Астрофи́зика (от — «звезда, светило» и — «природа») — раздел астрономии, использующий принципы физики и химии, который изучает физические процессы в астрономических объектах, таких как звёзды, галактики, экзопланеты и т. д. Физические свойства материи в самых больших масштабах и возникновение Вселенной изучает космология. Астрофизика — учение о строении небесных тел. Астрофизика занимается изучением физических свойств и (наряду с космохимией) химического состава Солнца, планет, комет или звёзд и туманностей. Главные экспериментальные методы астрофизики: спектральный анализ, фотография и фотометрия вместе с обыкновенными астрономическими наблюдениями. Спектроскопический анализ составляет область, которую принято называть астрохимией или химией небесных тел, так как главные указания, даваемые спектроскопом, касаются химического состава изучаемых астрономических объектов. Фотометрические и фотографические исследования выделяются иногда в особые области астрофотографии и астрофотометрии. Само название астрофизики существует с 1865 года и предложено Цёлльнером. В практике, современные астрономические исследования часто включают значительную работу в области теоретической и наблюдательной физики. Некоторые области изучения астрофизики включают в себя попытки описать свойства тёмной материи, тёмной энергии, чёрных дыр и других астрономических объектов; определить, возможны путешествия во времени или нет, существуют ли кротовые норы и мультивселенные; узнать происхождение и будущее Вселенной. Астроспектроскопия Астроспектроскопия — раздел астрофизики, который состоит из приложения спектрального анализа к изучению небесных тел. Первые исследования спектра Солнца были предприняты одним из изобретателей спектрального анализа, Кирхгофом, в 1859 г. Результатом этих исследований был рисунок солнечного спектра, из которого можно было определить уже с большой точностью химический состав солнечной атмосферы. Раньше Кирхгофа высказывались только иногда отдельные предположения о возможности анализа солнечной атмосферы посредством спектроскопа и в особенности о существовании на Солнце натрия вследствие найденной в спектре его тёмной линии D натрия. Такие предположения высказывались, напр., Фуко в Париже, Стоксом в Кембридже. Между тем ещё незадолго до этого Огюст Конт высказал в своей «Положительной философии» убеждение в невозможности когда бы то ни было узнать химический состав небесных тел, хотя уже в 1815 г. Фраунгофер знал о существовании тёмных линий в спектре Солнца и о существовании характеристических спектров у некоторых отдельных звёзд: Сириуса, Капеллы, Бетельгейзе, Проциона, Поллукса. После первых исследований Кирхгофа спектральным анализом небесных тел занялись с большим усердием несколько астрофизиков, которые вскоре представили чрезвычайно обстоятельные исследования спектров Солнца и неподвижных звёзд. Ангстром изготовил чрезвычайно точный атлас солнечного спектра, Секки произвёл обозрение большого числа звёзд посредством спектроскопа и установил четыре типа звёздных спектров, Хаггинс начал ряд исследований над спектрами отдельных ярких звёзд. Область применения спектроскопа постепенно расширялась. Хаггинсу удалось наблюдать спектр некоторых туманностей и подтвердить уже неопровержимым образом предположение о существовании двух типов туманностей — звёздных, состоящих из куч звёзд, которые при достаточной оптической силе инструмента могут быть разложены на звёзды, и газообразных, действительных туманностей, относительно которых можно предполагать, что они находятся в фазе образования отдельных звёзд путём постепенного сгущения их вещества. С середины 60-х годов XIX века изучение поверхности Солнца посредством спектроскопа во время затмений и вне их вошло в состав непрерывных наблюдений, производящихся в настоящее время во многих обсерваториях. Хаггинс, Локьер в Англии, Жансен во Франции, Фогель в Германии, Такини в Италии, Гассельберг в России и др. дали обширные исследования, уяснившие строение верхних слоёв солнечной атмосферы (см. Солнце). В то же время с 1868 года по мысли Хаггинса спектроскоп был применён и к исследованию собственных движений звёзд по направлению луча зрения посредством измерения перемещений линий их спектров, которые в настоящее время также производятся систематически в Гринвичской обсерватории. Принцип Доплера, лежащий в основании этих измерений, был уже несколько раз проверен экспериментально измерениями перемещений солнечного спектра и послужил Локьеру в его измерениях к установлению его гипотезы о сложности химических элементов. Спектры комет, падающих звёзд, метеоритов, исследованные разными астрономами, а в последнее время в особенности Локьером, дали уже много весьма важных фактов в руки астроному, и в значительной степени послужили уяснению происхождения и развития звёзд и солнечной системы. Тем не менее, время существования этой области знания не позволяет пока делать точные выводы о долговременных эволюционных изменениях химического состава материи в масштабе галактики, поскольку факторы влияния (смены поколений звёзд — выгорания термоядерного топлива) не описаны количественно. Наблюдательная астрофизика Основная часть данных в астрофизике получается по наблюдению объектов в электромагнитных лучах. Исследуются как прямые изображения, полученные на различных длинах волн, так и электромагнитные спектры принимаемого излучения. Радиоастрономия изучает излучения в диапазоне длин волн от 0.1 мм до 100 м. Радиоволны испускаются, например: такими холодными объектами как межзвёздный газ и пылевые облака; Реликтовым излучением, являющимся отголоском Большого Взрыва; Пульсарами, впервые обнаруженными в микроволновом диапазоне; Далёкими радиогалактиками и квазарами. Для наблюдений в радиодиапазоне требуются телескопы очень больших размеров. Зачастую наблюдения проводятся с использованием интерферометров и сетей РСДБ. Инфракрасная астрономия изучает излучение на волнах, находящихся в промежутке между радиоизлучением и видимым светом. Наблюдения в этой области спектра обычно производятся на телескопах, подобных обычным оптическим телескопам. Наблюдаемые объекты обычно холоднее звёзд: планеты, межзвёздная пыль. Оптическая астрономия является старейшей областью астрофизики. На сегодняшний день основными инструментами являются телескопы с ПЗС-матрицами в качестве приёмников изображения. Так же часто производятся наблюдения с помощью спектрографов. Ограничение на наблюдения в оптическом диапазоне накладывает дрожание земной атмосферы, мешающее наблюдениям на больших телескопах. Для устранения этого эффекта и получения максимально чёткого изображения используются различные методы, такие как адаптивная оптика, спекл-интерферометрия, а также выведение телескопов в космическое пространство за пределы атмосферы. В этом диапазоне хорошо видны звёзды и планетарные туманности, что позволяет изучать в том числе их расположение и химическое строение. Ультрафиолетовая астрономия, рентгеновская астрономия и гамма-астрономия(астрофизика) изучают объекты, в которых происходят процессы с образованием высокоэнергетических частиц. К таким объектам относятся двойные пульсары, чёрные дыры, магнетары и многие другие объекты. Для излучения в этой части спектра земная атмосфера является непрозрачной. Поэтому существуют два метода наблюдения — наблюдения с космических телескопов (обсерватории RXTE, Chandra и CGRO) и наблюдения черенковского эффекта в земной атмосфере (H.E.S.S., телескоп MAGIC). Другие типы излучения также могут наблюдаться с Земли. Было создано несколько обсерваторий в попытках наблюдения гравитационных волн. Созданы нейтринные обсерватории, позволившие прямыми наблюдениями доказать наличие термоядерных реакций в центре Солнца. С помощью этих детекторов также изучались удалённые объекты, такие как сверхновая SN1987a. Исследования высокоэнергетических частиц производятся по наблюдениям их столкновений с земной атмосферой, порождающих ливни элементарных частиц. Наблюдения также могут различаться по продолжительности. Большинство оптических наблюдений производится с выдержками порядка минут или часов. Однако, в некоторых проектах, таких как Tortora, производятся наблюдения с выдержкой менее секунды. Тогда как в других общее время экспозиции может составлять недели (например, такая выдержка использовалась при наблюдении глубоких хаббловских полей). Более того, наблюдения пульсаров могут производиться с временем экспозиции в миллисекунды, а наблюдения эволюции некоторых объектов могут занимать сотни лет, включая изучение исторических материалов. Изучению Солнца отводится отдельное место. Из-за огромных расстояний до других звёзд, Солнце является единственной звездой, которая может быть изучена в мельчайших деталях. Изучение Солнца даёт основу для изучения других звёзд. Теоретическая астрофизика Теоретическая астрофизика использует как аналитические методы, так и численное моделирование для изучения различных астрофизических явлений, построения их моделей и теорий. Подобные модели, построенные из анализа наблюдательных данных, могут быть проверены с помощью сравнения теоретических предсказаний и вновь полученных данных. Также наблюдения могут помочь в выборе одной из нескольких альтернативных теорий. Некоторые широко изучаемые теории астрофизики сейчас включены в модель Лямбда-CDM (Большой взрыв, инфляционная модель Вселенной, тёмная материя, тёмная энергия и фундаментальные физические теории). Объектом исследований теоретической астрофизики являются, например: Формирование и эволюция Солнечной системы Звёздная динамика и эволюция Возникновение и эволюция галактик Магнитная гидродинамика Масштабная структура вселенной Происхождение космических лучей Общая теория относительности Физическая космология, включая теорию струн и физику астрочастиц. Литература Фильченков М. Л., Копылов С. В., Евдокимов В. С. Курс общей физики: дополнительные главы. Мартынов Д. Я. Курс общей астрофизики. — М.: Наука, 1988. — 640 с. Штерн Б. Е., Рубаков В. А. Астрофизика. Троицкий вариант. — М.: АСТ, 2020. — 368 с.


wikipedia

Спутники планет, карликовых планет и малых тел Солнечной системы (в скобках указан год открытия; списки отсортированы по дате открытия). Меркурий Спутников у Меркурия, по современным данным, нет, хотя такие предположения выдвигались ранее. Венера В прошлом имели место многочисленные заявления о наблюдении спутников Венеры. Но по современным данным, естественных спутников у Венеры нет, а астероид 2002 VE68 является лишь квазиспутником. Земля У Земли есть один «полноценный» спутник — Луна, и 6 квазиспутников: (3753) Круитни, и , , а также (367943) Дуэнде и . Есть теории о гипотетических спутниках Земли и Луны и о подобии колец. Марс У Марса известно два спутника: Деймос (1877) Фобос (1877) Юпитер У Юпитера на февраль 2023 года известно 95 спутников, в том числе открытые до полёта «Вояджеров»: Ио (1610) Европа (1610) Ганимед (1610) Каллисто (1610) Амальтея (1892) Гималия (1904) Элара (1905) Пасифе (1908) Синопе (1914) Лиситея (1938) Карме (1938) Ананке (1951) Леда (1974) Четыре крупнейших спутника — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто — называются галилеевыми спутниками. Кроме того, у Юпитера есть система колец (1979). Сатурн У Сатурна на май 2023 года известно 146 спутников, в том числе открытые до полёта «Вояджеров»: Титан (1655) Япет (1671) Рея (1672) Тефия (1684) Диона (1684) Энцелад (1789) Мимас (1789) Гиперион (1848) Феба (1898) Янус (1966) Эпиметей (1966) В 2019 году астрономы открыли 20 новых спутников Сатурна, благодаря чему он тогда стал рекордсменом в Солнечной системе по количеству известных спутников, опередив Юпитер. Последним открытым спутником в настоящее время считается S/2019 S 1, о существовании которого было объявлено в ноябре 2021 года. Также Сатурн обладает мощной системой колец, открытых Галилеем в 1609 году. Выдвигается гипотеза о существовании колец у Реи. Уран У Урана известно 27 спутников: Титания (1787) Оберон (1787) Ариэль (1851) Умбриэль (1851) Миранда (1948) Пак (1985) Джульетта (1986) Порция (1986) Крессида (1986) Дездемона (1986) Розалинда (1986) Белинда (1986) Корделия (1986) Офелия (1986) Бианка (1986) Калибан (1997) Сикоракса (1997) Пердита (1999) Сетебос (1999) Стефано (1999) Просперо (1999) Тринкуло (2001) Фердинанд (2001) Франциско (2001) Маб (2003) Купидон (2003) Маргарита (2003) Также у Урана имеется система колец (1977). Нептун У Нептуна известно 14 спутников: Тритон (1846) Нереида (1949) Ларисса (1981) Протей (1989) Деспина (1989) Галатея (1989) Таласса (1989) Наяда (1989) Сао (2002) Галимеда (2002) Лаомедея (2002) Несо (2002) Псамафа (2003) Гиппокамп (2013) У Нептуна есть и система колец (1989). Карликовые планеты Церера Спутников у Цереры не обнаружено. Фотографии, сделанные космическим аппаратом «Dawn» по состоянию на апрель 2015 года, исключают существование сколь-нибудь крупных спутников. Плутон Основная статья: Спутники Плутона У Плутона известно пять спутников: Харон (1978) Никта (2005) Гидра (2005) Кербер (2011) Стикс (2012) Существует мнение, что, поскольку барицентр системы Плутон—Харон находится вне поверхности Плутона, Харон является не спутником Плутона, а компонентом двойной планетной системы. Предполагалось, что у Плутона также может быть система планетных колец, но после пролёта у Плутона в 2015 году аппарата «Новые горизонты» таковых не обнаружилось. Хаумеа У Хаумеа известны два спутника: Хииака (2005) Намака (2005) Также у Хаумеа есть система колец (2017) Макемаке У Макемаке известен всего один спутник: S/2015 (136472) 1 (2015) Эрида У Эриды известен всего один спутник: Дисномия (2005) Малые тела Солнечной системы См. также Список деталей поверхности объектов Солнечной системы Ледяные спутники Планетная номенклатура Примечания Ссылки Номенклатура естественных спутников планет на сайте ГАИШ Физические параметры спутников на сайте НАСА Система поиска снимков на сайте НАСА


Расшире́ние Вселе́нной — явление, состоящее в почти однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной, выводимое через наблюдаемое с Земли космологическое красное смещение. Экспериментально расширение Вселенной подтверждается выполнением закона Хаббла, а также уменьшением светимости экстремально удалённых «стандартных свеч» (сверхновых типа Ia). Согласно теории Большого взрыва, Вселенная расширяется из начального сверхплотного и сверхгорячего состояния. Является ли это исходное состояние сингулярным (как предсказывает классическая теория гравитации — общая теория относительности) или нет — активно дебатируемый вопрос, разрешить который надеются разработкой квантовой теории гравитации. Теоретически явление было предсказано и обосновано А. Фридманом (см. Вселенная Фридмана) на раннем этапе разработки общей теории относительности из общефилософских соображений об однородности и изотропности Вселенной. Стадии Расширение Вселенной в различных моделях Метрическое расширение пространства является увеличением расстояния между двумя отдалёнными частями Вселенной с течением времени. Метрическое расширение является ключевым элементом космологии Большого взрыва и математически моделируется с помощью метрики Фридмана — Леметра — Робертсона — Уокера (FLRW). Эта модель действует в современную эпоху только на больших масштабах (примерно масштабах скоплений галактик и выше). На меньших масштабах материальные объекты связаны друг с другом силой гравитационного притяжения, и такие связанные скопления объектов не расширяются. Ускорение расширения Вселенной В конце 1990-х годов было обнаружено, что в удалённых галактиках, расстояние до которых было определено по закону Хаббла, сверхновые типа Ia имеют яркость ниже той, которая им полагается. Иными словами, расстояние до этих галактик, вычисленное по методу «стандартных свеч» (сверхновых Ia), оказывается больше расстояния, вычисленного на основании ранее установленного значения параметра Хаббла (за это открытие Сол Перлмуттер, Брайан П. Шмидт и Адам Рисс получили премию Шоу по астрономии за 2006 год, Нобелевскую премию по физике за 2011 год и Премию по фундаментальной физике Юрия Мильнера в 2015 году). Был сделан вывод, что Вселенная не просто расширяется, она расширяется с ускорением. Ранее существовавшие космологические модели предполагали, что расширение Вселенной замедляется. Они исходили из предположения, что основную часть массы Вселенной составляет материя — как видимая, так и невидимая (тёмная материя). На основании новых наблюдений, свидетельствующих об ускорении расширения, было найдено, что во Вселенной существует ранее неизвестная энергия с отрицательным давлением (см. уравнения состояния). Её назвали «тёмной энергией». По имеющимся оценкам, ускоряющееся расширение Вселенной началось приблизительно 5 миллиардов лет назад. Предполагается, что до этого расширение замедлялось благодаря гравитационному действию тёмной материи и барионной материи. Плотность барионной материи в расширяющейся Вселенной уменьшается быстрее, чем плотность тёмной энергии. В конце концов, тёмная энергия начинает преобладать. Например, когда объём Вселенной удваивается, плотность барионной материи уменьшается вдвое, а плотность тёмной энергии остаётся почти неизменной (или точно неизменной — в варианте с космологической константой). Последствия для судьбы Вселенной Если ускоряющееся расширение Вселенной будет продолжаться бесконечно, то в результате галактики за пределами нашего Сверхскопления галактик рано или поздно выйдут за горизонт событий, их относительная скорость превысит скорость света, и мы всегда будем видеть их прошлое до момента ухода за горизонт со всё возрастающим красным смещением. Это не является нарушением специальной теории относительности и уже произошло с достаточно далёкими галактиками. На самом деле трудно даже определить «относительную скорость» в искривлённом пространстве-времени. Относительная скорость имеет смысл и может быть определена только в плоском пространстве-времени, или на достаточно малом (стремящемся к нулю) участке искривлённого пространства-времени. Любая форма коммуникации далее пределов горизонта событий становится невозможной, и всякий контакт между объектами теряется. Земля, Солнечная система, наша Галактика, и наше Сверхскопление будут видны друг другу и в принципе достижимы путём космических полётов, в то время как вся остальная Вселенная исчезнет вдали. Со временем наше Сверхскопление придёт в состояние тепловой смерти, то есть осуществится сценарий, предполагавшийся для предыдущей, плоской модели Вселенной с преобладанием материи. Существуют и более экзотические гипотезы о будущем Вселенной. Одна из них предполагает, что фантомная энергия приведёт к т. н. «расходящемуся» расширению. Это подразумевает, что расширяющая сила действия тёмной энергии продолжит неограниченно увеличиваться, пока не превзойдёт все остальные силы во Вселенной. По этому сценарию, тёмная энергия со временем разорвёт все гравитационно связанные структуры Вселенной, затем превзойдёт силы электростатических и внутриядерных взаимодействий, разорвёт атомы, ядра и нуклоны и уничтожит Вселенную в Большом разрыве. С другой стороны, тёмная энергия может со временем рассеяться или даже сменить отталкивающее действие на притягивающее. В этом случае гравитация возобладает и приведёт Вселенную к «Большому хлопку». Основным недостатком этой модели является то, что силы гравитации и направление расширения вселенной могут быть ортогональными (например, если предположить, что пространство вселенной — трёхмерная гиперсфера), в этом случае гравитация не будет влиять на расширение вселенной. Гравитация также не может влиять на расширение вселенной, если причиной этого расширения является расширение самого пространства (гравитация действует лишь на материальные объекты, но не на пустое пространство). Впрочем, нельзя исключать возможность сжатия вселенной по иным причинам. Некоторые сценарии предполагают «циклическую модель» Вселенной. Хотя эти гипотезы пока не подтверждаются наблюдениями, они и не отвергаются полностью. Решающую роль в установлении конечной судьбы Вселенной (развивающейся по теории Большого взрыва) должны сыграть точные измерения темпа ускорения. См. также Теория стационарной Вселенной Научная картина мира Примечания Ссылки Swenson, Jim. Answer to a question about the expanding universe Космология Общая теория относительности


