001. Нейтронная звезда

Нейтронная звезда — астрономический объект, являющийся одним из конечных продуктов эволюции звёзд, состоящий, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (~1 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Массы нейтронных звёзд сравнимы с массой Солнца, но типичный радиус составляет лишь 10-20 километров. Поэтому средняя плотность вещества такой звезды в несколько раз превышает плотность атомного ядра (которая для тяжёлых ядер составляет в среднем 2,8·1017 кг/м³). Дальнейшему гравитационному сжатию нейтронной звезды препятствует давление ядерной материи, возникающее за счёт взаимодействия нейтронов. Многие нейтронные звёзды обладают чрезвычайно высокой скоростью вращения, до тысячи оборотов в секунду. Считается, что нейтронные звезды рождаются во время вспышек сверхновых звёзд. Массы большинства известных нейтронных звёзд близки к 1,44 массы Солнца, что равно значению предела Чандрасекара. Теоретически же допустимы нейтронные звёзды с массами от 1,4 до примерно 2,5 солнечных масс, однако эти значения в настоящее время известны весьма неточно. Самые массивные нейтронные звёзды из открытых — Vela X-1 (имеет массу не менее 1,88±0,13 солнечных масс на уровне 1σ, что соответствует уровню значимости α≈34 %) и PSR J1614-2230 (с оценкой массы 1,97±0,04 солнечных). Силы тяготения в нейтронных звёздах уравновешиваются давлением вырожденного нейтронного газа, максимальное значение массы нейтронной звезды задаётся пределом Оппенгеймера — Волкова, численное значение которого зависит от (пока ещё плохо известного) уравнения состояния вещества в ядре звезды. Существуют теоретические предпосылки того, что при ещё большем увеличении плотности возможно перерождение нейтронных звезд в кварковые. Магнитное поле на поверхности нейтронных звёзд достигает значения 10^12—10^13 Гс (для сравнения — у Земли около 1 Гс); именно процессы в магнитосферах нейтронных звёзд ответственны за радиоизлучение пульсаров. Начиная с 1990-х годов, некоторые нейтронные звёзды отождествлены как магнетары — звёзды, обладающие магнитными полями порядка 10^14 Гс и выше. Такие поля (превышающие «критическое» значение 4,414·10^13 Гс, при котором энергия взаимодействия электрона с магнитным полем превышает его энергию покоя mec²) привносят качественно новую физику, так как становятся существенны специфические релятивистские эффекты, поляризация физического вакуума и т. д. К 2012 году открыто около 2000 нейтронных звёзд, порядка 90% из них являются одиночными. Всего в нашей Галактике может находиться 10^8—10^9 нейтронных звёзд, то есть порядка одной на тысячу обычных звёзд. Для нейтронных звёзд характерна высокая скорость движения (порядка 200 км/с). В результате аккреции вещества облака нейтронная звезда может быть в этом случае видна с Земли в разных спектральных диапазонах, включая оптический, на который приходится около 0,003 % излучаемой энергии.

002. Луна богата залежами драгоценных камней

Исследователи НАСА во главе с Карлой Пьетерс сообщают о том, что на Луне в бассейне Море Москвы обнаружены скальные породы, богатые драгоценными камнями. Свои выводы группа планетологов основывает на данных, полученных от орбитального индийского зонда «Чандраяан»-1, который с 2008 по 2009 год исследовал спутник Земли и с помощью специального спектрометра НАСА снимал показания о минералогическом составе лунной поверхности. Что касается вновь обнаруженной скальной породы, то она получила название OOS, по первым буквам входящих в него компонентов – оливина, ортопиксена и шпинели. Наиболее удивительным для ученых было обнаружить в таком количестве шпинель, так как ранее на Луне были зафиксированы только её остатки. Известно, что редкий минерал — «благородная» шпинель, имеет насыщенный красный цвет, что делает её практически неотличимой от рубина. Так, российскую императорскую корону венчает шпинель. Два камня, которые ошибочно принимали за рубины, присутствуют так же в короне её Величества королевы Великобритании. Бассейн Море Москвы считается одним из наиболее привлекательных мест для строительства лунной космической базы.

003. Хвост кометы

Хвост кометы рождает Солнце, когда давление солнечного света, вытягивает пылевой хвост в сторону, противоположную Солнцу. Хвост кометы может быть десятки миллионов километров в длину при наблюдении в отраженном солнечном свете. Молекулы газа подвергающиеся воздействию солнечного ультрафиолетового излучения, теряют электроны и становятся электрически заряженными частицами или ионами. Ионы взаимодействуют с заряженными частицами солнечного ветра и образуют ионный хвост, который может иметь протяженность в сотни миллионов километров в направлении, противоположном Солнцу. Каждая комета имеет два хвоста — пылевой хвост и ионный хвост. Если комета слабая, небольшая, то обнаружить можно только один хвост, или их не видно вообще, и тогда комету можно наблюдать нечеткое размытое пятно света, даже в большой телескоп. Ученые могут идентифицировать эти хвосты, используя специальные фильтры, которые чувствительны к пыли и газов. Другие кометы, такие как комета Хейла-Боппа, которую можно было наблюдать с Земли в 1997 году, имеют очень яркие хвосты. Хотя хвосты кометы Хейла-Боппа было четко видно с Земли, ученые при помощи чувствительных камер определили сложную структуру хвоста. Одно из этих изображений показало длинный, изогнутый хвост пыли. Другие снимки показали хвост из пыли и газа и ионный хвост. Получили изображение одного пылевого хвоста и двух хвостов ионизированного газа. Изучение хвостов предоставило ученым важную информацию о внутренней химии и структуру ядра кометы. Плотность вещества в коме и хвосте очень низкая, гораздо ниже, чем лучший вакуум, который может быть воспроизведен в большинстве лабораторий. В 1986 году космический аппарат Джотто полетел прямо через хвост кометы Галлея, всего в нескольких сотнях километров от ядра. Весь феномен комет заключается в небольших ядрах этих космических странников, имеющих размеры всего в нескольких километрах в поперечнике, но кома и хвосты комет могут распространяться на десятки миллионов километров и становятся легко видимыми невооруженным глазом в ночном небе Земли. Если планета Земля пересекает хвост кометы, то в ночном небе наблюдается метеорный поток.

004. Квазар

Квазар (англ. quasar) — один из самых ярких объектов в видимой Вселенной — его мощность излучения иногда в десятки и сотни раз превышает суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша. Следы родительских галактик (предполагается, что квазары являются мощными и далёкими активными ядрами галактик) вокруг квазаров (причём далеко не всех) были обнаружены лишь позднее. В первую очередь квазары были опознаны как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд (напротив, протяжённые источники больше соответствуют галактикам, звёздная величина самого яркого −12.6 для сравнения звёздная величина самой яркой звезды −1.46). Последние наблюдения показали, что большинство квазаров находятся вблизи центров огромных эллиптических галактик. По одной из теорий, квазары представляют собой галактики на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество. В последнее время принято полагать, что источником излучения является аккреционный диск сверхмассивной чёрной дыры, находящейся в центре галактики, и, следовательно, красное смещение квазаров больше космологического на величину гравитационного смещения, предсказанного А. Эйнштейном в общей теории относительности (ОТО). Квазары сравнивают с маяками Вселенной. Они видны с огромных расстояний (до красного смещения, чуть превышающего z = 7), по ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества на луче зрения: сильные спектральные линии поглощения водорода разворачиваются в лес линий по красному смещению поглощающих облаков. На рисунке изображены Галактика NGC 4319 и квазар Маркарян 205.

ХХХ. Здесь может быть ваша статья!