Звезды на небе что это
Что такое звезды в космосе, классификации звезд и самые известные
Звезды – главные тела во Вселенной. Без их света и тепла не существовало бы биологической жизни. Каждая звезда имеет свои особенности и свою иерархию.
Что такое звезда в космосе
Это космическое тело, в недрах которого идут термоядерные реакции. Не каждый объект может стать звездой. Нужно, чтобы его масса составляла минимально 0,08 от массы нашего Солнца (1,9885⋅1030 кг). Газовый состав – 70% водорода и 28% гелия. В смеси газов достигается критическая температура, достаточная для возникновения водородной реакции. Водород через цепочку реакций превращается в гелий.
Расстояние
Без знания, как далеко космический объект, невозможно оценить физические характеристики. Звездный параллакс – сложный с точки зрения математики метод, применять который впервые начал Тихо Браге. С 1833 по 1838 одновременно несколько ученых, в том числе и русский астроном В. Я. Струве, измерили расстояние до Альфы Центавра, Веги и 61 Лебедя.
Земная атмосфера сильно мешает наблюдению за космосом. Расстояние, вычисленное с помощью наземного телескопа, может иметь погрешность до 50%. Ситуация изменилась после появления спутников. Астрометрический метод точно определяет, как далеко находится космическое тело.
На основании параллакса специально для измерения расстояния до дальних звезд ввели внесистемную единицу – парсек (ПАРаллакс+СЕКунда). Он равен 206265 астрономическим единицам. Свет пролетает парсек за 3,2616 г. Употребляются кратные единицы: кило-, мега- и гигапарсек.
Нужно помнить о скорости света. Любой объект наблюдатель с Земли видит таким, каким он был то время назад, каково до него расстояние в световых годах.
Созвездия
Созвездие – условная группа звезд на видимой части неба.
Небосвод разделили на участки для удобства нахождения объектов и классификации.
На практике космические тела из одного созвездия находятся на огромном расстоянии друг от друга.
Созвездия Северного полушария нельзя увидеть, находясь в Южном, и наоборот. В темные безлунные ночи при хороших погодных условиях некоторые экваториальные созвездия можно увидеть низко над горизонтом, например, Стрелец. Зимнее и летнее небо также различаются из-за наклона земной оси.
Названия 88-ти созвездий частично связаны с античными мифами — Андромеда, Кассиопея, Персей, Лебедь, многие другие. Более поздние названия
привнесены христианством, например, Волосы Вероники. В Южном полушарии названия созвездиям давались учеными, их обозначившими.
Звезды в созвездии обозначаются греческими буквами, от самой яркой до самой тусклой в порядке очередности букв в алфавите:
Звезды
Вселенная составлена из материи, организованной в самые разнообразные формы: газ, пыль, твердое и холодное вещество (планеты), высокотемпературные газ и плазма (звездные туманности и звезды), а также загадочная темная материя.
Звезда представляет собой массивный газово-плазменный шар, излучающий собственный свет, в отличие от планет, которые светят отраженным светом. Типичная звезда — наше Солнце. Впрочем, звезды посылают нам не только свет (видимое излучение), но тепло (инфракрасное излучение), радиоволны и другие виды электромагнитного излучения.
Звезды можно назвать главными объектами во Вселенной, ведь в них заключено более 9/10 всего наблюдаемого нами вещества. Все звезды очень далеки от нас: расстояние до каждой из них (кроме Солнца) во много раз превышает расстояние от Земли до любой из планет Солнечной системы.
Сколько звезд во Вселенной?
В 2004 ученые из Австралии попытались определить примерное количество звезд. Для расчетов они выбрали случайный квадрат неба и измерили его яркость. Полученный результат разделили на среднюю яркость одной звезды и узнали количество звезд в этом квадрате. Затем этот результат распространили на всю небесную сферу, и у них получилось, что во Вселенной находится 70 000 000 000 000 000 000 000 звезд! Это намного больше, чем общее количество песчинок на нашей планете.
Рождение и жизнь звезды
Звезды, как и живые существа, рождаются, живут и умирают. Продолжительность их жизни настолько велика (до десятков миллиардов лет), что астрономы не могут проследить жизнь хотя бы одной из них от начала до конца. Зато ученых есть возможность наблюдать за звездами, находящимися на разных стадиях развития.
