Галактика. х в среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет. Вспышки сверхновых в нашей Галактической системе после изобретения телескопа (начало 17 в.) не наблюдались.
Однако установлено, что ряд вспышек, отмеченных в древних летописях, преимущественно китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались вспышки в настоящее время видны своеобразные светящиеся туманности, представляющие собой несомненно продукт вспышек сверхновых звезд.
Из таких объектов лучше всего изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца, видимая в том месте, где, согласно летописям, в 1054 наблюдалась вспышка звезды, являвшейся, как установлено, сверхновой. Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников радиоизлучения. Источниками радиоизлучения являются и другие туманности, видимые на месте сверхновых звезд, вспыхивавших в нашей Галактической системе; интенсивность радиоизлучения, повидимому, тем больше, чем ярче была сверхновая звезда в максимуме блеска.
Причины вспышек сверхновых выяснены недостаточно. Однако несомненно, что в процессе такой вспышки внутреннее строение звезды претерпевает существенные изменения; при этом звезда теряет огромную энергию». (7) «Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна, по крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного сверхгиганта, образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного реактора, оставляя некоторую часть их в дальних слоях оболочки.
С потерей значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность сопротивляться безжалостной силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое образует тело звезды соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя остатки сверхновой (рис. 4, 5)». (1) 3.2. Нейтронные звезды и пульсары «Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды.
Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка. Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секунду». (1) «К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение пульсаров на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала на большей длине волны (при предположении о некоторой плотности плазмы в межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути (рис. 7)». (2) 3.3. ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ «Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества, оставшегося после взрыва, всё еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое сопротивление сжатию.
Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии.
Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь: путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру. В 1939 году Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества.
Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, который первым указал на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поиска таких объектов.
Само название – чёрные дыры – говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть.
Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающее расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность.
Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры. Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках закона тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы здесь перестают действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности Эйнштейна.
Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звёзды. Излучение, приходящее от плотной звезды, подобной белому карлику – спутнику Сириуса А лишь слегка смещается в красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить излучения в видимой области спектра.
Но если гравитационное действие звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы тяготения оказываются настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть черную дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она не видима, то, как же мы можем её обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос учёные прибегают к искусным уловкам. Руффини и Уиллер досконально изучили эту проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны, которые могли бы пересекать пространство со скорость света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты, установленные наземной поверхности на значительном расстоянии друг от друга.
Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс.
Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее, сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества.
При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц). Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры. Он допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается образованием сингулярности (от лат. singularius – отдельный, одиночный), то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности объекта.
Последнее условие даёт возможность другой вселенной приблизиться к нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную.
Она даже может появиться в каком либо другом месте нашей собственной Вселенной. Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте, может случиться с Вселенной. Общепризнано, что мы можем в неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной.
Однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков: замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, которая просачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной (рис. 8)». (1) 4. «ЗВЕЗДНЫЕ СОСЕДИ» (двойные звезды) Одинокие звезды типа нашего Солнца составляют меньшинство: более половины звезд имеют, по крайней мере, одного соседа в космосе и носят название двойных. «Двойные звезды – это звезды, близкие одна к другой и составляющие физические системы.
Компоненты двойных звезд связаны силами взаимного тяготения, обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и совместно движутся в просторах Галактики. Многие звезды, видимые невооруженным глазом или при слабом увеличение в телескоп одинарными, при наблюдении с более мощным инструментом раздваиваются, а в некоторых случаях оказываются состоящими из трех или даже большего числа составляющих (компонентов). Такие звезды называются визуально-двойными или кратными (тройными, четверными и т. д.) звездами.
Более яркая составляющая двойных звезд обычно называется главной звездой, а более слабая – спутником. Во второй половине 17 в после открытия с помощью телескопа первых двойных звезд, считали, что составляющие находятся на совершенно разных расстояниях от нас и лишь случайно располагаются близ одного луча зрения.
Такие «оптические» двойные звезды действительно существуют, хотя и представляют исключение. Двойные звезды с течением длительного времени разойдутся на значительные угловые расстояния и перестанут составлять двойные звезды. Помимо визуальных двойных звезд, существуют спектрально-двойные звезды, обнаруживаемые только по периодическим смещениям или раздвоениям спектральных линий; их не удается разделить на отдельные компоненты даже в самые большие телескопы.
Существует многочисленный класс двойных звезд, обнаруживаемых только по периодическим изменениям блеска, – фотометрические или затменно-двойные. Некоторые звезды обнаруживают небольшие периодические изменения положения на небе относительно соседних звезд, что свидетельствует о наличии у них спутников очень малой массы, недоступных непосредственным наблюдениям из-за слабого блеска.
Наконец, двойственность звезды можно еще заподозрить по сложному характеру спектра, получающемуся в результате наложения друг на друга спектров двух различных звезд. Необходимо отметить, что нет принципиального различия между визуальными и спектрально-двойными, а так же между спектрально-двойными и затменными звездами. Существуют тесные визуально-двойные звезды, которые наблюдаются так же, как и спектрально-двойные звезды. Многие затменные переменные звезды являются двойными или кратными.
В 1889 г. была открыта первая спектрально-двойная звезда Мицар (рис. 10). Двойные и кратные звезды обнаруживают галактическую концентрацию («это отношение числа звезд, видимых на площади одного квадратного градуса у галактического экватора к числу звезд, видимых на такой же площади у полюсов Галактики. На основании подсчета среднего числа звезд, приходящегося на один квадратный градус, для различных галактических широт, установлено, что количество звезд всех звездных величин постепенно убывает при переходе от галактического экватора к полюсам Галактики» (13)), большую, чем одиночные звезды.
По своим физическим характеристикам и особенностям движения в пространстве двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого следует, что двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого следует, что двойные звезды не являются каким-то особым классом звезд, что они имеют общее с одинарными звездами происхождение. Вопрос о происхождении двойных и кратных звезд еще не решен окончательно.
В различное время для объяснения происхождения двойных звезд предлагались разные гипотезы:  гипотеза деления одиночных звезд на два компонента при нарушении устойчивости звезды в результате быстрого вращения;  гипотеза захвата одной звезды другой;  гипотеза одновременного образования близких звезд из отдельных областей конденсации в недрах той туманности, из которой, повидимому, образовались звезды (рис. 9, 11)». (8) 5. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ Звезды образуют не только пары или тройки, но также и скопления числом от сотен до тысячи звезд. «Звездные скопления – это более или менее тесные группы звезд, видимые на небольшом участке неба, обычно лишь с помощью телескопа или на фотографиях звездного неба. Звездные скопления – физически связанные группы звезд, находящихся в пространстве одна вблизи другой.
Плотность распределения звезд в пространстве возрастает к центру звездного скопления. Все звезды, принадлежащие к звездным скоплениям, имеют общее происхождение.
Звездные скопления подразделяются на 2 группы, резко отличающиеся не только по внешнему виду, но и по их распределению в галактической системе, по составу и по происхождению.  Шаровые звездные скопления содержат много тысяч звезд и характеризуются шаровой формой». (5) «По небу разбросано более 100 шаровых скоплений. Этим гигантским сборищам звезд наверное, около 15 миллионов лет – они ровесники Млечного Пути. Шаровые скопления изучаются практически с момента изобретения телескопа: Абрахам Ил открыл большое скопление, носящее теперь имя М 22 в созвездии Стрельца уже в 1665г. Большинство видимых нами шаровых скоплений относятся к нашей галактике, но к внешним областям ее – они располагаются в гало, на окраинах. Южное полушарие может похвастаться самым лучшим из этих гигантских «муравейников» из старых звезд, один из которых, Омега Центавра – большое овальное скопление сотен тысяч звезд – видимо невооруженным глазом.
Им можно любоваться весенним вечером из южных областей США. 47 Тукана (рис. 13), наверное, одно из красивейших шаровых скоплений, бережет свои прелести исключительно для наблюдателей южного полушария.
Лучшим скоплением в Северном полушарии является М 13 в созвездии Геркулеса. А каково было бы жить внутри шарового скопления? небо оказалось бы заполнено сотнями звезд, не уступающих яркостью Веге, а с приходом ночи вместо темноты землю окутывали бы только сумерки. Но, наверное, самой главной достопримечательностью было бы грандиозное зрелище Млечного Пути, спирали которого покрывали бы половину неба». (1)  Рассеянные звездные скопления состоят из нескольких десятков или сотен звезд и не всегда характеризуются строго шаровой формой.
Их иногда называют также открытыми или галактическими звездными скоплениями. К рассеянным звездным системам по существу относятся и движущиеся звездные скопления. Звезды, принадлежащие к рассеянным звездным скоплениям, постепенно покидают их. Невооруженным взглядом видны только несколько звездных скоплений этой группы: Плеяда (в созвездии Тельца) (рис. 12), Гаиды (в том же созвездии), Ясли (в созвездии Рака) и некоторые другие.
Движущиеся звездные скопления представляют собой наиболее близкие к нам звездные скопления, которые обнаруживаются по движениям звезд. Направление собственных движений звезд скопления кажутся исходящими из одной точки, что является следствием перспективы. В действительности же все звезды скопления движутся в пространстве по параллельным путям одинаковыми скоростями, то есть все звездное скопление движется поступательно.
Примерами движущихся звездных скоплений являются Гаиды (этому скоплению принадлежит около 140 звезд от 4-ой величины до 12-ой). Скорости движения отдельных звезд скопления не совершенно одинаковы, так как существует некоторое рассеяние скоростей, обыкновенно очень небольшое, – около 0,5 кмсек. Время от времени отдельные звезды, приобретя под влиянием сближений с соседними звездами скорости, значительно превышающее среднее рассеяние скоростей, могут удаляться за пределы скопления.
Подобный процесс происходит медленно, но все же по истечении примерно 10 млрд. лет скопление распадается полностью». (5) 6. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ «Переменные звезды – звезды, видимый блеск которых, в отличие от блеска большинства звезд, подвержен колебаниям. Переменные звезды встречаются в самых разнообразных частях бесконечной Вселенной, причем их характерные особенности обычно связаны со средой, в которой они находятся.
Относительная легкость и простота методов обнаружения и исследования переменных звезд, наряду с наличием важных закономерностей, связывающих между собой их основные характеристики, делают изучение этих объектов весьма важными при решении вопросов строения и развития звезд и звездных систем. Переменные звезды разделяются на два основных класса: затменные и физические.  Затменные переменные звезды Звезды этого класса являются тесными двойными системами. Изменение блеска затменных переменных представляют собой регулярно повторяющиеся его ослабления, вызванные затмением одной из звезд, входящих в систему, непрозрачным телом ее спутника.
Анализ изменения блеска затменной переменной звезды позволяет определить элементы орбиты двойной системы, относительные радиусы, светимость, массы, температуры внешних слоев компонентов двойной звезды и закон распределения яркости по их дискам. Затменные переменные звезды – одни из основных источников наших знаний о физических свойствах звезд вообще.
Затменные переменные звезды делятся на три основных типа:.