Черные дыры еще в семидесятых годах 20-го века ученые называли явлением, которое когда-нибудь даст нам эксперимент по явлениям, которые помогут найти путь перемащения в пространстве с немыслимыми скоростыми. Но есть миллиарды звезд, которые каким-то способом подобны Солнцу или теоретически вокруг себя не имеют ничего, что было бы подобно разрушшающим все полям черных дыр. Которые не имеют ничего опасного для челововека, если бы он теоретически оказался в зоне их влияния. Не имеют вокруг никаких признаков опасного влияния черных дыр. И могут стать основой видов линзирования (способов сбора информации о том, что творится вокруг небесного тела) и новых поколений телескопов индикаторов, которые будут искать сравнение этих понятных и безопасных эффектов с новыми открываемым. Собственно, этот вид линзирования еще только предстоит тщательно разрабатывать специалистам электроники после того, как будет разработана достатояно хорошия теоретическая база для расчета явлений. Но он поможет сделать новые интересные открытия там, где нужно отличать странные сбои техники и искать им новые физико-математические объяснения (даже центры вращения посмотреть повнимательнее, например, или степени, спектра, существующих ограничений естественных проявлений и формы радиоактивности). Для того, чтобы узнать, что происходит, нам понадобится точка отсчета, ноль событий, а им и станут звезды подобных типов. И местами, в которых ничего из черных дыр не появлялось и не появится никогда, чем собственно, они могут быть и интересны для изучения возможностей черных и белых дыр (белая дыра - гипотетическое место появления того, что вошло в черную дыру, они пока не обнаружены, но и в прессе не обсуждаются научные данные о местах, где по расчетам их быть не может ни при каких обстоятельствах).

Звезды (по-гречески “сидус”) – светящиеся небесные тела, свет которых поддерживается протекающими в них термоядерными реакциями. Джордано Бруно еще в 16 веке учил, что звезды – это далекие тела, подобные Солнцу.

В обычных условиях на Землю попадают ультрафиолетовые лучи только длиннее 2900 ангстрем, поэтому невооруженным глазом на небе видно около 6000 звезд, так как человеческий глаз может различать звезды всего лишь до +6,5 видимой звездной величины. На полюсах Земли звезды на небе никогда не заходят за горизонт.

26 крупных звезд земного неба являются навигационными, то есть звездами, с помощью которых в авиации, мореплавании и космонавтике определяют местоположение и курс корабля. 18 навигационных звезд располагаются в Северном полушарии неба и 5 звезд в Южном (среди них вторая по величине после Солнца – звезда Сириус). Это наиболее яркие звезды неба (примерно до +2-й звездной величины).

В северном полушарии неба наблюдаются около 5000 звезд. Среди них 18 навигационных, и многие из них издревле были ориентирами для строителей крупных храмовых сооружений: Полярная, Арктур, Вега* (на нее ориентированы мексиканские пирамиды), Капелла (Капеллу ориентированы пирамиды Гималаев), Алиот, Поллукс, Альтаир, Регул, Альдебаран, Денеб, Бетельгейзе, Процион, Альферац (или альфа Андромеды). В северном полушарии располагается Полярная (или Киносура) – это альфа Малой Медведицы. А на Канопус ориентированы египетские, крымские, бразильские и пирамиды Острова Пасхи.

Южный полюс кажется более многозвездным, чем Северный, но в этой области нет ярких звезд. Навигационные: Сириус, Ригель, Спика, Антарес, Фомальгаут.  Ближайшая звезда к Южному полюсу мира – Октанта (из созвездия Октант). Самым красивым считается созвездие Южного Креста. Каталог южного неба на 350 звезд в 1676-1678 годах составил Э.Галлей. В 1750-1754 годах Н.Луи Де Лакайль до 42 тысяч звезд, 42 туманностей южного неба и 14 новых созвездий. М – каталог французского астронома Мессье (1781 года). NGС – “New General Catalog” или “Новый Генеральный каталог”, составленный Дрейером на основе старых каталогов Гершелей (1888); ZС - два дополнительных тома к “Новому Генеральному каталогу”. В 1938-1940 годах был опубликован “Третий фундаментальный каталог Берлинского астрономического ежегодника (FK 3), содержищий координаты 1535 звезд по всему небу. Затем вышли каталоги FK 4 и FK 5.