Образуются звезды из газопылевых облаков. Они сжимаются, потому что частицы притягиваются друг к другу. При этом температура и плотность вещества сильно возрастает. На данной стадии это уже не облако, но еще и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» — «первый»). Постепенно ее температура достигает нескольких миллионов градусов, и тогда начинаются термоядерные реакции. Протозвезда становится звездой и многие миллиарды лет излучает энергию.
Звезда светит до тех пор, пока ее внешние слои не начинают остывать. Постепенно истощаются запасы водорода, что приводит к затуханию термоядерных реакций в недрах звезды. Остывающие внешние слои начинают светиться красным, и звезда превращается в красного гиганта. Красный гигант продолжает терять яркость до тех пор, пока не гаснет. В зависимости от размера красные гиганты могут, например, превратиться в красного карлика, или взорваться, превратившись в белого карлика, который впоследствии либо угаснет, либо превратится в нейтронную звезду, или сжаться в черную дыру.
Какие бывают звезды?
Звезды различаются по температуре, возрасту, массе, размерам, плотности, светимости и химическому составу.
По температуре различают красные, желтые, белые, голубые. Среди них самые холодные красные: температура на поверхности такой звезды составляет не более 3000°С. Желтые звезды — к ним относится и наше Солнце — имеют температуру около 6000°С; белые «разогреты» от 10 000 до 20 000°С; голубоватые же звезды — самые горячие — раскалены более чем до 30 000°С (иногда до 100 000°С). Но это температура поверхности звезд. Внутри этих светил еще жарче — до 20 млн °С.
В зависимости от размеров звезды величают гигантами (самые большие) и карликами (наименьшие). Диаметр так называемых белых карликов может быть в 100 с лишним раз меньше диаметра Солнца, при этом масса таких звезд примерно равна солнечной. По численности такие карлики составляют от 3 до 10% звездного «населения» нашей галактики.
Чем больше звезды, тем реже они встречаются в пространстве. Особенно редки гиганты. Самыми крупными являются красные гиганты. К примеру, диаметр красной звезды Бетельгейзе из созвездия Ориона более чем в 300 раз превосходит диаметр Солнца. А красный Антарес в созвездии Скорпиона по диаметру в 450 раз больше нашего светила и даже превышает орбиту Марса.
Одной из самых больших ныне известных звезд является красный сверхгигант Мю Цефея. Внутри этой звезды могли бы уместиться орбиты планет Солнечной системы вплоть до Юпитера. Мю Цефея, также известная как «гранатовая звезда Гершеля», является красным сверхгигантом и находится в созвездии Цефея.
Около половины звезд являются одиночными (как Солнце), остальные образуют двойные (например, Сириус), тройные и более сложные системы. Чем больше звезд в системе, тем реже она встречается. Известны звездные системы из семи членов, но более сложные пока не обнаружены.
Самые яркие
Межзвездные расстояния
Выражать расстояния между космическими телами в километрах неудобно. Это слишком мелкая единица измерения. Например, между Солнцем и ближайшей к нему звездой Проксима Центавра — 40 700 000 000 000 км.
Внутри Солнечной системы для измерения расстояний часто используют астрономическую единицу (а. е.). Одна астрономическая единица равна длине большой полуоси орбиты Земли. Это около 150 000 000 км. Расстояние до ближайшей звезды тогда можно записать как 270 000 а. е.
Но астрономическая единица тоже неудобна, поскольку расстояния между звездами обычно гораздо больше, чем между Солнцем и звездой Проксима Центавра. Для таких масштабов используют другие единицы: световой год и парсек. Световой год — это не время, а расстояние, проходимое светом за один земной год. В этом случае 270 000 а. е. записываются как 4,3 светового года.
Путь короче не стал, но звезда кажется как-то поближе. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет.
Еще меньше это расстояние выглядит в парсеках (пк) — 1,32 пк (1 пк=3,26 светового года).
Что такое звездное скопление?
Звезды обычно объединяют в группы, которые называют скоплениями. Существуют шаровые и рассеянные скопления. Шаровое скопление состоит из большого количества звезд. В рассеянном их меньше, а само скопление имеет неправильную форму.
