдается градиент металличности: во внутренних частях диска она выше, чем во внешних. Тонкий диск быстро вращается вокруг центра Галактики, а звёзды движутся по орбитам, близким к круговым. В окрестности Солнца скорость движения звёзд тонкого диска составляет около 220 км/с. Население толстого диска по различным параметрам отличается от населения тонкого. К толстому диску относится около 4 % звёзд вблизи Солнца, вероятно, одной из них является Арктур. Эти звёзды довольно старые, их возраст составляет около 10—12 миллиардов лет. Они имеют более низкую металличность, чем звёзды тонкого диска: у большинства из них содержание металлов — от 1/10 до 1/2 солнечного, в среднем — 1/4. При этом в звёздах толстого диска содержание альфа-элементов, таких, как кислород и магний, по отношению ко всем металлам выше, чем в тонком диске. Толстый диск, как и тонкий, вращается, но с меньшей на 40 км/с скоростью, так что звёзды двигаются по эллиптическим орбитам и обладают более высокой дисперсией скоростей. Звёздное гало состоит из старых звёзд с очень низкой металличностью, в основном субкарликов, — ближайшей к Солнцу звездой гало является звезда Каптейна. Возрасты звёзд гало превышают 12 миллиардов лет, а доля металлов обычно составляет от 1/100 до 1/10 солнечной, чаще всего — около 1/30. Звёзды этой подсистемы практически не имеют суммарного момента импульса, обладают большой дисперсией скоростей и движутся по очень вытянутым орбитам, поэтому звёздное гало в целом имеет близкую к сферической форму и не вращается. Балдж Галактики состоит в основном из звёзд старше 7 миллиардов лет, но в нём встречаются и более молодые звёзды, некоторые из которых моложе 500 миллионов лет. Металличность звёзд балджа сильно варьируется — для большинства звёзд эта величина лежит в диапазоне от 2 % до 1,6 солнечных, но в среднем она относительно высока и составляет 0,6 солнечной, кроме того, звёзды балджа обогащены альфа-элементами. По-видимому, население балджа сформировалось под воздействием различных механизмов. Вблизи Солнца нет представителей населения балджа. Звёздные скопления и ассоциации В Млечном Пути присутствуют различные группы звёзд: шаровые и рассеянные звёздные скопления, а также звёздные ассоциации. В этих системах звёзды имеют общее происхождение. Кроме того, в Галактике встречаются движущиеся группы звёзд, где звёзды не обязательно сгруппированы в пространстве, но обладают близкими скоростями движения. Шаровые скопления Шаровые скопления имеют близкую к сферической форму и содержат большое количество звёзд: от тысяч до миллионов, а их размеры составляют от 3 до 100 парсек. Самое яркое шаровое скопление Млечного Пути, Омега Центавра, имеет абсолютную звёздную величину −10,4m, а у самых тусклых она составляет около −3m, среднее и наиболее часто встречающееся значение — −7m. Шаровые скопления населяют балдж и гало: они встречаются на расстояниях до 100 килопарсек от центра, а в центре они сосредоточены в наибольшей степени. Шаровые скопления в Млечном Пути ― старые объекты, возрасты которых составляют 11―13 миллиардов лет, хотя не во всех галактиках это так — во многих встречаются молодые шаровые скопления. Эти объекты в основном имеют низкие металличности, вплоть до −2,5, но у некоторых скоплений металличность превышает солнечную. Известно около 150 таких объектов в Галактике, а общее их количество должно составлять приблизительно 200: некоторые из них скрыты межзвёздной пылью и потому не наблюдаются. В Млечном Пути выделяется две подсистемы шаровых скоплений: F-скопления, или скопления гало, которые имеют металличность ниже −0,8, и G-скопления, или скопления диска, металличность которых выше этого значения. Скопления гало распределены практически сферически симметрично, простираются до бо́льших расстояний от центра и более многочисленны, чем скопления диска, которые образуют более плоскую подсистему. Вероятно, скопления диска относятся к населению толстого диска. Рассеянные скопления В отличие от шаровых скоплений, рассеянные имеют менее упорядоченную форму и более разрежены, имеют меньшие размеры ― порядка 10 парсек и ниже, и меньшее количество звёзд ― от десятков до нескольких тысяч. Самые тусклые рассеянные скопления имеют абсолютные звёздные величины слабее −3m, а у самых ярких этот параметр достигает −9m. Рассеянные скопления распределены в плоскости Галактики, а самые молодые из них сконцентрированы в спиральных рукавах. Рассеянные скопления ― в основном молодые объекты, а большинство из них распадается за несколько сотен миллионов лет после возникновения, хотя среди них встречаются и гораздо более старые объекты. Соответственно, в рассеянных скоплениях встречаются яркие голубые звёзды, которые отсутствуют в шаровых. Рассеянные скопления имеют высокие металличности, в среднем сравнимые с солнечной. В Галактике известно более 1200 рассеянных скоплений. Однако из-за того, что такие скопления не всегда выделяются на фоне других звёзд и находятся в диске Галактики, где их мешает наблюдать межзвёздное поглощение, известна лишь малая часть всех рассеянных скоплений Галактики. Звёздные ассоциации Звёздные ассоциации — очень молодые группы звёзд, которые вместе сформировались в одной области. Ассоциации имеют крупные размеры — до 80 парсек, поэтому звёзды в ассоциациях слишком слабо связаны гравитацией и за несколько миллионов лет такие структуры распадаются. Хотя в ассоциациях обычно не более тысяч звёзд, самые яркие из них могут быть даже ярче шаровых скоплений, поскольку в них содержатся массивные яркие звёзды с небольшими сроками жизни. Межзвёздная среда Пространство между звёздами нашей Галактики заполнено разреженной межзвёздной средой, которая сосредоточена в диске и состоит на 99 % из газа — преимущественно водорода и гелия. Ещё 1 % составляет пыль, которая проявляет себя межзвёздным поглощением и поляризацией света. К межзвёздной среде также относят магнитное поле, сила которого составляет 3 микрогаусса — эта величина слишком мала, чтобы влиять на движение газа в Галактике, но достаточна, чтобы частицы пыли поворачивались определённым образом и создавали поляризацию света. В межзвёздной среде присутствуют космические лучи — заряженные частицы, такие как электроны и протоны, движущиеся с релятивистскими скоростями. Межзвёздная среда Млечного Пути очень неоднородна и по температуре, и по плотности. Горячий газ может иметь температуру до миллиона кельвинов, а холодный — ниже 100 K. Концентрация может быть как сильно ниже средней в 1 частицу на см³, так и доходить до частиц на см³ в молекулярных облаках. Эта неоднородность поддерживается постоянным взаимодействием межзвёздной среды, например, со звёздным ветром и из-за вспышек сверхновых. Эмиссионные туманности и остатки сверхновых Одна из заметных составляющих Галактики — области H II. В них присутствует множество молодых ярких звёзд, которые формируются в таких областях и ионизуют окружающий их газ, из-за чего области H II и светятся. Характерный размер этих областей составляет 50 световых лет, но самые крупные могут иметь диаметры около 1000 световых лет, массы газа в таких объектах варьируются от 1—2 до нескольких тысяч. Области H II концентрируются в спиральных рукавах, хотя встречаются и в пространстве между рукавами. Планетарные туманности имеют внешнее сходство с туманностями других видов и светятся за счёт ионизации их газа. Они представляют собой остатки звёзд, которые завершили свою эволюцию и сбросили внешние оболочки, так что их характерные размеры близки к 1 световому году, а масса газа — около 0,3 . Они наблюдаются в разных частях диска и во внутренних областях гало. По оценкам, в Галактике должно быть около 20 000 планетарных туманностей, но известно лишь 1800. Остатки сверхновых возникают после вспышек сверхновых. По сравнению с планетарными туманностями, масса газа в них больше, они быстрее расширяются и меньше времени видны. Также они создают синхротронное излучение в радиодиапазоне. Во всей Галактике сверхновые вспыхивают приблизительно раз в 50 лет. Тёмная материя Полная масса Млечного Пути, которую можно оценить по динамическим характеристикам (см. ниже), значительно больше, чем масса наблюдаемого в нём вещества, аналогичная картина наблюдается и для большинства других галактик. Это приводит к выводу о наличии в нашей и в других галактиках тёмной материи, природа которой неизвестна и которая не наблюдается, но участвует в гравитационном взаимодействии. Тёмная материя распределена в гало Галактики (см. выше) и образует тёмное гало, которое простирается вплоть до расстояния в 100—200 килопарсек от центра. Во внутренних частях Галактики тёмная материя не вносит значительного вклада в общую массу, но, поскольку её плотность падает с расстоянием от центра медленно — пропорционально — тёмная материя доминирует на окраине Галактики и суммарно составляет наибольшую долю полной массы Млечного Пути.


