КОСМИЧЕСКАЯ ПЫЛЬ это пыль, существующая вокруг нашей солнечной системы. Диаметр нашей планеты ежегодно увеличивается на 1 см в результате попадания этой пыли в атмосферу нашей планеты. Это та самая пыль, которую иногда приходится видеть на вещах.
МЕТЕОР (от греч. μετεωρος — небесный), это явление, возникающее при сгорании в атмосфере Земли метеоритов. Когда метеорит на огромной скорости вторгается в земную атмосферу из межпланетного пространства, то он сгорает в атмосфере, оставляя за собой светящийся след, который можно наблюдать в течение 1 секунды. Например, в августе, наша планета проходит зону метеоритного пояса, что вызывает явление, которое люди называют звездопадом, т.е. случай, когда метеориты, в огромном количестве попадая в плотные слои атмосферы, сгорают в ней. Метеориты, равно как и кометы, влияют на климат Земли.
МЕТЕОРИТ это метеорное тело космического происхождения, достигшее земной поверхности и не успевшее распасться и испариться в атмосфере Земли. Большинство найденных останков метеоритов имеют вес от нескольких граммов до нескольких килограммов. Чтобы представить себе, размеры метеоритов, то достаточно вспомнить известные случаи их падения:
Классификация по составу:
Ахондриты составляют 7,3 % каменных метеоритов. Это обломки протопланетных (и планетных) тел, прошедшие плавление и дифференциацию по составу (на металлы и силикаты). Железные метеориты состоят из железо-никелевого сплава. Они составляют 5,7 % падений. Железо-силикатные метеориты имеют промежуточный состав между каменными и железными метеоритами. Они сравнительно редки (1,5 % падений). Ахондриты, железные и железо-силикатные метеориты относят к дифференцированным метеоритам. Они предположительно состоят из вещества, прошедшего дифференцировку в составе астероидов или других планетных тел. Раньше считалось, что все дифференцированные метеориты образовались в результате разрыва одного или нескольких крупных тел, например гипотетической планеты Фаэтона. Однако анализ состава разных метеоритов показал, что с большей вероятностью они образовались из обломков многих крупных астероидов.
КОМЕТА (от греч. κομητης — косматый) это небесное тело, имеющее вид светящегося ядра, окружённого туманной оболочкой с хвостом в виде узкой яркой полосы света. Обычно кометы обращаются на сверх вытянутой орбите, перигей которой может быть меньше апогея в сотни и тысячи раз, более того перигей повернут относительно апогея на угол 180°, в то время как у обычных спутников, угол между апогеем и перигеем составляет 90°. Существует предположение, что некоторые кометы являются спутниками не одного, а сразу двух небесных тел. Период обращения у комет разный. Так, например, комета Галлея приближается к Земле раз в 70 лет. Каждый раз, когда она приближается к Земле, это вызывает изменение прилива, и как результат — изменение климата,
СПУТНИК это любое космическое тело, находящееся на орбите, расположенной вокруг другого космического тела. Спутником может быть не только планета, как, например, наша Луна, но и любая орбитальная станция.
АСТЕРОИД это сверхмалая планета, обращающаяся вокруг Солнца.
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, предположительно, образованные в прошлом при разрушении крупных астероидов от столкновений с другими объектами.
В 1975 Кларк Р. Чапмен (Clark R. Chapman), Дэвид Моррисон (David Morrison) и Бен Целлнер (Ben Zellner) разработали систему классификации астероидов, опирающуюся на показатели цветности, альбедо и характеристики спектра отражённого солнечного света. Изначально эта классификация определяла только три типа астероидов:
ПЛАНЕТА (от греч. αστερ πλανετες — блуждающая звезда)
это небесное тело, вращающееся вокруг звезды, не являющиеся звездой, обладающее
достаточной массой, чтобы иметь форму, близкую к сфере, и вблизи орбиты которого
имеется пространство, свободное от других тел
.