Термоядерные реакции
Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Но у его разновидностей — дейтерия и трития — в ядрах кроме одного протона имеется и нейтрон: у дейтерия один, а у трития два. Оба они также присутствуют в недрах звезд.
Атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. Именно из гелия и формируется ядро звезды. В нем также содержатся более тяжелые химические элементы (например, железо), которые были захвачены из «материнской» туманности или же образуются во время термоядерных реакций. В результате этого процесса высвобождается огромное количество энергии.
Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее. Самые тяжелые сжигают весь водород за несколько сотен тысяч лет, а легкие красные звезды могут «тлеть» несколько миллиардов лет.
Если говорить о возрасте, то молодыми считаются звезды очень большой массы и очень высокой светимости, то есть те, которые излучают энергии во много раз больше, чем Солнце. Они гораздо моложе нашего светила, потому что столь интенсивно теряют энергию, что в состоянии существовать только сравнительно короткое по астрономическим масштабам время. Недавно возникшие звезды — это, прежде всего, гигантские горячие звезды голубоватого цвета, так называемые голубые сверхгиганты.
Топ заблуждений об астрономии. 9. На небе мы видим звёзды
Казалось бы, ну а здесь-то как можно ошибиться? Ну, ОК, кроме звёзд, мы ещё видим планеты, искусственные спутники, а с телескопом ещё галактики и туманности (впрочем, некоторые из них и без телескопа тоже). Где тут проблема? Или мы, на самом деле, не видим звёзды?
Да, на самом деле, мы их не видим: увы, мы способны видеть только лишь свет от звёзд. Ну, или иное от них излучение — через спецприборы.
Казалось бы, зачем тут эта придирка к деталям? Когда мы говорим: «я вижу стол», — мы ведь тоже имеем в виду, что мы увидели свет, отражённый столом, сложившийся в некоторую картинку на сетчатке нашего глаза, которую мозг распознал, как стол. Однако для краткости мы называем это «я вижу стол». Может быть, со звёздами всё точно так же?
Дело в том, что у света конечная скорость распространения. Очень большая — порядка 300 000 км/с, но всё же конечная.
Пока мы находимся в пределах Земли, мы имеем дело с расстояниями от сантиметров до, максимум, километров (расстояние до горизонта — порядка четырёх километров), поэтому изображение предмета долетает до нас за миллионные или даже миллиардные доли секунды. Ввиду чего мы можем отождествлять увиденный нами свет с самим объектом? За миллионную долю секунды стол вряд ли успел сильно измениться, да и если даже он двигался с нашими земными скоростями, то ошибка в его наблюдаемом нами местоположении, по сравнению с реальным, слишком ничтожна, чтобы иметь для нас значение.
Но в космосе иные масштабы. Луна находится в среднем в 380 000 километрах от Земли, поэтому свет передаёт нам то, что было на ней чуть более секунды назад.
Марс в самом оптимистичном для нас случае находится уже в 55 миллионах километров от Земли, поэтому его мы видим с задержкой в три минуты. В среднем же он удалён от нас на 225 миллионов километров и тут уже речь о задержке в двенадцать минут.
Плутон от нас в среднем в 5,7 миллиардах километров. Поэтому мы видим его с запозданием более чем в пять часов.
Глядя на небо, мы всё время смотрим в прошлое.
Но в далёкое ли? ОК, Плутон мы видим в его состоянии пять часов назад, но это ж вроде бы не так много? Он, конечно, успел куда-то улететь, но наверно ведь недалеко?
Скорость Плутона порядка 16 800 км/ч, то есть за пять часов он улетает примерно на 85 000 километров, что примерно вчетверо больше максимально возможного расстояния на поверхности Земли.
И Плутон ещё относительно близко от нас.
Удобной единицей измерения для космических расстояний является «световой год». Про него часто ошибочно думают, будто бы в световых годах каким-то хитрым способом измеряется время — ведь «год» же. Но нет, «световой год» — это буквально то расстояние, которое свет проходит в вакууме за год.
Легко догадаться, что если измерять расстояние в световых годах, то ровно с той же задержкой в годах мы будем видеть этот объект.
Так вот, до ближайшей (кроме, конечно, Солнца) к нам звезды — Проксимы Центавра — 4,2 светового года.
Чуть подальше — примерно в 6 световых годах — находится звезда Барнарда. Эта звезда примечательна тем, что она довольно быстро движется относительно нашей системы. Её скорость порядка 142 км/с.