Динамика Наша Галактика вращается, причём вращение разных подсистем происходит с разной скоростью — более плоские подсистемы вращаются быстрее всего. Солнце вместе со звёздами диска вращается вокруг центра Галактики со скоростью 220 км/с. Точный вид кривой вращения Галактики получается различным в разных исследованиях, но её форма в целом известна. Кривая вращения пологая и не падает до расстояний в десятки килопарсек от центра, что связано с наличием большого количества тёмной материи. Кроме того, из постоянных Оорта можно определить наклон кривой вращения в окрестности Солнца. Он составляет около −2 км/с на килопарсек, то есть, в этой части Галактики кривая вращения практически постоянна. Скорости отдельных звёзд отличаются от скорости вращения диска, их разность называется остаточной скоростью. Полная дисперсия остаточных скоростей звёзд для более плоских систем является наименьшей, вплоть до 15 км/с, в то время как в сферической подсистеме эта величина может достигать 100—150 км/с. Для более старых звёзд в среднем скорость вращения вокруг центра Галактики ниже, чем для более молодых, а их дисперсия скоростей больше. Так, например, в окрестности Солнца дисперсия скоростей в направлении перпендикулярно плоскости диска для звёзд классов O и B, которые живут небольшой срок, составляет 6 км/с, а для карликов классов от G до M, которые в среднем очень старые — 21 км/с. Это объясняется тем, что со временем дисперсия скоростей звёздных систем увеличивается из-за взаимодействия звёзд с молекулярными облаками и спиральными рукавами. Остаточные скорости звёзд распределены анизотропно: для всех подсистем дисперсия в направлении на центр Галактики оказывается больше, чем дисперсия в направлении вращения диска и в направлении перпендикулярно плоскости диска. Кроме того, это распределение асимметрично относительно направления на центр Галактики. Это явление называется отклонением вертекса, а его причиной считается асимметрия гравитационного потенциала Галактики из-за наличия в диске спиральных рукавов. В Местной группе Млечный Путь находится в группе из нескольких десятков галактик, называемой Местной группой и имеющей размер около 2 мегапарсек. Млечный Путь и галактика Андромеды — две доминирующих галактики в Местной группе по многим параметрам. Галактика Андромеды крупнее нашей Галактики и содержит больше звёзд, но Млечный Путь имеет сравнимую или даже бо́льшую массу, чем у галактики Андромеды, благодаря массивному гало тёмной материи. Ещё один объект — галактика Треугольника — является третьей крупной галактикой группы. Спутники Наша Галактика с её более чем двумя десятками галактик-спутников образует в Местной группе подгруппу Млечного Пути, размер которой составляет 300 килопарсек. Самые крупные и наиболее известные спутники — Большое и Малое Магеллановы Облака, в них идёт звездообразование и присутствуют яркие молодые звёзды. Остальные спутники — карликовые сфероидальные галактики, где звездообразование не идёт. Они получают названия по созвездию, в котором наблюдаются, например, галактика Печь, галактика Скульптор и галактика Насос. Формирование и эволюция Большой взрыв произошёл 13,7 миллиардов лет назад. Считается, что в ранней Вселенной из первичных флуктуаций плотности образовались небольшие гало тёмной материи массами порядка . Эти объекты собрали в себя газ, заполнявший Вселенную, и, сталкиваясь друг с другом, образовали протогалактики. 13 миллиардов лет назад в нашей Галактике начали формироваться звёзды — до этого момента она состояла целиком из газа и тёмной материи. Различные составляющие Галактики — балдж, гало, тонкий и толстый диск (см. выше) — сформировались в разное время разным образом. При формировании нашей Галактики Вселенная состояла из элементов, возникших при Большом взрыве — водорода, гелия, их изотопов — дейтерия и гелия-3, и лития-7, а более тяжёлые элементы в основном сформировалось впоследствии в звёздах. Менее чем за 4 миллиарда лет после Большого взрыва сформировался балдж — звездообразование в нём шло очень быстро и завершилось менее чем за 0,5 миллиарда лет, из-за чего в звёздах балджа наблюдается избыток альфа-элементов по сравнению с железом (см. выше). В то же время, но за более длительный срок порядка 1—2 миллиардов лет, небольшое количество звёзд сформировалось в гало. Диск сформировался позже, к 4—5 миллиардам лет после Большого взрыва, после чего звёзды образовывались в основном только в диске, и меньшинство — в балдже. Считается, что диск формировался от внутренних частей ко внешним: во внутренних частях характерная продолжительность звездообразования составляла 2 миллиарда лет, а во внешних — 10 миллиардов лет и более, что объясняет градиент металличности звёзд в диске (см. выше). Толстый диск сформировался раньше тонкого диска, причём после формирования первого, 8 миллиардов лет назад, звездообразование практически прекратилось на миллиард лет. 7 миллиардов лет назад звездообразование возобновилось и продолжается с практически неизменным темпом, а звёзды формируются только в тонком диске. На эволюцию нашей Галактики влияет аккреция газа извне, около 3 в год, которая компенсирует затраты на звездообразование. За последние 12 миллиардов лет наша Галактика не испытывала слияний с другими крупными галактиками — такая история столкновений нетипична и выделяет Млечный Путь среди других галактик. Так, 11 миллиардов лет назад произошло слияние Млечного Пути с , масса которой составила около 3% массы Млечного Пути; по различным оценкам, это могло быть наиболее крупным слиянием помимо тех, которые могли иметь место в ранней Вселенной. Также существует оценка, что слияние с было более крупным и масса последней составляла 6% массы Млечного Пути. Считается, что в Млечном Пути насчитывается, соответственно, не менее 13 и 20 шаровых звёздных скоплений, изначально сформированных в этих галактиках. Будущее Столкновение и слияние нашей Галактики с её спутником — Большим Магеллановым Облаком — по расчётам, произойдёт в будущем, через наиболее вероятный срок в 2,4 миллиарда лет. Это приведёт к тому, что некоторые параметры Млечного Пути станут более типичными для галактик со сравнимой массой — например, средняя металличность гало возрастёт, как и масса сверхмассивной чёрной дыры в центре Галактики. Кроме того, в будущем, по всей видимости, произойдёт столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды. Поскольку галактика Андромеды и Млечный Путь сближаются со скоростью около 120 км/с, а тангенциальная скорость галактики Андромеды при этом достаточно мала, это произойдёт через 4 миллиарда лет, после чего на процесс слияния уйдёт ещё 2 миллиарда лет, а в результате слияния образуется эллиптическая галактика. При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно, Солнечная система будет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвовать галактика Треугольника, и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды. История изучения До XX века Млечный Путь известен с древности. Клавдий Птолемей, живший в I—II веках, составил его подробное описание, однако только в 1610 году Галилео Галилей впервые сделал правильный вывод, что Галактика состоит из звёзд. Наблюдая в свой телескоп, он обнаружил, что диффузный свет полосы Млечного Пути создаётся большим количеством тусклых звёзд. Через полтора