До 19 века небо было разделено на 117 созвездий, но в 1922 году на Международной конференции по астрономическим исследованиям все небо было разделено на 88 строго определенных участков неба – созвездий, в 1935 году были точно определены их границы.

В 1603 году немецкий астроном И.Брайер предложил обозначать наиболее яркие звезды каждого созвездия буквами греческого алфавита в порядке убывания их кажущейся яркости: a (альфа), ß (бета), γ (гамма), и т. д. После того, как греческого алфавита не стало хватать для всех звезд стали использовать латинский, а потом в 18 веке ввели еще и цифровое обозначение (по возрастанию прямого восхождения). Обычно оно для переменных звезд. Иногда используют двойные обозначения, например, 25 f Тельца. Но огромное количество звезд носит свои исторические названия, называются по имени первооткрывателей. Многие звезды, в первую очередь самые яркие, носят разные названия у разных народов. А около 2008 года Роскосмос предложил через пользователей почтового сайта mail.ru всем желающим в подарок на день рождения назвать своим именем или по своему усмотрению две звезды. На сегодняшний день этот сервис перестал действовать. В каталогах звезд и галактик звезды и галактики обозначаются вместе с порядковым номером условным индексом: М, NQС, ZС. Индекс указывает на определенный каталог, а номер – на номер звезды (или  галактики) в этом каталоге.

Состав звезд. Если  ранее  утверждалось, что звезды состоят из газа, то сейчас  говорят уже о том, что это сверхплотные космические объекты с огромной массой. Предполагают, что вещество, из которого сформировались первые  звезды и Галактики, состояло главным образом из водорода и гелия с незначительной примесью других элементов. По своему строению звезды неоднородны. Исследования показали, что все звезды состоят из одних и тех же химических элементов, разница лишь в их процентном соотношении.

Расстояние до звезды измеряется через параллакс (угол) – зная расстояние Земли до Солнца и параллакс, можно через формулу определить расстояние до звезды. Параллакс самого Солнца с Земли равен 8,79418 секунд. Звездную величину можно поделить на визуальную, фотовизуальную, фотографическую и болометрическую. Эти названия происходят от способа, которым их можно заметить. Визуальная заметна невооруженным глазом, длина волн 555 мкм. Фотовизуальная (или желтая) – определяется при фотографировании с желтым светофильтром. Она почти совпадает с визуальной. Фотографическая (или синяя) – определяется при фотографировании на фотопленке, чувствительной к  синим и ультрафиолетовым лучам, или при помощи сурьмяно-цезиевого фотоумножителя с синим фильтром;

Болометрическая – определяется болометром (интегральным приемником излучения) и отвечает полному излучению звезды.

Связь между блеском двух звезд (Е1 и Е2) и их звездными величинами (м1 и м2) записывается в виде формулы Погсона.

Расстояние до звезд определяют радиолокационным и лазерным методом.

Масса звезд. Считается, что масса всех видимых звезд Галактики колеблется от 0,1 до 150 масс Солнца, где масса Солнца – 2х1030 кг. Самые  тяжелые звезды – нейтронные, они в миллион миллиардов раз плотнее воды (считается, что и это не предел). По массе и плотности так называемые “черные дыры” являются лидерами.

Температура звезд. Предполагают, что эффективная (внутренняя) температура звезды в 1,23 раза больше температуры ее поверхности. Молодые звезды имеют более горячую корону, чем старые.

Звезды делятся по цвету, температуре и спектральному классу (спектру). А также по светимости (Е), звездной величине (“m” – видимой и “М” – истинной).

