Виды звёзд во вселенной

классификация

Существует несколько классификаций переменных звезд, многие из которых основаны на определении амплитуды, периодичности и формы кривой блеска

Кроме того, во внимание принимаются спектральные свойства и, в зависимости от типа, поведение в случае вспышек. Группы из Общего каталога переменных звезд (GCVS) перечислены ниже

AAVSO Variable Star Index (VSX) содержит те же группировки, но делит некоторые подгруппы ( «звезды») классы по- разному.

Положение некоторых классов переменных на диаграмме Герцшпрунга-Рассела

С Gaia DR3 ожидается, что в 2021 году появится новый каталог со значительно большим количеством переменных звезд.

Переменная покрытия

Анимация затменной двойной звезды с полученной кривой блеска.

Затменные звезды можно наблюдать, когда компоненты двойной звездной системы проходят друг мимо друга с точки зрения Земли и, таким образом, покрывают друг друга. Когда звезда накрыта, яркость обоих звездных дисков больше не видна с Земли, и мы наблюдаем минимум. Звезды, меняющие затмения, вероятно, были известны как изменчивые с древних времен, самое позднее с 17 века. Самый известный пример — звезда Алгол — ее именем названа подгруппа звезд Алгола . Звезды , в которых экзопланета была Обнаруженная с помощью метода транзита , также включены в переменных затменном.

Вращательно переменный

Вращательно- переменные звезды — это звезды, которые меняют свою яркость в процессе вращения. Это происходит либо потому, что они эллипсоидально деформированы как компоненты тесных двойных звезд, либо потому, что они демонстрируют неоднородное распределение яркости на поверхности звезды. Неравномерное распределение яркости может быть вызвано солнечными пятнами или тепловыми или химическими неоднородностями, вызванными магнитным полем, которое не совпадает с осью вращения . Пульсары , среди прочих, считаются звездами переменного вращения .

Переменная пульсации

Кривая блеска дельты цефеид Цефеи

Пульсирующие переменные показывают периодическое сжатие или расширение своей поверхности. Радиальные или нерадиальные колебания приводят к изменению светимости из-за изменения радиуса, формы звезды и / или . Существует ряд различных типов вариаторов пульсации. Некоторые из них играют важную роль в измерении космических расстояний из -за зависимости периода от светимости и их высокой абсолютной яркости . К ним, в частности, относятся цефеиды и звезды RR Лиры . Многие звезды с переменной пульсацией являются звездами- гигантами, поэтому относительно обычные звезды Миры также принадлежат к этой группе. Многие звезды с пульсационной переменной располагаются на диаграмме Герцшпрунга-Рассела вблизи полосы неустойчивости .

Катаклизм Мутабельный

Схематическое изображение катаклизмической системы

Катаклизмические переменные — это звезды со вспышками яркости, причина которых кроется в термоядерных реакциях на поверхности или внутри звезды. Вспышки также могут иметь свою причину в аккреционном диске . Большинство катаклизмических переменных представляют собой белый карлик, который получает вещество от спутника через аккреционный диск. Это определение катаклизмических переменных отличается от того, что обычно используется в литературе. Астрономические события, такие как новые и сверхновые, также считаются катаклизмическими переменными .

Эруптивный изменчивый

Впечатление художника от Flarestar EV Lacertae

Изменения яркости эруптивных переменных основаны на вспышках, извержениях оболочки или массовых выбросах в виде звездных ветров и / или взаимодействии с межзвездной средой . Эруптивные переменные звезды включают светящуюся синюю переменную (LBV) , молодые звезды Т-Тельца и вспыхивающие звезды . Многие красные карлики, такие как Проксима Центавра , также являются вспыхивающими звездами.

Рентгеновские двойные звезды

Снимок художника рентгеновской двойной звезды Лебедь X-1

Рентгеновские двойные звезды — это двойные звездные системы, излучающие рентгеновские лучи. Компактный партнер получает материю от другой звезды путем аккреции . В результате рентгеновские двойные звезды напоминают катаклизмические переменные.

Пульсирующие переменные

К числу переменных звезд со строгой периодичностью принадлежат прежде всего цефеиды. Они получили это название потому, что первой среди звёзд этого типа была открыта δ Цефея. Эта классическая цефеида меняет свою светимость с периодом 5,37 суток, а амплитуда изменения светимости примерно одна звёздная величина (рис. 5.23). Как правило, у цефеид эта амплитуда не превышает 1,5 звёздной величины, зато периоды изменения светимости весьма различны: от десятков минут до нескольких десятков суток, причём этот период у них долгие годы сохраняется постоянным.

Изучение спектров цефеид показало, что изменение светимости сопровождается изменениями температуры и лучевой скорости (рис. 5.24). Эти данные показывают, что причиной всему является пульсация наружных слоёв звезды. Они периодически то расширяются, то сжимаются. При сжатии звезда нагревается и становится ярче, при расширении её светимость уменьшается. По сути дела, цефеида — это природная автоколебательная система, «сферический маятник», который имеет собственную частоту (период)колебаний.

Ещё в начале XX в. было замечено: чем ярче цефеида, тем продолжительнее период изменения её светимости. Зависимость «период — светимость», существующая у цефеид (рис. 5.25), используется для определения расстояний в астрономии. Получив из наблюдений период изменения светимости цефеиды, можно узнать её светимость, вычислить абсолютную звездную величину М, а сравнив ее с видимои звездной величиной m, вычислить расстояние до звезды по формуле:

lg D = 0,2(m — M) + l.

Звёзды, пульсация которых происходит с периодом, большим, чем у цефеид, называются долгопериодическими.

Период изменения светимости у них не выдерживается так строго, как у цефеид, и составляет в среднем от нескольких месяцев до полутора лет, а светимость меняется очень значительно — на несколько звёздных величин. Эти звёзды типа Миры (о Кита) являются красными гигантами с весьма протяженной и холодной атмосферой.

У некоторых звезд, светимость которых долгое время оставалась практически постоянной, она вдруг неожиданно падает, а через некоторое время опять восстанавливается на прежнем уровне (рис. 5.26). Поскольку в атмосферах таких звёзд наблюдается повышенное содержание углерода, принято считать, что причиной уменьшения светимости является образование гигантских облаков сажи, поглощающих свет.

Характеристики

Кривые блеска четырех переменных Мира в галактике Центавр A

Длиннопериодические переменные — это пульсирующие холодные гиганты или сверхгиганты , переменные звезды с периодами от примерно сотни дней, или всего несколько дней для OSARG, до более тысячи дней. В некоторых случаях вариации слишком плохо определены для определения периода, хотя вопрос о том, действительно ли они непериодичны, остается открытым.

LPVs имеют спектральный класс F и redwards, но большинство из них спектрального класса М, S или С . Многие из самых красных звезд на небе, такие как Y CVn , V Aql и VX Sgr, являются LPV.

Большинство LPV, включая все переменные Миры, представляют собой термопульсирующие асимптотические звезды ветви гигантов со светимостью, в несколько тысяч раз превышающей солнечную. Некоторые полурегулярные и нерегулярные переменные представляют собой менее светящиеся звезды-гиганты, в то время как другие — более светящиеся сверхгиганты, включая некоторые из крупнейших известных звезд, такие как VY CMa .

Затменно-переменные звезды

Угасания звезды Алголь (Ветта Персея) были замечены еще в древности, а объяснены в 1783 году Джоном Гудрайком. Примерно каждые 69 часов звезда на 10 часов меркнет — это видно невооруженным глазом. Поэтому Алголь — в таблице переменных звезд в Практикуме № 40. За «подмигиванием» звезды скрывается тесная пара «вальсирующих» Алголя, в которой одна периодически заслоняет другую. Конечно, мы наблюдаем затмения в этой паре только потому, что обе звезды и Земля находятся примерно на одной прямой (отклонение меньше 8°). И это значит, что вообще-то в паре Алголя затмения не полные: как Луна на нашем небе иногда частично заслоняет Солнце, так и здесь одна звезда частично заслоняет другую — частные затмения. При этом общий свет двух звезд пары гаснет на 1,З m. Если бы плоскость орбиты звезд наклонилась к линии «звезда-Земля» на 27°, то затмения нами не наблюдались бы, и Алголь не считался бы переменной звездой. А если бы угол сократился до 3°, затмения стали бы полными, и тогда мы увидели бы гораздо более глубокие угасания Алголя — более чем на З m (т. е. на полчаса Алголь становился бы не виден глазу). По старинным летописям астрономы выяснили, что такое бывало. Как медленно покачивается из стороны в сторону ось быстро вращающегося волчка, так и плоскость орбиты Алголя поворачивается с периодом около 20 ООО лет. В начале нашей эры Алголь не был переменной звездой. Вот почему его «подмигивания», хорошо заметные глазу, не упоминают древние астрономы Гиппарх и Птолемей, хотя они изучили небо при составлении своих звездных каталогов. С 161 по 1482 год нашей эры затмения были, как и сейчас, частичными. А в 1482-1768 годах — полными