века после Галилея, в 1784—1785 годах Уильям Гершель сделал первую попытку определить размер и форму Млечного Пути. Он измерил количество звёзд в разных направлениях по всему небу и сделал вывод, что наша Галактика имеет форму сплюснутого диска. Гершель также попытался оценить размеры Галактики: он был вынужден оценивать их в единицах среднего расстояния между звёздами, которые в его время не были известны — он сделал вывод, что диаметр Млечного Пути составляет 800 средних расстояний между звёздами, а толщина — 150. Это соответствует диаметру в 1800 парсек и толщине в 340 парсек — оценка толщины с того времени изменилась мало, а оценка диаметра оказалась сильно заниженной. Кроме того, Гершель сделал неверный вывод, что Солнце находится вблизи центра Галактики. Ещё одну попытку оценить размеры Галактики практически тем же способом предпринял Василий Струве в 1847 году. К этому времени уже были определены расстояния до некоторых звёзд, в частности, в 1838 году Фридрих Бессель измерил параллакс звезды 61 Лебедя и определил, что расстояние до неё составляет 3,3 парсека. Струве оценил размер Галактики в не менее чем 4 килопарсека, а также предположил существование межзвёздного поглощения. Кроме того, он заметил, что концентрация звёзд уменьшается при удалении от плоскости Галактики. XX век В начале XX века продолжались попытки определить размер Млечного Пути. В частности, Хуго Зелигер и Якобус Каптейн проводили наблюдения с использованием фотопластинок и неоднократно делали оценку размера нашей Галактики. Последние оценки Зелигера в 1920 году и Каптейна в 1922 составили соответственно 14,4×3,3 и 16×3 килопарсек. В обеих моделях, как и у Гершеля, ошибочно предполагалось, что Солнце располагается вблизи центра. Астрономы в то время уже понимали, что межзвёздное поглощение влияет на результаты наблюдений, но не могли точно измерить его. В 1917 году Харлоу Шепли измерил размеры Млечного Пути иным способом: по распределению шаровых звёздных скоплений, расстояние до которых он измерял по наблюдениям цефеид в них. В результате Шепли сделал вывод, что размер Галактики составляет 100 килопарсек, а расстояние Солнца до её центра ― 13 килопарсек. Хотя оба этих значения оказалось завышенными, Шепли впервые показал, что Солнце находится вдали от центра нашей Галактики. При этом Шепли, как и большинство учёных того времени, считали, что вся Вселенная ограничивается нашей Галактикой, которая включает в себя все видимые объекты. В 1920 году прошёл Большой спор ― дискуссия между Шепли и Гебером Кёртисом, посвящённая размерам Галактики, положении Солнца в ней и другим вопросам.


Юсукэ Хагихара (, Hagihara Yūsuke; 1897—1979) — японский астроном. Биография Родился в Осаке, в 1921 году окончил Токийский университет, стажировался по астрономии в Кембриджском университете у А. С. Эддингтона (1923—1925), в Париже и Геттингене (1925), в Гарвардском университете (1928—1929). В 1921—1957 работал в Токийском университете (в 1935—1957 — профессор астрономии, с 1957 — почётный профессор; в 1946—1957 — одновременно директор университетской обсерватории). Член Японской академии c 1944. В 1957—1960 — профессор университета Тохоку (Сэндай), в 1960—1964 — президент университета в Уцуномия. В 1948—1959 состоял членом Научного совета Японии. Основные труды в области небесной механики и теоретической астрофизики. Исследовал проблемы вековых возмущений и устойчивости движения естественных и искусственных спутников небесных тел, либрационные явления в движениях планет и спутников, резонансные явления в движении астероидов. Существенно развил предложенную К. Хираямой классификацию орбит малых планет по семействам. Рассмотрел многие вопросы теории планетарных туманностей — перенос излучения и лучистое равновесие в них, распределение температуры в туманности, обосновал применимость максвелловского распределения скоростей свободных электронов в туманностях. Провёл ряд исследований по теории астрономической рефракции, общей теории относительности и космологии. В 1936 и 1948 годах участвовал в экспедициях для наблюдения солнечных затмений на остров Хоккайдо; выполнил фотометрию солнечной короны. Организовал восстановление обсерватории Токийского университета, разрушенной во время второй мировой войны, провёл модернизацию её оборудования, реорганизовал службу времени, создал корональную станцию в Норикуре, установил радиоастрономическую аппаратуру. Был вице-президентом Международного астрономического союза (1961—1967) и президентом комиссии «Небесная механика». Член Королевского астрономического общества. Награждён медалью Джеймса Крейга Уотсона (1960). В его честь назван . Публикации Примечания Литература Herget, Paul. Yusuke Hagihara. Physics Today, June 1979. Kozai, Yoshihide. Yusuke Hagihara. Quart. Jour. Royal Astron. Soc. vol. 20, no. 3 (1979). Kozai, Yoshihide. Development of Celestial Mechanics in Japan. Planet. Space Sci. vol. 46, no. 8 (1998). McGraw-Hill. McGraw-Hill Modern Scientists and Engineers. 3 vols. New York: McGraw-Hill, 1980. Астрономы по алфавиту Астрономы Японии Астрономы XX века Выпускники Токийского университета Члены Японской академии наук Лица с особыми заслугами в области культуры (Япония) Лауреаты премии Асахи


«Тайны Смолвиля» () — американский научно-фантастический телесериал, исполнительными продюсерами и авторами сценария которого являются Альфред Гоф и Майлз Миллар. Сериал повествует о молодых годах жизни Супермена — Кларка Кента, создателями которого являются Джерри Сигел и Джо Шустер. Действие происходит в вымышленном американском городке Смолвиль штата Канзас. Главными злодеями сезона являются Биззаро и Брейниак. Сюжет Кларк побеждает Бизарро с помощью Солнца и нового «друга» с Марса, который является «Наёмным телохранителем» Кал-Эл’a, после чего находит корабль девушки с Криптона. Оказывается, что она его кузина — Кара. Кара поселяется у Кларка и представляется под именем Кара Кент. Хлоя умирает, спасая свою сестру, но потом вдруг оживает в морге. Лекса арестовывают за убийство жены. Кларк уже почти смирился со смертью любимой Ланы, но оказывается что и она жива. Она подстроила свою смерть, а все это время пряталась в Шанхае. Лекс дает Лане развод, оставляя половину своего состояния. Лана возвращается в Смолвиль и приходит к Кларку. В ролях Основной состав Том Уэллинг — Кларк Кент (20 эпизодов) Майкл Розенбаум — Лекс Лютор (20 эпизодов) Эллисон Мэк — Хлоя Салливан (20 эпизодов) Кристин Кройк — Лана Лэнг (16 эпизодов) Эрика Дюранс — Лоис Лейн (12 эпизодов) Джон Гловер — Лайонел Лютор (12 эпизодов) Аарон Эшмор — Джимми Олсен (12 эпизодов) Лора Вандерворт — Кара Кент (12 эпизодов) Второстепенный состав Теренс Стэмп — Джор-Эл Сэм Джонс III — Пит Росс Джастин Хартли — Оливер Куинн / Зеленая Стрела Джеймс Марстерс — Милтон Файн / Брейниак Фил Моррис — Джон Джонс / Марсианский Охотник Элейна Хаффман - Дайна Лэнс / Чёрная Канарейка Дин Кейн — Кёртис Нокс Хелен Слейтер — Лара-Эл Кристина Милиан — Рейчел Дэйвенпорт Майкл Кэссиди — Грант Габриэль Кристофер Хейердал — Зор-Эл Марк Маклюр — Дакс-Ур Тим Гайни — Эдриан Куинн Лорд — Филлипп Ламонт Кори Севье — Финли Ари Коэн — Реган Мэттьюз Конрад Котс — Китинг Камилль Митчелл — Нэнси Адамс Джилл Тид — Детектив Мэгги Сойер Анна Галвин — Джина Ким Коутс — Специальный агент Картер Джина Холден — Патрисия Суонн Роберт Пикардо — Эдвард Тиг Рик Раванелло — молодой Эдвард Тиг Аарон Дуглас — безымянный злодей Список эпизодов Примечания Ссылки Страница сериала на официальном веб-сайте телевизионного канала «The CW» Страница сериала на официальном веб-сайте телевизионного канала «The WB» Седьмой сезон на Wikia Седьмой сезон на Wikia Седьмой сезон на KryptonSite.Com 7 Телесезоны США 2007 года Телесезоны США 2008 года