Массы и размеры известных планет гораздо меньше, нежели у звёзд. Только одна из планет Солнечной системы — Юпитер — приближается по этим характеристикам к звезде-карлику.
Планеты Солнечной системы делятся на две группы:
Для ряда планет получена оценка их диаметра, что позволяет определить их плотность, а также строить предположения относительно наличия массивных ядер, состоящих из тяжёлых элементов. Европейские астрономы под руководством Тристана Гийо (Tristan Guillot) из Обсерватории Лазурного берега (Франция), установили, что при сравнении плотности планет с содержанием металлов в их звёздах имеется определённая корреляция. Планеты, сформированные вокруг звёзд, которые являются столь же богатыми металлом, как наше Солнце, имеют маленькие ядра, в то время как планеты, звёзды которых содержат в два-три раза больше металлов, имеют намного большие ядра.
ЗВЕЗДА это космическое тело, способное излучать свет. Звёзды бывают разными. Самые маленькие называются белыми карликами, самые большие — красными гигантами.
чёрный карлик, как правило, не используется, такие объекты именуются белыми карликами. Чёрные карлики должны, в настоящее время, иметь температуры фотосферы около 3200 K и блеск в ˜16 абсолютных звёздных величин, то есть быть весьма тусклыми объектами и рассматриваются в качестве одних из кандидатов-компонентов скрытой массы.
СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА это система планет, в которой находится Земля, на которой мы живём. Солнечная система состоит из Солнца и тел, вращающихся вокруг него.
| Экваториальный радиус км. (земных диаметров) | Масса (земных масс) | Орбитальный радиус (световых лет) | Орбитальная скорость (км./сек.) | Орбитальный период (млн. лет) | Сутки (земных суток) | Температура поверхности (C) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 696000 (109,12) | 332946 | 26000 | 217 | 250 | 25 | 5515 |
гелиопаузой. По форме она похожа на пузырь, вытянутый в противоположную движению Солнца сторону. Область пространства, ограниченная гелиопаузой, называется
гелиосферой.
| Планета | Экваториальный радиус км. (земных диаметров) | Масса (земных масс) | Орбитальный радиус млн. км. (а. е.) | Орбитальный период (лет) | Сутки (земных суток) | Количество спутников |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Меркурий | 2439 (0,382) | 0,06 | 57,9 (0,38) | 0,241 | 58,6 | 0 |
| Венера | 6051,8 (0,949) | 0,82 | 108,2 (0,72) | 0,615 | -243* | 0 |
| Земля | 6378,14 (1,00) | 1,00 | 149,6 (1,00) | 1,00 | 1,00 | 1 |
| Марс | 3402,5 (0,53) | 0,11 | 227,9 (1,52) | 1,88 | 1,03 | 2 |
| астероидный пояс | ||||||
| Церера ** | 475 (0,0745) | 0,000167 | 379,98 (2,54) | 4,6 | 0.375 | 0 |
| астероидный пояс | ||||||
| Юпитер | 71450 (11,2) | 318 | 778,4 (5,20) | 11,86 | 0,414 | 63 |
| Сатурн | 60265 (9,41) | 95 | 1429,4 (9,54) | 29,46 | 0,426 | 60 |
| Нептун | 24764 (3,98) | 14,6 | 2870,9 (19,22) | 84,01 | -0,718* | 27 |
| Уран | 25559 (3,81) | 17,2 | 4498,2 (30,06) | 164,79 | 0,671 | 13 |
| Плутон ** | 2306 (0,3615) | 0,0017 | 5909,2 (39,5) | 248,5 | -6.5* | 3 |
| пояс Койпера | ||||||