Что и привлекло внимание Джона Гудрайка и других астрономов XVIII века. Частичные затмения продолжатся до 3044 года

Система обозначений переменных звёзд

Основная статья: Обозначения переменных звёзд

Современная система обозначений переменных звёзд является развитием системы, предложенной Фридрихом Аргеландером в середине XIX века. Аргеландер в 1850 г. предложил именовать те переменные звезды, которые не получили ещё своего обозначения, буквами от R до Z в порядке обнаружения в каждом созвездии. Например, R Hydrae — первая по времени открытия переменная звезда в созвездии Гидра, S Hydrae — вторая и т. д. Таким образом, было зарезервировано по 9 обозначений переменных на каждое созвездие, то есть 792 звезды. Во времена Аргеландера такой запас казался вполне достаточным. Однако, уже к 1881 году лимит 9 звёзд на созвездие был превзойдён, и Э. Хартвиг предложил дополнить номенклатуру двухбуквенными обозначениями по следующему принципу:

Например RR Lyr. Впрочем, в скором времени и эта система исчерпала в ряде созвездий все возможные варианты. Тогда астрономы ввели дополнительные двубуквенные обозначения:

Из двубуквенных комбинаций исключена буква J дабы не путать её с I в рукописном написании. Лишь только после того, как двубуквенная система обозначений полностью себя исчерпала решено было использовать простую нумерацию звёзд с указанием созвездия, начиная с номера 335, например V335 Sgr. Эта система используется по сей день. Больше всего переменных звёзд обнаружено в созвездии Стрельца. Примечательно, что последнее место в классификации Аргеландера было занято в 1989 году звездой Z Резца.

Белые карлики

Белые карлики – это полностью проэволюционировавшие звезды, представляют собой ядра звёзд, потерявших свою внешнюю оболочку, из-за своего же расширения.

Эти звёзды обладают малыми размерами (где-то в 100 раз меньше чем Солнце) и светимостью (в 10 000 раз меньше Солнца). При таких малых размерах они обладают массой примерно равной массе нашего светила. Объясняется это большой плотностью их вещества (105-109 г/см3).

Такая плотность приводит к тому, что белые карлики – это «сгустки» электронно-ядерной плазмы, и напрочь лишены своего источника энергии. Они светят за счет исчерпания своего же запаса тепла.

6.3.2. Физические переменные звезды window.top.document.title = «6.3.2. Физические переменные звезды»;

Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m, и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 3 331,6 суток.

Рисунок 6.3.2.1.Полоса нестабильности на диаграмме Герцшпрунга – Рассела

В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска η Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность звезды δ Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звезды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T… или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.

Модель 6.3. Цефеиды

Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру – на определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что периодически изменяются лучевые скорости: вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа спектров цефеид на основе эффекта Доплера. Таким образом, периодически изменяется радиус цефеиды. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость.

Рисунок 6.3.2.2.Зависимость среднего блеска цефеид в Магеллановых Облаках от периода переменности

Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды, тем большее период изменения ее блеска. Поскольку все звезды ММО удалены от нас на примерно одинаковое расстояние, то видимая звездная величина m цефеид отражает ее светимость L. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик. Так, к 1999 году по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10 %.

В 60-е годы советский астроном Юрий Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда.

Звезды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск. У большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, а амплитуды блеска составляют в среднем около одной звездной величины. Это звезды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.

Особая группа переменных – молодые звезды типа T Тельца, впервые открытые Отто Васильевичем Струве в XIX веке. Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.

R Северной Короны и похожие на нее звезды ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

Звезды типа R Северной Короны производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. В таблице приведены наиболее известные переменные звезды

В наблюдении переменных звезд посильную помощь могут оказать и любители астрономии

В таблице приведены наиболее известные переменные звезды. В наблюдении переменных звезд посильную помощь могут оказать и любители астрономии.