Шубины (шубины-Поздеевы) — два древних русских дворянских рода. В Гербовник внесены три фамилии Шубиных: Шубины, предки которых жалованы были поместьями в 1620 году, сюда принадлежат Шубины-Поздеевы (Герб. Часть IV. № 81). Потомство Герасима Васильевича Шубина, дети которого пожалованы грамотою царя Алексея Михайловича в 1668 году (Герб. Часть VIII. № 99). Потомство тайного советника Дмитрия Шубина-Поздеева (Герб. Часть XIII. № 50). Род записан в VI часть родословной книги Ярославской губернии. Происхождение и история родов Род ведёт своё происхождение от вотчинника сельца Сущово с пустошами в Жабенском стане Кашинского уезда (1627/29) «Грязного-Фёдора Ивановича Шубина», который имел четырёх сыновей, пошехонских детей боярских: Гаврилу († 1632), Тимофея († от ран 1635), Нехороший († до 1635) и Воина († 1637). «Гаврило Грязново сын» был пошехонским помещиком и владел вотчиной отца. Праправнук последнего Шубин, Алексей Яковлевич, (1707—1765) — фаворит цесаревны Елизаветы Петровны. Сын боярский Нехорошев Васильевич Шубин вотчинник пустошей (деревни) Величково и пустоши (село) Любец в Угодском стане Малоярославецкого уезда (21 августа 1627). Шубины: Василий, Лаврентий и Иван Герасимовы от Государя Царя и Великого Князя Алексея Михайловича за службу и храбрость, пожалованы поместьями и грамотою (1668). Равным образом и потомки их Шубины, Российскому Престолу служили дворянские службы в разных чинах. Все сие доказывается жалованною на поместья грамотою, выписанной с отказных книг и родословною Шубиных. Шубины-Позднеевы Род Шубиных-Позднеевых восходит к первой четверти XVII века. Высочайшим повелением (1879) вдове ротмистра Любови Шубиной и её старшему сыну Дмитрию, разрешено присоединить к их фамилии и гербу фамилию и герб Поздеевых, с наименованием Шубины-Поздеевы. Николай Дмитриевич Шубин-Поздеев состоял Санкт-Петербургским уездным предводителем дворянства и гласным Санкт-Петербургской городской думы. Описания гербов Герб. Часть IV. № 81. Герб рода Шубиных: в щите, разделённом на четыре части, посередине находится малый красный щиток, в коем видна шестиугольная золотая Звезда и пред оною серебряная Луна рогами вверх обращённая (польский герб Лелива). В первой части в золотом поле изображена собольего меху шуба, покрытая зелёным. Во второй в зелёном поле серебряная Сабля остроконечием вниз обращённая. В третьей в голубом поле золотой Лук и серебряная Стрела летящая к верхнему левому углу (изм. польский герб Лук). В четвёртой части в серебряном поле чёрный одноглавый коронованный Орёл держит в лапах Скипетр и Державу. Щит увенчан обыкновенным дворянским Шлемом с дворянскою на нём Короною и тремя страусовыми перьями. Намёт на щите зелёный подложенный серебром и золотом. Щитодержатели: два Воина одетые в Латы, имеющие в руках по одному Копью. Герб. Часть XIII. № 50. Герб тайного советника Дмитрия Шубина-Поздеева: щит дважды рассечённый и один раз пересечённый, с малым щитком в середине. В первой, золотой части зелёная боярская шуба на собольем меху. Во второй, зелёной части, скошенно вправо серебряный изогнутый меч остриём вниз. В третьей, червлёной части, золотой меч вниз. В четвёртой, лазоревой части, крестообразно золотой лук и серебряная стрела влево. В пятой, серебряной части, чёрный орел с червлёными глазами и языком, коронованный княжеской короной, держащий в правой лапе золотой скипетр, в левой золотую державу. В шестой, лазоревой части, серебряная подкова шипами вверх (польский герб Ястржимбец). В малом щитке в червлёном поле серебряный полумесяц вверх, над ним золотая шестиконечная звезда. Над щитом два дворянских коронованных шлема. Нашлемники: правого шлема — три страусовых пера, из коих среднее — червлёное, на нём серебряный полумесяц вверх, над ним золотая шестиконечная звезда, а крайние — серебряные. Второго шлема — три страусовых пера, из коих среднее — червлёное, на нём вертикально, остриём вниз золотой меч, два крайних — лазоревые, на каждом по серебряной подкове шипами вверх. Намёт: обоих шлемов — червлёный с золотом. Щитодержатели: два древних русских воина в серебряном вооружении, держащие каждый по серебряному бердышу на зелёном древке. Герб. Часть VIII. № 99. Герб потомства Герасима Васильевича Шубина: в щите, имеющем голубое и серебряные поля, изображена городовая красного цвета стена о четырёх зубцах и выходящий лев, обращённый в левую сторону, у которого на хвосте видны два и в лапах одно железных кольца. Щит увенчан дворянским шлемом и короной, на поверхности которой находиться означенный в щите до половины лев с кольцом в лапах. Намёт на щите красного и голубого цвета, подложенный серебром. Известные представители Шубин Василий Венедиктович — верейский городовой дворянин и стрелецкий сотник (1629). Шубин Дмитрий Григорьевич — подьячий Разрядного приказа (1627-1640), дьяк (1658-1677), воевода в Пскове (1650-1651), Новгороде-Великом (1669), вотчинник пустошей Акулово в Манатьине, Быкове и Коровине Московского уезда (1640). Шубин Василий Гаврилович — помещик Пошехонского уезда (1640-1657). Шубин Парфений Нехорошев — московский дворянин (1671). Шубин Ефим — воевода в Ирбите (1678). Шубины: Михаил Александрович, Василий Парфеньевич, Афанасий Михайлович — стряпчие (1676-1692). Шубин Василий Иванович (г/р 1753) — коллежский асессор, расстрелян французами при взятии Смоленска (1812). Шубин Павел Петрович (г/р 1795) — коллежский советник, управлял Бессарабскими таможнями, женат 2-м браком на княжне Елене Александровне Гика, сестре последнего государя Молдавии, от брака 3 сына и дочь. Шубина Софья Николаевна (1817-1853) — жена князя Валадимира Николаевича Оболенского. Примечания Литература Сост. И.Н. Ельчанинов. Материалы для генеалогии Ярославского дворянства. Вып. 8 (1-ая половина). Ярославль. 1916. Шубины. Шубины-Позднеевы. стр. 82-99. Шляхетские роды герба Правдзиц Дворянские роды, на гербах которых изображены коронованные орлы Шляхетские роды герба Лелива Шляхетские роды герба Ястршембец Шляхетские роды герба Лук Дворянские роды, на гербах которых изображены пешие воины Дворянские роды, на гербах которых изображены три страусовых пера


Трито́н () — крупнейший спутник Нептуна, открытый английским астрономом Уильямом Ласселом 10 октября 1846 года. Седьмой по величине спутник Солнечной системы и единственный крупный спутник Солнечной системы с ретроградным движением по орбите. Из-за ретроградного движения и схожести состава с Плутоном считается захваченным из пояса Койпера. Предполагается, что Тритон имеет массивное каменно-металлическое ядро, составляющее до 2/3 его общей массы, окружённое ледяной мантией с коркой водяного льда и слоем азотного льда на поверхности. Содержание водяного льда в составе Тритона оценивается от 15 до 35 %. Тритон — один из немногих геологически активных спутников в Солнечной системе. О его сложной геологической истории свидетельствуют следы тектонической активности, замысловатый рельеф и многочисленные криовулканы, извергающие азот. Давление разреженной азотной атмосферы составляет около 1/20000 от давления земной атмосферы на уровне моря. Открытие и наименования Тритон был открыт английским астрономом Уильямом Ласселом 10 октября 1846 года, спустя 17 дней после открытия планеты Нептун. После обнаружения планеты немецкими астрономами Иоганном Готтфридом Галле и Генрихом Луи д’Арре, Джон Гершель написал Уильяму Ласселу письмо с предложением попробовать найти у Нептуна спутники. Лассел занялся этим и уже спустя 8 дней открыл Тритон. Лассел также утверждал, что наблюдал у Нептуна кольца. И хотя кольца у планеты действительно есть, официально они были открыты лишь в 1968 году, поэтому заявление Лассела о наблюдении колец подвергается сомнению. Спутник был назван в честь древнегреческого бога Тритона, сына Посейдона. Несмотря на то, что Уильям Лассел участвовал в спорах о названии тех или иных спутников планет (Гипериона, Ариэля, Умбриэля), он не дал Тритону названия. Впервые название «Тритон» упоминается в 1880 году в трудах Камиля Фламмариона, однако это название было принято много лет спустя. Тритон называли просто Спутником Нептуна вплоть до 1949 года, когда был открыт второй спутник планеты — Нереида. Орбита Тритон имеет необычную орбиту. Она сильно наклонена к плоскостям эклиптики и экватора Нептуна. По ней Тритон движется в направлении, обратном вращению Нептуна, что делает его единственным крупным спутником в Солнечной системе с ретроградным движением. У орбиты Тритона есть ещё одна особенность: она представляет собой почти правильную окружность. Особенности строения и орбитального движения Тритона позволяют предположить, что он возник в поясе Койпера как отдельное небесное тело, похожее на Плутон, и позднее был захвачен Нептуном. Расчёты показывают, что обычный гравитационный захват был маловероятен. По одной из гипотез, Тритон входил в состав двойной системы, в этом случае вероятность захвата повышается. По другой версии, Тритон затормозился и был захвачен потому, что «задел» верхние слои атмосферы Нептуна. Приливное воздействие постепенно привело его на орбиту, близкую к окружности, при этом выделялась энергия, расплавлявшая недра спутника. Поверхность застывала быстрее, чем недра, а затем, по мере замерзания и расширения водяного льда внутри спутника, поверхность покрывалась разломами. Возможно, что захват Тритона нарушил систему спутников, уже существовавшую у Нептуна, на что может указывать необычная орбита Нереиды. По одной из гипотез, приливное взаимодействие Нептуна и Тритона разогревает планету, благодаря чему Нептун выделяет больше тепла, чем Уран. В результате Тритон постепенно приближается к Нептуну; когда-нибудь он войдёт в предел Роша и его разорвёт на части — в этом случае образовавшееся кольцо вокруг Нептуна будет более мощным, чем кольца Сатурна. Физические характеристики Тритон — седьмой по величине естественный спутник в Солнечной Системе. Обладая диаметром в 2706 км, он больше крупнейших карликовых планет — Плутона и Эриды. Масса Тритона равна 2,14 кг, что составляет 99,5 % от суммарной массы всех известных на данный момент спутников Нептуна. Плотность спутника равна 2,061 г/см3. Вторая космическая скорость — 1,455 км/с. Для наблюдателя с Земли средний видимый блеск Тритона составляет 13,47m, отчего Тритон с нашей планеты может быть обнаружен только при помощи достаточно крупного телескопа. Абсолютная звёздная величина спутника тем не менее составляет −1,2m, что вызвано высоким альбедо. Атмосфера Несмотря на крайне низкую температуру поверхности, Тритон имеет разреженную атмосферу. Она состоит из азота с небольшими примесями метана и угарного газа, формируясь благодаря сублимации газа из поверхностного льда, вызываемой прогревом южного полушария Тритона. Таким образом, атмосфера Тритона практически идентична атмосфере Плутона. Атмосферное давление, измеренное «Вояджером-2» в 1989 году у поверхности, колебалось в пределах от 15 до 19 микробар, что составляло примерно 1/70000 от давления земной атмосферы на уровне моря. Однако последнее исследование атмосферы Тритона, проведённое в марте 2010 года, показало, что значение атмосферного давления возросло почти в четыре раза с 1989 года и в настоящее время равно 40—65 микробар. Турбулентность на поверхности Тритона создаёт тропосферу высотой до 8 километров. Полосы на поверхности Тритона, возникающие благодаря шлейфам гейзеров, позволяют предположить, что на Тритоне существуют сезонные ветра, способные приводить в движение частицы вещества размером до микрометра. В отличие от других атмосфер, у Тритона отсутствует стратосфера, но есть термосфера высотой от 8 до 950 км и далее экзосфера. Из-за солнечной радиации и магнитосферы Нептуна температура верхних слоёв атмосферы составляет 95 ± 5 К, что выше, чем на поверхности спутника. Дымка, пронизывающая атмосферу Тритона, считается состоящей в основном из углеводородов и нитрилов из-за солнечной радиации, нагревающей метановые льды, тем самым заставляя газ испаряться. На высоте 1—3 км также присутствуют азотные облака протяжённостью около 100 км. В 1997 году проводились наблюдения за Тритоном с Земли, когда тот проходил рядом с Солнцем. Они указали на наличие более плотной атмосферы по сравнению с той, которую исследовал «Вояджер-2»; также было зафиксировано повышение температуры на 5 % с 1989 по 1998 год. Таким образом, учёные выяснили, что на Тритоне наступает необычно тёплый летний сезон, который бывает лишь раз в несколько сотен лет. Объясняющие это потепление теории включают в себя изменения морозных узоров на поверхности Тритона и изменение альбедо, что позволит поглощать больше солнечного тепла. Одна из таких теорий также утверждает, что изменения в температуре являются результатом осаждения тёмно-красного вещества, вырывающегося в космос из-за геологических процессов. Считается, что ранее Тритон имел более плотную атмосферу. Поверхность Поверхность Тритона покрыта метановым и азотным льдами, поэтому хорошо отражает солнечный свет. Во время пролёта «Вояджера» бо́льшую часть южного полушария покрывала полярная шапка. Средняя температура поверхности Тритона составляет 38 К (−235 °C). Это настолько холодная поверхность, что азот, вероятно, оседает на ней в виде инея или снега. Таким образом, Тритон, предположительно, является самым холодным объектом в Солнечной системе из тех, что обладают геологической активностью. Вблизи экватора на обращённой к Нептуну стороне Тритона обнаружены по крайней мере два (а возможно и больше) образования, напоминающие замёрзшее озеро с террасами на берегах с высотой ступеней до километра. Их возникновение, по-видимому, связано с последовательными эпохами замерзания и плавления, с каждым разом охватывавшими всё меньший объём вещества. Даже в условиях поверхности Тритона метановый или аммиачный лёд недостаточно прочны, чтобы удерживать такие перепады высот, поэтому полагают, что в основе террас лежит водяной лёд. Не исключено, что в результате приливного взаимодействия на Тритоне в течение миллиардов лет могла существовать жидкость. Южная полярная шапка из розового, жёлтого и белого материала занимает значительную часть южного полушария спутника. Этот материал состоит из азотного льда с включениями метана и монооксида углерода. Слабое ультрафиолетовое