За год она проходит 4,5 миллиарда километров. Как было сказано выше, расстояние до Плутона — 5,7 миллиарда километров. И вот эта звезда за год преодолевает четыре пятых от него.
За то время, пока от неё доходит до нас свет, она успевает преодолеть шесть таких расстояний — 28 миллиардов километров.
Диаметр нашей галактики — порядка 100 000 световых лет.
Если бы звезда Барнарда была бы расположена на другом краю галактики, то за то время, пока к нам бы дошёл её свет, она успела бы пролететь 11 расстояний от нас до ближайшей к нам звезды.
Ну, или если мы, предположим, сумели бы каким-то образом разглядеть планету на этом самом противоположном к нам галактическом краю, то ситуация на ней соответствовала бы стотысячелетней давности. У нас на планете всего 5500 лет прошло от появления письменности до современной цивилизации, 40 000 лет назад вымерли последние неандертальцы, а 45 000 лет назад появилось то, что сейчас называется «нами» — Homo sapiens — как видом.
Там ведь тоже всё могло поменяться за 100 000 лет.
Одна из ближайших к нам галактик — галактика Андромеды — находится от нас в 2,5 миллионах световых лет и движется в нашу сторону со скоростью примерно 300 км/с. В результате она сейчас находится в 2500 световых годах от того положения, где мы её видим. Это почти как 600 расстояний от нас до Проксимы Центавра.
Сейчас в телескопы можно разглядеть и гораздо более далёкие объекты. И увидеть, таким образом, ещё более далёкое прошлое. Тем более далёкое, чем дальше от нас находится данный объект.
Расположение звёзд на небе не просто не соответствует их текущему расположению в пространстве, но вдобавок ещё и не соответствует расположению ни в какой момент времени вообще: поскольку более дальние от нас объекты успели сместиться на большее расстояние, чем ближние.
Вот как это можно проиллюстрировать. Предположим, что с зелёного кружка в центре данной иллюстрации мы наблюдаем некие, вращающиеся вокруг него объекты. Все эти объекты находятся довольно далеко, поэтому задержка по времени уже существенна.
Слева изображено, как объекты расположены в пространстве в данный момент, а справа — то расположение, которое мы бы видели с этого зелёного кружка.
Чтобы было понятнее, наложим картинки друг на друга.
В нашей гипотетической ситуации хотя бы сохраняется сам рисунок, хотя и смещаются расположения его фрагментов, однако в реальности небесные объекты движутся друг относительно друга не столь простым образом. И наблюдаем мы ситуацию вовсе не из неподвижного центра кругового вращения.
Иными словами, видимые нами созвездия — это именно что «видимые нами». Это не только уникальная пространственная их проекция на нашу личную «небесную сферу», но и наш уникальный временной срез ситуации — по сферическим слоям.
Переместившись на относительно далёкую звезду, мы бы увидели звёздные расклады совершенно иными. Не только «под другим углом из другой точки», но и «в другом расположении во времени».
Во вселенной всё сейчас уже не так, как мы сейчас видим. И ни в какой момент времени не было так.
Причём не так не только расположение объектов, но и сами объекты. У звёзд ведь есть свой жизненный цикл — они рождаются в туманностях, взрываются сверхновыми, сгорают и превращаются в звёзды другого типа. Всё это мы можем наблюдать с Земли, но наблюдаем мы по-прежнему прошлое.
В настоящем же, возможно, некоторые из тех звёзд, которые мы видим на небе, уже не существуют. И не только в далёких-далёких галактиках, а даже в нашем ближайшем окружении. И не только видимые в телескоп, а даже видимые невооружённым глазом.
Например, одно из наиболее узнаваемых созвездий — созвездие Ориона, несёт на своём плече одну из самых ярких на нашем небе звёзд — Бетельгейзе.
Увы, вполне возможно, что её уже нет.
Вероятность, правда, не означает гарантии — астрономические масштабы времени весьма протяжённы, и она вполне может просветить ещё миллион лет, а то и вообще не взорваться, а просто выгореть, однако вероятность всё-таки не нулевая, а потому не исключено, что она взорвалась прямо сейчас, но узнаем мы об этом только через полтысячелетия.