| Эрида ** | 1200 (0,188) | 0,0022 | 14602,46 (97,61) | 557 | ? | 1 |
| гипотетическое облако Оорта | ||||||
|
* Отрицательное значение продолжительности суток означает вращение
планеты вокруг своей оси в противоположную, по сравнению с орбитальным движением,
сторону. ** это карликовые планеты. | ||||||
Малые тела Солнечной системы:
| Астероид | Размеры, км. | Орбитальный радиус (а. е.) | Орбитальный период (лет) | Сутки (земных суток) |
|---|---|---|---|---|
| Флора | 141 | 2,201 | 3,3 | ? |
| Фемида | ? | 2,262 | 3,4 | ? |
| Мельпомена | 148 | 2,295 | 3,5 | ? |
| Виктория | 117 | 2,335 | 3,6 | ? |
| Веста | 578 x 560 x 458 | 2,362 | 3,63 | ? |
| Урания | 99,7 | 2,366 | 3,64 | 0,57 (13,68 часа) |
| Эвтерпа | 131 | 2,374 | 3,6 | ? |
| Ирида | 203 | 2,385 | 3,7 | ? |
| Метида | ? | 2,387 | 3,7 | ? |
| Фоцея (Фокея) | 78,2 | 2,4 | 3,7 | ? |
| Массалия | 151 | 2,41 | 3,7 | ? |
| Геба | 205 x 185 x 170 | 2,426 | 3,78 | 0.3031 |
| Лютеция | 100 | 2,436 | 3,8 | ? |
| Фортуна | ? | 2,442 | 3,8 | ? |
| Парфенопа | 153 | 2,452 | 3,84 | 0,391 (9,4 часа) |
| Фетида | 93,2 | 2,469 | 3,9 | ? |
| Амфитрита | 219 | 2,554 | 4,1 | ? |
| Эгерия | 215 | 2,567 | 4,1 | ? |
| Астрея | 167 x 123 x 82 | 2,573 | 4,12 | 0.70003 |
| Ирена | ? | 2,59 | 4,2 | ? |
| Талия | 111 | 2,628 | 4,3 | ? |
| Эвномия | 272 | 2,644 | 4,3 | ? |
| Прозерпина | 98,7 | 2,655 | 4,3 | ? |
| Юнона | 250 | 2,668 | 4,36 | 0.3004 |
| Паллада | 570 x 525 x 500 | 2,772 | 4,62 | 0.32555 (˜7.8 часов) |
| Беллона | 126 | 2,777 | 4,6 | ? |
| Каллиопа | 187 | 2,91 | 5,0 | ? |
| Психея | 264 | 2,921 | 5,0 | ? |
| Гигиея | 425 | 3,137 | 5,56 | 1,14 (27,5 часов) |
| Номер | Название | Экваториальный диаметр (км) | Большая полуось (а. е.) | Перигелий (а. е.) | Афелий (а. е.) |
|---|---|---|---|---|---|
| 90482 | Орк (Orcus) | ˜1600 | 39,45 | 30,8 | 48,1 |
| 134340 | Плутон | 2320 | 39,48 | 29,6 | 49,3 |
| 134340 I | Харон | 1270 | 39,48 | 29,6 | 49,3 |
| 28978 | Иксион (Ixion) | <822 | 39,49 | 30,0 | 49,1 |
| 55637 | 2002 UX25 | ˜910 | 42,56 | 36,5 | 48,7 |
| 20000 | Варуна | 936 | 43,07 | 40,9 | 45,3 |
| - | Санта | ˜1600 | 43,34 | 35,16 | 51,52 |
| 50000 | Квавар (Quaoar) | 1260 | 43,4 | 41,9 | 44,9 |
| - | 2005 FY9 | 1100-1700 | 45,64 | 38,71 | 52,57 |
| 55565 | 2002 AW197 | 890 | 47,47 | 41,3 | 53,7 |
| 136199 | Эрида | 2300-2500 | 67,71 | 37,81 | 97,61 |
| 90337 | Седна | 1180-1800 | 502 | 76,0 | 928 |
хвостиз газа и пыли (при приближении к Солнцу). Предположительно, долгопериодические кометы залетают к Земле из Облака Оорта, в котором обращаются миллионы кометных ядер. Тела, находящиеся на окраинах Солнечной системы, как правило, состоят из летучих веществ (водяных, метановых и других льдов), испаряющихся при подлёте к Солнцу. В настоящее время учёные обнаружили примерно 200 короткопериодических комет, которые регулярно приближаются к Солнцу. Многие из них входят, в так называемые, семейства. Например, приблизительно 50 самых короткопериодических комет, их полный оборот вокруг Солнца длится 3-10 лет, образуют семейство Юпитера. Немного малочисленнее семейства Сатурна, Урана и Нептуна (к последнему, в частности, относится знаменитая комета Галлея). Кометы, выныривающие из глубины Космоса, выглядят как раскалённые шары, за которыми тянется хвост, иногда достигающий в длину миллионов километров. Ядро кометы представляет собой тело из твёрдых частиц и льда, окутанное туманной оболочкой, которая называется комой. Ядро диаметром в нескольких километров может иметь вокруг себя кому в 80 тыс. км в поперечнике. Потоки солнечных лучей выбивают частицы газа из комы и отбрасывают их назад, вытягивая в длинный дымчатый хвост, который волочится за ней в пространстве.
ЗВЁЗДНАЯ СИСТЕМА это система, состоящая из звезды или группы звёзд, и, возможно, планетных систем из меньших тел, таких как планеты или астероиды, объединённых гравитацией.
Звёздные системы из двух звёзд называются двойными звёздами, или двойными звёздными системами. При отсутствии приливных эффектов, возмущений от других сил и передачи массы от одной звезды к другой, такая система устойчива, и обе звезды будут неограниченно долго двигаться по эллиптической орбите вокруг центра масс системы. Системы с более чем двумя звёздами также возможны: например, звёздное скопление и галактика это виды звёздных систем. Из-за большого размера этих систем, их динамика значительно сложнее, чем у двойной звезды. Однако, также возможно существование звёздных систем с небольшим, но больше двух, количеством звёзд и простой орбитальной динамикой. Эти системы называются кратными звёздными системами, или физически кратными звёздами. Кратная звёздная система, состоящая из трёх звёзд, называется тройной. В соответствие с иерархическим принципом, тройные звёздные системы обычно состоят из пары близко расположенных звёзд с более удалённым спутником. Некоторые звёздные системы:
КВАЗАР (англ. quasar — сокращение от
Quasi stellar radio source — похожий на звезду радиоисточник
)
это класс внегалактических объектов, отличающихся очень высокой светимостью и настолько
малым угловым размером, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось
отличить от точечных источников — звёзд.
Очень сложно определить точное число обнаруженных на сегодняшний день квазаров. Это объясняется, с одной стороны, постоянным открытием новых квазаров, а, с другой, сложностью каталогизации информации о большом числе квазаров. В 2005 году группа астрономов использовала в своём исследовании данные о 195 000 квазарах.
Ближайший и наиболее яркий квазар (3С 273) имеет блеск около 13m и красное смещение z = 0,158 (что соответствует расстоянию около 2 млрд. световых лет). Самые далёкие квазары, благодаря своей гигантской светимости, превосходящей в сотни раз светимость нормальных галактик, видны на расстоянии более 10 млрд. световых лет. Нерегулярная переменность блеска квазаров указывает, что область генерации их излучения имеет малый размер, сравнимый с размером Солнечной системы.
Последние наблюдения показали, что большинство квазаров находятся вблизи центров огромных эллиптических галактик, даже для тех квазаров, у которых ранее не были найдены родительские галактики. Считается, что квазары представляют собой сверхмассивные чёрные дыры, на которые падает вещество.