излучение от Солнца действует на метан, вызывая химические реакции, приводящие к появлению розовато-жёлтой субстанции. Как и на Плутоне, на Тритоне азотные льды покрывают около 55 % поверхности, 20—35 % приходится на водяной лёд и 10—25 % на сухой лёд. Также поверхность Тритона (в основном в южной полярной шапке) покрыта незначительными количествами замёрзших метана и угарного газа — 0,1 % и 0,05 % соответственно. На поверхности Тритона мало ударных кратеров, что говорит о геологической активности спутника. По мнению ряда исследователей, возраст поверхности Тритона не превышает 100 млн лет. В полученных «Вояджером-2» данных было зафиксировано всего 179 кратеров, ударное происхождение которых не подвергается сомнению. Для сравнения, на Миранде, спутнике Урана, зафиксировано 835 кратеров, при этом площадь поверхности Миранды составляет 3 % от площади поверхности Тритона. Самая большая из найденных ударных структур на Тритоне, названная «Мазомба», имеет диаметр 27 км. При всём этом на Тритоне обнаружено множество огромных кратеров (некоторые размерами больше «Мазомбы»), происхождение которых связано с геологической активностью, а не со столкновениями. Большинство кратеров Тритона сконцентрировано в том полушарии, которое смотрит по направлению движения. Учёные ожидают найти меньшее количество кратеров на полушарии Тритона, смотрящем против движения. Как бы то ни было, «Вояджер-2» исследовал только 40 % поверхности Тритона, поэтому в будущем вполне возможно нахождение гораздо большего числа ударных кратеров ещё больших размеров, чем «Мазомба». На поверхности Тритона (в основном в западном полушарии) довольно большую площадь занимает уникальная местность, рельеф на которой напоминает дынную корку. В Солнечной системе такая поверхность не встречается больше нигде. Она так и называется — Местность дынной корки ().


Гражданская война на Балтийском море — боевые действия на Балтийском море в период Гражданской войны в России, во время которых Рабоче-крестьянский Красный флот противостоял «Балтийской эскадре» ВМФ Великобритании (которая поддерживала Эстонию в войне за независимость) и эстонским морским силам. Предыстория и начало интервенции Политическая обстановка После выхода Германии из состояния войны с Антантой 6 ноября 1918 года и последовавшего вслед за этим аннулирования Брестского мира все боеспособные корабли Балтийского флота спешно приводились в боевую готовность. Политическая обстановка оставалась настолько туманной, что невозможно было определить даже дальнейшее развитие отношений между РСФСР и Германией. Кроме того, было неясно, насколько велика вероятность вторжения держав Согласия в Балтийское море для действий против РККФ и занятого советскими войсками побережья. Подготовка Балтийского флота к военным действиям и первые операции Больша́я часть личного состава Балтийского флота к осени 1918 года была демобилизована, а многие корабли были сданы в порт на хранение и находились в плохом техническом состоянии. Кроме того, ощущалась острая нехватка всех видов снабжения и сильный некомплект офицерского состава. Командный состав флота, понёсший вследствие репрессий 1917—1918 годов значительные потери, был деморализован и терроризирован. В рядовом и старшинском составе флота наблюдалось значительное падение дисциплины. Эти, а также множество других причин, привели к созданию 15 ноября 1918 года на базе технического имущества Российского Императорского Флота Действующего отряда кораблей (ДОТ) из исправных кораблей с наиболее боеспособными экипажами. В его состав вошли 2 линкора, крейсер, 8 эсминцев, 7 подводных лодок и ряд вспомогательных судов. Среди оборонительных мероприятий на случай вторжения морских сил Антанты планировалась постановка дополнительных минных полей у Кронштадта. С 19 по 21 ноября минный заградитель «Нарова» выставил несколько таких минных заграждений в Финском заливе, при этом 19-го во время постановки второй линии мин он был обстрелян финской береговой батареей, находившейся у деревни Пумола. Из-за этого часть мин была выброшена за борт с предохранительными чеками; «Нарова» получила два попадания. Историки И. В. Егоров и Е. Е. Шведе называют это событие началом Гражданской войны на Балтийском море. В ответ на обстрел 20 ноября огнём форта «Красная Горка» финская батарея была полностью разрушена. 21 ноября минный заградитель без затруднений окончил постановку мин. С 23 ноября по 1 декабря несколько советских кораблей, в числе которых был крейсер «Олег», оказывали активное содействие наступающим на германские позиции частям Рабоче-Крестьянской Красной Армии в районе Нарвы. 28 ноября они успешно высадили на побережье десант и некоторое время осуществляли его поддержку. Начало интервенции 28 ноября отправленная в балтийские воды «для оказания поддержки молодым государствам Прибалтики» английская эскадра в составе 5 лёгких крейсеров, 9 эскадренных миноносцев, транспорта с оружием и нескольких тральщиков бросила якорь на рейде Копенгагена. Ознакомившись с последними новостями, командующий эскадрой адмирал Эдвин Александер-Синклер принял решение о немедленном походе в Либаву. Там был разгружен транспорт (латышам передали несколько сотен винтовок) и принят уголь, после чего корабли направились к Ревелю. В ночь с 4 на 5 декабря, около полуночи, шедшие без разведки английские корабли в районе острова Даго оказались на минном поле; второй в строю крейсеров эскадры «Кассандра» подорвался на мине выставленного немцами заграждения (по советским данным, это была русская мина) и затонул в течение 20 минут. Потери экипажа составили 17 человек убитыми и утонувшими. Большего количества жертв удалось избежать благодаря удачным действиям эсминца «Венедетта», который сумел при крайне неблагоприятных погодных условиях подойти к борту тонущего крейсера. Прибыв в Ревель, Синклер незамедлительно приступил к активным действиям: пользуясь бездействием Красного флота, англичане во второй половине декабря начали регулярный обстрел позиций, занятых советскими войсками. Одновременно с этим активизировались эстонские морские силы (канонерская лодка «Лембит» и несколько вспомогательных судов), которые высадили ряд десантов в тылу советских войск. Боевые действия на море до наступления Северного корпуса Операция «Отряда особого назначения» К концу декабря части Красной армии подошли к Ревелю, однако приморский фланг наступавших войск постоянно подвергался обстрелам со стороны кораблей интервентов. 