Затменные звезды

Затменные звезды — это один из наиболее известных классов переменных звезд.

Представьте себе две звезды, которые обращаются вокруг общего центра масс и которые расположены относительно земного наблюдателя таким образом, что один из компонентов подобной двойной системы то закрывает от нас другой, то, наоборот, прячется за него (плоскость орбиты двойной системы параллельна лучу зрения).

Из-за большого расстояния мы, находясь на Земле, видим невооруженным глазом двойную звезду (если она вообще видна невооруженным глазом) как обычную одиночную. Только с помощью крупных телескопов можно разделить компоненты звездных пар, да и то далеко не всех.

Когда компоненты пары занимают такое положение, что ни один из них не закрывает другого, то их блеск складывается, и мы наблюдаем максимум блеска двойной системы. В моменты же затмений до нас доходит свет лишь от одного компонента, и блеск звездной пары уменьшается.

Затменно-переменная звезда

Возможно и другое расположение звездной пары, при котором одна звезда периодически перекрывает другую не полностью, а лишь частично, то есть происходит частное затмение.

Нередко встречаются двойные системы, в которых одна звезда светит ярче другой. Поэтому повторяющиеся ослабления блеска у таких затменных переменных звезд неодинаковы. Когда слабая звезда перекрывает яркую (так называемое главное затмение), наблюдается минимум блеска, более глубокий, чем в противоположном случае. Типичным представителем таких затменных звезд является звезда Алголь в созвездии Персея.

Если построить график изменения блеска подобной звездной пары, отложив на одной оси время либо в часах, либо в сутках, либо в долях периода обращения данной звездной пары, а на другой — звездные величины, то кривая изменения блеска за каждый период обращения будет иметь два минимума — один глубокий, другой незначительный.

В случае частных затмений оба минимума на графике «острые»: как только уменьшение блеска прекращается, сразу начинается его возрастание.

При полных затмениях характер минимумов несколько иной: фаза минимального блеска приобретает определенную протяженность во времени, зависящую от длительности полной фазы затмения.

Таким образом, по форме кривой изменения блеска можно судить о некоторых свойствах той или иной двойной системы, в частности о том, как она ориентирована в пространстве по отношению к земному наблюдателю.

Возможен и случай, когда компоненты двойной системы обладают неправильной формой, отличающейся от шаровой, — например, вытянуты навстречу друг другу в результате взаимного притяжения. У такой системы кривая изменения блеска на участках максимумов имеет заметно округлую форму. Характерным представителем подобного типа затменных переменных звезд является звезда бета Лиры.

Есть и еще один тип: системы, похожие на бету Лиры, но имеющие короткие периоды обращения и одинаковые минимумы блеска. К этому типу двойных звезд относится звезда дубль-вэ Большой Медведицы.

Изучение кривых изменения блеска затменных переменных звезд в сочетании с результатами, полученными с помощью других методов астрономических наблюдений, позволяет судить о размерах, массах и плотностях вещества компонентов двойных систем.

Большинство затменных переменных звезд образуют тесные двойные системы, то есть такие пары, у которых поперечники звезд сравнимы с расстоянием между их центрами.

Значение для астрономии[ | ]

Из-за известной и повторяемой связи между периодом и светимостью цефеиды используются в качестве стандартных свеч в астрономии. С их помощью можно находить расстояния в диапазоне от 100 до 20 Мпк, для большей части которого измерения расстояний методом параллаксов дают очень низкую точность. Таким образом, цефеиды важны для определения расстояний до далёких объектов и установления шкалы расстояний в астрономии.

В 1916–1918 годах, на основании работ Генриетты Ливитт и Эйнара Герцшпрунга, Харлоу Шепли впервые использовал цефеиды в качестве стандартных свеч. Уточнив соотношение светимости и периода, он оценил расстояния до ближайших шаровых скоплений; затем, последовательно используя другие критерии, он определил расстояния (порядка сотен тысяч световых лет) до более далёких скоплений, выяснил размеры Млечного Пути и определил, что Солнце находится на краю Галактики. В 1925–1926 годах Эдвин Хаббл обнаружил несколько цефеид в галактике Андромеды и вычислил расстояние до них, тем самым впервые доказав существование объектов вне нашей Галактики. В дальнейшем по результатам наблюдений движения цефеид была определена форма спиральных рукавов Млечного Пути и скорость вращения объектов в нём. При этом большинство цефеид имеют очень высокие светимости, поэтому легко доступны для наблюдения те, что расположены в соседних галактиках, и благодаря этому цефеиды используют для нахождения расстояний до других галактик, что позволяет определить постоянную Хаббла, и до ещё более ярких объектов — сверхновых. Ускоренное расширение Вселенной также было открыто благодаря цефеидам: оказалось, что фотометрически определённые расстояния до самых дальних галактик не соответствуют скоростям их удаления.

Данные о цефеидах и их точность очень важны: например, ошибка в определении абсолютной светимости цефеид на 1m приводит к ошибке в определении расстояний в 1,58 раз, и такая же ошибка будет в значении постоянной Хаббла, определяемой по расстоянию до цефеид. Точное определение зависимости период — светимость затрудняется тем, что на эту зависимость влияют, например, металличность звезды и её текущее положение на полосе нестабильности, и, в частности, по этой причине оценки постоянной Хаббла варьируются от 60 до 80 км·с−1·Мпк−1.

Некоторые факты

Впервые переменные звезды были открыты в 1638 году. Именно тогда Иоганн Хольвард обнаружил, что Омикрон Кита, звезда Мира, пульсирует с периодичностью 11 месяцев. Правда, изначально её считали новой.Сейчас же известно более 50 000 светил переменного типа. Причем большая часть располагается в нашей галактике.

Так как подобные объекты можно наблюдать даже невооружённым глазом, то они вызывают интерес не только у опытных астрономов, но и у обычных любителей. Более того, любой может открыть новое, еще не известное науке светило. В любом случае, наблюдать красочные звёздные вспышки интересно и увлекательно.

Переменная звезда Мира

Безусловно, изучение и исследование переменных звезд различного типа имеют важное значение для понимания их эволюции и устройства нашей Вселенной. Стоит отметить, что такие космические объекты в определённые моменты находятся в неустойчивом состоянии

Вдобавок, как уже было сказано, происходящие с ними процессы хорошо заметные и наблюдаются без труда.

Сегодня мы узнали какие звезды называют переменными, чем они отличаются от других и какие бывают. Надеюсь, вам было интересно!

Внешние переменные звезды

К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в системе Земля-Луна. Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.

Схема затмения у бинарной звезды

Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.

Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.

В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций

Подготовка к визуальным наблюдениям переменных звёзд

Прежде, чем приступать к наблюдениям переменных звёзд, нужно проделать определённую подготовительную работу. Рассмотрим её по этапам:

• Выбрать переменную звезду. Она должна быть хорошо видима, поэтому для наблюдений без инструментов должна иметь яркость в минимуме до +5.5m. Если есть бинокль, можно заняться более слабыми звёздами – до 7-8m. Телескоп еще больше расширяет возможности выбора.
• Выбрать поблизости пару звёзд, которые не сильно отличаются по яркости от переменной – это будут звёзды сравнения. Одна должна быть немного ярче, другая – немного слабее. Они должны быть видны в поле зрения бинокля или телескопа вместе с переменной. Цвет их тоже должен быть по возможности схожим, чтобы он не вносил лишних ошибок.
• Нужно зарисовать или напечатать на принтере расположение переменной звезды и её окрестностей, а также выбранных звёзд сравнения, чтобы легко найти их на небе.

Вот и всё, что понадобится. Хотя нужен еще блокнот или тетрадь, куда будут записываться результаты наблюдений, и часы, так как нужно отмечать точное время.

Выбор звёзд сравнения для цефеиды Дельта Цефея.

Выбрать звёзды сравнения можно, воспользовавшись атласом или любой программой-планетарием, например, Stellarium. Атлас не покажет точный блеск звёзд, поэтому он полезен только для ориентирования. Можно поискать в Интернете список звёзд сравнения для самых известных переменных звёзд, а для многих слабых найдётся и подробная карта окрестностей.

Похожие записи:

Огненные знаки зодиака: овен, лев, стрелец Гороскоп на сегодня для девушки знака рыбы Ломоносов, михаил васильевич Быстрый полет Значения символов во время гадания на кофейной гуще Рыцарь мечей — значение карты таро