Как не исключено и то, что как раз полтысячелетия назад она и взорвалась, поэтому мы узнаем об этом прямо сейчас.
Впрочем, даже если Бетельгейзе продержится ещё долго, то всё равно ведь вспышки сверхновых постоянно наблюдаются. И большинство на самом деле произошли десятки тысяч, сотни тысяч, а то и десятки миллионов лет назад.
И в тот момент, когда с небосвода исчезает какая-то звезда, на самом деле всего лишь исчезает с нашего неба «фотография» её далёкого прошлого.
Что такое звезды на небе
Звезда — это небесное тело, излучающее свет. Этим она отличается от планет, комет, спутников и туманностей, которые освещаются на небе Солнцем или близлежащими звездами.
Вещество, из которого состоят звезды на небе, это раскаленный газ — плазма.
Самая высокая температура на поверхности этого массивного газового шара достигает ста пятидесяти тысяч градусов. (Речь идет о поверхности образовавшегося белого карлика).
Каким образом астрономы знакомятся с этими небесными объектами?
При помощи наблюдений астрономы прежде всего определяют массу, радиус и температуру на поверхности. Хотя недра звезд мы и не видим, но нам известно, что они состоят из плазмы.
Температура измеряется с помощью анализа излучения, исходящего с поверхности этого небесного тела. Из недр звезд не может вырваться ни один фотон, поэтому с «внутренностями» мы никогда непосредственно не знакомимся.
И все же человек способен точно рассчитать температуру в любой точке в глубинах этого космического тела. Так, например, в центре Солнца температура достигает тринадцати миллионов. Более трех миллиардов достигает температура в недрах звезд с самой большой массой.
Состав
Звезды на небе — это огромные и в то же время простые системы элементарных частиц.
Состав звезд: 73% — состоят из водорода, 25% — из гелия, 2% — другие элементарные частицы.
Космический газовый шар средней величины построен из невероятно большого количества нуклонов (протоны и нейтроны), которое можно выразить цифрой с пятьюдесятью семью нулями.
Количество нуклонов нашего Солнца в триста тысяч раз превышает количество нуклонов, из которого состоит Земля. Количество вещества в этом теле и массу выражает количество нуклонов из которых оно складывается.
Несмотря на то, что Солнце как система по размерам во много раз превышает Землю, все же оно намного проще нашей планеты по составу. Именно такой химический состав Солнца обеспечивает эволюцию человечества.
Земля, как и остальные планетные тела, состоит из пород, порода — из кристаллов, кристаллы — из молекул, молекулы — из атомов, атомы — из ядра и электронов.
Звезды на небе построены лишь из ядер и электронов. Именно из-за простого состава простым является определение температуры, массы, давления и химических элементов в любой точке внутри. Но рассчитать те же самые характеристики Земли мы пока не умеем.
Стоит отметить тот факт, что астрономы знакомы с недрами далеких звезд лучше, чем с недрами планеты, на которой мы живем.
Свойства и поведение плазмы в настоящее время достаточно хорошо изучены: известно, например, что давление в плазме тем выше, чем она горячее и плотнее. В то же время давление в определенной точке внутри равно весу всех слоев, находящихся над этой точкой.
Если давление плазмы повышается, то звезда расширяется, в противном случае она сжимается.
Даже самые маленькие обладают массой, примерно в десять тысяч раз превышающей массу Земли.
Самые крупные звезды на небе обладают массой в миллионы раз большей, чем масса Земли.
Размеры
Размеры звезд на небе могут быть самые разные.
Белые карлики по своим размерам равны Земле, в то же время их плотность примерно в миллион раз превышает плотность земли.
Самые маленькие звезды, которые приходилось наблюдать — нейтронные. По объему они в сто миллионов раз меньше Земли. Чтобы в такой маленький объем могла вместиться громадная масса, не уступающая массе обычных нейтронные должны обладать фантастической плотностью. Вещество этих объектов состоит только из нейтронов. Их наблюдают как пульсирующие источники радиоизлучения и называют пульсарами.
Нейтронные звезды на небе — пульсары имеют массу несколько раз больше массы Солнца.
Эволюция или развитие
Эволюция звезды представляет собой постепенное повышение температуры в ее недрах.
Эволюция начинается с темно газо-пылевой туманности глобулы, температура которой повышается и со временем может дойти до ядра, состоящего из железа, с температурой три с половиной миллиарда. Далее гравитация начинает сжимать глобулу в протозвезду как завершающий этап формирования.
Масса
Если масса звезды меньше 0,08 MQ (MQ — масса Солнца), температура в ее недрах не достигает уровня, необходимого для сгорания водорода. Так, например, небесный объект с массой 0,06 MQ нагревается при помощи сил гравитации до температуры всего лишь до 2,5 миллионов градусов, что недостаточно для превращения водорода в гелий. Такой газовый шар способен жить лишь за счет сил гравитации. Спектр его излучения — преимущественно инфракрасный. Когда сила гравитации перестанет сжимать звезду (становится полностью вырожденным веществом), она теряет источник энергии. Вследствие этого шар остывает и превращается в черного карлика.
Если масса находится в пределах от 0,08 MQ до 4,0 MQ, то туманность превращается в легкую звезду. К группе легких звезд желтых карликов принадлежит и наше Солнце. Температура в недрах может достигать нескольких сотен миллионов градусов. Это означает, что в них не происходят все термоядерные реакции.
Более тяжелые звезды группы (от 1,4 MQ ДО 4,0 MQ) называются красным гигантом. В продолжении своей жизни и прежде всего в преклонном возрасте они избавляются от большей части своей плазмы, выбрасывая ее в межзвездное пространство. Результатом последнего выброса плазмы является планетарная туманность.
Красный гигант состоит из массивного вырожденного ядра земного диаметра и огромной редкой плазменной оболочки конвективной зоны.
Глобула или газо-пылевая туманность имеющая очерченные границы и высокую плотность, масса которой составляет 4,0 MQ-8,0 MQ, эволюционирует в массивную звезду, ядро которой нагревается до температуры свыше трех миллиардов градусов.
Остаток эволюции — нейтронное космическое тело
Ученые уже посчитали когда и как потухнет Солнце и закончит свою эволюцию.
По состоянию на сейчас термоядерная реакция на Солнце израсходована на 50% в течении 5 млрд лет, следовательно Солнце не потухнет еще 5 млрд лет.
После того как полностью будут исчерпаны ядерные реакции Солнце под влиянием гравитации коллапсирует в шар диаметром примерно 20-30 километров.
При гравитационном коллапсе ядро газового шара сосредотачивает в себе магнитные силовые линии. Поскольку их количество не изменилось, а они были всего лишь сжаты на маленькой поверхности нейтронной звезды, интенсивность магнитного поля на поверхности резко возрастает при коллапсе ядра. Нейтронная звезда при коллапсе начинает быстро вращаться. Магнитное поле нейтронной уносит с собой множество электронов, которые светятся всякий раз, когда двигаются по направлению к нам. Излучение нейтронной звезды (прежде всего в диапазоне радиоволн) напоминает мигающий свет на машине скорой помощи. Излучение нейтронных тел пульсирует, и по этой причине их называют также пульсарами.
Согласно исследованиям, которые провели астрономы, в нашей Галактике должно находиться свыше миллиона пульсаров.
До сих пор мы говорили только о ядре, которое вследствие коллапса превращается в нейтронный пульсар. Слои оболочки, потерявшие опору, находятся на высоте сто тысяч километров над нейтронной звездой, но это продолжается всего лишь несколько секунд. В мощном гравитационном поле нейтронной звезды слои оболочки красного гиганта падают, подобно гигантскому стремительному водопаду на поверхность. При падении на нейтронный шар богатая водородом плазма оболочки гиганта сильно нагревается, в результате чего в ней в ничтожно короткое время происходят различные термоядерные реакции.
Примером может послужить сверхновая в созвездии Тельца. Световое излучение этого процесса достигло Земли и было записано китайскими и арабскими астрономами в 1054 году. Сейчас определено, что нейтронная звезда пульсирует не только в диапазоне радиоволн, но также в видимом инфракрасном спектре, в диапазоне рентгеновском и дает космическое гамма излучение. Расширяющаяся плазма этой сверхновой — туманность, которая названа Крабовидной. Сейчас «Крабовидная туманность» в виде продолговатого пятна хорошо видна в бинокль.
Таким образом, звезды на небе представляют небесные светила имеющие различные «внеземные» характеристики и свойства.