23 декабря был спешно создан «Отряд судов особого назначения Балтфлота» под начальством Ф. Ф. Раскольникова ( к этому моменту являлся С. В. Зарубаев), в который вошли линкор «Андрей Первозванный», крейсер «Олег», эсминцы «Азард», «Автроил» и «Спартак». Отряду были поставлены задачи выяснить силы противника в Ревеле, вступить с ними в бой и уничтожить, если это окажется возможным. Кроме того, Ревель предполагалось обстрелять. Считалось, что появление советских кораблей и обстрел Ревеля вызовет в эстонской столице восстание рабочих. Идею этой операции активно поддержал Троцкий. При подготовке операции совершенно не учитывалась возможность появления превосходящих сил англичан. Ф. Ф. Раскольников, ответственный за выполнение операции, не подготовил её должным образом и даже не ознакомил в полном объёме командиров кораблей с планом операции. Вышедшая на разведку подводная лодка «Пантера» вскоре вернулась из-за технической неисправности, а поход эсминца «Азард» 24 декабря к Нарвской губе окончился ничем. Израсходовавший топливо эсминец впоследствии не смог принять участие в дальнейших действиях отряда. Тем не менее 25 декабря эсминец «Спартак» с Раскольниковым на борту вышел в море, причём начальник отряда не поставил командующего флотом в известность о столь раннем и незапланированном выходе. Крейсер «Олег» занял позицию у острова Гогланд, чтобы прикрыть возможное отступление эсминцев, а линкор «Андрей Первозванный» вышел к маяку Шепелёвский. Раскольников начал операцию с одним эсминцем, полагая, что имевшие неисправности «Автроил» и «Азард» догонят его в море. «Спартак» направился к острову Нарген и обстрелял его 26 декабря около полудня с целью выяснить, есть ли на нём действующие артиллерийские батареи. Располагавшиеся на острове 76-мм орудия не могли ответить из-за слишком большой дальности, зато комендант острова капитан Коггер отправил в Ревель телеграмму о появлении советского корабля. Через полчаса эсминец задержал финский пароход, который был с призовой командой отправлен в Кронштадт. На этот арест было потрачено около двух часов, и на горизонте появились дымы кораблей, шедших со стороны Ревеля. Это был английский отряд в составе лёгких крейсеров «Калипсо», «Карадок» и двух эсминцев, шедший на перехват «Спартака». Советский эсминец, развернувшись, начал немедленно отходить на северо-восток. Машины «Спартака» находились в плохом состоянии, но, по мнению участников событий, кочегары и механики «выжали» из них всё возможное, в результате чего расстояние до противника перестало уменьшаться. По другим данным, «Спартак» не развивал более 25 узлов, в то время как англичане развивали более 30 узлов. На преследовании английские корабли вели редкий огонь, «Спартак» отстреливался из кормовых 102-мм орудий, тем не менее, попаданий не достигла ни одна из сторон. Командующий отрядом и командир эсминца всё это время на мостике отсутствовали. Около 14 часов старший штурман был контужен первым же выстрелом из носового орудия, сделанным под слишком острым углом к корме; на мостике, где выстрел приняли за попадание неприятельского снаряда, возникла паника, и неуправляемый советский эсминец выскочил на камни в районе банки Карадимульсей. Как только английские корабли приблизились, на «Спартаке» спустили флаг. Поднявшиеся на советский эсминец моряки английской призовой партии были поражены запущенным состоянием корабля и неопрятной, «неуставной» формой моряков. Обнаружив течь, командир призовой партии распорядился пустить помпу, и экипаж эсминца провёл стихийный митинг, в ходе которого было решено дать пар. При осмотре «Спартака» английские моряки нашли множество ценнейших документов, в числе которых была последняя радиограмма, отправленная с советского эсминца: Всё потеряно, мы преследуемся англичанами. Кроме того, на борту захваченного эсминца были найдены радиограммы, в которых сообщалось, что у Гогланда находится советский крейсер «Олег». Командующий английским отрядом коммодор Фезингер в 19 часов 26 декабря приказал крейсеру «Карадок» и эсминцам выходить в море. На самом деле, «Олег» к этому времени уже сменил дислокацию. Не обнаружив советского крейсера, английский отряд начал поиск противника при входе в Финский залив. Тем временем вслед за «Спартаком» вечером 26 декабря к Ревелю вышел «Автроил». На следующий день около 11 часов он заметил два английских эсминца (это были «Венедетта» и «Вортиген») и начал отходить на полном ходу, но был перехвачен крейсером «Карадок» и, таким образом, окружён британскими кораблями. Британские корабли открыли огонь и первыми выстрелами сбили на «Автроиле» стеньгу; через несколько минут советский эсминец сдался, не сделав ни одного ответного выстрела. По некоторым данным, во время ухода от преследования команда «Автроила» начала митинговать. Задержанный и отправленный с призовой командой в Кронштадт финский пароход был в тот же день остановлен английскими кораблями и отпущен в Эстонию. Советская призовая команда (2 матроса) была арестована. Таким образом, в течение двух суток РККФ потерял два новейших эсминца и 251 (по другим данным — 244) моряка. 15 большевиков были немедленно расстреляны эстонцами без суда и следствия. Впоследствии казнили ещё 12 человек. Ф. Ф. Раскольников, переодевшийся незадолго до сдачи «Спартака» в матросский бушлат и получивший эстонские документы, из-за незнания эстонского языка обратил на себя внимание английских офицеров и был немедленно отделён от остальных пленных.


По другим данным, его опознал офицер связи эсминца «Вэйкфул», который обучался с красным командиром на гардемаринских курсах. Захваченные корабли были отбуксированы в Ревель и вскоре переданы англичанами в состав Военно-морского флота Эстонии несмотря на настойчивые просьбы командования белых, которые настаивали на том, что эсминцы будут очень полезны для поддержки левого фланга наступающей Северо-Западной армии. По мнению А. П. Ливена, передача этих судов эстонцам «так обозлила русских, что уже другие суда большевистского флота решили не переходить к так называемым белым, хотя этот переход и был подготовлен». 46 пленных (в основном, офицеры) впоследствии были «на поруку коллектива» приняты на военную службу в рядах Белой армии и эстонского флота. Ф. Ф. Раскольникова и комиссара «Автроила» матроса Нынюка спустя три месяца обменяли при посредничестве датского Красного Креста на 17 английских моряков. После этой неудачной операции РККФ англичане установили полное господство в западной части Финского залива, а советские корабли не ходили дальше Гогланда до конца Гражданской войны. Кроме того, командование ДОТ отказалось от проведения активных операций до весны из-за сложной ледовой обстановки. Один из выводов созванной по делу сдачи эсминцев комиссии звучал так: Пора прекратить пренебрежительное отношение к старым морским кадрам, которые для войны на море готовятся долгие годы. Отметив грубые ошибки Раскольникова и Альтфатера, вину за произошедшее комиссия возложила на адмирала Зарубаева. В числе причин такой серьёзной неудачи были указаны отсутствие должного разведывательного обеспечения операции, неудовлетворительная работа штаба по обеспечению взаимодействия кораблей отряда, недостатки планирования. Действия англичан и эстонцев С 26 по 31 декабря эстонский отряд кораблей высадил на занятое советскими войсками побережье более десяти десантов. Так, 31 декабря в ближайшем тылу советских войск был высажен отряд из 120 человек; пытавшиеся противодействовать высадке красноармейцы были отброшены. Выполнив поставленные задачи, десант к вечеру возвратился на корабли. Тем временем части Красной армии уже находились на подступах к Риге, в городе началась эвакуация, а в ночь со 2 на 3 января 1919 года вспыхнуло восстание рабочих. Эскадра адмирала Александера-Синклера ушла в Либаву, туда же на британских кораблях эвакуировались члены правительства Латвии. В этих условиях британский кабинет принял решение вывести корабли Александра-Синклера, заменив их более мощным соединением контр-адмирала Уолтера Кована. Последний вместе с 1-й эскадрой лёгких крейсеров флота Великобритании 5 января прибыл в Копенгаген и ознакомился с ситуацией на фронте. Кован находил, что положение Эстонии значительно улучшилось и организованные эстонские части способны сдерживать наступление большевиков. В то же время в Латвии и Литве позиции были в значительной мере утрачены. Захваченные советские эсминцы, переименованные в «Вамбола» и «Леннук», были поставлены эстонцами на ремонт. Они сдались в уже сильно запущенном состоянии, а после пленения были разграблены английскими моряками. Тем не менее, «Леннук» удалось ввести в строй уже 6 января, и он начал кампанию в тот же день. Ремонт «Вамболы» занял месяц. Командование советских войск вплоть до осени 1919 года не знало о существовании эстонского флота; считалось, что с красными воюют только английские корабли. К 6 января ситуация на фронте стабилизировалась, что позволило английским кораблям систематически оказывать поддержку эстонским частям. После двухнедельных боёв эстонцы сумели отбросить Красную армию к Пскову. Крупным успехом для них было занятие Нарвы; эта операция была проведена при активном содействии флота. 