Arisaema enneaphyllum — многолетнее травянистое клубневое растение, вид рода семейства . Ботаническое описание Трава до 120 см высотой. Клубень сжато-шаровидный, до 8 см в диаметре. Листья Листьев обычно два. Черешок у основания вложенный во влагалища, соединённые внахлёст, образующие ложный стебель до 75 см высотой, со свободной частью 7—25 см длиной. Листовая пластинка пальчаторассечённая, в очертании округлая; листочки в числе 5—10(12), почти равные по размеру, ланцетовидные, эллиптические или обратноланцетовидные, заострённые, в основании клиновидные, 7—19 см длиной, 1,5—6,5 см шириной, по краю неравномерно выемчатые, иногда почти цельные, зубцы длиннозаострённые. Соцветия и цветки Соцветие превышает листья, свободная часть цветоножки 11—24 см длиной, зелёная. Покрывало 9—24 см длиной. Трубка широко- и короткоцилиндрическая, немного сжатая у вершины, 3,5—7,5 см длиной и 2,3—3,5 см в диаметре, иногда сжатая в основании до 1—3 см, снаружи зелёная с неясными белыми продольными полосками. Пластинка овально-заострённая, часто узкоухообразная в основании, длиннее трубки, иногда более, чем в два раза, 6—17 см длиной и 2,8—5,8 см шириной, снаружи белая, с незаметными белыми или зелёными полосками внутри у основания, часто черноватая по краям у основания, наклонённая вперёд к устью трубки. Початок однополый, 3—8 см длиной, почти равен трубке покрывала. Женский початок более-менее сидячий, репродуктивная часть от цилиндрической до конической, 2,7—3,5 см длиной, 1—1,5 см в диаметре, цветки плотно расположены; пестик яйцевидный, зелёный, 3—4 мм длиной; завязь 2—3 мм в диаметре, сужающаяся в короткий столбик. Мужской початок в основании на голой ножке 0,4—1 см длиной, репродуктивная часть цилиндрическая, 1,7—4,5 см длиной, 0,4—1,1 см в диаметре, цветки расположены более-менее плотно; цветок состоит из двух — трёх тычинок; пыльники лопающиеся полукруглыми наклонными верхушечными разрезами. Придаток цилиндрический, конический или булавовидный, иногда суженный в основании, 0,3—4 см длиной, 0,3—0,6 см в диаметре, зелёный. Плоды Плоды — полушаровидные ягоды, 5—7 мм в диаметре, с 3—5 семенами. Распространение Встречается в Африке (Эфиопия, Судан, Кения, Уганда) и на Аравийском полуострове (Йемен). Примечания Литература Ссылки Arisaema enneaphyllum в базе данных Королевских ботанических садов Кью, Великобритания Arisaema enneaphyllum// www.cate-araceae.org Аризема Флора Африки Флора Азии


Коме́та Галле́я (официальное название 1P/Halley) — яркая короткопериодическая комета, возвращающаяся к Солнцу с периодичностью каждые 75—76 лет. Является первой кометой, для которой определили эллиптическую орбиту и установили периодичность возвращений. Названа в честь английского астронома Эдмунда Галлея. С кометой связаны метеорные потоки эта-Аквариды и Ориониды. Несмотря на то, что каждый век появляется много более ярких долгопериодических комет, комета Галлея — единственная короткопериодическая комета, хорошо видимая невооружённым глазом. Начиная с древнейших наблюдений, зафиксированных в исторических источниках Китая и Вавилона, было отмечено по меньшей мере 30 появлений кометы. Первое достоверно идентифицируемое наблюдение кометы Галлея относится к 240 году до н. э. В XX веке комета появлялась 2 раза: 29-я встреча — в 1910 году, а последняя, 30-я встреча кометы через перигелий была с 9 февраля по 25 марта 1986 года в созвездии Водолея; следующее появление ожидается 28 июля 2061 года, а затем — 27 марта 2134 года. Во время появления 1986 года комета Галлея стала первой кометой, исследованной с помощью космических аппаратов, в том числе советскими аппаратами «Вега‑1» и «Вега‑2» (17—19 декабря 1984 года), которые предоставили данные о структуре кометного ядра и механизмах образования комы и хвоста кометы. Открытие кометы Галлея Комета Галлея стала первой кометой с доказанной периодичностью. В европейской науке вплоть до эпохи Возрождения доминировал взгляд Аристотеля, полагавшего, что кометы являются возмущениями в атмосфере Земли. Однако и до, и после Аристотеля многими античными философами высказывались весьма прозорливые гипотезы о природе комет. Так, по словам самого Аристотеля, Гиппократ Хиосский (V в. до н. э.) и его ученик Эсхил считали, что «хвост не принадлежит самой комете, но она иногда приобретает его, блуждая в пространстве, потому что наш зрительный луч, отражаясь от влаги, увлекаемой за кометой, достигает Солнца. Комета в отличие от других звёзд появляется через очень большие промежутки времени, потому, дескать, что она отстаёт [от Солнца] чрезвычайно медленно, так что, когда она появляется вновь в том же самом месте, ею проделан уже полный оборот». В этом высказывании можно увидеть утверждение о космической природе комет, периодичности её движения и даже о физической природе кометного хвоста, на котором рассеивается солнечный свет, и который, как показали современные исследования, действительно в значительной степени состоит из газообразной воды. Сенека (I в. н. э.) не только говорит о космическом происхождении комет, но и предлагает способ доказательства периодичности их движения, реализованный Галлеем: «Необходимо, однако, чтобы были собраны сведения о всех прежних появлениях комет; ибо из-за редкости их появления до сих пор невозможно установить их орбиты; выяснить, соблюдают ли они очерёдность и появляются ли точно в свой день в строгом порядке». Идея Аристотеля была опровергнута Тихо Браге, который показал отсутствие у кометы 1577 года параллакса (проведя измерения положения кометы в Дании и в Праге). При его точности измерений это означало, что она находится, по крайней мере, вчетверо дальше, чем Луна. Однако сохранялась неопределённость в вопросе о том, обращаются ли кометы вокруг Солнца или просто пролетают по прямым путям через Солнечную систему. В 1680—1681 годах 24-летний Галлей наблюдал яркую комету (C/1680 V1, называемую часто кометой Ньютона), которая сначала приближалась к Солнцу, а потом удалялась от него, что противоречило представлению о прямолинейном движении. Исследуя этот вопрос, Галлей понял, что центростремительная сила, действующая на комету со стороны Солнца, должна убывать обратно пропорционально квадрату расстояния. В 1682, в год очередного появления кометы, названной впоследствии его именем, Галлей обратился к Роберту Гуку с вопросом — по какой кривой будет двигаться тело под действием такой силы, но не получил ответа, хотя Гук и намекнул, что ответ ему известен. Галлей отправился в Кембридж к Исааку Ньютону, который сразу же ответил, что, согласно его вычислениям, движение будет происходить по эллипсу. Ньютон продолжал работать над проблемой движения тел под действием сил тяготения, уточняя и развивая расчёты, и в конце 1684 года послал Галлею свой трактат «Движение тел по орбите» (). Восхищённый Галлей доложил о результатах Ньютона на заседании Лондонского королевского общества 10 декабря 1684 года и испросил у Ньютона разрешения напечатать трактат. Ньютон согласился и обещал прислать продолжение. В 1686 году по просьбе Галлея Ньютон переслал первые две части своего расширенного трактата, получившего название «Математические начала натуральной философии», в Лондонское королевское общество, где Гук вызвал скандал, заявив о своём приоритете, но не был поддержан коллегами. В 1687 году на деньги Галлея тиражом 120 экземпляров самый знаменитый трактат Ньютона был напечатан. Таким образом, интерес к кометам заложил основы современной математической физики. В своём классическом трактате Ньютон сформулировал законы гравитации и движения. Однако его работа над теорией движения комет ещё не была закончена. Хотя он подозревал, что две кометы, которые наблюдались в 1680 и 1681 годах (и которые вызвали интерес Галлея), были на самом деле одной кометой до и после прохождения вблизи Солнца, он не смог полностью описать её движение в рамках своей модели. Это удалось его другу и издателю Галлею, который в работе 1705 года «Обзор кометной астрономии» () использовал законы Ньютона для учёта гравитационного влияния на кометы Юпитера и Сатурна. После изучения исторических записей Галлей составил первый каталог элементов орбит комет и обратил внимание на совпадение путей комет 1531 (наблюдавшаяся Апианом), 1607 (наблюдавшаяся Кеплером) и 1682 гг. (которую наблюдал он сам), и предположил, что это одна и та же комета, обращающаяся вокруг Солнца с периодом 75—76 лет. На основании обнаруженного периода и с учётом грубых приближений воздействия больших планет, он предсказал возвращение этой кометы в 1758 году. Предсказание Галлея подтвердилось, хотя комету не могли обнаружить до 25 декабря 1758 года, когда её заметил немецкий крестьянин и астроном-любитель И. Палич. Через перигелий комета прошла лишь 13 марта 1759 года, поскольку возмущения, вызванные притяжением Юпитера и Сатурна, привели к задержке на 618 дней. За два месяца до нового появления кометы это запаздывание было предвычислено А. Клеро, которому помогали в вычислениях Ж. Лаланд и мадам Н.-Р. Лепот. Погрешность расчётов составила всего 31 день. Галлей не дожил до возвращения кометы, он умер в 1742 году. Подтверждение возвращения комет было первой демонстрацией того, что не только планеты могут обращаться вокруг Солнца. Это стало первым успешным подтверждением небесной механики Ньютона и ясной демонстрацией её предсказательной силы. В честь Галлея комету впервые назвал французский астроном Н. Лакайль в 1759 году. Параметры орбиты Период обращения кометы Галлея за последние три столетия составлял от 75 до 76 лет, однако за всё время наблюдения с 240 г. до н. э. он изменялся в более широких пределах — от 74 до 79 лет. Вариации периода и орбитальных элементов связаны с гравитационным влиянием больших планет, мимо которых пролетает комета. Комета обращается по сильно вытянутой эллиптической орбите с эксцентриситетом 0,967 (0 соответствует идеальной окружности, 1 — движению по параболической траектории). При её последнем возвращении имела в перигелии расстояние до Солнца равное 0,587 а. е. (между Меркурием и Венерой) и расстояние в афелии более 35 а. е. (почти как у Плутона). Орбита кометы наклонена к плоскости эклиптики на 162,5° (то есть, в отличие от большинства тел солнечной системы, она движется в направлении, противоположном движению планет, и её орбита наклонена к орбите Земли на 180−162,5=17,5°). Этот факт оказал влияние на выбор даты и места встречи с кометой космических аппаратов во время её возвращения в 1986 году. Перигелий кометы приподнят над плоскостью эклиптики на 0,17 а. е. Вследствие большого эксцентриситета орбиты скорость кометы Галлея по отношению к Земле является одной из самых больших среди всех тел Солнечной системы. В 1910 году при пролёте мимо нашей планеты она составила (254016 км/ч). Поскольку орбита кометы сближается с земной орбитой в двух точках (см. анимированный рисунок), порождаемая кометой Галлея пыль образует два наблюдаемых на Земле метеорных потока: эта-Аквариды в начале мая и Ориониды в конце октября. Комета Галлея классифицируется как периодическая или короткопериодическая комета, то есть такая, период обращения которой меньше 200 лет. Кометы с периодом обращения более 200 лет называются долгопериодическими. Короткопериодические кометы имеют в основном малое наклонение орбиты к эклиптике (порядка 10 градусов) и период обращения порядка 10 лет, поэтому орбита кометы Галлея несколько нетипична. Короткопериодические кометы с орбитальным периодом обращения менее 20 лет и наклонением орбиты 20—30 градусов или менее называются семейством комет Юпитера. Кометы, орбитальный период обращения которых, как у кометы Галлея, составляет от 20 до 200 лет, а наклонение орбиты — от нуля до более 90 градусов, называются кометами галлеевского типа. На сегодняшний день известно только 54 кометы галлеевского типа, в то время как число идентифицированных комет семейства Юпитера составляет около 400. Предполагается, что кометы галлеевского типа изначально были долгопериодическими кометами, орбиты которых изменились под влиянием гравитационного притяжения планет-гигантов. Если комета Галлея прежде была долгопериодической кометой, то она скорее всего происходит из облака Оорта — сферы, состоящей из кометных тел, окружающей Солнце на расстоянии 20 000—50 000 а. е. В то же время семейство комет Юпитера, как считается, происходит из пояса Койпера — плоского диска малых тел на расстоянии от Солнца между 30 а. е. (орбита Нептуна) и 50 а. е. Предлагалась и другая точка зрения на происхождение комет галлеевского типа.


В 2008 году был открыт новый транснептуновый объект с ретроградной орбитой, аналогичной орбите кометы Галлея, который получил обозначение . Его перигелий располагается на расстоянии 20 а. е. от Солнца (соответствует расстоянию до Урана), афелий — на расстоянии 70 а. е. (превосходит удвоенное расстояние до Нептуна). Этот объект может быть членом нового семейства малых тел Солнечной системы, которое может служить источником комет галлеевского типа. Результаты численного моделирования показывают, что комета Галлея находится на нынешней орбите от 16 000 до 200 000 лет, хотя точное численное интегрирование орбиты невозможно из-за появления неустойчивостей, связанных с возмущением планет на интервале более чем несколько десятков оборотов. На движение кометы также существенно влияют негравитационные эффекты, поскольку при приближении к Солнцу она испускает сублимирующиеся с поверхности струи газа, приводящие к реактивной отдаче и изменению орбиты. Эти изменения орбиты могут вызывать отклонения во времени прохождения через перигелий до четырёх дней. В 1989 году Чириков и Вечеславов, проанализировав результаты расчётов 46 появлений кометы Галлея, показали, что на больших масштабах времени динамика кометы является хаотичной и непредсказуемой. При этом на масштабах времени порядка сотен тысяч и миллионов лет поведение кометы можно описать в рамках теории динамического хаоса. Этот же подход позволяет получать простые приблизительные оценки времени ближайших прохождений кометы через перигелий. Предполагаемое время жизни кометы Галлея может составлять порядка 10 миллионов лет. Последние исследования показывают, что она испарится или распадётся на две через несколько десятков тысячелетий, либо будет выброшена из Солнечной системы через несколько сотен тысяч лет. За последние 2000—3000 возвращений ядро кометы Галлея уменьшилось в массе на 80—90 %. Расчёты прошлых и будущих появлений кометы Галлея История исследований орбиты кометы Галлея неразрывно связана с развитием вычислительных методов в математике и небесной механике. В 1705 году Галлей опубликовал параболические орбитальные элементы для 24 хорошо наблюдавшихся комет: Собрав отовсюду наблюдения комет, я составил таблицу — плод обширного и утомительного труда — небольшую, но не бесполезную для астрономов. Он заметил схожесть орбит комет 1682 года, 1607 года и 1531 года и опубликовал первое верное предсказание возвращения кометы. Всё с той же периодической кометой Галлей отождествил и комету 1456 года, двигавшуюся между Землёй и Солнцем ретроградным образом, хотя из-за недостатка наблюдений он и не смог для этого появления определить параметры орбиты. Эти идентификации позволили предсказать новое появление той же кометы в 1758 году, через 76 лет после последнего появления. Комета действительно вернулась, и была обнаружена Паличем в Рождество 25 декабря 1758 года. Ещё более точное предсказание времени этого возвращения кометы сделал Клеро с помощниками, рассчитавший возмущение, вызываемое в движении кометы Юпитером и Сатурном (Уран, Нептун и Плутон ещё не были открыты). Он определил, что момент прохода через перигелий приходится на 13 апреля с оценённой погрешностью в один месяц (ошибка действительно составила месяц, поскольку комета прошла перигелий 12 марта). Хорошие предсказания следующего возвращения 1835 года были даны Дамуазо и Понтекуланом, при этом впервые была рассчитана эфемерида, то есть будущий путь кометы среди звёзд, но точнее всего, с ошибкой лишь в 4 дня, предсказал возвращение кометы Розенбергер, для этого ему пришлось учесть и возмущение новооткрытого Урана. Появление кометы 1910 года, уже методом численного интегрирования точно предсказали Кауэлл и Кроммелин. Идентификацию кометы 1456 года на основании обнаруженных дополнительных наблюдений смог подтвердить Пингре (1783—1784 годы). Обратившись к наблюдениям, зафиксированным в китайских хрониках, Пингре среди прочих также рассчитал приблизительные орбиты великой кометы 837 года и первой кометы 1301 года, но не опознал в обеих комету Галлея. Ж.-Б. Био в 1843 году, уже зная средний период кометы Галлея, откладывая его назад в прошлое, попытался идентифицировать предыдущие появления кометы Галлея среди зафиксированных китайских наблюдений после 65 года до н. э. Во многих случаях он предложил несколько возможных кандидатов. На основании похожести орбит Био смог также идентифицировать как комету Галлея комету 989 года. Используя китайские данные Био, Лагер (1843) распознал комету Галлея в осенней комете 1378 года, сравнив с описаниями рассчитанный на основании известных элементов орбиты видимый путь кометы на небе. Аналогичным образом им были выявлены наблюдения кометы Галлея в 760, 451 и 1301 годах. В 1850 году Дж. Хинд попытался найти прошлые появления кометы Галлея в европейских и китайских хрониках ранее 1301 года, как и Био, опираясь на приблизительный интервал между возвращениями около 76,5 года, но проверяя соответствие наблюдений известным орбитальным элементам. Из 18 его идентификаций до 11 года до н. э. больше половины (1223, 912, 837, 603, 373 и 11 год до н. э.) оказались, однако, ошибочны. Доказательная связь всех появлений возможна лишь при прослеживании непрерывных изменений орбиты кометы под действием возмущений планет солнечной системы в прошлом, как это делалось при предсказании новых появлений. Такой подход впервые применили Кауэлл и Э. К. Д. Кроммелин (1907), используя приближённое интегрирование уравнения движения назад во времени, методом варьирования элементов. Взяв за основу достоверные наблюдения с 1531 по 1910 год, они предположили, что эксцентриситет орбиты и её наклонение остаются постоянными, а расстояние перигелия и долгота восходящего узла непрерывно меняются под действием возмущений. Первые порядки возмущений периода кометы вычислялись с учётом действия Венеры, Земли, Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. Движение кометы удалось точно проследить до 1301 года и с меньшей точностью до 239 года до н. э. Ошибка их метода в оценке момента прохождения через перигелий для самого раннего появления достигла 1,5 года, и поэтому они использовали в статье дату 15 мая 240 года до н. э., следующую из наблюдений, а не из расчётов. Моменты прохождения кометы Галлея через перигелий далее попытался рассчитать назад от 451 года н. э. до 622 года до н. э. русский астроном М. А. Вильев. Используя моменты прохождения Вильева на промежутке от 451 года н. э. до 622 года до н. э. и результаты Кауэлла и Кроммелина за период с 530 по 1910 год, М. М. Каменский подобрал интерполяционный ряд Фурье для орбитальных периодов. Хотя эта формула соответствовала данным, использованным для её получения, её экстраполяция за пределы области исходных данных оказывается бесполезной. Так же как и похожий анализ Ангстрема (1862) дал ошибку в предсказании прохождения через перигелий в 1910 году на 2,8 года, предсказание Каменского следующего возвращения (1986 года) ошибочно на девять месяцев. Любые попытки найти простые эмпирические формулы для определения прошлых или предсказаний будущих появлений кометы, не учитывающие динамическую модель движения кометы под действием гравитационных возмущений, не имеют смысла. В преддверии нового появления кометы Галлея в 1986 году активизировались исследования её прошлых появлений: В 1967 году Джозеф Брейди и Эдна Карпентер на основании 2000 наблюдений двух предыдущих появлений кометы Галлея определили предварительную орбиту и рассчитали, что предстоящее прохождение перигелия будет 4 февраля 1986 года (ошибка, вызванная неучётом гравитационных реактивных сил, составила около 4 дней). В 1971 году те же авторы на основании около 5000 телескопических наблюдений уже четырёх предыдущих появлений смогли связать четыре этих появления численным интегрированием, учтя негравитационные силы в виде векового члена, и предсказали время прохождения перигелия в 1986 году с погрешностью около 1,5 часов. Они также впервые применили прямое численное интегрирование для исследования древних появлений кометы Галлея, используя эмпирический вековой член в уравнениях движения кометы для учёта негравитационных эффектов. Орбита кометы, вычисленная по последним четырём появлениям, была затем численно проинтегрирована назад в прошлое до 87 г. до н. э. Моменты прохождения через перигелий удовлетворительно согласовывались с данными наблюдений, приведёнными Киангом в работе 1971 года с 1682 по 218 год. Однако дальнейшее интегрирование привело к заметному расхождению, начиная с появления 141 года. В 141 году реальная комета прошла на расстоянии в 0,17 а. е. от Земли и испытала возмущение несколько отличающееся от того, что получилось в расчётах. Поскольку интегрирование не было увязано с наблюдениями ранее 1682 года, небольшое отличие между рассчитанным и реальным движением было усилено близким прохождением около Земли в 141 году. В 1982 году Брейди уточнил эти расчёты. В 1971 году Тао Кианг, заново проанализировав все известные европейские и китайские прошлые наблюдения, использовал метод варьирования элементов для исследования движения кометы Галлея от 1682 года вспять до 240 г. до н. э. Учтя влияние на орбитальные элементы возмущений всех планет, Кианг смог уточнить значения моментов прохождения через перигелий и подтвердил предположение о том, что негравитационные силы отвечают за замедление среднего движения кометы чуть большее чем на 4 дня за один период обращения. Эти негравитационные силы связаны с испарением кометного вещества при прохождении около Солнца, сопровождающимся реактивной отдачей и уменьшением массы ядра. В 1973 году Брайан Марсден, Зденек Секанина и Дональд Еманс разработали модель негравитационных сил, основанную на реактивном действии газов, испаряющихся с поверхности ядра кометы. В 1977 году Еманс использовал эту модель для успешного описания наблюдений кометы на интервале с 1607 по 1911 год. Орбита, основанная на наблюдениях 1682, 1759 и 1835—1836 годов была проинтегрирована назад во времени вплоть до 837 года.


Вследствие близкого приближения кометы к Земле в 837 году (минимальное расстояние 0,04 а. е.) ими не предпринималась попытка продолжить вычисления ранее этого времени. В 1981 году Дональд Еманс и Тао Кианг на основании наблюдений 1759, 1682 и 1607 годов методом численного интегрирования рассчитали историю движения кометы Галлея в прошлое до 1404 года до н. э., вводя малые эмпирические поправки, используя очень точно определяемые из исторических хроник времена прохождения перигелия в 837, 374 и 141 годах. Кроме того, на основе наблюдений 837 года в 800 году вводилась поправка к эксцентриситету орбиты. В 1984 году и в 1986 году , используя первые наблюдения нового появления, проинтегрировал движение кометы на интервале с 2317 г. до н. э. по 2284 год н. э. и 467 г. до н. э. по 2580 год н. э. Для расчёта в прошлое он использовал единственную эмпирическую поправку, равную 0,03 дня для времени прохождения через перигелий в 837 году. В 1988 году Гжегож Ситарский разработал метод численного интегрирования движения кометы Галлея на основании 300 лучших наблюдений, полученных с 1835 по 1987 год с единообразным использованием времён прохождения через перигелий для эмпирических поправок. Хотя прямое численное интегрирование является единственным методом, позволяющим исследовать движение кометы Галлея за пределами интервала надёжных наблюдений, необходимо пытаться увязать интегрирование с древними наблюдениями. При проходе интегрирования через интервал сильных возмущений, обусловленных тесным сближением кометы с Землёй и другими большими планетами, требуется особенная осторожность для того, чтобы уточнить рассчитанное движение с помощью данных наблюдений. Было показано, что вследствие возмущений больших планет орбита кометы на больших отрезках времени не является устойчивой, и начальные неопределённости в определении орбиты экспоненциально нарастают со временем при расчёте в прошлое или в будущее. Обойти это затруднение при продвижении в прошлое можно, внося небольшие поправки, опираясь на отдельные самые надёжные и точные наблюдения. Что не позволяет, однако, определить с хорошей точностью времена прохождений, далеко отстоящие от надёжных наблюдений. Появления кометы Галлея Годы до н. э. в таблице указаны по астрономическому счёту: 1 год до н. э. = 0 год, 2 год до н. э. = −1 год и т. д. Даты прохождения перигелия для 1607 года и позднее приведены по григорианскому календарю, а все предшествующие даты — по юлианскому календарю. Ядро кометы Миссии космических аппаратов «Вега» (СССР) и «Джотто» (Европейское космическое агентство) позволили учёным впервые узнать о структуре поверхности кометы Галлея. Как и у всех остальных комет, при приближении к Солнцу с поверхности её ядра начинают сублимироваться летучие вещества с малой температурой кипения, такие как вода, моноксид, оксид 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 кометы, который может иметь протяжённость более чем 100 миллионов километров. Изменения в потоке солнечного ветра могут даже приводить к наблюдаемым быстрым изменениям вида хвоста и даже полному или частичному обрыву (это наблюдалось, например, у кометы Галлея 6 и 7 июня 1910 года). 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. У кометы Галлея наблюдались хвосты как I, так и II типов. Хвост III типа предположительно наблюдался в 1835 году. На фотографии 1986 года хорошо видны характерно окрашенные хвосты I (внизу) и II типа. Несмотря на огромный размер комы, ядро кометы Галлея относительно мало и имеет неправильную форму картофелины с размерами 15×8×8 км. Его масса также относительно мала, около 2,2 кг, при средней плотности около (для сравнения, плотность воды — ), что, вероятно, означает, что ядро состоит из большого числа слабо связанных фрагментов, образующих груду обломков. Наземные наблюдения за яркостью комы показывают, что период вращения кометы Галлея составляет около 7,4 дней, однако изображения, полученные различными космическими аппаратами, а также наблюдения за струями и оболочкой свидетельствуют о том, что период составляет 52 часа и что вращение происходит в ту же сторону, что и обращение кометы вокруг Солнца. Поскольку ядро кометы имеет нерегулярную форму, его вращение также является, вероятно, довольно сложным. Хотя во время космических миссий были получены детальные изображения лишь около 25 % поверхности ядра кометы Галлея, они свидетельствуют о чрезвычайно сложной топографии с холмами, впадинами, горными хребтами и по крайней мере одним кратером. Комета Галлея является самой активной из всех периодических комет. Активность, например, кометы Энке или кометы Холмса, на один или два порядка слабее. Дневная сторона кометы Галлея (сторона, обращённая к Солнцу) существенно активнее, чем ночная сторона. Исследования с помощью космических аппаратов показали, что газы, испускаемые ядром, почти на 80 % состоят из водяного пара, на 17 % из моноксида углерода (угарного газа) и на 3—4 % из диоксида углерода (углекислого газа), со следами метана, хотя более современные исследования показали лишь 10 % моноксида углерода и также следы метана и аммиака. Оказалось, что пылевые частицы в основном представляют собой смесь углеродно-водородно-кислородно-азотных (CHON) соединений, обычных вне Солнечной системы, и силикатов, которые составляют основу земных горных пород. Пылевые частицы имеют малые размеры, вплоть до предела обнаружения аппаратами (~1 нм). Соотношение дейтерия и водорода в водяном паре, высвобождаемом с поверхности ядра, сначала предполагалось аналогичным тому, что наблюдается в Мировом океане на Земле, что могло означать, что кометы того же типа, что и комета Галлея, могли в далёком прошлом обеспечить Землю водой. Однако последующие наблюдения показали, что содержание дейтерия в кометном ядре гораздо выше, чем в земной воде, что делает гипотезу о кометном происхождении земной воды маловероятной. Аппарат «Джотто» обеспечил первое свидетельство в пользу гипотезы Уиппла о том, что ядра комет представляют собой «грязные снежки». Уиппл предположил, что кометы являются ледяными объектами, которые нагреваются при приближении к Солнцу, что приводит к сублимации льда (прямому превращению вещества из твёрдого состояния в газообразное) на поверхности, при этом струи летучих веществ разлетаются во все стороны, образуя кому. «Джотто» показал, что эта модель в целом верна, хотя требует ряда поправок. Например, альбедо кометы Галлея составляет всего около 4 %, что означает, что она отражает только 4 % падающего на неё света. Такое малое отражение можно ожидать скорее от куска угля, чем от снежка. Поэтому, несмотря на то, что наблюдателям с Земли комета Галлея кажется ослепительно-белой, её ядро на самом деле угольно-чёрное. Температура поверхности испаряющегося «чёрного льда» должна была бы варьироваться в пределах от 170 К (−103 °C) при высоком альбедо, до 220 К (−53 °C) при низком альбедо, однако измерения аппарата «Вега-1» показали, что температура поверхности кометы Галлея на самом деле находится в пределах (+30…+130 °C). Это свидетельствует о том, что активны только 10 процентов поверхности ядра, и что большая её часть покрыта слоем тёмной пыли, которая поглощает тепло. Все эти наблюдения свидетельствуют, что комета Галлея в основном состоит из нелетучих материалов, и поэтому скорее представляет собой «комок грязи со снегом», чем «грязный снежок». История наблюдений Наблюдения кометы Галлея в древности Комета Галлея — первая известная периодическая комета. Она наблюдалась по крайней мере 30 раз. Сведения о её наиболее ранних появлениях можно найти в исторических хрониках разных народов. Ещё в Средние века в Европе и в Китае начали составлять каталоги прошлых наблюдений комет, которые называют кометографиями. Кометографии оказались очень полезны в выявлении периодических комет. Наиболее полным современным каталогом является фундаментальная пятитомная «Кометография» Гарри Кронка, которая может служить путеводителем по историческим появлениям кометы Галлея. 240 год до н. э. — Первое достоверное наблюдение кометы, его описание приводится в труде древнекитайского историка Сыма Цяня «Ши цзи». На седьмом году (240 г.


комета показалась сначала на востоке, затем её видели на севере, а в пятой луне — на западе. Военачальник [Мэн] Ао умер… Комета вновь показалась на западе. Через шестнадцать дней умерла . 7-й [год правления Ши-хуанди]. На севере, а затем на западе показалась комета. Скончалась Ся-тайхоу. Умер . Более ранние свидетельства (комета 78-й олимпиады — 466 год до н. э., описанная, в частности, Плинием и Аристотелем, фигурирует и в китайских записях; другая комета наблюдалась в 618 или 619 году до н. э.) не могут быть однозначно идентифицированы с кометой Галлея. Однако ранее 240 года до н. э. пока обнаружено всего 16 записей о разных кометах. Кроме того, условия наблюдения кометы Галлея ранее 315 года до н. э. были неблагоприятны — она проходила далеко от Земли. 164 год до н. э. — В 1985 году Ф. Р. Стивенсон опубликовал обнаруженные им на вавилонских табличках данные о наблюдениях кометы. На вавилонских глиняных клинописных табличках, в частности, записаны результаты обширных многовековых наблюдений за движением планет и наблюдений других небесных событий — комет, метеоров, атмосферных явлений. Это так называемые «астрономические дневники», охватывающие период примерно с 750 г. до н. э. по 70 г. н. э. Большая часть «астрономических дневников» хранятся сейчас в Британском музее. LBAT 380: Комета, ранее появившаяся на востоке на пути Ану, в области Плеяд и Тельца, к Западу […] и прошла вдоль пути Эа. LBAT 378: [ … на пути] Эа в области Стрельца, на расстоянии одного локтя впереди Юпитера, на три локтя выше к северу […] Эти таблички говорят об одном и том же событии, и частично данные в них пересекаются и дублируются. Квадратными скобками обозначены повреждения. Дата и путь кометы на небе очень хорошо согласуются с теоретическими расчётами. На тех же табличках приведены подробнейшие данные о положениях планет, что позволяет точно определить, что месяц прохода кометы начался 21 октября 164 г. до н. э. Возможно, эта комета сыграла важную роль в ближневосточной истории. В третьих «Книгах Сивилл», в основе написанных около середины II века до н. э., сообщается о комете на западе, которая будет «знаком меча, голода, смерти и падения вождей и великих людей». И как раз в конце 164 г. до н. э. произошла смерть Птолемея VII и волнения в империи Птолемеев и гибель Антиоха IV в империи Селевкидов. Возможно, эта комета отразилась в Библии, в Первой и Второй книгах Маккавеев и в 9—12 главах Книги пророка Даниила, описывающих события этого времени. К. Д. Блаунт предполагает несколько указаний на это появление, в частности, во Второй книге Маккавеев: 87 год до н. э. — На вавилонских табличках также обнаружены описания появления кометы 12 августа 87 г. до н. э. «13 (?) интервал между закатом и восходом Луны был измерен в 8 градусов; в первую часть ночи, комета [… длинный пропуск из-за повреждения] которая в IV месяц день за днем, одна единица […] между севером и западом, её хвост 4 единицы […]» Хотя само описание кометы повреждено и поэтому содержит мало астрономической информации о пути, положения планет далее в тексте также позволяют датировать это появление. Это появление могло найти отражение на монетах армянского царя Тиграна Великого, корону которого украшает «звезда с изогнутым хвостом». 12 год до н. э. — Подробное описание перемещения кометы по небосводу с указанием дат и ближайших к траектории ярких звёзд в течение почти двух месяцев содержится в «Трактате о пяти фазах» исторической хроники китайской династии Хань «Ханьшу», завершённой по разным источникам в конце первого — начале второго века н. э. Сообщение о наблюдении кометы в течение нескольких дней над Римом без указания дат приводится у историка III века Диона Кассия в книге «Римская история». Эта комета могла послужить прообразом для Вифлеемской звезды. 66 год — Сведения об этом появлении кометы с указанием её пути на небе сохранились только в китайской хронике «Хоу Ханьшу». Однако иногда с ним связывают сообщение Иосифа Флавия в книге «Иудейская война» о комете в виде меча, которая предшествовала разрушению Иерусалима. 141 год — Это появление также нашло отражение только в китайских источниках: подробно в «Хоу Ханьшу», менее детально в некоторых других хрониках. 218 год — Путь кометы детально описан в астрономических главах хроники «Хоу Ханьшу». Вероятно, с этой кометой Дион Кассий связал свержение римского императора Макрина. 295 год — О комете сообщается в астрономических главах китайских династийных историй «Книга Сун» и «Книга Чэнь». 374 год — Появление описано в анналах и астрономических главах «Книги Сун» и «Книги Чэнь». Комета приближалась к Земле всего на 0,09 а. е. 451 год — Появление описано в нескольких китайских хрониках. В Европе комета наблюдалась во время нашествия Аттилы и воспринималась как знак грядущих войн, описана в хрониках Идация и Исидора Севильского. Комета Галлея в Средние века 530 год — Появление подробно описано в китайской династийной «Книге Вэй» и в ряде византийских хроник. Иоанн Малала сообщает: В то же царствование (Юстиниана I) появилась на западе большая, внушающая ужас звезда, от которой шёл вверх белый луч и рождались молнии. Некоторые называли её факелом. Она светила двадцать дней, и была засуха, в городах — убийства граждан и множество других грозных событий 607 год — Появление описано в китайских хрониках и в итальянской хронике Павла Диакона: «Затем, также в апреле и мае, на небе появилась звезда, которую называли кометой». Хотя китайские тексты приводят путь кометы на небе в соответствии с современными астрономическими вычислениями, в сообщаемых датах обнаруживается путаница и расхождение с расчётом примерно на месяц, связанное, вероятно, с ошибками хрониста. Для предыдущих и последующих появлений такого расхождения нет. 684 год — Это яркое появление вызвало страх в Европе. Согласно «Нюрнбергской хронике» Шеделя эта «хвостатая звезда» была ответственна за продолжавшиеся в течение трёх месяцев непрерывные ливни, погубившие урожай, сопровождавшиеся сильными молниями, убившими множество людей и скота. Путь кометы на небе описан в астрономических главах китайских династических историй «Книга Тан» и «Начальная история Тан». Сохранились также записи о наблюдениях в Японии, Армении (источник датирует её первым годом правления Ашота Багратуни) и Сирии. 760 год — Китайские династийные хроники «Книга Тан» «Начальная история Тан» и «Новая книга Тан» приводят почти одинаковые детали о пути кометы, которую наблюдали более 50 дней. О комете сообщается в Византийской «Хронографии» Феофана и в арабских источниках. 837 год — Во время этого появления комета Галлея приблизилась на минимальное за всё время наблюдений расстояние к Земле (0,0342 а. е.). Путь и вид кометы детально описан в астрономических главах китайских династических историй «Книга Тан» и «Новая книга Тан». Видимая на небе длина раздвоенного хвоста в максимуме превышала 80°. Комета описана также в японских, арабских и во многих европейских хрониках. Толкование её появления для императора Франкского государства Людовика I Благочестивого, а также описания в тексте многих других астрономических явлений анонимным автором сочинения «Жизнь императора Людовика» позволило историкам дать автору условное имя Астроном. 912 год — Описания этого появления сохранились в источниках Китая (самые подробные), Японии, Византии, Руси (заимствованные из византийских хроник), Германии, Швейцарии, Австрии, Франции, Англии, Ирландии, Египта и Ирака. Византийский историк X века Симеон Логофет пишет, что комета имела вид меча. 989 год — Комета детально описана в астрономических главах китайской династийной «истории Сун», отмечена в Японии, Корее, Египте, Византии и во многих европейских хрониках, где комета часто связывается с последовавшей эпидемией чумы. 1066 год — Комета приближалась к Земле на расстояние 0,1 а. е. Её наблюдали в Китае, Корее, Японии, Византии, Армении, Египте, на арабском Востоке и на Руси. В Европе это появление является одним из самых упоминаемых в хрониках. В Англии появление кометы было истолковано как предзнаменование скорой смерти короля Эдуарда Исповедника и последующего завоевания Англии Вильгельмом I. Комета описана во многих английских хрониках и изображена на знаменитом гобелене из Байё XI века, изображающем события этого времени. Комета, возможно, изображена на петроглифе, находящемся в национальном парке Чако, в американском штате Нью-Мексико. 1145 год — Появление кометы записано во многих хрониках Запада и Востока. В Англии кентерберийский монах Эдвин зарисовал комету в Псалтири. 1222 год — Комета наблюдалась в сентябре и октябре. Отмечена в хрониках Кореи, Китая и Японии, во многих европейских монастырских анналах, сирийских хрониках и в русских летописях. Существует не подкреплённое историческими свидетельствами, но перекликающееся с сообщением в русских летописях (см. далее) предположение, что Чингисхан воспринял эту комету как призыв к походу на Запад. 1301 год — О комете сообщают очень многие европейские хроники, в том числе русские летописи. Под впечатлением от наблюдения Джотто ди Бондоне изобразил в виде кометы Вифлеемскую звезду на фреске «Поклонение волхвов» в церкви Капелла Скровеньи в Падуе (1305). 1378 год — Это появление не было особенно примечательным из-за неблагоприятных условий наблюдения вблизи Солнца. Комету наблюдали китайские, корейские и японские придворные астрономы и, возможно, в Египте. В европейских хрониках сведений об этом появлении нет. Комета Галлея в русских летописях В русских летописях наряду с описаниями многих других астрономических явлений отмечены и появления кометы Галлея. На Руси наблюдали комету в 1066, 1145, 1222, 1301, 1378, 1531, 1607, 1682 годах, а также в летописях на основании византийских хроник сообщается о появлении кометы в 912 году. Кроме того, после описания кометы 1066 года: В си же времена бысть знаменье на западѣ, звѣзда превелика, лучъ имущи акы кровавы, въсходѧщи с вечера по заходѣ солнечнѣмь и пребысть за 7 дний.