ПУЛЬСАР это космический источник радио-, оптического, рентгеновского, гамма- излучений, приходящих на Землю в виде периодически повторяющихся всплесков (импульсов). Пульсар представляет собой нейтронную звезду. Она испускает узконаправленный поток радиоизлучения. В результате вращения нейтронной звезды, поток попадает в поле зрения внешнего наблюдателя через равные промежутки времени — так образуются импульсы пульсара. Сегодня известны сотни пульсаров. Ближайшие из них расположены на расстоянии около 100 световых лет от Солнца.
ЧЁРНАЯ ДЫРА. Современные учёные пришли к выводу о том, что в Космосе могут существовать так называемые чёрные дыры, которые представляют собой остывшие звёзды, плотность вещества которых, настолько велика, что они вместо того, чтобы излучать свет, начинают притягивать его к себе, равно как и любую материю, вокруг них. Именно используя теорию существования чёрных дыр, учёные объясняют отклонение лучей света и искривление их пути. Используя эту теорию, выдвигается предположение о том, что реальное расстояние до других галактик значительно меньше, чем оцениваемое, методом определения расстояния, основанном на постоянстве скорости света.
ТУМАННОСТЬ это межзвёздное облако, состоящее из пыли, газа и плазмы, выделяющееся своим излучением или поглощением по сравнению с окружающей его межзвёздной средой.
Типы туманностей:
Межзвёздное поглощение света Av в тёмных туманностях колеблется в широких пределах, от 1-10m до 10-100m в наиболее плотных. Строение туманностей с большими Av поддаётся изучению только методами радиоастрономии и субмиллиметровой астрономии, в основном по наблюдениям молекулярных радиолиний и по инфракрасному излучению пыли. Часто внутри тёмных туманностей обнаруживаются отдельные уплотнения с Av до 10 000m, в которых, по-видимому, формируются звёзды.
В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперёк силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамических неустойчивостей. Пылевой компонент вещества туманностей связан с магнитными полями из-за того, что пылинки электрически заряжены.
Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного пути. В ряде случаев наблюдаются отражательные туманности на высоких галактических широтах. Это газово-пылевые, часто молекулярные, облака различных размеров, формы, плотности и массы, подсвечиваемые совокупным излучением звёзд диска Млечного Пути. Они трудны для изучения из-за очень низкой поверхностной яркости (обычно много слабее фона неба). Иногда, проецируясь на изображениях галактик, они проводят к появлению на фотографиях галактик несуществующих в действительности деталей — хвостов, перемычек и т. п.
Некоторые отражательные туманности имеют кометообразный вид и называются кометарными.
В голове
такой туманности находится обычно переменная звезда типа
Т Тельца, освещающая туманность. Такие туманности нередко имеют переменную яркость,
отслеживая, с запаздыванием на время распространения света, переменность излучения
освещающих их звёзд. Размеры кометарных туманностей обычно малы — сотые доли
парсека.
Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо, наблюдавшееся после вспышки Новой звезды 1901 г. в созвездии Персея. Яркая вспышка новой звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. Кроме светового эха после вспышек новых звёзд образуются газовые туманности, подобные остаткам вспышек сверхновых звёзд.
Многие отражательные туманности имеют тонковолокнистую структуру — систему почти параллельных волокон толщиной в несколько сотых или тысячных долей парсека. Происхождение волокон связано с желобковой или перестановочной неустойчивостью в туманности, пронизанной магнитным полем. Волокна газа и пыли раздвигают силовые линии магнитного поля и внедряются между ними, образуя тонкие нити.
Изучение распределения яркости и поляризации света по поверхности отражательных туманностей, а также измерение зависимости этих параметров от длины волны позволяют установить такие свойства межзвёздной пыли, как альбедо, индикатрису рассеяния, размер, форму и ориентацию пылинок.
