24. Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектруизлучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

В начальном приближении, сплошнойспектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела стемпературой, равной температуре еёфотосферы, которую можно оценить позакону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или простодиаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной,светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этойдиаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Была предложена примерно в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.^[1]

Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращенияводорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшиебелые карлики.

25. Двойные и кратные звезды

Бывает так. Астроном смотрит в телескоп и видит рядом две звезды. И возникает вопрос: связаны ли эти звезды или их соседство только кажущееся и просто они находятся на одной прямой линии с наблюдателем?

В этом случае одна из них может быть в тысячу раз дальше другой.

В конце концов ученые узнали, что во многих парах одна звезда расположена вблизи другой и что они связаны силой всемирного тяготения. Такие звезды стали называть двойными. В настоящее время известны десятки тысяч двойных звезд. Если рассматривать их в телескоп, они представляют красивое зрелище, когда звезды разного цвета: например, одна красная, а другая синяя или одна оранжевая, а другая зеленая…

Та звезда, у которой масса больше, — главная, другая — спутник и вращается вокруг главной, как планета вокруг Солнца.

Двойные звезды оказались ценной находкой для астрономов. Ученые знают законы, по которым небесные тела обращаются друг около друга. Сравнивая силу притяжения в далеких звездных системах с той силой, с которой наше Солнце притягивает свои планеты, можно определить массу двойной звезды. А зная массу двойной звезды и ее плотность, определяемую по цвету звезды, и зная расстояние звезды от нас, астрономы легко определяют ее размеры, то есть диаметр и объем.

Есть в мировом пространстве и более сложные системы: тройные, четверные, пятерные звезды. В таких системах меньшие звезды вращаются вокруг большей или все они вращаются вокруг общего центра. Изучать такие системы гораздо труднее, чем двойные, и встречаются они реже.

27.Гала́ктика (др.-греч. Γαλαξίας — молочный, млечный) — гигантская,гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений,межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составегалактики участвуют в движении относительно общего центра масс^[1][2][3].

Галактики — чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z. Именно из-за удалённости различить на небе невооружённым глазом можно всего лишь три из них:туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном). Разрешить изображение другихгалактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число галактик, в которых удалось различить отдельные звёзды, резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром),карликовые, неправильные и т. д. Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 10⁷ до 10¹² масс Солнца, для сравнения — масса нашей галактики Млечный Путь равна 2·10¹¹ масс Солнца. Диаметр галактик — от 5 до 250 килопарсек^[4] (16—800 тысяч световых лет), для сравнения — диаметр нашей галактики около 30 килопарсек (100 тысяч световых лет). Самая большая известная на 2012 год галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсек^[5].

Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках^[6].

В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик, а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды). Точное количество галактик внаблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов (10¹¹)^[7].

По морфологическим признакам галактики делятся на четыре типа:

эллиптические (E), 13%

линзообразные (SO), 22%

спиральные (S) 61%

неправильные (Ir) 4%

В рамках каждого типа есть детальная классификация. Небольшое количество галактик имеет уникальную морфологию, что не позволяет определить их принадлежность к одному из перечисленных типов. Такие галактики называют пекулярными.

Спиральные галактики типа Млечного Пути плоские по форме, в центре расположено старые звезды, окруженные молодыми звездами, собранными в спиральные рукава. Рукава спиральных галактик содержат газ и пыль, из которых формируются новые звезды. Эллиптические галактики состоят из старых звезд и очень небольшого количества газа. Это самые галактики ^[ ], Содержащие более триллиона звезд.

Излучения подавляющего большинства галактик есть тепловым и обусловлено светимостью зрение. Однако ядра некоторых галактик являются мощными источниками нетеплового излучения. Большинство ученых придерживается точки зрения, что активность ядер галактик всех типов является следствием единого механизма - аккреции на компактный массивный объект, возможно, черную дыру ^[11].

28 Вселе́нная — фундаментальное понятие в астрономии и философии, строго не определяемо^[1][2][3][4]. Делится на две принципиально иные сущности:умозрительную (философскую) иматериальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти сущности, то следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую —астрономической Вселенной илиМетагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «небесная сфера», «космос», «мир». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.

Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка закошкой, или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое^[4]. Именно эти аспекты знаний о Вселенной составляют предмет данной статьи. Большо́й взрыв (англ. Big Bang) — космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной^[1], а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,7 ± 0,13 млрд лет назад^[2][3][4] из некоторого начального «сингулярного» состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается моментПланковской эпохи с температурой примерно 10³² К (Планковская температура) и плотностью около 10⁹³ г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10⁻³⁵ секунд после наступления Планковской эпохи(Планковское время — 10⁻⁴³ секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собойкварк-глюонную плазму. По прошествии времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемыйбариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие какпротоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомовводорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).

После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Зако́н Ха́ббла (закон всеобщего разбегания галактик) —эмпирический закон, связывающий красное смещение галактик и расстояние до них линейным образом^[1]:

где z — красное смещение галактики, D — расстояние до неё, H₀ — коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. При малом значении z выполняется приближённое равенство cz=V_r, где V_r — скорость галактики вдоль луча зрения наблюдателя, c —скорость света. В этом случае закон принимает классический вид: 

С помощью этого закона можно рассчитать так называемый Хаббловский возраст Вселенной:

Этот возраст является характерным временем расширения Вселенной на данный момент и с точностью до множителя 2 соответствует возрасту Вселенной, рассчитываемому по стандартной космологической модели Фридмана.