Спектральный класс. Мимолетный взгляд на звездное небо может дать неправильное впечатление, что все звезды одинакового цвета и яркости. В действительности цвет, светимость (блеск и яркость) у каждой звезды разные. Звезды, например, имеют следующие цвета: пурпурный, красный, оранжевый, зелено-желтый, зеленый, изумрудный, белый, голубой, фиолетовый, лиловый.

Цвет звезды зависит от ее температуры. По температуре звезды разделяются на спектральные  классы (спектры), величина которых  определяет ионизации газа атмосферы:

Наше Солнце (имеющее температуру 6000°) соответствует желтому цвету.

Самые горячие звезды – голубые, а самые холодные – инфракрасные. Больше всего на нашем небе белых звезд. Холодными являются и коричневые карлики (очень маленькие, объемом с Юпитер), но они больше по массе, чем Солнце в 10 раз.

Главная последовательность – основная группировка звезд в виде диагональной полосы на диаграмме «спектральный класс-светимость» или «температура поверхности-светимость» (диаграмма Герцшпрунга-Рассела). Эта полоса проходит от ярких и горячих звезд до тусклых и холодных. Для большинства звезд главной последовательности выполняется соотношение между массой, радиусом и светимостью: М4 ≈ R5 ≈ L. Но у звезд малой и большой массы М3 ≈ L, а у самых массивных М ≈ L.

По цвету звезды делятся на 10 классов в порядке убывания температуры: О,  В, А,  F, D, К,  М; S, N, R. Звезды «О» – самые холодные, звезды «М» – горячие. Последние три класса (S, N, R), а также дополнительные спектральные классы С, WN, WС – принадлежат к редким переменным (вспыхивающим) звездам с отклонениями в химическом составе. Таких переменных звезд около 1%. Где О, В, А, F – ранние классы, а все остальные D, K, M, S, N, R – поздние классы. Кроме перечисленных 10 спектральных классов существуют еще три: Q – новые звезды; P – планетарные туманности; W – звезды типа Вольфа-Райе, которые делятся  на углеродную и азотную последовательности. В свою очередь каждый спектральный класс делится на 10 подклассов от 0 до 9,  где более горячая звезда обозначается (0), а холодная – (9). Например, А0, А1, А2, …, В9. Иногда дают более дробную классификацию (с десятыми долями), например: А2,6 или М3,8. Спектральную классификацию звезд записывают в следующем виде (5.2.):

S         побочный   ряд

Ранние классы спектров обозначаются латинскими прописными буквами или двубуквенными комбинациями, иногда – с цифровыми уточняющими индексами, например: gА2 – это гигант, спектр излучения которого относится к классу А2.

Основные спектральные классы (основная последовательность): “О” (голубые) – обладают высокой температурой и непрерывной большой интенсивностью ультрафиолетового излучения, вследствие чего свет от этих звезд  кажется голубым. Наиболее интенсивны линии ионизированного гелия и многократно ионизированных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наиболее слабые линии нейтрального гелия и водорода;

“К” (красноватый) – линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами, такими, как О, В, А;

“М” (красные) – линии металлов ослаблены. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений.

“R” – присутствуют линии поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода;

“S”  – вместо полос окиси титана присутствуют полосы окиси циркония.

В табл. 5.2. “Спектральные классы некоторых звезд” представлены данные (цвет, класс и температура) наиболее известных звезд.

По светимость звезды делятся на 7 классов:

Наше Солнце относится к спектральному классу D2, а по светимости к группе V и общее обозначение Солнца имеет вид D2V.

Блеск или видимая яркость (освещенность, L) – это один из главных параметров звезды. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценки ее светимости (L) во всем оптическом диапазоне и температуры (Т). Светимость звезды (L) прямопропорциональна величинам Т и L (5.3.):

Звездная величина. Светимость (отношение силы света звезды к силе солнечного света) зависит от расстояния звезды до Земли и измеряется звездной величиной.