18 января эстонский флот подошёл к городу, за несколько часов подавил береговые батареи на подступах к нему и высадил десант. Расквартированные в Нарве войска ещё в начале обстрела собрались на митинг, после которого большая часть гарнизона дезертировала, поэтому город был занят эстонцами с минимальными потерями. Вскоре десантный отряд перешёл в наступление и, по некоторым данным, сыграл большую роль в неудаче 7-й армии РККА. Недалеко от Вайвары десантники соединились с наступавшей эстонской армией, причём в окружении оказались более 600 солдат РККА, которые сдались. Тем временем Финский залив покрылся льдом, а командование ДОТ отказалось от проведения операций в поддержку, попавших в тяжёлое положение войск; поэтому боевые действия на море прекратились до весны. Для операций на Балтике в распоряжении адмирала Кована остались два лёгких крейсера и шесть эсминцев, базировавшихся в Либаве. 20 января на острове Сааремаа началось антиправительственное выступление, вызванное недовольством населения начинавшейся в Эстонии мобилизацией. На подавление восстания из Ревеля был немедленно отправлен «Лембит» со сводным отрядом моряков на борту. Уже через день после начала операции командир канонерской лодки доложил о подавлении выступления; жертв среди моряков не было. Боевые действия на море во время наступления Северного корпуса Морские операции от начала наступления Северного корпуса до 13 июня 13 мая английская эскадра понесла ощутимую потерю — только что прибывший на театр военных действий крейсер «Кюрасао» («Куракоа») коснулся мины в районе Ревеля и с трудом вернулся в порт. После минимального исправления повреждений он отправился в Англию для ремонта, но по дороге потерял в районе Скагена руль и едва преодолел остававшиеся до ближайшей английской базы в Ширнессе 500 миль пути. Начав кампанию 26 апреля, эстонские корабли до начала наступления Северного корпуса осуществили ряд минных постановок у входа в Финский залив и острова Гогланд. К этому моменту командование английской эскадры активно сотрудничало со штабом командующего эстонским флотом адмирала Й. Питки, поэтому их действия стали более согласованными. Сразу после начала наступления белых войск, 15 и 16 мая эстонцами при поддержке кораблей был высажен десант в Лужской губе, а 17 мая — в Копорском заливе. Эти десанты оказали значительное влияние на положение советских войск и заставили РККА отступить к Керново. Весь англо-эстонский флот постоянно находился в море и обстреливал позиции советских войск от Систо-Палкино до Липово. К 18 мая ситуация для красных войск стала критической: оборона была сломлена, и части советских войск начали стремительное отступление, местами переходящее в бегство. Командование Красного Балтийского флота приняло решение произвести разведку Копорского залива и, если это удастся, обстрелять побережье и разгромить высадившиеся десанты противника. Для выполнения операции были выбраны линкор «Андрей Первозванный», эсминец «Гавриил», 4 тральщика и 2 сторожевых корабля. 18 мая 1919 года в 5 часов утра советские корабли вышли в море для выполнения боевого задания. Сразу после выхода «Андрей Первозванный» был вынужден вернуться в Кронштадт из-за возникшей неисправности машины: вместо 10 котлов в действии оставалось только пять. Командир ДОТ перешёл на «Гавриил» и продолжил выполнение операции. В 10 часов 10 минут отряд вошёл в Копорский залив под проводкой тральщиков, вскоре на горизонте были замечены дымы крейсера и трёх английских эсминцев (это были крейсер «Клеопатра» и эсминцы «Скаут», «Уолкер» и «Шекспир»), которые немедленно увеличили ход и устремились в атаку. Чтобы прикрыть тихоходные тральщики, эсминец «Гавриил» снизил ход до 10 узлов и вступил в неравный бой с противником. Перестрелка происходила в течение часа на дистанции свыше 32 кабельтовых, огонь английских кораблей был малоэффективен; «Гавриил» отстреливался из кормового орудия и не позволял неприятелю приблизиться к тральщикам. В 13 часов 25 минут советские корабли вошли в зону действия орудий береговых фортов, и английский отряд прекратил преследование, став на якорь у острова Сейскар и наблюдая за фарватером среди минных полей. Во время боя по «Гавриилу» было выпущено более 300 снарядов, однако прямых попаданий он не получил и имел лишь осколочные пробоины; трое моряков были ранены. 23 мая на Балтийское море прибыла флотилия английских подводных лодок и плавбаза, а 28 мая — крейсер «Дрэгон». Теперь английская эскадра насчитывала 3 крейсера, 8 эсминцев и 5 подводных лодок. Адмирал Кован опасался, что превосходство советского отряда может стеснить его действия, поэтому просил о высылке подкреплений, особенно настаивая на авианосце, минном заградителе и ещё одной флотилии эсминцев. 28 мая ДОТ получил новое задание по активному содействию наступающим частям Красной армии с моря. Вышедшие на следующий день для рекогносцировки суда отряда подверглись атакам английской авиации, причём один из тральщиков получил небольшие повреждения. Советским кораблям предписывалось не допускать высадки десантов в Копорском заливе и прикрывать побережье от возможных атак. Однако 31 мая английские эсминцы произвели успешный обстрел побережья в районе Систо-Палкино. Вышедший на перехват «Азард» был сначала несколько раз атакован подводной лодкой, а затем был вынужден отходить под прикрытие линкора «Петропавловск» из-за появления нескольких отрядов английских кораблей. Англичане попытались атаковать линейный корабль, но в это время эсминец «Уолкер», неосторожно сблизившийся на 47 кабельтовых, получил попадание, и британские корабли немедленно отступили. По некоторым данным, неточный огонь «Петропавловска» был связан с тем, что артиллерийские офицеры линкора «пожалели» английский эсминец и указывали заведомо неверную дистанцию до него. 1 июня ДОТ провёл на якоре; тем временем английские и эстонские корабли обстреляли занятое РККА побережье в районе Нового устья. Направленные на следующий день для противодействия обстрелам «Гавриил» и «Азард» противника не обнаружили, а на обратном пути попали под огонь двух неприятельских эсминцев и отошли. Новое столкновение противников произошло 4 июля: эсминцы «Азард» и «Гавриил» обнаружили у входа в Копорский залив английский эсминец и начали безрезультатное преследование, продолжавшееся около получаса.