Се же проѧвлѧше не на добро, посемь бо быша усобицѣ многы и нашествие поганыхъ на Русьскую землю, си бо звѣзда бѣ акы кровава, проѧвлѧющи крови пролитье. Лаврентьевская летопись сообщает о ещё более ранних кометах, предположительно являющихся появлениями кометы Галлея в 164 г. до н. э., 66 и 530 году: Мы бо по сему разумѣемъ, ѧко же древле, при Антиосѣ, въ Иерусалимѣ случисѧ внезапну по всему граду за 40 дний ѧвлѧтисѧ на вздусѣ на конихъ ришющимъ, въ оружьи, златы имущемъ одежа, и полкы обоѧ ѧвлѧемы, и оружьемъ двизающимсѧ; се же проѧвлѧше нахоженье Антиохово на Иерусалимъ. Посемь же при Неронѣ цесари въ томъ же Иерусалимѣ восиѧ звѣзда, на образъ копийный, надъ градомь: се же проѧвлѧше нахоженье рати от римлѧнъ. И паки сице же бысть при Устиньѧнѣ цесари, звѣзда восиѧ на западѣ, испущающи луча, юже прозываху блистаницю, и бысть блистающи дний 20. Записи о наблюдении кометы Галлея позволяют уточнить даты некоторых событий в русской истории. Появление кометы в 989 году не отмечено в русских летописях, тем не менее, комета 989 года представляет большой интерес для русской истории именно в связи с попыткой установления правильной хронологии событий, связанных с Крещением Руси и взятием войсками киевского князя Владимира Корсуни. Споры о трактовке византийских и восточных свидетельств о комете и огненных столпах, сопутствующих описываемым событиям, при сопоставлении их с сообщениями русских летописей и жития Владимира, начавшиеся более века назад, продолжаются до сих пор. Появление кометы Галлея в 1222 г. н. э. предшествовало монголо-татарскому нашествию (битва на реке Калке). Густинская летопись сообщает: В сие лѣто мѣсѧца маѧ ѧвисѧ страшнаѧ звѣзда, свѣтѧщи презъ 18 дней, луча ко востоку доволнѣ простирающи, иже знаменова новую пагубу христианомъ, ѧже по двою лѣту сотворисѧ нашествиемъ врагъ, си есть безъбожныхъ Татаръ, ихъ же въ сей странѣ нашой не знаѧху. Появление 1378 года летописцы также связали с важным этапом монголо-татарского ига. Комментируя появление кометы Галлея в 1531 году, автор Хронографической летописи пишет: «Таково же было знамение при великом князе Дмитрии Ивановиче Донском за три лета до нахожение безбожнаго Тактамыша на царствующий град Москву». В более ранних летописях записей о появлении кометы в 1378 году не обнаруживается, однако Д. О. Святский полагает, что описание попало в повесть «О пленении и о прихождении Тахтамыша царя, и о московском взятии», стоящую в Новгородской IV летописи и во многих других летописях в статье 1382 года: Бысть нѣкое проѧвленіе, по многіѧ нощи ѧвлѧшасѧ таковое знаменіе на небеси: на востоцѣ, пред ранею зарею, звѣзда некаѧ, аки хвостата, и ѧкоже копейнымъ образомъ, овогда вечерней зарѣ, овогда же во утреней, тоже многажды бываше. Се же знаменіе проѧвлѧше злое пришествие Тахтамышево на Рускую землю, и горкое поганыхъ Татар нахожденіе на крестьѧны, ѧкоже и бысть гнѣвомъ Божіимъ, за умножение грѣховъ нашихъ. Астрономические наблюдения кометы в Новое время 1456 год — Это появление знаменует начало астрономических исследований кометы. Её обнаружили в Китае 26 мая. Наиболее ценные наблюдения кометы сделал итальянский врач и астроном Паоло Тосканелли, который почти каждый день аккуратно измерял её координаты с 8 июня по 8 июля. Важные наблюдения сделал также австрийский астроном Георг Пурбах, который впервые попытался измерить параллакс кометы и обнаружил, что комета находится от наблюдателя на расстоянии «более тысячи германских миль». В 1468 году для римского папы Павла II был написан анонимный трактат «De Cometa», в котором также приводятся результаты наблюдений и определения координат кометы. 1531 год — Петер Апиан впервые заметил, что хвост кометы всегда ориентирован в направлении от Солнца. 1607 год — Комету наблюдал Иоганн Кеплер, который решил, что комета движется через солнечную систему по прямой. 1682 год — Комету наблюдал Эдмунд Галлей. Он обнаружил сходство орбит комет в 1531, 1607 и 1682 годах, предположил, что это одна периодическая комета, и предсказал следующее появление в 1758 году. Это предсказание высмеял в «Путешествиях Гулливера» Джонатан Свифт (вышло в 1726—1727 году). Учёные Лапуты в этом сатирическом романе опасаются, «что будущая комета, появление которой, по их вычислениям, ожидается через тридцать один год, по всей вероятности, уничтожит землю…» 1759 год — Первое предсказанное появление кометы Галлея. Через перигелий комета прошла 13 марта 1759 г., на 32 дня позднее предсказания А. Клеро. Её обнаружил в Рождество 1758 года астроном-любитель И. Палич. Комета наблюдалась до середины февраля 1759 года вечером, потом скрылась на фоне Солнца, а с апреля стала видна на предутреннем небе. Комета достигла приблизительно нулевой звёздной величины и имела хвост, простиравшийся на 25°. Была видна невооружённым глазом до начала июня. Последние астрономические наблюдения кометы были сделаны в конце июня. 1835 год — Поскольку к этому появлению была предсказана не только дата прохождения кометой Галлея перигелия, но и рассчитана эфемерида, астрономы начали искать комету с помощью телескопов с декабря 1834 года. Обнаружил комету Галлея в виде слабой точки 6 августа 1835 г. директор небольшой обсерватории в Риме С. Дюмушель (Etienne Stefano Dumouchel). 20 августа в Дерпте её переоткрыл В. Я. Струве, который спустя двое суток смог наблюдать комету невооружённым глазом. В октябре комета достигла 1-й звёздной величины и имела хвост протяжённостью около 20°. В. Я. Струве в Дерпте с помощью большого рефрактора и Дж. Гершель в экспедиции на мысе Доброй Надежды сделали множество зарисовок кометы, которая постоянно изменяла свой вид. Бессель, также следивший за кометой, заключил, что на её движение оказывают заметное влияние негравитационные реактивные силы испаряющихся с поверхности газов. 17 сентября В. Я. Струве наблюдал покрытие звезды головой кометы. Поскольку никакого изменения блеска звезды зарегистрировано не было, это позволило сделать вывод о крайней разреженности вещества головы и крайней малости её центрального ядра. Комета прошла перигелий 16 ноября 1835 г., всего на сутки позже предсказания Ф. Понтекулана, что позволило ему уточнить массу Юпитера, приняв её равной 1/1049 массы Солнца (современное значение 1/1047,6). Дж. Гершель следил за кометой вплоть до 19 мая 1836 года. 1910 год — Во время этого появления комета Галлея впервые была сфотографирована и впервые получены спектральные данные о её составе. Минимальное расстояние от Земли составило всего 0,15 а. е., и комета представляла собой яркое небесное явление. Комета была обнаружена на подлёте 11 сентября 1909 на фотопластинке М. Вольфом в Гейдельберге с помощью 72-см телескопа-рефлектора, оборудованного фотокамерой, в виде объекта 16—17 звёздной величины (выдержка при фотографировании составляла 1 час). Ещё более слабое изображение позже нашлось на фотопластинке, полученной 28 августа. Комета прошла перигелий 20 апреля (на 3 дня позже предсказания Ф. Х. Кауэлла и Э. К. Д. Кроммелина) и в начале мая представляла собой яркое зрелище на предрассветном небе. В это время сквозь хвост кометы прошла Венера. 18 мая комета оказалась точно между Солнцем и Землёй, которая тоже на несколько часов погрузилась в кометный хвост, который всегда направлен от Солнца. В тот же день 18 мая комета прошла по диску Солнца. Наблюдения в Москве проводили В. К. Цераский и П. К. Штернберг с помощью рефрактора с разрешением 0,2—0,3″, но не смогли различить ядра. Поскольку комета находилась на расстоянии 23 млн км, это позволило оценить, что его размеры составляют менее . Тот же результат был получен по наблюдениям в Афинах. Правильность этой оценки (максимальный размер ядра оказался около 15 км) удалось подтвердить во время следующего появления, когда ядро удалось исследовать с близкого расстояния с помощью космических аппаратов. В конце мая — начале июня 1910 г. комета имела 1-ю звёздную величину, а её хвост имел длину около 30°. После 20 мая она стала быстро удаляться, но фотографически регистрировалась до 16 июня 1911 г. (на расстоянии 5,4 а. е.). В ходе многочисленных исследований было получено около 500 фотографий головы и хвоста кометы, около 100 спектрограмм. Было также выполнено большое число определений положения кометы, уточнивших её орбиту, что имело большое значение при планировании программы исследований с помощью космических аппаратов в преддверии следующего появления 1986 года. На основании исследований очертаний головы кометы с помощью длиннофокусных астрографов С. В. Орлов построил теорию формирования кометной головы. Спектральный анализ хвоста кометы показал, что в его составе присутствуют ядовитый газ циан и угарный газ. Поскольку 18 мая Земля должна была пройти через хвост кометы, это открытие спровоцировало предсказания конца света, панику и ажиотажный спрос на шарлатанские «антикометные таблетки» и «антикометные зонтики». На самом деле, как поспешили отметить многие астрономы, в том числе Камиль Фламмарион, хвост кометы настолько разрежен, что не может оказать никаких негативных эффектов на земную атмосферу. 18 мая и в последующие дни были организованы разнообразные наблюдения и исследования атмосферы, но никаких эффектов, которые можно было бы связать с действием кометного вещества, обнаружено не было. Знаменитый американский писатель Марк Твен в автобиографии в 1909 году написал: «Я явился на свет в 1835 году вместе с кометой Галлея. Она снова появится в будущем году, и я думаю, что мы вместе исчезнем. Если я не исчезну вместе с кометой Галлея, это будет величайшим разочарованием в моей жизни. Бог, наверное, решил: вот два причудливых необъяснимых явления, они вместе возникли, пусть вместе и исчезнут». Так оно и случилось: он родился 30 ноября 1835 года, через две недели после прохождения кометой перигелия, а умер 21 апреля 1910 года, на следующий день после следующего перигелия. Исследования 1986 года Появление кометы в 1986 году было одним из самых незрелищных за всю историю.


Наблюда́емая Вселе́нная — понятие в космологии Большого взрыва, описывающее часть Вселенной, являющуюся абсолютным прошлым относительно наблюдателя. С точки зрения пространства это область, из которой материя (в частности, излучение, и, следовательно, любые сигналы) успела бы за время существования Вселенной достичь нынешнего местоположения (в случае человечества — современной Земли), то есть стать (быть) наблюдаемой. Границей наблюдаемой Вселенной является космологический горизонт, объекты на нём имеют бесконечное красное смещение. Число галактик в наблюдаемой Вселенной оценивается более чем в 500 млрд. Часть наблюдаемой Вселенной, доступной для изучения современными астрономическими методами, называется Метагала́ктикой; она расширяется по мере совершенствования приборов. За пределами Метагалактики располагаются гипотетические внеметагалактические объекты. Метагалактика может быть или малой частью Вселенной, или почти всей. Сразу после своего появления Метагалактика начала расширяться однородно и изотропно. В 1929 году Эдвином Хабблом была обнаружена зависимость между красным смещением галактик и расстоянием до них (закон Хаббла). На нынешнем уровне представлений она трактуется как расширение Вселенной. Некоторые теории (например, большинство инфляционных космологических моделей) предсказывают, что полная Вселенная имеет размер намного больший, чем наблюдаемая. Теоретически граница наблюдаемой Вселенной доходит до самой космологической сингулярности, однако на практике границей наблюдений является реликтовое излучение. Именно оно (точнее, поверхность последнего рассеяния) является наиболее удалённым из объектов Вселенной, наблюдаемых современной наукой. В то же время в настоящий момент по мере хода времени наблюдаемая поверхность последнего рассеяния увеличивается в размерах, так что границы Метагалактики растут, и растёт, например, масса наблюдаемого вещества во Вселенной. Наблюдаемую Вселенную можно, хотя и грубо, представлять как шар с наблюдателем в центре. Расстояния в пределах Метагалактики измеряются в терминах «красного смещения», z. Ускорение расширения наблюдаемой Вселенной означает, что в природе имеется не только всемирное тяготение (гравитация), но и всемирное антитяготение (тёмная энергия), которое преобладает над тяготением в наблюдаемой Вселенной. Метагалактика не только однородна, но и изотропна. В гипотезе «раздувающейся Вселенной» из ложного вакуума вскоре после появления Вселенной могла образоваться не одна, а множество метагалактик (в том числе и наша). В некоторых случаях понятия «Метагалактика» и «Вселенная» приравнивают. Основные параметры Радиус Шварцшильда всей нашей Вселенной сравним с радиусом наблюдаемой её части. Гравитационный радиус Метагалактики , где G — гравитационная постоянная, с — скорость света в вакууме, — характерная масса Метагалактики. Масса наблюдаемой части Вселенной — больше 1053 кг. В наше время средняя плотность вещества Метагалактики ничтожно мала, она близка к величине 10−27 кг/м3, что эквивалентно массе всего нескольких атомов водорода на один кубический метр пространства. В наблюдаемой части Вселенной более 1087 элементарных частиц, при этом основную часть этого количества составляют фотоны и нейтрино, а на частицы обычной материи (нуклоны и электроны) приходится незначительная часть — порядка 1080 частиц. Согласно экспериментальным данным, фундаментальные физические постоянные не изменялись за характерное время существования Метагалактики. Размер Размер наблюдаемой Вселенной из-за нестационарности её пространства-времени — расширения Вселенной — зависит от того, какое определение расстояния принять. Сопутствующее расстояние до самого удалённого наблюдаемого объекта — поверхности последнего рассеяния реликтового излучения — составляет около или ( или 4,6 световых лет) во всех направлениях. Таким образом, наблюдаемая Вселенная представляет собой шар диаметром около 93 миллиардов световых лет и центром в Солнечной системе (месте пребывания наблюдателя). Объём Вселенной примерно равен 3,5 м3 или 350 квинвигинтиллионов м³, что примерно равняется 8,2 планковских объёмов. Следует отметить, что свет, испущенный самыми удалёнными наблюдаемыми объектами вскоре после Большого взрыва, прошёл до нас лишь 13,8 млрд световых лет, что значительно меньше, чем сопутствующее расстояние 46 млрд св. лет (равное текущему собственному расстоянию) до этих объектов, ввиду расширения Вселенной. Кажущееся сверхсветовое расширение горизонта частиц Вселенной не противоречит теории относительности, так как эта скорость не может быть использована для сверхсветовой передачи информации и не является скоростью движения в инерциальной системе отсчёта какого-либо наблюдателя. Самый удалённый от Земли наблюдаемый объект (известный на 2016 год), не считая реликтового излучения, — галактика, получившая обозначение GN-z11. Она имеет красное смещение , свет шёл от галактики , то есть она сформировалась менее чем через 400 миллионов лет после Большого взрыва. Вследствие расширения Вселенной, сопутствующее расстояние до галактики составляет около 32 миллиардов световых лет. GN-z11 в 25 раз меньше Млечного Пути по размеру и в 100 раз меньше по массе звёзд. Наблюдаемая скорость звездообразования оценочно в 20 раз превышает современную для Млечного Пути. Внеметагалактические объекты Внеметагалактические объекты — гипотетические миры, которые возникают в результате фазовых переходов физического вакуума вне и независимо от образованной в результате Большого Взрыва нашей наблюдаемой Вселенной. По сути своей, они являются параллельными вселенными, и входят в состав бо́льших структур: Вселенной или Мультивселенной. Могут пульсировать, расширяясь и сжимаясь с точки зрения внешнего наблюдателя. В гипотезе «антропного принципа» другие Метагалактики — это миры иных фундаментальных констант. Нерешённые вопросы физики, связанные с наблюдаемой Вселенной Почему в наблюдаемой Вселенной существует только обычная материя, а антиматерия рождается только в ограниченных масштабах? Крупномасштабная структура Вселенной Уже в начале XX века было известно, что звёзды группируются в звёздные скопления, которые, в свою очередь, образуют галактики. Позже были найдены скопления галактик и сверхскопления галактик. Сверхскопление — самый большой тип объединения галактик, включает в себя тысячи галактик. Форма таких скоплений может быть различна: от цепочки, такой как цепочка Маркаряна, до стен, как великая стена Слоуна. Разумно было бы предположить, что эта иерархия распространяется дальше на сколь угодно много уровней, но в 1990-е Маргарет Геллер и Джон Хукра выяснили, что на масштабах порядка 300 мегапарсек Вселенная практически однородна и представляет собой совокупность нитевидных скоплений галактик, разделённых областями, в которых практически нет светящейся материи. Эти области (пустоты, войды, ) имеют размер порядка сотни мегапарсек. Нити и пустоты могут образовывать протяжённые относительно плоские локальные структуры, которые получили название «стен». Первым таким наблюдаемым сверхмасштабным объектом стала Великая Стена CfA2, находящаяся в 200 миллионах световых лет от Земли и имеющая размер около 500 млн св. лет и толщину всего 15 млн св. лет. Последними являются открытая в ноябре 2012 года Громадная группа квазаров, имеющая размер 4 млрд св. лет и открытая в ноябре 2013 года Великая стена Геркулес-Северная Корона размером 10 млрд св. лет. Примечания Литература Инфляционная космология: теория и научная картина мира Вопросы географии. Сб. 40 : Физическая география. — М., 1957. Структурные единицы Вселенной с. 40 Ссылки Общая астрономия. Внегалактическая астрономия. Метагалактика Ю. И. Стожков. Космические лучи в атмосфере Земли Нерешённые проблемы современной физики


Астеро́ид (распространённый до 2006 года синоним — малая планета) — относительно небольшое небесное тело Солнечной системы, движущееся по орбите вокруг Солнца. Астероиды значительно уступают по массе и размерам планетам, имеют неправильную форму и не имеют атмосферы, хотя при этом и у них могут быть спутники. Входят в категорию малых тел Солнечной системы. Определения Термин «астероид» (от — «подобный звезде», из — «звезда» и — «вид, наружность, качество») был придуман композитором Чарлзом Бёрни и введён Уильямом Гершелем на основании того, что эти объекты при наблюдении в телескоп выглядели как точки, подобно звёздам, — в отличие от планет, которые при наблюдении в телескоп выглядят дисками. Точное определение термина «астероид» до сих пор не установилось. До 2006 года астероиды также называли малыми планетами. Главный параметр, по которому проводится классификация, — размер тела. Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами. В 2006 году Международный астрономический союз отнёс большинство астероидов к малым телам Солнечной системы. Астероиды в Солнечной системе В Солнечной системе обнаружены сотни тысяч астероидов. По данным Центра малых планет на 1 апреля 2017 года обнаружено 729 626 малых планет, причем в течение 2016 года было обнаружено 47 034 малых тел. По состоянию на 11 сентября 2017 г. в базе данных насчитывалось объекта, из которых для точно определены орбиты и им присвоен официальный номер, более из них имели официально утверждённые наименования. Предполагается, что в Солнечной системе может находиться от 1,1 до 1,9 миллиона объектов, имеющих размеры более 1 км. Большинство известных на данный момент астероидов сосредоточено в пределах пояса астероидов, расположенного между орбитами Марса и Юпитера. Самым крупным астероидом в Солнечной системе считалась Церера, имеющая размеры приблизительно 975×909 км, однако 24 августа 2006 года она получила статус карликовой планеты. Два других крупнейших астероида (2) Паллада и (4) Веста имеют диаметр ~500 км. (4) Веста является единственным объектом пояса астероидов, который можно наблюдать невооружённым глазом. Астероиды, движущиеся по другим орбитам, также могут быть наблюдаемы невооружённым глазом в период прохождения вблизи Земли (см., например, (99942) Апофис). Общая масса всех астероидов главного пояса оценивается в 3,0—3,6 кг, что составляет всего около 4 % от массы Луны. Масса Цереры — 9,5 кг, то есть около 32 % от общей, а вместе с тремя крупнейшими астероидами (4) Веста (9 %), (2) Паллада (7 %), (10) Гигея (3 %) — 51 %, то есть абсолютное большинство астероидов имеют ничтожную по астрономическим меркам массу. Изучение астероидов Изучение астероидов началось после открытия в 1781 году Уильямом Гершелем планеты Уран. Его среднее гелиоцентрическое расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса — Боде. В конце XVIII века Франц Ксавер организовал группу из 24 астрономов. С 1789 года эта группа занималась поисками планеты, которая, согласно правилу Тициуса-Боде, должна была находиться на расстоянии около 2,8 астрономических единиц от Солнца — между орбитами Марса и Юпитера. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи координаты проверялись, и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что должно было быть легко замечено. По иронии судьбы первый астероид, Церера, был обнаружен итальянцем Джузеппе Пьяцци, не участвовавшим в этом проекте, случайно, в 1801 году, в первую же ночь столетия. Три других — (2) Паллада, (3) Юнона и (4) Веста были обнаружены в последующие несколько лет — последний, Веста, в 1807 году. Ещё через 8 лет бесплодных поисков большинство астрономов решило, что там больше ничего нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, и в 1830 году возобновил поиск новых астероидов. Пятнадцать лет спустя он обнаружил Астрею, первый новый астероид за 38 лет. Он также обнаружил Гебу менее чем через два года. После этого другие астрономы подключились к поискам, и далее обнаруживалось не менее одного нового астероида в год (за исключением 1945 года). В 1891 году Макс Вольф впервые использовал для поиска астероидов метод астрофотографии, при котором на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с (323) Брюсия, тогда как до него было обнаружено немногим более 300. , век спустя, 385 тысяч астероидов имеют официальный номер, а 18 тысяч из них — ещё и имя. В 2010 году две независимые группы астрономов из США, Испании и Бразилии заявили, что одновременно обнаружили водяной лёд на поверхности одного из самых крупных астероидов главного пояса — Фемиды. Это открытие позволяет понять происхождение воды на Земле. В начале своего существования Земля была слишком горяча, чтобы удержать достаточное количество воды. Это вещество должно было прибыть позднее. Предполагалось, что воду на Землю могли занести кометы, но изотопный состав земной воды и воды в кометах не совпадает. Поэтому можно предположить, что вода на Землю была занесена при её столкновении с астероидами. Исследователи также обнаружили на Фемиде сложные углеводороды, в том числе молекулы — предшественники жизни. Японский инфракрасный спутник Akari, проведший спектроскопические исследования 66 астероидов, подтвердил, что 17 из 22 астероидов класса С действительно содержат следы воды в разных пропорциях в виде гидратированных минералов, а на некоторых находятся водяной лёд и аммиак. Следы воды нашли и на единичных силикатных астероидах класса S, которые считались полностью безводными. Вода на астероидах класса S, скорее всего, имеет экзогенное происхождение. Вероятно, она была получена ими при столкновениях с гидратированными астероидами. Также выяснилось, что под воздействием солнечного ветра, столкновений с другими небесными телами или остаточного выделения тепла астероиды постепенно теряют воду. 8 сентября 2016 года запущена американская межпланетная станция OSIRIS-REx, предназначенная для доставки образцов грунта с астероида (101955) Бенну (достижение астероида и забор грунта запланировано на 2019 год, а возвращение на Землю — на 2023). Определение формы и размеров астероида Первые попытки измерить диаметры астероидов, используя метод прямого измерения видимых дисков с помощью нитяного микрометра, предприняли Уильям Гершель в 1802 году и Иоганн Шрётер в 1805. После них в XIX веке аналогичным способом проводились измерения наиболее ярких астероидов другими астрономами. Основным недостатком данного метода были значительные расхождения результатов (например, минимальные и максимальные размеры Цереры, полученные разными учёными, отличались в десять раз). Современные способы определения размеров астероидов включают в себя методы поляриметрии, радиолокационный, спекл-интерферометрии, транзитный и тепловой радиометрии. Одним из наиболее простых и качественных является транзитный метод. Во время движения астероида относительно Земли он иногда проходит на фоне отдалённой звезды, это явление называется покрытие звёзд астероидом. Измерив длительность снижения яркости данной звезды и зная расстояние до астероида, можно достаточно точно определить его размер. Данный метод позволяет достаточно точно определять размеры крупных астероидов, вроде Паллады. Метод поляриметрии заключается в определении размера на основании яркости астероида. Чем больше астероид, тем больше солнечного света он отражает. Однако яркость астероида сильно зависит от альбедо поверхности астероида, что в свою очередь определяется составом слагающих его пород. Например, астероид Веста из-за высокого альбедо своей поверхности отражает в 4 раза больше света, чем Церера и является самым заметным астероидом на небе, который иногда можно наблюдать невооружённым глазом. Однако само альбедо тоже можно определить достаточно легко. Дело в том, что чем меньше яркость астероида, то есть чем меньше он отражает солнечной радиации в видимом диапазоне, тем больше он её поглощает и, нагреваясь, излучает её затем в виде тепла в инфракрасном диапазоне. Метод поляриметрии может быть также использован для определения формы астероида путём регистрации изменения его блеска в процессе вращения, как и для определения периода этого вращения, а также для выявления крупных структур на поверхности. Кроме того, результаты, полученные с помощью инфракрасных телескопов, используются для определения размеров методом тепловой радиометрии. Классификация астероидов Общая классификация астероидов основана на характеристиках их орбит и описании видимого спектра солнечного света, отражаемого их поверхностью. Группы орбит и семейства Астероиды объединяют в группы и семейства на основе характеристик их орбит. Обычно группа получает название по имени первого астероида, который был обнаружен на данной орбите. Группы — относительно свободные образования, тогда как семейства — более плотные, образованные в прошлом при разрушении крупных астероидов от столкновений с другими объектами. К группе околоземных астероидов семейства Атиры относятся малые тела, орбиты которых полностью находятся внутри орбиты Земли (их расстояние от Солнца в афелии меньше перигелия орбиты Земли). Период обращения астероида вокруг Солнца составляет 113 дней — это самый короткий из известных периодов обращения астероидов и второй среди всех объектов Солнечной системы после Меркурия. Спектральные классы В 1975 году Кларк Р. Чапмен, и Бенджамин Целлнер разработали систему классификации астероидов, опирающуюся на показатели цвета, альбедо и характеристики спектра отражённого солнечного света. Изначально эта классификация определяла только три типа астероидов: Класс С — углеродные, 75 % известных астероидов.


По́яс астеро́идов — область Солнечной системы, расположенная между орбитами Марса и Юпитера, являющаяся местом скопления множества объектов всевозможных размеров, преимущественно неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами. Эту область также часто называют главным поясом астероидов или просто главным поясом, подчёркивая тем самым её отличие от других подобных областей скопления малых планет, таких как пояс Койпера за орбитой Нептуна, а также скопления объектов рассеянного диска и облака Оорта. Выражение «пояс астероидов» вошло в обиход в начале 1850-х годов. Первое употребление этого термина связывают с именем Александра фон Гумбольдта и его книгой «Космос: план описания физического мира» («», 1845). Суммарная масса главного пояса равна примерно 4 % массы Луны, больше половины её сосредоточено в четырёх крупнейших объектах: Церера, (4) Веста, (2) Паллада и (10) Гигея. Их средний диаметр составляет более 400 км, а самый крупный из них, Церера, имеет диаметр более 950 км, и его масса вдвое превышает суммарную массу Паллады и Весты. Но большинство астероидов, которых насчитывается несколько миллионов, значительно меньше, вплоть до нескольких десятков метров. При этом астероиды настолько сильно рассеяны в данной области космического пространства, что ни один космический аппарат, пролетавший через эту область, не был повреждён ими. Согласно общепринятой гипотезе, причина такого состава пояса астероидов в том, что он начал формироваться непосредственно вблизи Юпитера, чьё гравитационное поле постоянно вносило серьёзные возмущения в орбиты планетезималей. Получаемый от Юпитера избыток орбитальной энергии приводил к более жёстким столкновениям этих тел между собой, что препятствовало их слипанию в протопланету и её дальнейшему укрупнению. В результате большинство планетезималей оказалось раздробленным на многочисленные мелкие фрагменты, большая часть из которых либо была выброшена за пределы Солнечной системы, чем объясняется низкая плотность пояса астероидов, либо перешла на вытянутые орбиты, по которым они, попадая во внутреннюю область Солнечной системы, сталкивались с планетами земной группы; этот феномен получил название поздней тяжёлой бомбардировки. Столкновения между астероидами случались и после этого периода, что приводило к появлению многочисленных астероидных семейств — групп тел со сходными орбитами и химическим составом, в которые входит значительное число существующих на сегодня астероидов, а также к образованию мелкой космической пыли, формирующей зодиакальный свет. Помимо этого, гравитация Юпитера также создаёт области неустойчивых орбит, где из-за резонансов с Юпитером практически отсутствуют астероиды. Астероид, попадающий туда, за относительно короткое время будет выброшен с этой орбиты за пределы Солнечной системы или пополнит популяцию астероидов, пересекающих орбиты внутренних планет. Сейчас астероидов в таких областях практически не осталось, но орбиты многих небольших астероидов продолжают медленно изменяться под влиянием других факторов. Главной отличительной чертой, характеризующей отдельные астероиды, является их спектр, по которому можно судить о химическом составе данного тела. В главном поясе, в зависимости от химического состава, выделено 3 основных спектральных класса астероидов: углеродные (класс C), силикатные (класс S) и металлические (класс M). Все классы астероидов, особенно металлические, представляют интерес с точки зрения космической индустрии в целом и промышленного освоения астероидов в частности. История изучения астероидов Правило Тициуса — Боде Своеобразной предысторией начала изучения пояса астероидов можно считать открытие зависимости, приблизительно описывающей расстояния планет от Солнца, получившей название правила Тициуса — Боде. Суть правила заключается в том, что расположение орбит планет Солнечной системы может быть приблизительно описано эмпирической формулой вида где — порядковый номер планеты (при этом для Меркурия следует полагать , а никакой известной планете не соответствует). Впервые оно было сформулировано и опубликовано немецким физиком и математиком Иоганном Тициусом ещё в 1766 году, но несмотря на то, что ему, с указанными оговорками, удовлетворяли все шесть известных на то время планет (от Меркурия до Сатурна), правило долго не привлекало внимания. Так продолжалось до тех пор, пока в 1781 году не был открыт Уран, большая полуось орбиты которого точно соответствовала предсказанной данной формулой. После этого Иоганн Элерт Боде высказал предположение о возможности существования пятой от Солнца планеты между орбитами Марса и Юпитера, которая, согласно данному правилу, должна была находиться на расстоянии 2,8 а.е. и при этом до сих пор не была обнаружена. Открытие Цереры в январе 1801 года, причём именно на указанном расстоянии от Солнца, привело к усилению доверия к правилу Тициуса — Боде среди астрономов, которое сохранялось вплоть до открытия Нептуна. Открытие Цереры Первым поиски планеты между Марсом и Юпитером ещё в 1787 году начал барон Франц Ксавер. Но после нескольких лет безуспешных наблюдений он понял, что нуждается в помощи других астрономов, поэтому в сентябре 1800 года он собрал группу из 24 учёных для совместных поисков планеты, образовав нечто вроде неформального клуба под названием «Общество Лилиенталя». Однако наибольшую известность эта группа получила как «Himmelspolizei», или «небесная полиция». Наиболее именитыми её членами были Уильям Гершель, Шарль Мессье и Генрих Ольберс. Они разделили зодиакальную часть неба вблизи эклиптики на 24 части (по числу астрономов), предоставив каждому зодиакальную область шириной 15° для поиска планеты. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи проверялись координаты и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что легко заметить. Несмотря на усилия «небесной полиции», планета была случайно обнаружена человеком, который не состоял в клубе — итальянским астрономом из университета Палермо в Сицилии Джузеппе Пьяцци, наблюдавшим её в ночь на 1 января 1801 года. Составляя полный каталог звёзд из созвездия Тельца, он обнаружил маленькую точку света, движущуюся на фоне звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что она является не звездой, а новым объектом Солнечной системы. Первоначально Пьяцци принял её за комету, но отсутствие комы натолкнуло его на мысль, что этот объект может являться планетой. Она находилась на расстоянии 2,77 а.е. от Солнца, что почти точно соответствовало предсказаниям правила Тициуса — Боде. Пьяцци назвал планету Церера, в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии. Вскоре после обнаружения объект был потерян. Но благодаря сложнейшим вычислениям, проделанным всего за несколько часов 24-летним Карлом Гауссом по новому, им же самим открытому методу (метод наименьших квадратов), ему удалось указать место, где искать планету, где она и была вскоре обнаружена. Открытие Паллады и других астероидов Пятнадцать месяцев спустя, 28 марта 1802 года, Генрих Ольберс открыл второй крупный объект в этой же области Солнечной системы, который получил имя Паллада. Её большая полуось была примерно такой же, как у Цереры, но вот эксцентриситет и наклон, напротив, сильно отличались от аналогичных параметров Цереры. Самое главное, что оба открытых тела, в отличие от других планет, даже в самые сильные телескопы того времени выглядели как точки света, то есть разглядеть их диски не удавалось, и если бы не их быстрое движение, то они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому 6 мая 1802 года после изучения характера и размера этих двух новых объектов Уильям Гершель предлагает классифицировать их как отдельный класс объектов, названный им «астероиды», от , что означает «звездоподобный». Определение намеренно было выбрано несколько неоднозначным, чтобы оно было «достаточно широким для покрытия всех возможных будущих открытий». Однако, несмотря на усилия Гершеля ввести этот новый термин, в течение нескольких десятилетий астрономы продолжали называть вновь открытые объекты «планетами». Так, Церера называлась планетой вплоть до 1860-х годов, когда она всё-таки была отнесена к классу астероидов, в котором и находилась до 2006 года, пока вместе с Плутоном и некоторыми другими транснептуновыми объектами не была переведена в разряд карликовых планет. Но по мере увеличения количества открытых астероидов система их классификации и обозначения становилась всё более громоздкой, и в начале 1850-х по предложению Александра фон Гумбольдта они были исключены из состава планет и постепенно всё чаще стали называться астероидами. Австрийский астроном Йозеф Литров предложил ещё одно, гораздо более информативное обозначение — «зенареид». Образованное от греческих имён Юпитера и Марса (Зевс и Арес), название это указывало на расположение пояса астероидов между орбитами этих двух планет. Однако термин этот опоздал: новые тела уже были названы другим словом, к тому же термин «зенареид» был несколько громоздким и вычурным. Поэтому в науку он так и не вошёл, лишь изредка он встречается в старой немецкой астрономической литературе. К 1807 году было открыто ещё два объекта, получивших названия Юноны и Весты. Но на этом открытия и закончились. Начавшаяся эпоха наполеоновских войн послужила своего рода окончанием первого исторического этапа в истории поиска астероидов. Отыскать новые астероиды никак не удавалось, и большинство астрономов решило, что их больше нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, в 1830 году возобновив поиск новых астероидов, и в 1845 году обнаружил Астрею — первый за 38 лет новый астероид. А ещё менее чем два года спустя была открыта Геба. После этого к поискам подключились и другие астрономы по всему миру, и открытие новых астероидов пошло ускоряющимися темпами — не менее одного в год.