Звёзды главной последовательности: что такое звезда и как они образуются

Ручная пищаль

Что такое пищаль ручная? Это оружие для ближнего боя, а точнее, непосредственно огневого контакта с вражескими силами. Оно имело небольшой калибр, что было обусловлено необходимостью ведения огня с рук и длительного переноса, когда войска были на марше.

Пищаль могла вести действенный огонь на расстоянии около трех сотен метров, однако отсутствие прицельных приспособлений делало точность ведения огня посредственной. Невелика была и скорость стрельбы, а перезарядка занимала длительное время, так как была трудоемким процессом.

Чтобы подготовить пищаль к стрельбе, требовалось время и соответствующие навыки, поэтому в этом отношении была большая разница между новичками и опытными стрелками. При ведении боевых действий основным методом был залповый огонь, и его следовало сделать как можно более плотным и эффективным. Тактика ведения боя — линейные построения стрелков, обеспечивала большее количество стволов в залпе.

Силовые агрегаты

Независимо от грузоподъемности бортовой «Газели», она комплектуется парой бензиновых двигателей.

Модель УМЗ-4216 имеет объем 1,9 литра, развивает мощность до 106 лошадиных сил, при моменте кручения 220 Нм. Версия «Крайслер» на 2,4 литра достигает 133 л. с (204 Нм). Оба варианта соответствуют требованиям «Евро-3».

«Движки» агрегируют с пятирежимными механическими коробками передач, управление облегчается гидравлическим усилителем. Подвески оснащаются рессорными элементами с амортизаторами-телескопами. На заднем блоке иногда добавляется механизм для снижения кренов на поворотах и виражах. Тормозной узел разделяется на дисковый и барабанный тип.

Кипящий небесный котёл

Невооруженный глаз видит только самую яркую часть Туманности Ориона, которую в популярной литературе называют М42 — под этим номером она попала в один из первых каталогов туманных объектов, составленный французским астрономом Шарлем Мессье (1730-1817). Под номером 43 в этом каталоге отмечена ещё одна часть Туманности Ориона, не видимая невооружённым глазом, но доступная при наблюдении в бинокль. Открыл её другой французский учёный — Жан-Жак Дорту де Меран (1678-1771). Пространство между М42 и М43 выглядит тёмным, хотя там тоже есть межзвёздный газ, но света звезды Тета Ориона, которая подсвечивает М42, и звезды Hd 37061, подсвечивающей М43, не хватает, чтобы осветить эти области. Однако кроме них в Орионе существует множество других туманностей, которые, возможно, являются частями одного огромного газового облака. И во всех этих туманностях рождаются новые звёзды. Не случайно советские астрономы назвали Орион «кипящий небесный котёл». Академик Виктор Амбарцумян (1908-1996) обнаружил в этом созвездии множество холодных жёлтых, оранжевых и красных карликов. Блеск их меняется совершенно беспорядочно, судя по всему, эти колебания вызваны частыми, но непериодическими выбросами в атмосферу звёзд горячих ярко светящихся газов из их недр. Такие звезды называют переменными типа Т Тельца, по первой открытой звезде этого класса. По своим физическим характеристикам звёзды этого типа производят впечатление беспокойных, «неустановившихся» или, как говорят, нестационарных звёзд. Уже этот факт можно считать намёком на сравнительную молодость таких объектов. Некоторые из этих звёзд могут взрываться. Конечно, сила их взрыва не дотягивает до сверхновых, но в отличие от остальных вспыхивающих звёзд они не гаснут, достигнув максимума блеска, — а остаются на его пике сотни (а возможно, и больше!) лет, в то время как новые звезды возвращаются в исходное состояние за периоды от нескольких недель до нескольких лет. Академик Амбарцумян назвал тип таких переменных звёзд фуонами — в честь первого представителя данного класса звезды FU Ориона. Возможно, именно звёзды-фуоны вытолкнули в пространство множество звёзд из областей Ориона, закинув их далеко от места рождения.

Александр Розенбаум – терапевт

Поэт, музыкант, композитор и врач – такой послужной список Александра Яковлевича Розенбаума.
На профессиональный выбор Александра в значительной степени повлияла семья: его родители (отец – врач-уролог и мать – акушер-гинеколог), а также младший брат (врач скорой помощи) и жена (врач-рентгенолог) – представители медицины.

Своё фундаментальное образование артист получил в 1-ом Ленинградском Медицинском институте им. академика И.П. Павлова (1 ЛМИ), завершив обучение с отличием и дипломом врача-терапевта общего профиля по специализации «Анестезиология-реаниматология».

Взорвавшаяся звезда

Удивительно, но ни древнегреческие, ни средневековые арабские астрономы не оставили никакого описания этой туманности. Хотя в их трудах можно найти описания множества и менее заметных объектов. Первое достоверное описание Туманности Ориона датируется 1617 годом, а это почти через десять лет после изобретения телескопа! Её случайно заметил швейцарский учёный Иоганн Цизат (1585-1657) во время наблюдения одной из ярких комет, видимых в тот год. Почти одновременно с Цизатом туманность была обнаружена и знаменитым итальянским учёным Галилео Галилеем (1564-1642). Но почему так произошло? Газ, который входит в состав туманности, сам по себе не светится. Механизм его свечения тот же, что и у полярного сияния, — взаимодействие частиц солнечного ветра и атмосферы. Люминесценция (или холодное свечение) в туманности возникает из-за влияния сильного ультрафиолетового излучения на атомы водорода, из которого она состоит. Основываясь на этом, астрономы предположили, что до 1617 года туманность была слишком слабой для наблюдения невооружённым глазом, но где-то в это время произошёл взрыв звезды, осветивший туманность, и с тех пор она стала хорошо заметна. Взорвавшаяся звезда имеет обозначение Тета Ориона. Фактически она взорвалась во времена правления римского императора Аврелиана (270-275), но свет от этого взрыва достиг Земли лишь к началу XVII века. Чтобы не мучиться с переводом дат, астрономы считают датой взрыва не момент испускания света, а его принятие на Земле, в противном случае можно легко запутаться: свет от многих объектов идёт миллиарды лет!

Разборка

1. Разрядите оружие.
2. Открутите фасонную гайку на цевье.
3. Иглой на гайке выдавите штифт УСМ (слева направо), выньте его из ствольной коробки.
4. Снимите цевье.
5. Упритесь прикладом в стол и сдвиньте трубу магазина на 1-2 см вниз, выведите ее из сопряжения с кольцом газовой камеры и снимите.
6. Отделите возвратную пружину магазина, трубку магазина, поршень и цилиндр газового двигателя.
7. Извлеките пружину магазина и подаватель патронов.
8. Возьмитесь рукой за ствол, движением вперед и вниз отделите его от основания УСМ с прикладом.
9. Отведите затворную раму назад, выньте рукоятку, извлеките затвор из крышки ресивера.
10. Утопите зуб личинки затвора вниз, сдвинув ее по раме вперед.
11. Переверните затворную раму окном зуба вниз, выведите личинку из нее.

Том Хиддлстон – историк

Ещё один пример престижного английского образования – это Том Хиддлстон, британский актёр, являющийся выпускником Драгон Скул в Оксфорде и престижного Итонского колледжа.

Не сложно догадаться, что точкой в академическом образовании стал один из ведущих вузов страны – Кэмбридж. Выбрав классический факультет (Faculty of Classics), будущий актёр остановился на области исследования – «древняя история». Специализируясь в области культуры Древнего мира, Том говорит на латыни, знает древнегреческий, а также несколько «современных» языков – французский, испанский, немецкий и русский.

Как получаются новые сверхновые звезды

По данным учёных, внутри светила происходит резкое повышение массы вещества, которое участвует в термоядерных реакциях. Проще говоря, возникает взрыв. Однако такое явление случается в кратных звёздных системах. А вот, например, звезда главной последовательности (её процессы) находится в равновесии и не может спровоцировать вспышку.

Какая звезда превращается в сверхновую?

В действительности, взрыв сверхновой звезды имеет природу отличающуюся от других вспышек.Как оказалось, линии водорода в их спектрах отсутствуют. А значит в таких звёздных телах на этапе, предшествующему вспыхиванию, его очень мало. Однако масса вырабатываемого ими вещества довольно высокая. Она, в основном, состоит из углерода, кислорода и другие тяжёлых элементов.Кроме того, при спектральном анализе наблюдается смещение линии кремния. Что показывает на происходящие во время выброса ядерные реакции.Итак, возникает предположение о том, что в прошлом сверхновая звезда была карликом. Вероятнее всего, белым углеродно-кислородным представителем.

Белый карлик

Сверхновые звезды и их примеры

Можно выделить несколько наиболее известных представителей: SN 1572 (её также называют звездой , так как он дал её описание), SN 1604, SN 1987А и SN 1993J.К примеру, среди данного вида светил отмечают ярчайшую за прошлый век SN 1987А, а лидером нынешнего столетия пока выступает SN 2006gy.Кстати, известная Крабовидная туманность является остатком SN1054.

SN 2006gy

Как вы считаете, в чём состоит важная роль сверхновых звезд?

По правде говоря, они играют важную роль в химическом развитии галактик и всей Вселенной.Не стоит забывать, что всю свою жизнь, а это тысячи лет, внутри светила происходят ядерные реакции. За это время в нём накапливаются продукты термоядерного синтеза. Сейчас нам известно, что когда взрывается звёздный объект, в пространство выделяется вещество и энергия. То есть, всё, что было накоплено, как бы, растворяется вокруг. В результате происходит обогащение области на химические элементы. Что, собственно, ведёт к эволюции нашей Вселенной.

Космосмическое пространство

Наконец, значение максимум светимости светила SN можно применять как стандартную свечу. То есть рассчитывать расстояния между космическими объектами. Более того, сейчас благодаря новейшим телескопам стало возможно наблюдать сверхновые звезды соседних галактик. А это, бесспорно, большой прорыв в изучении и исследовании Вселенной.

Плеяды и Гиады

Газ и пыль, из которых состоит туманность Ориона, скрывают от нас процесс звёздообразования, и лишь с появлением инфракрасных и рентгеновских телескопов астрономы смогли изучить, что же происходит внутри. В центре туманности находится небольшая группа молодых массивных звёзд, сильный звёздный ветер раздул большую часть материала облака, в котором ранее образовалось самое яркое из этих юных светил, сформировав газовый пузырь. Этот пузырь, с одной стороны, мешает рождению других звёзд в окрестностях уже рождённых, а с другой — выталкивает молекулярный газ к его краям, создавая новые области плотного материала, где в будущем будут формироваться новые светила. В дальнейшем новые звёзды будут выталкивать друг друга, а оставшиеся сформируются в рассеянное звёздное скопление. Самые известные представители таких космических объектов — Плеяды и Гиады. Но если первое относительно молодое — его возраст около 100 миллионов лет, и вокруг него ещё сохранились остатки газа, из которых оно образовалось, то Гиады — уже старое скопление: его возраст порядка 625 миллионов лет, и вокруг звёзд этого скопления уже нет газовых оболочек, из которых формируются протопланетные диски. В Туманности Ориона около звезды Тета Ориона и в Плеядах уже обнаружены такие диски — в дальнейшем из них образуются планеты. У звёзд «старых» рассеянных звёздных скоплений планеты уже сформировались, и в дальнейшем гравитационные силы не смогут удерживать звёзды скопления между собой, то есть они отправятся в «самостоятельное плавание». Так произошло и с нашим Солнцем, которое тоже родилось из межзвёздного газа. Вот только с его «колыбелью» большой вопрос. Предполагается, что туманность, породившая наше светило, располагалась в 33 тысячах световых лет от центра Галактики. Но то ли под воздействием тяготения других звёзд, то ли в результате взрыва сверхновой наше Солнце было вытолкнуто на свою нынешнюю орбиту, которая расположена в 30000 световых лет от центра Галактики. С момента своего образования наше дневное светило совершило 27 витков. То же произошло и с другими звёздами, родившимися из этого облака — они поменяли орбиты, и в настоящее время астрономы вынуждены констатировать, что мы не знаем звёзд, которые родились вместе с нашим Солнцем.

Павел Воля

Павел Воля сыплет искрометными и иногда колкими шуточками со сцены, и все они буквально «взрывают» зал от смеха, но таким молодой человек был не всегда. В школе Павел тяготел к гуманитарным наукам, хорошо учился и учителя отзывались о нем лишь положительно. Воля окончил среднюю школу с серебряной медалью и поступил в пензенский педуниверситет им. В. Г. Белинского, где отучился на преподавателя русского языка и литературы.

Свежие записи
«Есения»: 3 интересных факта об одном из самых успешных фильмов советского кинопроката5 турецких сериалов про любовь, которые высоко оценили российские зрители6 ожидаемых российских сериалов: актеры отличные, сюжеты интригуют

Со сценой Павел был связан еще со школы, там он выступал в школьной команде КВН, а во времена обучения в университете стал капитаном команды КВН «Валеон Дассон», с которой даже прошел в Большую лигу. Но на первом круге ребят исключили. К счастью, Павел не упал духом и продолжил пробиваться к своей мечте, что у него и получилось.

Протозвезда

Звездные ясли в большом Магеллановом Облаке

Молекулярное облако во время гравитационного коллапса продолжает сжиматься до тех пор, пока не исчезнет гравитационная энергия. Избыточная энергия в основном теряется через излучение. Тем не менее, сжимающееся облако со временем становится непрозрачным для собственного излучения, что приводит к сильному повышению температуры — до 60-100 К. Частицы пыли излучают в длинноволновом инфракрасном спектре в области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему распаду облака.

Во время сжатия плотность облака увеличивается ближе к центру, и оно становится оптически непрозрачным при достижении около 10−13 грамм на кубический сантиметр. Место наибольшего скопления массы называется первым гидростатическим ядром, где начинается процесс повышения температуры, определяемой теоремой о вириале. Газ падает в сторону непрозрачной области сталкивается с ней и создает ударные волны, дополнительно нагревающие ядро.

Составное изображение молодых звезд, вокруг молекулярного облака в созвездии Цефей

Часть сложной сети, состоящей из газовых облаков и звёздных скоплений в соседней галактике, большом Магеллановом Облаке

Когда температура ядра достигает примерно 2000 К, начинается процесс разделения водорода, соединённого в молекулы. Этот процесс сопровождается ионизацией атомов водорода и гелия. Процессы поглощения энергии сжатия продолжительны. Когда плотность падающей материи составляет порядка 10−8 грамм на см³, достигается достаточная прозрачность, чтобы высвобождать излучаемую протозвездой энергию. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения её внешней части способствует дальнейшему процессу сжатия звёздной материи. Это продолжается до тех пор, пока газ сохраняет достаточно высокую температуру для поддержания внутреннего давления и таким образом препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Данное явление называется гидростатическим равновесием. Когда небесное тело находится на завершающем этапе образования, оно уже называется протозвездой.

Рождение протозвезды также сопровождается и образованием околозвёздного диска, который служит своеобразным резервуаром для дальнейшего формирования звезды. В частности, когда масса и температура звезды достигают достаточных отметок, сила гравитации вызывает процесс слияния звезды и диска. Материя диска «дождём» обрушивается на поверхность звезды. В этой стадии формируются биполярные струи, так называемые Объекты Хербига — Аро — небольшие участки туманности, являющиеся результатом скопления избыточной энергии в звезде и последующего выталкивания части массы материи звезды.

Когда процесс роста звезды за счёт окружающих газа и пыли прекращается, она ещё не является собственно звездой, и называется «звёздой до главной последовательности» или просто «звездой-PMS». Основным источником энергии данных объектов является процесс гравитационного сжатия, в отличие от сжигания водорода в «зрелых звездах». Процесс сжатия продолжается в соответствии с вертикальным эволюционным треком Хаяши в диаграмме Герцшпрунга — Рассела , пока не достигнет своей точки предела, с последующей фазой сжатия в соответствии с механизмом Кельвина — Гельмгольца. Во второй фазе температура звезды больше не меняется. Если масса звезды выше 0,5 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, то она продолжает сжиматься в соответствии с треком Хеньи и нагреваться до тех пор, пока в её недрах не запустится термоядерная реакция превращения водорода в гелий..

С момента, когда в ядре звезды начинает гореть водород, она уже считается полноценной звездой. В научной среде этап протозвезды в звездообразовании составлен исходя из массы, равной M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, таким образом процесс образование более массивной звезды может занимать меньший промежуток времени и сопровождаться иными процессами.

В частности, если речь идёт о массивной протозвезде, (с массой выше 8 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}), то сильное радиационное излучение препятствует падающей матери. Ранее считалось, что за счёт этого излучение может останавливать процесс дальнейшего сжатия массивных протозвёзд и предотвращать формирование звезд с массами больше, чем несколько десятков солнечных масс. Однако недавние исследования показали, что радиационная энергия может высвобождаться в виде мощных струй, способствуя очищению поверхности протозвезды и позволяя ей продолжать соединяться с материей околозвёздного диска.

Дальнейшая эволюция звезды изучается в астрофизике, как звёздная эволюция.

Протозвезда
Образование протозвезды — HOPS 383 (2015).

Удивительные факты

В окружающей нас обстановке нет ничего такого, что хотя бы отдалённо напоминало Туманность Ориона. Самым лёгким веществом на Земле считается воздух, однако по сравнению с любой межзвёздной туманностью он является образованием необычайно плотным. Кубический сантиметр комнатного воздуха имеет массу, близкую к 1 миллиграмму; масса Туманности Ориона в том же объёме в 100000000000000000 раз меньше — это число даже прочесть нелегко, а уж наглядно представить себе столь большую степень разреженности вещества практически невозможно. Кометные хвосты имеют ещё меньшую плотность (0,3 грамма на кубический сантиметр), за что их поэтично называют «видимым ничто». Но при этом общая масса туманности Ориона поистине огромна: из её вещества можно было бы изготовить примерно тысячу таких звёзд, как наше Солнце, или более трёх сотен миллионов похожих на Землю планет! А если нашу планету уменьшить до размеров булавочной головки, то в таком масштабе Туманность Ориона займёт объём величиной с земной шар!

История исследований

За 2200 лет (532 г. до н. э. — 1690 г. н. э.) в китайских и японских летописях было выявлено около 90 вспышек новых. После изобретения телескопа (1609 г.) и до вспышки Эта Киля (1843 г.) европейские учёные заметили всего 5 вспышек новых звезд. Со второй половины XIX века вспышки новых обычно открывали ежегодно. Уильям Хаггинс в 1866 году впервые выполнил спектроскопические наблюдения новой звезды (новой Северной Короны 1866) и обнаружил наличие вокруг неё газовой оболочки, светящейся в линиях водорода. В XX веке было только 5 лет, в течение которых не было замечено ни одной вспышки новых: 1908, 1911, 1923, 1965 и 1966 года. В XXI веке традиционно за год открывается до 10 вспышек новых. Блеск большинства новых превышает 12 зв. вел., но редко оказывается выше 6 зв. вел. В данный момент профессиональными астрономами реализуется проект «E-Nova Project» по всеволновому исследованию вспышек новых звезд. Любители астрономии также активно наблюдают этот тип объектов.

Протозвезда

Звездные ясли в большом Магеллановом Облаке

Молекулярное облако во время гравитационного коллапса продолжает сжиматься до тех пор, пока не исчезнет гравитационная энергия. Избыточная энергия в основном теряется через излучение. Тем не менее, сжимающееся облако со временем становится непрозрачным для собственного излучения, что приводит к сильному повышению температуры — до 60-100 К. Частицы пыли излучают в длинноволновом инфракрасном спектре в области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему распаду облака.

Во время сжатия плотность облака увеличивается ближе к центру, и оно становится оптически непрозрачным при достижении около 10−13 грамм на кубический сантиметр. Место наибольшего скопления массы называется первым гидростатическим ядром, где начинается процесс повышения температуры, определяемой теоремой о вириале. Газ падает в сторону непрозрачной области сталкивается с ней и создает ударные волны, дополнительно нагревающие ядро.

Составное изображение молодых звезд, вокруг молекулярного облака в созвездии Цефей

Часть сложной сети, состоящей из газовых облаков и звёздных скоплений в соседней галактике, большом Магеллановом Облаке

Когда температура ядра достигает примерно 2000 К, начинается процесс разделения водорода, соединённого в молекулы. Этот процесс сопровождается ионизацией атомов водорода и гелия. Процессы поглощения энергии сжатия продолжительны. Когда плотность падающей материи составляет порядка 10−8 грамм на см³, достигается достаточная прозрачность, чтобы высвобождать излучаемую протозвездой энергию. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения её внешней части способствует дальнейшему процессу сжатия звёздной материи. Это продолжается до тех пор, пока газ сохраняет достаточно высокую температуру для поддержания внутреннего давления и таким образом препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Данное явление называется гидростатическим равновесием. Когда небесное тело находится на завершающем этапе образования, оно уже называется протозвездой.

Рождение протозвезды также сопровождается и образованием околозвёздного диска, который служит своеобразным резервуаром для дальнейшего формирования звезды. В частности, когда масса и температура звезды достигают достаточных отметок, сила гравитации вызывает процесс слияния звезды и диска. Материя диска «дождём» обрушивается на поверхность звезды. В этой стадии формируются биполярные струи, так называемые Объекты Хербига — Аро — небольшие участки туманности, являющиеся результатом скопления избыточной энергии в звезде и последующего выталкивания части массы материи звезды.

Когда процесс роста звезды за счёт окружающих газа и пыли прекращается, она ещё не является собственно звездой, и называется «звёздой до главной последовательности» или просто «звездой-PMS». Основным источником энергии данных объектов является процесс гравитационного сжатия, в отличие от сжигания водорода в «зрелых звездах». Процесс сжатия продолжается в соответствии с вертикальным эволюционным треком Хаяши в диаграмме Герцшпрунга — Рассела , пока не достигнет своей точки предела, с последующей фазой сжатия в соответствии с механизмом Кельвина — Гельмгольца. Во второй фазе температура звезды больше не меняется. Если масса звезды выше 0,5 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, то она продолжает сжиматься в соответствии с треком Хеньи и нагреваться до тех пор, пока в её недрах не запустится термоядерная реакция превращения водорода в гелий..

С момента, когда в ядре звезды начинает гореть водород, она уже считается полноценной звездой. В научной среде этап протозвезды в звездообразовании составлен исходя из массы, равной M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, таким образом процесс образование более массивной звезды может занимать меньший промежуток времени и сопровождаться иными процессами.

В частности, если речь идёт о массивной протозвезде, (с массой выше 8 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}), то сильное радиационное излучение препятствует падающей матери. Ранее считалось, что за счёт этого излучение может останавливать процесс дальнейшего сжатия массивных протозвёзд и предотвращать формирование звезд с массами больше, чем несколько десятков солнечных масс. Однако недавние исследования показали, что радиационная энергия может высвобождаться в виде мощных струй, способствуя очищению поверхности протозвезды и позволяя ей продолжать соединяться с материей околозвёздного диска.

Дальнейшая эволюция звезды изучается в астрофизике, как звёздная эволюция.

Протозвезда
Образование протозвезды — HOPS 383 (2015).

Гарик Мартиросян

Коллега Воли по «цеху», Гарик Мартиросян, тоже имеет специфическую для сферы юмора специальность. После окончания школы он поступил в Ереванский государственный медицинский университет на специальность невропатолога-психиатра. Сам он был уверен, что абсолютно каждый человек должен иметь хотя бы некоторые познания в области медицины. После окончания университета Гарик еще три года проработал в больнице по своей специальности.

Как признается комик, знание человеческой психологии очень помогает ему в работе, ведь в случаях, когда в коллективе назревает конфликт или ребята приходят в уныние, он очень быстро решает проблему на стадии ее появления.

Какие виды звёзд бывают?

Виды звезд

Во времена, когда единственным прибором, доступным астрономам, был оптический телескоп, критерием для классификации звезд была их яркость.

Сразу же, как только появилась возможность получать спектры звезд, была разработана классификация. Она базируется на спектральном анализе. Она гораздо лучше характеризует звезды, так как дает возможность выяснить их химический состав, массу и стадию развития.

Согласно спектральному составу все звезды разбиваются на классы в зависимости от их температуры. Каждому классу присвоена буква латинского алфавита. К самому высокому классу О относят наиболее горячие звезды, температура которых достигает 30-60 тысяч градусов Кельвина. Далее с понижением температуры следуют классы B, A, F, G. Буквами от М до Т обозначают светила, температура которых ниже 2-3,5 тысяч градусов Кельвина.

Кроме того, астрономы различают следующие виды звезд:

• коричневый карлик – звезда, в которой ядерные процессы недостаточно интенсивны для того, чтобы компенсировать потери энергии от излучения;
• белый карлик – звезда в фазе перестройки структуры. В результате перестройки осуществляется переход в состояние нейтронной звезды либо черной дыры;
• красный гигант – звезда с невысокой плотностью и огромным объемом и светимостью, наиболее интенсивно излучающая в инфракрасной части спектра;
• переменная звезда – светило с переменной интенсивностью излучения;
• двойная звезда – светило, состоящее из двух шаров раскаленного газа, сходных по массе. Кстати, они вращаются по сложной траектории друг относительно друга и составляют единое целое;
• новая или сверхновая звезда – светило, цикл развития которого подошел к концу. Он заканчивается взрывом с резким, но кратковременным многократным увеличением яркости;
• нейтронная звезда – светило на поздней стадии эволюции, находящееся на стадии сжатия ядра. Поэтому она излучает не световые волны, а излучение в нейтронном, рентгеновском или радиодиапазоне;
• черная дыра – звезда, процесс сжатия ядра которой достиг стадии, в которой ее гравитационное поле у поверхности настолько сильно, что не выпускает наружу даже излучение.

Обзор ружья ТОЗ-106 (МЦ 20-04)

Поскольку основным назначением данной модели следует считать применение в профессиональной охоте, важно такое качество, как возможность быстрой разборки: простота разборки и эксплуатации гарантирует максимальное удобство в полевых условиях, когда недоступны стандартные наборы инструментов. Эргономичность всех конструктивных деталей обеспечивает удобство применения карабина, плавность ходя курка и отсутствие сложностей при его нажатии гарантирует прицельность стрельбы. Обзор ружья ТОЗ-106 глазами владельца дан в этом видео:

Обзор ружья ТОЗ-106 глазами владельца дан в этом видео:

Преимущества и недостатки

Современный и приспособленный к полевым условиям, карабин модели ТОЗ-106 (МЦ 20-04) хорошо зарекомендовал себя как для целевого назначения (профессиональной охоты), так и для развлечения — его можно использовать для тренировочной стрельбы, тренировки меткости, участия в спортивных состязаниях. Широкая область использования — одно из основных преимуществ в сравнении с иными моделями со схожими характеристиками. Ведь рассматриваемый карабин максимально удобен в использовании и в полевых условиях, и в быту. Продуманная форма, эргономичность каждой конструктивной детали, — всё это сделало рассматриваемый карабин особенно привлекательным для большей части покупателей.

Также к достоинствам модели следует отнести следующие ее качества:

Наличие целика и мушки позволяет повысить прицельность осуществляемой стрельбы, удобное ложе приклада максимально комфортно ложится на плечо и при относительно небольшой отдаче обеспечивает наилучшее поражение цели. Наличие прицельной планки с возможностью ее вентиляции добавляет точности совершаемым выстрелам, а удлиненная форма ствола хорошо способствует прицельности стрельбы. Наиболее удобная форма затвора (продольно-скользящий) обеспечивает простоту взведения курка и совершения выстрела, отлаженность механизма взведения гарантирует хорошие показатели стрельбы.

Наличие защелки, которая прочно фиксирует ствол карабина в сложенном виде, обеспечивает надежность полученной конструкции, а резиновый затыльник добавляет удобства в процесс его эксплуатации. Долговечность использования карабина обеспечиваются применением хром во многих конструктивных частях, что облегчает процесс ухода за ним и не допускает начале появления ржавчины

Это особенно важно в тех случаях, когда осуществляется использование рассматриваемого карабина в полевых условиях, при повышенной влажности и вероятности попадания в воду

В сравнении с аналогичными моделями сторонних производителей ружье ТОЗ-106 (МЦ 20-04) выделяется за счет сочетания привлекательных технических характеристик и относительно доступной стоимости

Именно это в первую очередь привлекает внимание покупателей. А отзывы владельцев, уже начавших эксплуатацию данной модели, позволяют получить более развернутое представление о ней. ТОЗ-106 с разными ложами

ТОЗ-106 с разными ложами

Предназначение

Использоваться данная модель может для развлечения (тренировки меткости, участия в спортивных состязаниях по спортивной стрельбе) и для участия в охоте на мелкого и среднего зверя, а также для самообороны и охраны своего имущества.

Разновидности

В продаже предлагаются разновидности данного карабина, оснащенные прицельной планкой и приклад которых изготовлен из разного вида дерева. Их технические характеристики остаются на изначально высоком уровне и обеспечивают как высокий уровень спроса на модель, так и положительные отзывы владельцев. Встречаются и образцы с пластиковой ложей.