Звездная величина – безразмерная физическая величина, характеризующая освещенность, создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Шкала звездных величин логарифмическая: в ней разность на 5 единиц соответствует 100-кратному различию между потоком света от измеряемого и эталонного источников. Это взятый со знаком минус логарифм по основанию 2,512 от освещенности, создаваемой данным объектом на площадке, перпендикулярной к лучам. Ее предложил в 19 веке английский астроном Н.Погсон. Это оптимальное математическое соотношение, которым пользуются и сейчас: звезды, отличающиеся по величине на единицу, различаются по блеску в 2,512 раз. Субьективно ее значение воспринимается как блеск (у точечных источников) или яркость (у протяженных). Средний блеск звезд принят за (+1), что соответствует первой звездной величине. Звезда второй звездной величины (+2) в 2,512 раз слабее первой. Звезда (-1) величины в 2,512 раз ярче первой звездной величины. Иными словами, чем звездная величина источника положительно численно больше, тем источник слабее*. Все крупные звезды имеют отрицательную (-) звездную величину, а все мелкие – положительную (+).

Впервые звездные величины (от 1 до 6) были введены еще во 2-м веке до н. э. древнегреческим астрономом Гиппархом из Никеи. Самые яркие звезды он отнес к первой величине, а едва заметные невооруженным глазом  – к шестой. В настоящее время за звезду начальной величины принята звезда, которая создает на грани земной атмосферы освещенность, равную 2,54х106 люкс (то есть как 1 кандела с расстояния в 600 метров). Эта звезда во всем видимом спектре создает поток около 106 квантов на 1 кв.см. в секунду (или 103 квантов/ кв.см. • с • А°)* в области зеленых лучей. * А° – ангстрем (единица измерения атома), равен 1/100 000 000 доли сантиметра.

Абсолютная (истинная) звездная величина (М) – это звездная величина звезды, приведенной  к расстоянию 10 парсек (пк) (что равно 32,6 световым годам или 2062650 а.е.) до Земли. Например, абсолютную (истинную) звездную величину имеют: Солнце  +4,76; Сириус  +1,3. То есть, Сириус почти в 4 раза ярче Солнца. Относительная видимая звездная величина (m) - это видимый с Земли блеск звезды. Она не определяет действительную характеристику звезды. В этом виновато расстояние до объекта. В  табл.  5.3., 5.4. и 5.5. представлены некоторые звезды и объекты земного неба по светимости от самых ярких (-) до слабых (+). Самая большая звезда из известных – это R Золотой Рыбы (которое находится в южном полушарии неба). Она входит в состав соседней с нами звездной системы – Малого Магелланова Облака, расстояние до которого от нас в 12000 раз больше, чем до Сириуса. Это красный гигант, его радиус в 370 раз больше солнечного (что равно орбите Марса), но на нашем небе это звездочка видна всего лишь +8 звездной величиной. Она имеет угловой диаметр 57 угловых миллисекунд и находится от нас на расстоянии 61 парсек (пк). Если представить Солнце размером с волейбольный мяч, то звезда Антарес будет иметь диаметр 60 метров, Мира Киты – 66, Бетельгейзе – около 70.

Самая близкая к нам звезда – это Проксима Центавра (Кентавра), до нее 4,25 св. лет. Эта звезда +11-й звездной величины располагается на южном небе Земли.

Квазары – это самые далекие космические тела и самые мощные источники видимого  и инфракрасного излучения, наблюдаемые во Вселенной. Это видимые квазизвезды, имеющие необычный голубой цвет и являющиеся мощным источником радиоизлучения. Квазар в месяц излучает энергию, равную всей энергии Солнца. Размер квазара доходит до 200 а.е. Это самые удаленные и быстродвижущиеся объекты Вселенной. Открыты в начале 60-х годов 20 века. Их истинная светимость в сотни миллиардов раз больше светимости Солнца. Но эти звезды имеют  переменную яркость. Самый яркий квазар ЗС-273 расположен в созвездии Девы, он имеет звездную величину  +13m.

v ИМПГВ – источники с мягкими повторяющимися гамма всплесками. В нашей Галактике их открыто около 12 шт., это молодые объекты, они располагаются в плоскости Галактики и в Магеллановых облаках.

В 1968 году американская ученая Ж.Белл обнаружила радиопульсары (пульсары). Они имели очень большое обращение вокруг своей оси. Предполагают, что этот период равен миллисекундам. При этом радиопульсары шли узким пучком (лучем). Один такой пульсар, например, находится в Крабовидной Туманности, его период равен 30 импульсов в секунду. Частота очень стабильна. Видимо, это нейтронная звезда.

Источники:

Википедия, статья "Звезда"

Л. В. Константиновская. Новейшая астрономия.

2014 13 05 Космическая обсерватория NASA смогла обнаружить огромную дыру в короне светила. Подобные дыры появлялись и раньше, их образование зависит от понижения плотности и температуры плазмы в некоторых частях Срнца. Однако особенность этого явления стала квадратная форма.
Подробнее
Подробнее на англ

Первые наблюдения Г.Ребера показали, что радиоизлучение Млечного Пути неоднородно - оно сильнее в направлении центра Галактики. Дальнейшие исследования подтвердили, что основные источники радиоволн относительно компактны; их называют точечными или дискретными. Зарегистрированы уже десятки тысяч таких источников. Излучение космических радиоисточников бывает двух типов: тепловое и нетепловое (обычно синхротронное). Тепловое излучение рождается в горячем газе от случайного (теплового) движения заряженных частиц - электронов и протонов. Его интенсивность в широком диапазоне спектра почти постоянна, но на длинных волнах она быстро уменьшается. Такое излучение характерно для эмиссионных туманностей. Остальные источники имеют нетепловое излучение, интенсивность которого растет с увеличением длины волны. В этих источниках излучение возникает при движении очень быстрых электронов в магнитном поле. Скорости электронов близки к скорости света, и это не может быть следствием простого теплового движения. Для разгона электронов до таких скоростей в лаборатории используют специальные ускорители - синхротроны. Как это происходит в естественных условиях, не совсем ясно. Источник - Энциклопедия Кольера. Статья: Радиоастрономия.

На космических разработках мы формируем бюро программистов и военных, которые дадут школу самого профессионального подхода к делу. Это будут самые высококлассные специалисты, которые уже имеют опыт работы с самым большим сбором особо точных данных и отправлением их на доработку на уровень не ниже университетских исследований.

Отдельные части наших разработок могут быть структурированы и финансированы как программа развития малого бизнеса, способствуя развитию предприятий малого бизнеса, объединенных контрактом в команду. Преимущество объединения в команду состоит и в том, что команды малого бизнеса могут максимизировать дополнительные навыки, ресурсы, способны превысить возможности любого единственного подрядчика в команде и минимизировать риски.

Посмотрите статьи 1, 2, 3. Купите ли вы каждый товар, о котором пишут авторы? Сможете ли вы понятно со ссылкой на материал объяснить человеку, который знает еще меньше вас, что он должен купить этот товар, а конечный продукт ему пригодится? В то же время, когда вы посетите отраслевую выставку, на стенде вы получите гораздо более представление о том, можно ли купить товар или нет и куда его можно использовать в качестве конструкции. Поэтому экономические разработки НПО АТ это на уровне институциональной экономики и др. Создание схем, которые автоматизируют процессы производства так, чтобы, подобно экономике Крыма в СССР, они превращали жизнь человека в существование в прекрасном климате, большой сторонней индустрии отдыха развиваемой госсектором и частным сектором, который обслуживает излишки.

Экономическая составляющая подобных исследований — огромная программа, обсуждаемая самой широкой аудиторией, которая призвана будет рассчитать виды работ и специалистов, которые гарантируют работу на результат заказа.