Уважаемые господа подписчики!

Прошло больше месяца с того момента, как рассылка перекочевала в основной каталог на Subscribe.ru. И надо же такому случиться, именно с этого момента мне никак не удавалось выкроить время на подготовку очередного выпуска. Я приношу глубокие извинения всем подписчикам -- вас уже почти три тысячи -- и постараюсь в дальнейшем публиковать выпуски регулярно. Правда, они будут несколько меньше по размеру, но, кто знает, может это и к лучшему?

Новые изображения на русском зеркале APOD

Не думаю, что многие отправятся смотреть все 37 картинок, опубликованных с момента прошлого выпуска рассылки, но на всякий случай перечислю их все.

27.02.2001: Туманность Голова Ведьмы
26.02.2001: Дюны на Марсе
25.02.2001: Нейтринный детектор Sudbury
24.02.2001: Инфракрасная Конская Голова
23.02.2001: M55: диаграмма спектр--светимость
22.02.2001: 3C294: далекое рентгеновское скопление галактик
21.02.2001: Звуковой удар
20.02.2001: Область звездообразования S106
19.02.2001: Тень следа шаттла, падающая на Луну
18.02.2001: Лунный месяц
17.02.2001: С днем рожденья, Жюль Верн
16.02.2001: Область звездообразования Hubble-X
15.02.2001: Кожура Юпитера
14.02.2001: Туманность Розетка
13.02.2001: Космический аппарат NEAR совершает посадку на Эрос
12.02.2001: Приближение к астероиду Эрос
11.02.2001: NEAR-Shoemaker снимает Эрос
10.02.2001: Сполохи за кормой
09.02.2001: Шеренга планет над Нэшвиллом
08.02.2001: Далекие галактики: взгляд в радиодиапазоне
07.02.2001: Далекое рассеянное скопление M103
06.02.2001: Посадочная площадка на астероиде Эрос
05.02.2001: Планетарная туманность Mz3: туманность Муравей
04.02.2001: Добро пожаловать на планету Земля
03.02.2001: M100: величественная конструкция
02.02.2001: Панорама неба
01.02.2001: Мозг Юпитера
31.01.2001: Земная плазмосфера
30.01.2001: Туманность Ориона, снимок VLT
29.01.2001: Самолет на фоне Солнца
28.01.2001: Реликтовый диполь: погоня сквозь Вселенную
27.01.2001: Спутники Земли
26.01.2001: Скопление галактик в Деве
25.01.2001: Полет Stardust
24.01.2001: NGC 3603: рентгеновское излучение звездного скопления
23.01.2001: Сферическая планетарная туманность Abell 39
22.01.2001: Двухцветный кратер на астероиде Эрос

В этом выпуске я начинаю информировать о том, что можно увидеть на небе. Не претендуя на полноту, я буду стараться обратить внимание на отдельные интересные явления.

Фазы Луны и равноденствие

Ловите редкий кадр!

Весь март и часть апреля на вечернем небе еще можно будет наблюдать яркую пару планет -- Юпитер и Сатурн. С каждым днем они заходят все раньше и, в конце концов, скрываются в лучах Солнца. Снова увидеть их можно будет в августе перед восходом Солнца. Однако расстояние между ними будет уже больше 20 градусов. За последние год-полтора мы уже так привыкли видеть на небе Юпитер и Сатурн рядом друг с другом, что стали забывать о редкости этого явления. Между тем увидеть их рядом друг с другом можно только раз в 20 лет.

Вечером 1 марта Юпитер, Сатурн, звездное скопление Плеяды и Луна в фазе близкой к первой четверти будут располагаться в пределах квадрата со стороной около 10°. Все эти объекты достаточно яркие и, располагая объективом с фокусным расстоянием 135 мм можно даже без гидирования получить довольно интересный снимок. Пленку лучше взять максимальной чувствительности, а выдержки попробовать от 1/4 секунд до 10--15 секунд. При минимальной выдержке звезды зарегистрировать не удастся, но Луны не будет засвечена. При максимальной выдержке основные звезды Плеяд должны быть видны совершенно отчетливо. Выдержку больше 15 секунд применять не стоит, -- без гидирования объекты начнут размазываться на снимке вследствие суточного вращения неба. Оптимальное время для съемки -- с 20:30 до 22:30 по местному времени.

Если что-то не получится, не расстраивайтесь, -- через месяц у вас будет еще одна возможность сделать еще одну попытку -- около 22 часов 29 марта. Правда снимать тогда придется на высоте всего 15-25° над западным горизонтом.

Постарайтесь все-таки не упустить этот кадр. В следующий раз увидеть Юпитер и Сатурн вблизи друг от друга можно будет только в 2020 году, но тогда в северном полушарии будут неблагоприятные условия для их наблюдения. Сфотографировать вместе Юпитер, Сатурн и Луну можно будет через 40 лет, а все четыре объекта снова попадут в один кадр только через 59 лет -- 7 марта 2060 года.

Не упустите комету

В феврале-марте на северном небе все выше будет подниматься комета Мак-Нота--Хартли (C/1999 T1). В начале марта комета будет иметь блеск около 8^m, а искать ее следует на границе созвездий Геркулеса и Дракона. В марте комета не заходит и является идеальным объектом для наблюдений. К концу месяца ее блеск уменьшится примерно на одну звездную величину. Но наблюдать ее можно будет даже в апреле. Эфемериду кометы и ее путь по звездному небу можно посмотреть здесь на сайте журнала "Звездочет".

[По материалам сайта "Звездочет"]

Теперь обратимся к космическим проектам. Ввиду большой задержки с выходом рассылки здесь трудно претендовать на оперативность информации, поэтому основное внимание уделено интересным подробностям.

Миссия NEAR-Shoemaker окончательно завершена

О посадке космического аппарата NEAR-Shoemaker на поверхность астероида Эрос 12 февраля сообщали все средства массовой информации. Предполагалось, что на этом миссия аппарата будет завершена -- он и так проработал дольше чем первоначально планировалось, находясь в течение почти целого года на орбите астероида Эрос. Все научные задачи зонда успешно выполнены, и специалисты НАСА предложили провести незапланированную операцию, опустив зонд на поверхность планеты. Целью спуска было получение снимков поверхности астероида с предельно малого расстояния. Никто не надеялся, что аппарат сохранит работоспособность, достигнув поверхности астероида.

Результат операции превзошел все ожидания. В ходе спуска была получена серия снимков, причем последний с высоты 120 метров. Размер видимого на нем участка поверхности составляет 6 метров, а предельно различимые детали имеют размер всего около 1 см.

Но самое замечательное, что после столкновения с поверхностью астероида, космический аппарат не разрушился и смог послать сигнал на Землю. В ходе спуска аппарат четыре раза выполнял маневр торможения, благодаря чему скорость соприкосновения с грунтом составила 1,5--1,8 метра в секунду. Это была первая в истории посадка космического аппарата на поверхность астероида, и при этом одна из самых мягких посадок за всю историю космонавтики. Место посадки оказалось всего в 200 метрах от планировавшейся точки. Обо всем этом подробно сообщалось в прессе.

Однако при этом ничего не говорилось о том, как удалось получить информацию с борта станции после того, как она легла на поверхность астероида. Основной канал связи с Землей во время полета обеспечивался полутораметровой узконаправленной антенной, которая позволяла поддерживать скорость передачи до 8,8 Кбит/с при использовании на Земле 34-метровой приемной антенны и до 26,5 Кбит/с -- с 70-метровой земной антенной. Обратный канал связи значительно медленнее -- всего 125 бит/с, но на борт аппарата обычно и не требуется передавать много информации -- в основном только команды управления. Конечно, об использовании узконаправленной антенны после столкновения с поверхностью астероида не может быть и речи. Эта антенна жестко соединена с корпусом аппарата и для ее наведения на Землю требуется надлежащим образом ориентировать аппарат.

Однако помимо узконаправленной антенны аппарат был оснащен антенной со средним коэффициентом усиления и шириной диаграммы направленности около 6 градусов, а также двумя антеннами с низким усилением и, соответственно, еще более низкими требованиями к точности наведения. Конечно, эти антенны обеспечивают гораздо более низкие скорости приема и передачи информации. В частности в аварийных режимах, которые как раз и должны использоваться при такой непредусмотренной планом операции, как посадка, используются скорости приема передачи информации всего около 8-10 бит/с. (Подробнее об аппарате NEAR-Shoemaker см. http://www.hq.nasa.gov/office/pao/ftp/presskit/1996/NEAR_Press_Kit/NEARpk.txt).

Именно на такой скорости и должен был вестись обмен данными с опустившимся на поверхность астероида зондом. Конечно, много информации с такой скоростью не передашь, и поэтому специалисты JPL планировали первоначально, что если связь не будет полностью потеряна после посадки, дать команду на включение двигателей ориентации с тем чтобы немного подправить положение аппарата для лучшей связи. Однако оказалось, что аппарат при посадке сразу занял наиболее предпочтительное положение, и 14 февраля поступило сообщение, что двигатели больше включаться не будут. А 15 февраля НАСА приняла решение продлить миссию NEAR еще на 10 дней с тем чтобы получить данные от установленного на борту аппарата гамма-спектрометра. Они позволят значительно точнее определить состав пород на поверхности и даже под поверхностью Эроса.

Дальнейшее продление миссии невозможно, поскольку используемая для связи с аппаратом 70-метровая антенна нужна НАСА для других работ.

[По материалам JPL, NASA]

Марс: совершенно другая планета

Космический аппарат Mars Global Surveyor (MGS) был запущен 7 ноября 1996 года и прибыл к Марсу 12 сентября 1997. К концу января 2001 года но совершил 8505 витков вокруг красной планеты, передал 58000 изображений, произвел 490 млн лазерных замеров высоты и 97 млн других измерений.

Вот список только наиболее значимых результатов, полученных в ходе этой миссии.

• Обнаружены признаки появления воды на поверхности Марса в наше время (русла, следы потоков жидкости на краях кратеров).
• Обнаружены слоистые отложения, которые свидетельствуют о том, что в древности на Марсе были широко распространены водоемы (озера).
• Получена первая достаточно надежная оценка количества воды, содержащейся в обеих марсианских полярных шапках -- примерно вдвое меньше, чем содержится в гренландском леднике на Земле.
• Топографические измерения выявили заметное понижение поверхности в направлении от южного полюса к северному, которое должно было определять направление переноса воды и осадков, а обширные равнины северного полушария, вероятно, представляют собой дно древнего океана.
• В южном полушарии неожиданно были обнаружены сильно намагниченные участки коры, что указывает на быстрое остывание Марса в начале его истории.
• Построена первая модель коры Марса, учитывающая древние ударные депрессии и, возможно, разломы, скрытые под северной равниной.
• Исследовано распределение минерала гематита (красный железняк), свидетельствующий о гидротермальных условиях в прошлом, которые могли быть подобны тем, что имели место на Земле в тех местах, где зародилась жизнь.
• Удалось значительно лучше понять динамику атмосферы Марса, провести мониторинг циклонов и исследовать суточное и годичное поведение облаков.
• Получены многочисленные доказательства роли, которую играет пыль в преобразовании современного ландшафта Марса.

По словам доктора Ардена Олби из Калифорнийского технологического института, «Марс во многих отношениях стал для нас совершенно другой планетой, и наши планы продолжают меняться по мере поступления новых данных». По результатам работы аппарата принято решение продлить его работу до апреля 2002 года.

К сказанному остается только добавить, что несмотря на весьма наглядные признаки многие специалисты упорно не соглашаются с тем, что жидкая вода могла появляться на поверхности Марса в сколько-нибудь обозримом прошлом. В качестве аргументации приводят, например, обнаружение на значительной части марсианской поверхности минерала оливина, который в земных условиях под действием воды быстро разрушается. Однако в предположении абсолютной безводности Марса очень трудно объяснить возникновение на нем русел и других форм рельефа, явно указывающих на течение воды.

[По материалам JPL, 31.01.2001, Sky & Telescope, 02’2001]

Огни на Ио

1 января 2000 года аппарат «Кассини» произвел съемки спутника Юпитера Ио в тот момент, когда он находился в тени Юпитера, то есть во время солнечного затмения на спутнике. По результатам съемки был подготовлен видеоролик (937 Кбайт). На темной поверхности Ио хорошо видны яркие пятна горячей лавы. По краю диска можно заметить слабое свечение, характер которого меняется с течением времени. Оно возникает под действием электрических токов, протекающих между Ио и Юпитером вдоль силовых линий магнитного поля. Съемка во время затмения позволила избавиться от засветки, со стороны освещенной стороны спутника, которая затмевает собой слабое электрическое свечение. Это хорошо видно, в конце ролика, когда спутник выходит из тени, и на его краю появляется тонкий яркий серп.

[По материалам JPL, 05.02.2001]

В разделе крупных форм у нас сегодня рассказ о новом методе определения возраста Галактики. Изложение получилось достаточно пространным, но на то были свои причины. Попытаюсь вкратце их изложить. В опубликованном ESO пресс-релизе использованный метод описан так, что нельзя четко понять, как он работает. За разъяснениями пришлось обратиться непосредственно к авторам работы и только после этого мне удалось составить необходимые уравнения (хотя и в упрощенной форме) и получить решения, близкие к тем, о которых пишут авторы. Оказалось, что метод все-таки не такой прямой, как говорится в опубликованном пресс-релизе и для того, чтобы не оставлять неясностей понадобилось написать довольно большое введение.

Звездная археология

Почти все наши представления о возрасте звезд и галактик, а также о расстояниях до них получены различными многоступенчатыми косвенными, методами. На каждой ступени возможно появление ошибок как чисто технического, так и концептуального характера. Именно поэтому астрономы всегда стараются найти несколько независимых способов измерить одну и ту же величину.

7 февраля Европейская южная обсерватория сообщила о получении новой оценки возраста нашей Галактики, причем метод, которым она была получена по сравнению с прежними можно назвать прямым измерением. Речь идет о методе изотопных часов, широко применяемом в археологии и геологии.

Суть его заключается в том, что в исследуемом образце измеряют относительное содержание определенного радиоактивного изотопа и сравнивают его с природной распространенностью на момент формирования образца. Поскольку радиоактивный распад протекает совершенно независимо от внешних условий, по оставшемуся количеству радиоактивного изотопа можно определить возраст образца. Конечно, для того, чтобы этот метод давал правильные результаты нужно быть уверенным, что на протяжении всего времени состав образца не менялся под действием внешних факторов.

В археологии для датировки органических остатков обычно используется радиоактивный изотоп углерода ¹⁴C. Он постоянно образуется в верхних слоях земной атмосферы под действием космических лучей. Со временем радиоактивный углерод постепенно проникает в нижние слои атмосферы, в воду и в почву и со временем распадается. Период полураспада ¹⁴C составляет 5730 лет, так что на Земле давно уже установилось равновесие -- отношение содержания радиоактивного ¹⁴C к стабильному ¹²C составляет около 10^--12.

В ходе своей жизни организмы, усваивают углерод, с естественным изотопным составом, а после смерти радиоактивный углерод начинает распадаться. Каждые 5730 лет его количество уменьшается вдвое. Поэтому, измерив в образце соотношение ¹⁴C/¹²C, можно определить, сколько времени прошло с момента смерти. При этом, правда, приходится учитывать, что изотопный состав атмосферного углерода испытывает определенные колебания, вызванные как естественными причинами (например, циклами солнечной активности), так и, в последнее время, антропогенными факторами (сжиганием ископаемого топлива, атмосферными ядерными испытаниями). На калибровку радиоуглеродной шкалы было затрачено много сил, но теперь она дает вполне достоверные результаты.

Конечно, для определения интервалов времени в миллиарды лет радиоуглеродный метод не годится. Тут требуются гораздо более долгоживущие изотопы. В числе таковых торий ²³²Th с периодом полураспада 14,05 млрд лет и уран ²³⁸U, который имеет период полураспада 4,47 млрд лет. Урановые часы успешно применяются для датировки геологических пород. Здесь, правда используется немного другой прием. Содержание изотопа ²³⁸U сравнивается с содержанием редкого изотопа свинца ²⁰⁶Pb (обычный свинец -- это ²⁰⁷Pb), который образуется в конце цепочки распада урана. Соотношение ²³⁸U/²⁰⁶Pb позволяет очень точно определить возраст породы, т.е. время, прошедшее, с ее затвердевания.

К сожалению, применить изотопный метод к звездам не так-то просто. Дело в том, что обычными спектроскопическими методами изотопы свинца ²⁰⁶Pb от ²⁰⁷Pb не различить -- у них ведь одинаковое строение их электронных оболочек. Поэтому приходится идти путем, аналогичным радиоуглеродному методу, а для применения такого метода нужно знать исходный изотопный состав вещества, из которого образовалась звезда. Но главная трудность все же состоит в том, что такие элементы, как уран и торий содержатся в звездном веществе в очень малом количестве, и по их спектральным линиям, если они вообще обнаруживаются, не получается определить концентрацию элемента.

И вот тут-то и помогло недавнее открытие звезд с крайне низким содержанием тяжелых элементов. Но чтобы во всем разобраться нам понадобится сделать еще одно небольшое отступление и коснуться вопросов нуклеосинтеза, то есть образования химических элементов.

Считается, что водород, гелий и небольшое количество лития образовались после Большого Взрыва до того, как стали формироваться галактики и звезды. Остальные, более тяжелые элементы образуются в ходе ядерных реакций в звездах. Причем, средние по атомной массе элементы (до ⁵⁶Fe) образуются в относительно стабильных условиях на протяжении жизни звезды, а самые тяжелые формируются в моменты катастрофических вспышек сверхновых звезд. (В астрофизике все элементы кроме водорода и гелия называют тяжелыми, а иногда и просто металлами. Но мы для ясности будем называть элементы тяжелее ⁵⁶Fe сверхтяжелыми.) Во время взрывов сверхновых значительная часть звездного вещества, обогащенного тяжелыми и сверхтяжелыми элементами выбрасывается в окружающее пространство и впоследствии обнаруживаются в составе новых поколений звезд. Например, в нашем Солнце тяжелые элементы составляют около 2% массы.

По мере того, как сменяются поколения звезд, насыщенность межзвездной среды тяжелыми элементами растет. Поэтому, в общем случае, чем старше звезда, тем, меньше тяжелых элементов должно в ней содержаться. И действительно, исследования старых звезд в шаровых звездных скоплениях показывают, что содержание тяжелых элементов в них значительно, иногда в сотни раз, ниже, чем на Солнце.

Недавно группой под руководством американского астронома Тимоти Бирса (Timothy C. Beers) были открыты звезды, в которых содержание тяжелых элементов еще в 10--100 раз ниже, чем в шаровых скоплениях. Такие крайне бедные тяжелыми элементами звезды должны были образоваться на самом начальном этапе существования нашей Галактики. Их исследование может стать поистине золотым дном в деле получения новой информации о формировании Галактики.

Сразу же была сформирована исследовательская программа. Наблюдения проводились на 8-метровом телескопе VLT (Very Large Telescope) с использованием сверхточного спектрографа UVES. И буквально первый же полученный спектр, -- это была звезда 12-й звездной величины CS 31082-001, -- принес неожиданные результаты. Оказалось, что несмотря на крайне низкое содержание обычных тяжелых элементов, самые тяжелые изотопы -- из числа тех, что образуются только во время вспышек сверхновых -- содержатся в этой звезде в весьма заметном количестве. Их всего на порядок меньше, чем на Солнце. Такой аномальный изотопный состав сделал эти старейшие в Галактике звезды еще более интересным объектом исследования.

Обычно слабые линии сверхтяжелых элементов не удается обнаружить в звездных спектрах. Они полностью затмеваются гораздо более сильными линиями обычных тяжелых элементов и молекул. Однако на CS 31082-001 тяжелых элементов практически нет, и ее спектр содержит столько линий редких сверхтяжелых элементов, сколько астрономам не доводилось видеть раньше. Например, в нем обнаружено 14 линий тория, тогда как обычно удается различить только одну, редко две. Отчетливо видна и линия однократно ионизированного урана с длиной волны 385,96 нм в ближнем ультрафиолетовом участке спектра.

Детальный анализ с привлечением моделей атмосферы звезды и теоретическим расчетом спектров показал, что все стабильные сверхтяжелые элементы имеют на CS 31082-001 такую же относительную распространенность, как и на Солнце, а их общее количество составляет 12% от солнечного. При этом содержание ²³²Th составляет 9%, а ²³⁸U -- 6% от того количества, которое обнаруживается на Солнце.

Естественно предположить, что относительная нехватка урана и тория объясняется большим возрастом вещества звезды CS 31082-001 по сравнению с веществом Солнца. Это соображение позволяет вычислить, насколько CS 31082-001 старше Солнца. Фактически в звезде фиксируется изотопный состав, имевшийся межзвездной среде на момент, когда звезда образовалась. Затем доля стабильных элементов в дальнейшем не меняется, а радиоактивные постепенно распадаются. В звезде, которая образовалась раньше, к нашему времени распадется больший процент урана, чем в веществе Солнца. Таким образом, зная, что доля урана CS 31082-001 по отношению к другим сверхтяжелым элементам вдвое ниже, чем на Солнце, можно определить, на сколько эта звезда старше Солнца.

Тут, правда, нужно принять во внимание тот факт, что радиоактивные изотопы солнечного вещества накапливались на протяжении всего времени от образования Галактики до рождения Солнца, и часть из них успела распасться, будучи еще в межзвездной среде. Так что для точного расчета нужна модель, описывающая как накапливались сверхтяжелые элементы в Галактике. Если считать, что накопление шло равномерно, то можно вычислить, что CS 31082-001 образовалась спустя 330 млн лет от начала накопления тяжелых элементов, а Солнце родилось спустя еще 5,1 млрд лет. Возраст Солнца и Солнечной системы известен с точностью не хуже 500--700 млн лет. Он составляет примерно 5--5,2 млрд лет и определяется методами геохронологии на основе все тех же урановых часов. Складывая, получаем возраст Галактики около 10,5 млрд лет.

Эта оценка заметно меньше общепринятых. Однако она получена в предположении равномерного темпа производства сверхтяжелых элементов. Однако большинство теоретических моделей предсказывают, что этот тем был довольно высоким в первые 1--2 млрд лет после образования Галактики и затем замедлился. С учетом таких моделей возраст Галактики получается несколько больше -- примерно 12,1 млрд лет, а рождения Солнца произошло спустя 7,5 млрд лет после образования Галактики.

В пресс-релизе Европейской южной обсерватории авторы исследования пишут, что их измерения пока позволяют с высокой степенью достоверности ограничить возраст Галактики значениями 11--16 млрд лет, причем наиболее вероятным значением является 12,5 млрд лет.

Конечно, точность оценки пока невелика -- погрешность составляет около 25%. Важно, однако, отметить, что лишь в малой части эта неопределенность связана с погрешностями измерений спектров на VLT. Благодаря относительно высокой скорости распада ²³⁸U спектральные измерения дают разброс в оценках не более чем на 1,5 млрд лет. Основная же часть погрешности связана с неточным знанием ряда атомных и ядерных свойств тяжелых элементов, в первую очередь урана. Над их уточнением уже началась работа в ядерных лабораториях Франции и Швеции. И, наконец, еще один источник погрешности -- это различия в теоретических моделях производства и накопления тяжелых элементов в Галактике.

Подведем итоги. Впервые удалось определить содержание урана в другой звезде и сопоставить его с данными о Солнце. В результате астрономы получили новую оценку возраста Галактики. Он составляет примерно 12--12,5 млрд лет. Причем эта оценка слабо зависит от наших представлений об эволюции звезд, лежащей в основе прежних оценок.

Значение возраста Галактики также позволяет оценить снизу и возраст всей нашей Вселенной, который должен быть не меньше, чем 12,5--13 млрд лет. Такая оценка не противоречит известным ранее данным.

Астрономы уже готовятся к изучению других звезд, подобных CS 31082-001. Хотя их должно быть немного, однако измерение линий урана в большем числе спектров позволит подтвердить, что эти звезды действительно являются ровесниками Млечного Пути.

[ESO, 07.02.2001, частная переписка с авторами]

И в заключение, как обычно, ссылка на интересный сайт.

Все цвета радуги

Загляните на страницу Multiwavelength Milky Way -- не пожалеете. Нашу галактику тут можно рассмотреть во всех диапазона электромагнитного спектра:

• радио-обзор на частоте 408 МГц;
• радио-обзор на частоте атомарного водорода 1,4 ГГц;
• радио-обзор на частоте 2,4--2,7 ГГц;
• микроволновый обзор молекулярного водорода (по линиям CO) на частоте 115 ГГц;
• инфракрасный обзор на частотах 3,0x10³--25x10³ ГГц;
• обзор в ближнем инфракрасном диапазоне на частотах 86x10³--240x10³ ГГц;
• оптический обзор на частоте 460x10³ ГГц;
• рентгеновский обзор на частотах 60--360x10³ ГГц;
• гамма-обзор на частотах свыше 2,4x10¹³ ГГц.

Пожалуй, это уникальный в своем роде проект. Нет ни одного другого объекта, пожалуй, нет столь исчерпывающего обзора. Ну, разве что для Солнца. На сайте можно скачать заказать плакат, на котором представлены все изображения Млечного Пути. Но, как известно, перевести оплату за рубеж -- дело непростое, а для личных и образовательных целей можно просто скачать файл с этим плакатом (1.1 Мбайт, 2048х1356) и распечатать для себя на цветном принтере.