Галактика может выглядеть совсем по-разному в видимых и инфракрасных лучах. Перед вами - сравнение таких видов удаленной спиральной галактики.

Эта галактика дискообразна, подобно нашему Млечному Пути и наклонена к лучу зрения. Она расположена в созвездии Большой Медведицы. Меньшие объекты на снимке, вероятно, являются другими галактиками.

Слева галактика представлена в видимых лучах. Справа - в инфракрасных. Основная структура диска, содержащая старые звезды, замечена именно на этом инфракрасном изображении.

В результате, были замечены около 20 облаков, а это больше, чем за все предыдущее время.

Облака оранжевого цвета, видимые в виде полосы, движутся в атмосфере планеты со скоростью 500 км/ч.

Считается, что светлое пятно у правой границы диска - самое яркое облако Урана за всю историю его изучения.

Цвета в изображении - ложные. Зеленые и синие области показывают места, где атмосфера ясна, и солнечный свет может проникать глубоко. В желтых и серых областях солнечный свет отражается от более высокого слоя атмосферы. Оранжевые и красные цвета указывают на очень высокие облака, которые принадлежат тому же типу, что и перистые облака на Земле. Синий, зеленый и красный цвет соответствуют длинам волны 0,9, 1,1, и 1,7 микрометра.

Эти изображения Нептуна, возможно, помогут ученым получить некоторое представление о жестком климате, который является известной чертой восьмой планеты. На Нептуне сила ветров достигает 2 000 километров в час, а огромные штормы - некоторые размером с Землю - отнюдь не редкость. Удивительно, что до Нептуна доходит в 900 раз меньше солнечного света, чем до Земли, на которой именно Солнце управляет погодой. Чем управляется погода на Нептуне - загадка.

Снимки получены 11 и 13 августа 1998-го года. 

Большее изображение показывает туманность целиком; вставка захватывает сложную структуру в центре, окружающую умирающую звезду.

Вы видите снимки квазара PG1115+080, свет от которого преломлен более близкой галактикой.

Согласно теории относительности Эйнштейна, свет подвергается гравитационному воздействию. Расположенные почти на одной линии, галактика и квазар образуют так называемую гравитационную линзу: галактика преломляет лучи света, идущие от квазара, строя не одно, а несколько изображений, в идеале, смыкающихся в сплошное кольцо.
Данный случай близок к идеальному: Вы видите четыре ярких изображения квазара и световое кольцо, соединяющее их. В центре - изображение самой галактики.

Справа искусственно убраны яркие изображения квазара, чтобы подчеркнуть структуру гравитационного кольца. Лучи, приходящие в разные его места, проходят в космосе путь разной длины, следовательно, тратя на это различное время. Измеряя разницу во времени при прохождении светом различных путей, мы можем непосредственно измерять расстояния. А это позволяет нам определить размеры Вселенной, так как квазары - самые удаленные объекты, наблюдаемые в наше время.

Исследования Космического телескопа имени Хаббла в связи  с гравитационными линзами позволили определить скорость расширения Вселенной - около 77 000 км в час. Это решило проблему с возрастом некоторых шаровых скоплений. Однако теория Большого взрыва не подкрепляется всеми результатами. В сочетании с известной величиной плотности Вселенной, низкая скорость расширения не вписывается в эту космологическую гипотезу.

Предоставлено: Кристофер Д. Импей (Университет Аризоны)
 

Черно-белое изображение было сделано в свете атомарного водорода. Контраст был увеличен, чтобы подчеркнуть детали в туманности около центральной звезды.

NGC 3132 имеет половину светового года в диаметре и находится на расстоянии приблизительно 2 000 световых лет. Туманность расширяется со скоростью 15 километров в секунду.

На этом снимке ясно видны две звезды в центре туманности: яркую белую и более слабую выше и правее. (Третья несвязанная звезда находится около края туманности.) Неяркая звезда и образовала туманность. Звезда теперь меньше Солнца, но гораздо горячее его. Обилие ультрафиолетового излучения с ее поверхности нагревает газ туманности. Яркая звезда находится на более ранней стадии развития, но в будущем, вероятно, создаст собственную планетарную туманность.

Цвета были выбраны, так чтобы нагляднее представить температуру газов. Синий соответствует самому горячему газу, красный - самый прохладный газ, на краю туманности. На снимке видно множество нитей, включая одну длинную, которая напоминает пояс, состоящий из частиц пыли, которые образовались из расширяющихся газов. Частицы пыли богаты элементами типа углерода. Когда-нибудь, эти пылинки войдут в состав других звезд или даже планет. 

Телескоп делал последовательные наблюдения за этим участком в течение 10 дней. Для того, чтобы также, используя Космический телескоп имени Хаббла, пронаблюдать все небо, астрономам понадобилось бы 900 000 лет. Настолько мала область, показанная на снимке. Снимки такого рода необходимы, так как на них отображаются объекты ранних стадий развития Вселенной. 

Выпущенная во время вспышки энергия равняется энергии, испускаемой нашей Галактикой за сотню-другую лет.

Снимки телескопа имени Хаббла показывают, что, возможно, Туманность Кольцо - цилиндр газа, наблюдаемый почти с основания. Плотные облака газа в плоскости вращения звезды часто мешают сброшенной оболочке звезды здесь расширяться. Единственный выход - по направлению к полюсам.

Изображение получено 16-го октября.

Галактики могут казаться яркими в инфракрасных лучах по нескольким причинам. Они могли бы содержать в себе много пыли, содержать старые звезды или располагаться на очень большом расстоянии. Вообще же, изображение показывает, что формы и размеры наиболее слабых галактик подобны и в инфракрасных и видимых лучах, из чего следует, что молодые и старые звезды в пределах отдаленных галактик хорошо смешаны и что пыль полностью не искажает впечатления от отдаленных объектов. 

Космический телескоп имени Хаббла представляет ближне-инфракрасное изображение газопылевого диска вокруг звезды HD 141569, расположенной приблизительно в 320 световых годах в направлении созвездия Весов. Диск диаметром в 120 миллиардов километров, кажется,  разделен на две части: темная полоса отделяет яркую внутреннюю область от более слабой внешней.

Изображение, принятое на длине волны 1,1 микрона, было получено с использованием коронографа, чтобы уменьшить яркий свет, идущий от звезды. Центральная часть диска осталась невидимой по объясненной выше причине. Кстати, видимое свечение диска вызвано частицами пыли, которые отражают свет звезды.

Темный крест на изображении не имеет отношения к далекой звезде, он создается оптическими системами телескопа. 
 

Астрономы в Южном полушарии стали свидетелями взрыва звезды 23 февраля 1987-го года.

Показанный на этом снимке остаток сверхновой окружен внутренними и внешними кольцами материала. Это трехцветное изображение составлено из нескольких отдельных снимков сверхновой и окружающей ее части неба.

Многие яркие синие звезды поблизости от сверхновой - массивные звезды, в шесть раз более массивные, чем наше Солнце. Их возраст приблизительно 12 миллионов лет, они - члены того же самого поколения звезд, как и звезда, которая вспыхнула сверхновой. Присутствие ярких газовых облаков - другой признак этой области, которая все еще способна порождать новые звезды.

Через несколько лет быстро двигающееся вещество сверхновой охватит внутреннее кольцо целиком, нагревая его газ, что приведет в ближайшие 10 лет к непредсказуемым светопреставлениям. 

Предоставлено: AURA/STScI/NASA
 

Все представленные здесь объекты - чрезвычайно молодые звезды, находящиеся в 450 световых годах в направлении созвездия Тельца. Большинство туманностей состоят из маленьких частиц пыли, которые видны лишь потому, что они отражают свет звезд, находящихся поблизости. Так как эти снимки были получены в инфракрасных лучах, то все цвета - условные. В частности, области самой большой концентрации пыли кажутся красными. Все снимки предоставлены Д. Падгетттом (IPAC/Caltech), В. Брандером и (IPAC), К. Стапелфельдтом (JPL) и NASA.

Вверху, слева
Это изображение новорожденной двойной системы CoKu /1 Tau, находящейся в центре четырех "крыльев" света, распростертых на целых 135 миллиардов километров от самих звезд. "Крылья" выделяют границы области в межзвездной газопылевой среде, которая была очищена расширяющимся газом. Тонкий, темный пылевой коридор простирается налево и направо от двойной.

Вверху, в центре
DG Tau B. Видна горизонтальная полоса пыли длиною 80 миллиардов километров, которая указывает присутствие большого диска, формирующегося вокруг юной звезды. Сама она видна как яркое красное пятно в углу Л-подобной туманности.

Вверху, справа
Это изображение молодой звезды Haro 6-5B. Мы видим две ярких области, отделенные темной прослойкой. Эти яркие области представляют собою отражение звездного света от верхней и нижней поверхностей диска, который является более толстым по краям, чем в центре. 

Внизу, слева
I04016 - очень молодая звезда все еще глубоко погруженная в пыльный кокон, из которого и образовалась. Звезда видна как яркое красноватое пятно внизу шаровидной туманности, размером 180 миллиардов километров поперек в самом широком месте. Туманность является остатком пылевого материала, попадающего на образующийся околозвездный диск, видимый как частично темная полоса слева от звезды.

Внизу, в центре
В этом изображении звезды IRAS 04248+2612 инфракрасные глаза NICMOS глядят сквозь пыльное облако и показывают систему двух звезд на стадии возникновения. Туманность простирается, по крайней мере, на 100 миллиардов километров (16 расстояний Солнце-Плутон) в противоположных направлениях от звезд-близняшек и освещена ими. Эта туманность состоит из вещества, выброшенного из молодой системы. Очевидное сужение этой туманности к самой двойной говорит о том, что кольцо или диск пыли и газа окружают эти две звезды.

Внизу, справа
Вы видите изображение IRAS 04302+2247, звезды, скрытой от нас и замеченной только по туманности, которую освещает. Деление туманности на две части осуществляет диск пыли и газа (толстая, темная полоса, пересекающая центр изображения). Диск имеет диаметр 130 миллиардов километров (15 диаметров орбиты Нептуна), и имеет массу, сопоставимую с массой туманности, из которой родилась наша планетная система. Темные облака и яркие пучки выше и ниже диска говорят о том, что он еще вбирает в себя окружающие пыль и газ.
 

Вверху, слева
Типичный образец молодой звезды (HH 30), окруженной тонким, темным диском и мощными газовыми реактивными потоками. Ширина диска слева направо составляет 65 миллиардов километров (5 диаметров Солнечной системы). Туманность разделена на две части. 
Центральная звезда скрыта от прямого взора, но ее свет отражается от верхней и нижней поверхностей диска. Газовые потоки представлены зеленым цветом. 

Предоставлено: Крис Бурроус (STScI), NASA

Вверху, справа
DG Tauri кажется очень схожей с HH 30 потоками истекающего газаи центральным темным пылевым диском. Однако на этом изображении перешеек пыли намного толще, а это говорит о том, что процесс вовлечения пыли из окружающей туманности в диск еще продолжается. Яркий поток газа еще виден на расстоянии 150 миллиардов километров от системы. 

Предоставлено: Крис Бурроус (STScI), NASA

Внизу, слева
Haro 6-5B - пылевой диск, окруженный сложной смесью тонких облаков пыли и газа. На этом изображении центральная звезда частично скрыта диском. Но ее расположение может быть точно определено отходящим от нее коротким газовым потоком, (показано зеленым). Темный диск имеет ширину 51 миллиард километров поперек. Он расположен под углом 90 градусов к реактивному потоку. Предоставлено: Джон Крист (STScI), NASA

Внизу, справа
HK Tauri - первый пример молодой двойной системы звезд с диском вокруг лишь одного члена пары. Тонкий, темный диск освещен светом скрытой в нем центральной звезды. Отсутствие реактивных показывает, что аккреция вещества на поверхность звезды идет не активно.

Диаметр диска - 32 миллиарда километров. Более яркая, вторая звезда видна верху изображения.

Предоставлено: Карл Стапелфельдт (JPL) и коллеги, NASA
 

Скопление Hodge 301, видимое внизу справа, расположено внутри Туманности Тарантул, принадлежащей Большому Магелланову Облаку. Эта группа звезд не самая яркая, не самая молодая и не самая густонаселенная в Туманности Тарантул. Первенство здесь у скопления R136. Hodge 301 почти в 10 раз старше, чем скопление R136.

Но возраст для астрономов имеет свои преимущества: многие из звезд в Hodge 301 настолько стары, что они уже взорвались как сверхновые. Их вещество разлетается в окрестностях со 39582*1скоростями почти 330 километров в секунду. Эти выбросы искажают структуру облака Туманности Тарантул, придавая отдельным его частям клочковатую или нитевидную форму.
Hodge 301 содержит три красных сверхгиганта, которые близки к концу своей жизни. Они в любой момент могут осчастливить нас вспышкой новой звезды, послав, еще одну волну возмущения в свою туманность.

В центре снимка Вы можете найти несколько плотных газовых образований: здесь, как и по всей Туманности Тарантул, рождаются звезды, прямо у нас на глазах.

Три последовательных снимка захватывают Ио, проходящую выше бурных облаков Юпитера.

Изображение крупного плана Ио (внизу справа) дает увидеть 190-километровый по высоте выброс "снега" из диоксида серы, исходящего из жерла Пиллана, одного из активных вулканов спутника.

Три снимка вулканического спутника на фоне Юпитера были приняты с промежутками в 1ч 50 мин. Ио, как кажется,  скользит у самых облаков Юпитера, но на самом деле до них 500 000 километров. Ио проносится вокруг Юпитера за 43 часа, в то время как, лунный путь вокруг Земли длится 28 дней. 

Заметное темное место на диске Юпитера - тень Ио, она имеет размер 3 640 километров. Эта тень плывет по диску Юпитера со скоростью 17 километров в секунду. 

Размер самых маленьких деталей, видимых на снимке - 150 километров.

Яркие пятна на Ио - области оледенений из диоксида серы. На Юпитере белые и коричневые области отличают места высоких облаков; синие области соответствуют местам более прозрачным.

Эти изображения были получены 22 июля 1997-го года в двух длинах волн: 3 400 Ангстрем (ультрафиолет) и 4 100 Ангстрем (фиолетовый видимый). Цвета не соответствуют истинным, потому что ультрафиолетовые лучи невидимы для глаза. 

На снимке крупного плана видно извержение Пиллана.

Астрономы увеличили цветовой контраст и добавили ложные цвета к изображению, чтобы сделать выброс видимым. Измерения в двух ультрафиолетовых длинах волн указывают, что выброс состоит из оледеневших частиц диоксида серы, что отображается в данных ложных цветах зеленым. 

Основываясь на информации от космического корабля "Галилео", можно сказать, что вспышка Пиллана имеет температуру 1 500 градусов Кельвина. Выброс вещества осуществляется со скоростями 2 880 километров в час. Горячий газ диоксида серы, удаляясь от вулкана, быстро охлаждается, превращаясь в снег.

Астрономы обнаружили вулканический взрыв Пиллана при поиске подобной деятельности от известного активного вулкана Пеле, находящегося приблизительно в 500 километрах от Пиллана. Ио имеет сотни активных вулканов, но только несколько, восемь или девять, имеют видимые выбросы в данное время.

Изображение вулканического выброса на Ио, принятое 5 июля 1997-го года, сделано в трех длинах волны: 2 600 Ангстрем (ультрафиолет), 3 400 Ангстрем (ультрафиолет), и 4 100 Ангстрем (фиолетовый цвет). 

Предоставлено: Джон Спенсер (Обсерватория Лоуэлла) и NASA.
 

Изображение было получено в то время, как Космический телескоп изучал солнечный спектр, используя для этого свет, отраженный от Луны ("смотреть" на Солнце непосредственно спектрограф телескопа не может).

Слева вверху
Луна так близко расположена к Земле, что пришлось создавать мозаику из 130 снимков, чтобы охватить полный диск. 

В центре
Вы видите луч кратера Коперник, состоящий из вещества, выброшенного более миллиарда лет назад при падении полуторокилометрового метеорита. Самые маленькие детали, различимые на этом снимке составляют 180 метров.

Внизу справа
На этом снимке общего плана можно различать детали в 85 метров.

Предоставлено): Джон Калдвелл (Йоркский Университет, Онтарио), Алекс Сторрс (STScI), и NASA