К туманностям, ионизованным излучением, относятся также, так называемые, зоны ионизованного углерода (зоны CII), в которых углерод практически полностью ионизован светом центральных звёзд. Зоны CII обычно расположены вокруг зон HII в областях нейтрального водорода (HI) и проявляют себя по рекомбинационным радиолиниям углерода, аналогичным рекомбинационным радиолиниям водорода и гелия. Зоны CII наблюдаются также в инфракрасной линии CII (lambda = 156 мкм). Для зон CII характерны низкая температура 30-100 К и малая степень ионизации среды в целом: Ne/N < 10-3, где Ne и N концентрации электронов и атомов. Зоны CII возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звёзд с энергией E фотонов 11,8 эВ E 13,6 эВ (lambda = 1108 — 912 A) выходит за пределы зоны HII в область HI, сжатую ионизационным фронтом зоны HII, и ионизует там углерод. Зоны CII возникают также вокруг звёзд спектральных классов B1-B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон HII.
Туманности, ионизованные излучением, возникают также вокруг мощных рентгеновских источников в Млечном Пути и в других галактиках, в том числе в активных ядрах галактик и квазарах. Для них часто характерны более высокие температуры, чем в зонах HII, и более высокая степень ионизации тяжёлых элементов.
Основными источниками сильных ударных волн в межзвёздной среде являются взрывы звёзд — сбросы оболочек при вспышках сверхновых и новых звёзд, а также звёздный ветер. Во всех этих случаях имеется точечный источник выброса вещества (звезда). Созданные таким образом туманности имеют вид расширяющейся оболочки, по форме близкой к сферической.
Выбрасываемое вещество имеет скорости порядка сотен и тысяч км/сек, поэтому температура газа за фронтом ударной волны может достигать многих миллионов и даже миллиардов градусов.
Газ, нагретый до температуры несколько миллионов градусов, излучает главным образом в рентгеновском диапазоне, как в непрерывном спектре, так и в спектральных линиях. В оптических спектральных линиях он светится очень слабо. Когда ударная волна встречает неоднородности межзвёздной среды, она огибает уплотнения. Внутри уплотнений распространяется более медленная ударная волна, вызывающая излучение в спектральных линиях оптического диапазона. В результате возникают яркие волокна, хорошо заметные на фотографиях. Основной ударный фронт, обжимая сгусток межзвёздного газа, приводит его в движение в сторону своего распространения, но с меньшей, чем у ударной волны, скоростью.
Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвёздного газа. Наряду с описанными особенностями, для них характерно нетепловое радиоизлучение со степенным спектром, вызванное релятивистскими электронами, ускоряемыми как в процессе взрыва сверхновой, так и позже пульсаром, обычно остающимся после взрыва. Туманности, связанные с взрывами новых звёзд, малы, слабы и недолговечны.
Другой тип туманностей, созданных ударными волнами связан со звёздным ветром от звёзд Вольфа — Райе. Эти звёзды характеризуются очень мощным звёздным ветром с потоком массы 10-5 M в год и скоростью истечения 1-3*103 км/сек. Они создают туманности размером в несколько парсек с яркими волокнами. В отличие от остатков вспышек сверхновых звёзд радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу. Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и близко к 105 лет.
Туманности вокруг O-звёзд аналогичны по свойствам туманностям вокруг звёзд Вольфа — Райе, но образуются вокруг наиболее ярких горячих звёзд спектрального класса О — звезд Of, также обладающих сильным звёздным ветром. От туманностей связанных со звёздами Вольфа — Райе, они отличаются меньшей яркостью, большими размерами и, видимо, большей продолжительностью жизни.
Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвёздной среды, в которых происходит звёздообразование. Они приводят к нагреву газа до сотен и тысяч градусов, возбуждению молекулярных уровней, частичному разрушению молекул, нагреву пыли. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне. Ряд таких туманностей обнаружен, например, в очаге звёздообразования, связанным с туманностью Ориона.
ГАЛАКТИКА (от греч. γαλαξιας — млечный) это система звёзд, межзвёздного газа и пыли, тёмной материи и, возможно, тёмной энергии, связанная силами гравитационного взаимодействия обращающихся вокруг центра галактики. Понятно, что для того, чтобы мириады звёзд вращались вокруг какого-либо центра, в этом центре должен располагаться объект огромных размеров и огромной массы, иначе центробежные силы просто разбросают звёзды по Космосу.
Обычно галактики содержат от 10 миллионов (107) до 1 триллиона (1012) и более звёзд, вращающихся вокруг общего центра тяжести. Кроме отдельных звёзд и разрежённой межзвёздной среды, большая часть галактик содержит множество кратных звёздных систем, звёздных скоплений и различных туманностей. Как правило, диаметр галактик составляет от нескольких тысяч до нескольких сотен тысяч световых лет, а расстояния между ними исчисляются миллионами световых лет. Хотя около 90 % массы галактик приходится на долю тёмной материи и энергии, природа этих невидимых компонентов пока не изучена. Межгалактическое пространство является практически чистым вакуумом со средней плотностью меньше одного атома вещества на кубический метр. Возможно, что в наблюдаемой части Космоса находится около 1011 галактик.
В случае, когда галактики расположены относительно близко друг к другу, то они могут влиять на свою форму, и превращаются из эллиптических в вытянутые или любой другой выпуклой формы. Гораздо реже встречаются случаи, когда форма одной галактики явно связана с тем, что недалеко от неё располагается другая, или галактики соединяются между собой состоящими из звёзд перемычками. Такие галактики называют взаимодействующими.
Существует три основных вида галактик: эллиптические, спиральные и неправильные.
Спутники
Учёные из Калифорнийского университета при исследовании на предмет распространённости
водорода в областях, подвергающихся искажению, обнаружили, что эти деформации тесно
связаны с положением орбит двух галактик-спутников Млечного Пути — Большого и
Малого Магелланова облаков, которые регулярно проходят сквозь окружающую его тёмную
материю. Имеются и иные, ещё менее близкие к Млечному Пути галактики, однако их роль
(спутники или поглощаемые Млечным Путём тела) неясна.
Рукава
Галактика относится к классу спиральных галактик, что означает, что у Галактики
есть спиральные рукава, которые расположены в плоскости диска. Диск погружён в
гало сферической формы, а в вокруг него располагается сферическая же корона.
Солнечная система находится на расстоянии 10 тысяч парсек от галактического центра,
вблизи плоскости Галактики, на внутреннем краю рукава, носящего название рукав
Ориона. Такое наше расположение не даёт возможности наблюдать форму рукавов визуально.
Ядро
Диск погружён в гало сферической формы, а в вокруг него располагается сферическая
же корона. В средней части Галактики находится утолщение, которое называется
балджем и составляет около 8'000 парсек в поперечнике. В центре Галактики находится
небольшая область с необычными свойствами, где, по всей видимости, располагается
сверхмассивная чёрная дыра.
КОСМОС (от греч. κοσμος — упорядоченность, строение, Мир, Вселенная, Мироздание) это самый нижний Астральный План Вселенной, представляющий собой ту систему галактик, которая окружает людей. Космос, в котором мы живём — конечен. Он имеет свои размеры. Что находится за границами каждой точки Космоса, сказать трудно. ВозможREF="matrix.html#Hell">Ад и Царствие Небесное, возможно — более высокие Астральны Планы. Ясно только одно, в этом Космосе есть галактики, расположенные у самого края Космоса. И, у этих галактик есть звёзды, расположенные у самого края Космоса. И, если у какой-либо из этих звёзд есть планеты, то с таких планет можно было бы видеть озеро огненное. Т.е., ночное небо — не везде чёрного цвета. Есть места, где оно красного цвета.
СКРЫТАЯ МАССА это общее название совокупности астрономических объектов, недоступным прямым наблюдениям современным средствам астрономии, т.е. не испускающим электромагнитного излучения, но наблюдаемым косвенно, по гравитационным эффектам. Любая проблема скрытой массы состоит из нескольких частей:
