Виды космических обьектов

 

Звездные  системы 

Звёздные  системы могут быть одиночными и  кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звезд, то принято её называть звёздным скоплением. Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70 % звёзд в галактике кратные. Так среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных, из которых 10 двойных, в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд Сириус. В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов. 

Двойные звёзды 

Двойная звезда, или двойная система —  две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам  вокруг общего центра масс. C помощью  двойных звёзд существует возможность  узнать массы звёзд и построить  различные зависимости. А не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции. 

Но двойные  звёзды не изучались бы столь серьёзно, если бы все их значение сводилось  к информации о массе. Несмотря на многократные попытки поиска одиночных чёрных дыр, все кандидаты в черные дыры находятся в двойных системах. Звёзды Вольфа — Райе были изучены именно благодаря двойным звёздам. 

Тесные  двойные звёзды (Тесная Двойная Система - ТДС) 
 

Среди двойных звезд выделяют так называемые тесные двойные системы (ТДС): двойные системы, в которых происходит обмен веществом между звездами. Расстояние между звездами в тесной двойной системе сравнимо с размерами самих звёзд, поэтому в таких системах возникают более сложные эффекты, чем просто притяжение: приливное искажение формы, прогрев излучением более яркого компаньона и другие эффекты. 

Звездные  скопления 

Звёздное  скопление — гравитационно связанная  группа звёзд, имеющая общее происхождение  и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое. Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли.

По своей  морфологии звёздные скопления исторически  делятся на два типа — шаровые  и рассеянные. В июне 2011 года стало  известно об открытии нового класса скоплений, который сочетает в себе признаки и шаровых, и рассеянных скоплений.

Группы  гравитационно несвязанных звёзд  или слабосвязанных молодых звёзд, объединённых общим происхождением, называют звёздными ассоциациями. 

Шаровые 

Шаровое звёздное скопление — звёздное скопление, отличающееся от рассеянного скопления бо́льшим количеством звёзд, чётко очерченной симметричной формой, близкой к сферической, и с увеличением концентрации звёзд к центру скопления. Пространственные концентрации звёзд в центральных областях шаровых скоплений составляют ≈103—104 пк−3 (для сравнения — в окрестностях Солнца пространственная концентрация звёзд составляет ≈0,13 пк−3, то есть в окрестностях Солнца звёздная плотность в 7—70 тысяч раз меньше), количество звёзд ≈104—106. Диаметры шаровых скоплений составляют 20—60 пк, массы — 104—106 солнечных. 

Рассеянные 

Рассеянное  звёздное скопление — звёздное скопление, в котором, в отличие от шарового, содержится сравнительно немного звёзд, и часто имеющее неправильную форму. В нашей и подобных ей галактиках, рассеянные скопления являются коллективными членами и входят в плоскую подсистему.

Наиболее  крупные скопления (как, например, Плеяды) были известны с древнейших времен. Другие были известны как нечеткие туманные пятна и лишь с изобретением телескопа удалось разделить их на составляющие их звёзды.

У молодых  рассеянных скоплений, ассоциирующихся  со спиральными рукавами галактики, характерный состав. В них редко встречаются красные и жёлтые гиганты и совершенно нет красных и жёлтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты, сами по себе являющиеся редкими видами звёзд, в рассеянных скоплениях встречаются гораздо чаще. Также, в рассеянных скоплениях чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и ещё более редкие звёзды — белые и голубые сверхгиганты, то есть, звёзды чрезвычайно высокой светимости и температуры, излучающие в сотни тысяч и даже миллионы раз больше, чем наше Солнце. 

Галактики 

Галактика— гигантская гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики — чрезвычайно далёкие 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 галактик 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 3×1012 масс Солнца. Диаметр галактик — от 5 до 50 килопарсек[4] (16—160 тысяч световых лет), для сравнения диаметр нашей галактики Млечный Путь около 100 000 световых лет. 
 

Планеты

 
 

Планета — это небесное тело, вращающееся по орбите вокруг звезды или её остатков, достаточно массивное, чтобы стать округлым под действием собственной гравитации, но недостаточно массивное для начала термоядерной реакции, и сумевшее очистить окрестности своей орбиты от планетезималей.

Планеты можно поделить на два основных класса: большие, имеющие невысокую плотность  планеты-гиганты, и менее крупные  землеподобные планеты, имеющие  твёрдую поверхность. Согласно определению  Международного астрономического союза, в Солнечной системе 8 планет. В порядке удаления от Солнца — четыре землеподобных: Меркурий, Венера, Земля, Марс, затем четыре планеты-гиганта: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. В Солнечной системе также есть, по крайней мере, 5 карликовых планет: Плутон (до 2006 года считавшийся девятой планетой), Макемаке, Хаумеа, Эрида и Церера. За исключением Меркурия и Венеры, вокруг всех планет обращается хотя бы по одному спутнику. 

Состав  планетных систем 
 

Экзоплане́та  или внесолнечная планета — планета, обращающаяся вокруг звезды за пределами Солнечной системы. Планеты чрезвычайно малы и тусклы по сравнению со звёздами, а сами звёзды находятся далеко от Солнца (ближайшая — на расстоянии 4,22 световых года). Поэтому долгое время задача обнаружения планет возле других звёзд была неразрешимой, первые экзопланеты были обнаружены в конце 1980-х годов. Сейчас такие планеты стали открывать благодаря усовершенствованным научным методам, зачастую на пределе их возможностей. 

К концу  декабря 2011 года подтверждено существование 716 экзопланет в 584 планетных системах, из которых в 86 более чем одна планета. Следует отметить, что количество надёжных кандидатов в экзопланеты значительно больше. Так по проекту «Кеплер» открыто ещё более 1200 экзопланет с надёжностью около 99 %, однако для получения статуса подтверждённых требуется повторная регистрация таких планет с помощью наземных телескопов. 

Объекты планетарной массы 

Объект  планетарной массы, ОПМ или Планемо  — это небесное тело, чья масса  позволяет ему попадать в диапазон определения планеты, то есть его масса больше, чем у малых тел, но недостаточна для начала термоядерной реакции по образу и подобию коричневого карлика или звезды. По определению все планеты — объекты планетарной массы, но цель этого термина в том, чтобы описать небесные тела, не соответствующие тому, что типично ожидается от планеты. Например, планеты в «свободном плавании», не обращающиеся вокруг звезд, которые могут быть «планетами-сиротами», покинувшими свою систему, или объекты, появившиеся в ходе коллапса газового облака — вместо типичной для большинства планет аккреции из протопланетного диска (их обычно называют субкоричневыми карликами). 

Планета-сирота 

Некоторые компьютерные модели формирования звёзд  и планетарных систем предполагают, что определённые «объекты планетарной массы» могут покинуть свою систему и уйти в межзвёздное пространство. Некоторые учёные утверждали, что такие объекты уже нашли свободно блуждающими в космосе и их следует классифицировать как планеты, хотя другие предположили, что они могут быть и мало-массивными звёздами. 

Планеты-спутники и планеты поясов 

Некоторые крупные спутники сходны по размерам с планетой Меркурий или даже превосходят  её. Например, Галилеевы спутники и  Титан. Алан Стёрн утверждает, что  местоположение не должно иметь для планеты значения, и только геофизические признаки должны быть приняты во внимание при присуждении объекту статуса планеты. Он предлагает термин планета-спутник для объекта размером с планету, обращающегося вокруг другой планеты. Аналогично объекты размером с планету в Поясе астероидов или Поясе Койпера также могут считаться планетами согласно Стёрну. 

Кометы

 

Коме́та — небольшое небесное тело, имеющее туманный вид, обращающееся вокруг Солнца обычно по вытянутым орбитам. При приближении к Солнцу комета образует кому и иногда хвост из газа и пыли. 

Предположительно, долгопериодические кометы залетают к  нам из Облака Оорта, в котором  находится огромное количество кометных ядер. Тела, находящиеся на окраинах Солнечной системы, как правило, состоят из летучих веществ (водяных, метановых и других льдов), испаряющихся при подлёте к Солнцу. 

На данный момент обнаружено более 400 короткопериодических комет. Из них около 200 наблюдалось в более чем одном прохождении перигелия. Многие из них входят в так называемые семейства. Например, большинство 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, прибывающие из глубины космоса, выглядят как туманные объекты, за которыми тянется хвост, иногда достигающий  в длину нескольких миллионов  километров. Ядро кометы представляет собой тело из твёрдых частиц и  льда, окутанное туманной оболочкой, которая называется комой. Ядро диаметром в несколько 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 движется за ней в пространстве. 

Яркость комет очень сильно зависит от их расстояния до Солнца. Из всех комет  только очень малая часть приближается к Солнцу и Земле настолько, чтобы  их можно было увидеть невооружённым  глазом. Самые заметные из них иногда называют «большими (великими) кометами».

Астероиды

Астероид — 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.

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. 

Спектральные  классы 

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:

Класс С — углеродные, 75 % известных  астероидов.

Класс S — силикатные, 17 % известных астероидов.

Класс M — металлические, большинство остальных. 

Этот  список был позже расширен и число  типов продолжает расти по мере того, как детально изучается все больше астероидов: