Kas nemėgsta naktį grožėtis gražiausiu žvaigždėto dangaus vaizdu, žiūrėti į tūkstančius ryškių ir ne tokių ryškių žvaigždžių. Mūsų straipsnis jums pasakys, kodėl žvaigždės šviečia.

Žvaigždės yra kosminiai objektai, išskiriantys milžinišką šilumos energijos kiekį. Tokį didelį šilumos energijos išsiskyrimą, žinoma, lydi stipri šviesos spinduliuotė. Galime stebėti mus pasiekusią šviesą.

Žvelgdami į žvaigždėtą dangų galite pastebėti, kad dauguma žvaigždžių yra skirtingos. Vienos žvaigždės spindi buvusia šlove, kitos – mėlyna šviesa. Taip pat yra žvaigždžių, kurios šviečia oranžine spalva. Žvaigždės yra dideli labai karštų dujų rutuliai. Kadangi jie šildomi skirtingai, jie turi skirtingas švytėjimo spalvas. Taigi, karščiausi šviečia mėlyna šviesa. Žvaigždės, kurios yra šiek tiek vėsesnės, yra baltos. Net vėsesnės žvaigždės šviečia geltonai. Tada yra „oranžinės“ ir „raudonos“ žvaigždės.

Mums atrodo, kad žvaigždės mirga nestabilia šviesa, o planetos šviečia nemirksiančia ir lygia šviesa. Tiesą sakant, tai netiesa. Žvaigždės nemirksi, bet mums taip atrodo, nes žvaigždžių šviesa prasiskverbia pro mūsų žemės atmosferos storį. Dėl to šviesos spindulys, įveikęs atstumą nuo pačios žvaigždės iki mūsų planetos paviršiaus, patiria daugybę lūžių, pokyčių ir daug daugiau.

Mūsų Saulė taip pat yra žvaigždė, nors ir nėra labai didelė ir ryški. Lyginant su kitomis žvaigždėmis, Saulė pagal minėtus parametrus užima vidutinę padėtį. Daugybė milijonų žvaigždžių yra daug mažesnės už mūsų Saulę, o kitos žvaigždės yra daug kartų didesnės už ją.

Bet kodėl žvaigždės šviečia naktį? Iš tiesų žvaigždės šviečia ne tik naktį, bet ir dieną. Tačiau dienos metu jos mums nematomos dėl Saulės, kuri savo spinduliais ryškiai apšviečia visą mūsų planetos paviršių, o kosmosas ir žvaigždės yra paslėpti nuo mūsų žvilgsnio. Vakare, saulei nusileidus, ši uždanga atsidaro, ir mes galime matyti žvaigždes iki ryto, kol vėl patekės Saulė.

Dabar jūs žinote, kodėl žvaigždės šviečia!

KITA

Vakaro danguje grožėdamiesi ryškiausia žvaigžde dažnai nesusimąstome, kad tai ne žvaigždė, o planeta. Taip tiksliai -…

Gražios žvaigždės naktiniame danguje! Taip malonu į juos žiūrėti ir svajoti, palinkėti krentančia žvaigžde... Bet...

Spalva yra bene lengviausiai išmatuojama žvaigždžių charakteristika. Tai netgi gali būti apibrėžta „...

Dangaus kūnų klasifikacija yra labai plati. Mes kiekvieną dieną stebime Saulę ir ne visi žino, kad tai tik vardas...

Žvelgdami į naktinį dangų, matome daug spindinčių žvaigždžių. Visi vaikai mano, kad žvaigždės yra mažos ir netgi gali...

Sunku patikėti, bet tos žvaigždės, kurios naktį šviečia iš dangaus, ir Saulė, kuri mus apšviečia dieną, yra vienas ir tas pats...

Kiekvienas iš mūsų bent kartą grožėjomės nuostabiu naktiniu dangumi, nusėtu daugybe žvaigždžių. Ar kada nors susimąstėte apie…

Žvaigždės yra dangaus kūnai, kurie yra karšti dujų rutuliai. Nuo seniausių laikų jie traukė dėmesį...

Kaip žinote, žvaigždėtas dangus, kaip ir Žemės rutulys, sutartinai yra padalintas į du pusrutulius: šiaurinį ir pietinį. Ir kiekviename pusrutulyje...

Kaip vadinamos žvaigždės Kiekvienas iš mūsų bent kartą grožėjosi žvaigždėtu dangumi? Apie žvaigždes sklando daugybė legendų...

Ji vienija romantikus ir filosofus, medžiotojus ir keliautojus. Kai kuriuos traukia jo grožis ir ryškumas,...

Norėdami atsakyti į klausimą, kuriame žvaigždyne yra Saulė, pirmiausia turite išsiaiškinti, ką tiksliai reiškia...

Galbūt visi žino apie kitų planetų ir žvaigždžių egzistavimą, tačiau jų vieta mūsų planetai toli gražu nėra aiški...

Kad būtų lengviau orientuotis, astronomai dangaus sferą įprastai padalijo į žvaigždynus – ryškių žvaigždžių grupes, kurios...

Kartais naktį galite pamatyti iš dangaus krentančią žvaigždę. Sakoma, kad jei matai krentančią žvaigždę, reikia greitai...

Siųsti savo gerą darbą žinių bazėje yra paprasta. Naudokite žemiau esančią formą

Studentai, magistrantai, jaunieji mokslininkai, kurie naudojasi žinių baze savo studijose ir darbe, bus jums labai dėkingi.

Paskelbta http://allbest.ru

Kodėl žvaigždės šviečia

ĮVADAS

astronomijos žvaigždžių visata

Iki mūsų amžiaus pradžios ištirtos Visatos ribos taip išsiplėtė, kad apėmė galaktiką. Daugelis, jei ne visi, tada manė, kad ši didžiulė žvaigždžių sistema yra visa Visata kaip visuma.

Tačiau 20-aisiais buvo pastatyti nauji dideli teleskopai ir astronomams atsivėrė visiškai netikėti horizontai. Paaiškėjo, kad už Galaktikos ribų pasaulis nesibaigia. Milijardai žvaigždžių sistemų, galaktikų, panašių į mūsiškę ir nuo jos kitokių, šen bei ten išsibarsčiusios Visatos platybėse.

Galaktikų nuotraukos, padarytos naudojant didžiausius teleskopus, stebina grožiu ir formų įvairove: tai galingi žvaigždžių debesų sūkuriai ir taisyklingi rutuliukai, o kitos žvaigždžių sistemos visiškai neatskleidžia jokių apibrėžtų formų, jos yra nuskurusios ir beformės. . Visus šiuos galaktikų tipus – spiralines, elipsines, netaisyklingas – pavadintas pagal jų atsiradimą nuotraukose, mūsų amžiaus 20-30-aisiais atrado amerikiečių astronomas E. Hablas.

Jei galėtume matyti savo Galaktiką iš toli, ji mums atrodytų visiškai kitokia nei pavaizduota scheminiame brėžinyje. Nematytume nei disko, nei aureolės, nei, žinoma, karūnos. Iš didelių atstumų būtų matomos tik ryškiausios žvaigždės. Ir visi jie, kaip paaiškėjo, yra surinkti plačiomis juostelėmis, kurios tęsiasi lankais nuo centrinės Galaktikos srities. Ryškiausios žvaigždės formuoja jo spiralinį raštą. Tik šis raštas būtų matomas iš toli. Mūsų galaktika nuotraukoje, kurią padarė astronomas iš kurio nors žvaigždžių pasaulio, atrodytų labai panašiai į Andromedos ūką.

Pastaraisiais metais atlikti tyrimai parodė, kad daugelis didelių spiralinių galaktikų, tokių kaip mūsų galaktika, turi išplėstas ir masyvias nematomas vainikas. Tai labai svarbu: galų gale, jei taip, tai reiškia, kad apskritai beveik visa Visatos masė (ar bet kuriuo atveju didžioji jos dalis) yra paslaptinga, nematoma, bet gravituojanti paslėpta masė.

Daugelis, o gal ir beveik visos galaktikų yra surinktos į įvairias grupes, kurios vadinamos grupėmis, spiečiais ir superspiečiais, priklausomai nuo to, kiek jų yra. Grupėje gali būti tik trys ar keturios galaktikų, bet superspiečius gali turėti iki tūkstančio ar net keliasdešimt tūkstančių. Mūsų galaktika, Andromedos ūkas ir daugiau nei tūkstantis panašių objektų yra įtraukti į vadinamąjį vietinį superspiečius. Jis neturi aiškiai apibrėžtos formos.

Dangaus kūnai nuolat juda ir keičiasi. Kada ir kaip tiksliai jie įvyko, mokslas siekia išsiaiškinti tyrinėdamas dangaus kūnus ir jų sistemas. Astronomijos šaka, nagrinėjanti dangaus kūnų kilmę ir evoliuciją, vadinama kosmogonija.

Šiuolaikinės mokslinės kosmogoninės hipotezės yra daugelio stebėjimų duomenų fizinio, matematinio ir filosofinio apibendrinimo rezultatas. Šiai erai būdingos kosmogoninės hipotezės iš esmės atspindi bendrą gamtos mokslų išsivystymo lygį. Tolesnė mokslo raida, kuri būtinai apima astronominius stebėjimus, šias hipotezes patvirtina arba paneigia.

Šiame dokumente nagrinėjamos šios problemos:

· Pateikiama visatos sandara, apibūdinami pagrindiniai jos elementai;

· Pateikiami pagrindiniai informacijos apie kosminius objektus gavimo būdai;

· Apibrėžiama žvaigždės samprata, jos charakteristikos ir raida

· Pateikiami pagrindiniai žvaigždžių energijos šaltiniai

· Pateikiamas arčiausiai mūsų planetos esančios žvaigždės – Saulės – aprašymas

1. ISTORINĖ SAMPRATO APIE VISATĄ RAIDA

Netgi civilizacijos aušroje, kai smalsus žmogaus protas pakrypo į transcendentines aukštumas, didieji filosofai suprato savo idėją apie Visatą kaip apie kažką begalinio.

Senovės graikų filosofas Anaksimandras (VI a. pr. Kr.) pristatė tam tikros vienos begalybės idėją, kuri neturėjo jokių įprastų stebėjimų ir savybių. Elementai pirmiausia buvo laikomi pusiau materialiomis, pusiau dieviškomis, dvasingomis medžiagomis. Taigi, jis pasakė, kad egzistencijos pradžia ir elementas yra Begalybė, pirmasis duodantis pavadinimą pradžiai. Be to, jis kalbėjo apie amžinojo judėjimo egzistavimą, kuriame atsiranda dangaus kilmė. Žemė plūduriuoja ore, niekuo nepalaikoma, bet lieka vietoje dėl vienodo atstumo nuo visur. Jo forma išlenkta, suapvalinta, panaši į akmeninės kolonos atkarpą. Mes einame palei vieną iš jo plokštumų, o kita yra priešingoje pusėje. Žvaigždės simbolizuoja ugnies ratą, atskirtą nuo pasaulinės ugnies ir apsuptą oro. Bet oro apvalkale yra angos, kažkokios vamzdžio formos, tai yra siauros ir ilgos skylės, iš kurių žemyn matosi žvaigždės. Dėl to, kai šios ventiliacijos angos yra užblokuotos, įvyksta užtemimas. Mėnulis atrodo pilnas arba netekęs, priklausomai nuo skylių uždarymo ir atsivėrimo. Saulės apskritimas yra 27 kartus didesnis už Žemės ir 19 kartų didesnis už Mėnulio, o saulė yra aukščiausias, o už jo - mėnulis, o fiksuotų žvaigždžių ir planetų apskritimai yra žemiausi -V a. pr. Kr.) teigė, kad Žemė buvo sferinė po Kr.). Heraklidas iš Ponto (V-IV a. pr. Kr.) taip pat tvirtino, kad jis sukosi aplink savo ašį ir perdavė graikams dar senesnę egiptiečių mintį, kad pati saulė gali būti kai kurių planetų (Veneros, Merkurijaus) sukimosi centras. ).

Prancūzų filosofas ir mokslininkas, fizikas, matematikas, fiziologas Rene Descartes (1596-1650) sukūrė teoriją apie Visatos evoliucinį sūkurio modelį, pagrįstą heliocentralizmu. Savo modelyje jis atsižvelgė į dangaus kūnus ir jų sistemas. Už XVII a jo idėja buvo neįprastai drąsi.

Pasak Dekarto, visi dangaus kūnai susidarė dėl sūkurių judėjimų, atsiradusių pasaulio medžiagoje, kuri iš pradžių buvo vienalytė. Lygiai identiškos medžiagos dalelės, nuolat judėdamos ir sąveikaudamos, pakeitė savo formą ir dydį, o tai lėmė mūsų stebimą turtingą gamtos įvairovę.

Didysis vokiečių mokslininkas ir filosofas Immanuelis Kantas (1724-1804) sukūrė pirmąją universalią besivystančios Visatos sampratą, praturtinusią jos tolygios sandaros vaizdą ir vaizduojantį Visatą kaip begalinę ypatinga prasme.

Jis pagrindė tokios Visatos atsiradimo galimybes ir reikšmingą tikimybę vien veikiant mechaninėms traukos ir atstūmimo jėgoms ir bandė išsiaiškinti tolesnį šios Visatos likimą visais jos masto lygmenimis - nuo planetų sistemos iki pasaulio. ūkas.

Einšteinas savo reliatyvumo teorija sukėlė radikalią mokslinę revoliuciją. Einšteino specialioji arba dalinė reliatyvumo teorija buvo Galilėjaus mechanikos ir Maxwello Lorentzo elektrodinamikos apibendrinimo rezultatas.

Jame aprašomi visų fizinių procesų dėsniai, kurių greitis artimas šviesos greičiui. Pirmą kartą iš esmės naujas kosmologines bendrosios reliatyvumo teorijos pasekmes atskleidė iškilus sovietų matematikas ir fizikas teoretikas Aleksandras Fridmanas (1888-1925). Koncertavęs 1922-24 m. jis kritikavo Einšteino išvadas, kad Visata yra baigtinė ir suformuota kaip keturių dimensijų cilindras. Einšteinas padarė savo išvadą remdamasis prielaida, kad Visata yra stacionari, tačiau Friedmanas parodė savo pradinio postulato nepagrįstumą.

Friedmanas pateikė du Visatos modelius. Netrukus šie modeliai rado stebėtinai tikslų patvirtinimą tiesioginiuose tolimų galaktikų judėjimo stebėjimuose dėl „raudonojo poslinkio“ efekto jų spektruose. 1929 m. Hablas atrado nuostabų modelį, pavadintą „Hablo dėsniu“ arba „raudonojo poslinkio dėsniu“: galaktikų linijos pasislinko raudonai, o poslinkis didėja, kuo toliau nuo galaktikos.

2. STEBĖJIMO ASTRONOMIJOS PRIEMONĖS

Teleskopai

Pagrindinis astronomijos instrumentas yra teleskopas. Teleskopas su įgaubtu veidrodiniu lęšiu vadinamas reflektoriumi, o teleskopas su lęšiu – refraktoriumi.

Teleskopo paskirtis – surinkti daugiau šviesos iš dangaus šaltinių ir padidinti matymo kampą, iš kurio matomas dangaus objektas.

Šviesos kiekis, patenkantis į teleskopą iš stebimo objekto, yra proporcingas objektyvo plotui. Kuo didesnis teleskopo objektyvas, tuo silpniau šviečiantys objektai matomi pro jį.

Teleskopo objektyvu sukuriamo vaizdo mastelis yra proporcingas objektyvo židinio nuotoliui, t.y. atstumui nuo šviesą renkančio objektyvo iki plokštumos, kurioje gaunamas šviestuvo vaizdas. Dangaus objekto vaizdą galima fotografuoti arba žiūrėti per okuliarą.

Teleskopas padidina tariamus Saulės, Mėnulio, planetų ir jų detalių kampinius dydžius bei kampinius atstumus tarp žvaigždžių, tačiau žvaigždės net ir labai stipriame teleskope dėl savo didžiulio atstumo matomos tik kaip šviečiantys taškai. .

Refraktoriuje pro lęšį praeinantys spinduliai lūžta, suformuojant objekto vaizdą židinio plokštumoje . Atšvaite spinduliai iš įgaubto veidrodžio atsispindi ir tada taip pat surenkami židinio plokštumoje. Gamindami teleskopo objektyvą, jie stengiasi sumažinti visus neišvengiamai objektų vaizdo iškraipymus. Paprastas objektyvas labai iškraipo ir nuspalvina vaizdo kraštus. Siekiant sumažinti šiuos trūkumus, lęšiai gaminami iš kelių skirtingų paviršiaus išlinkimų lęšių ir iš skirtingų stiklo tipų. Siekiant sumažinti iškraipymą, įgaubto stiklo veidrodžio paviršiams suteikiama ne sferinė, o kiek kitokia (parabolinė) forma.

Sovietinis optikas D.D. Maksutovas sukūrė teleskopo sistemą, vadinamą menisku. Jis sujungia refraktoriaus ir reflektoriaus privalumus. Vienas iš mokyklinių teleskopų modelių yra pagrįstas šia sistema. Yra ir kitų teleskopinių sistemų.

Teleskopas sukuria apverstą vaizdą, tačiau tai neturi reikšmės stebint kosminius objektus.

Stebint per teleskopą, retai naudojamas padidinimas, viršijantis 500 kartų. To priežastis – oro srovės, sukeliančios vaizdo iškraipymus, kurie labiau pastebimi, kuo didesnis teleskopo padidinimas.

Didžiausias refraktorius turi apie 1 m skersmens lęšį Didžiausias pasaulyje reflektorius, kurio įgaubto veidrodžio skersmuo yra 6 m, buvo pagamintas SSRS ir sumontuotas Kaukazo kalnuose. Tai leidžia fotografuoti 107 kartus blankesnes žvaigždes nei matomas plika akimi.

Spektrinis sertifikatas

Iki XX amžiaus vidurio. Mes skolingi savo žinias apie Visatą beveik vien tik paslaptingiems šviesos spinduliams. Šviesos bangai, kaip ir bet kuriai kitai bangai, būdingas dažnis x ir bangos ilgis l. Tarp šių fizinių parametrų yra paprastas ryšys:

čia c yra šviesos greitis vakuume (tuštuma). O fotonų energija proporcinga spinduliavimo dažniui.

Gamtoje šviesos bangos geriausiai sklinda Visatos platybėse, nes jų kelyje yra mažiausiai trukdžių. O žmogus, apsiginklavęs optiniais instrumentais, išmoko skaityti paslaptingus šviesos raštus. Specialiu instrumentu – spektroskopu, pritaikytu teleskopui, astronomai pradėjo nustatyti žvaigždžių temperatūrą, ryškumą ir dydį; jų greitis, cheminė sudėtis ir net procesai, vykstantys tolimų žvaigždžių gelmėse.

Izaokas Niutonas atrado, kad baltą saulės šviesą sudaro visų vaivorykštės spalvų spindulių mišinys. Pereinant iš oro į stiklą, spalvoti spinduliai lūžta skirtingais laipsniais. Todėl jei siauro saulės spindulio kelyje statoma trikampė prizmė, tai spinduliui išėjus iš prizmės, ekrane atsiranda vaivorykštės juostelė, kuri vadinama spektru.

Spekte yra svarbiausia informacija apie šviesą skleidžiantį dangaus kūną. Neperdėdami galime teigti, kad astrofizikos sėkmę pirmiausia lemia spektrinė analizė. Spektrinė analizė šiais laikais yra pagrindinis dangaus kūnų fizinės prigimties tyrimo metodas.

Kiekvienos dujos, kiekvienas cheminis elementas sukuria savo unikalias spektro linijas. Jie gali būti panašios spalvos, bet būtinai skiriasi vienas nuo kito savo vieta spektrinėje juostoje. Žodžiu, cheminio elemento spektras yra jo unikalus „pasas“. O patyrusiam spektroskopuotojui tereikia pažvelgti į spalvotų linijų rinkinį, kad nustatytų, kuri medžiaga skleidžia šviesą. Vadinasi, norint nustatyti šviečiančio kūno cheminę sudėtį, nereikia jo paimti ir atlikti tiesioginius laboratorinius tyrimus. Atstumai čia, net ir kosminiai atstumai, taip pat netrukdo. Tik svarbu, kad tiriamas kūnas būtų raudonai įkaitęs – jis ryškiai šviečia ir sukuria spektrą. Tyrinėdamas Saulės ar kitos žvaigždės spektrą, astronomas susiduria su tamsiomis linijomis, vadinamosiomis sugerties linijomis. Absorbcijos linijos tiksliai sutampa su tam tikrų dujų emisijos linijomis. Dėl šios priežasties Saulės ir žvaigždžių cheminę sudėtį galima tirti pagal absorbcijos spektrus. Matuojant skleidžiamą ar sugertą energiją atskirose spektro linijose, galima atlikti kiekybinę dangaus kūnų cheminę analizę, tai yra sužinoti apie įvairių cheminių elementų procentinį kiekį. Taigi buvo nustatyta, kad žvaigždžių atmosferoje vyrauja vandenilis ir helis.

Labai svarbi žvaigždės savybė yra jos temperatūra. Iš pradžių dangaus kūno temperatūrą galima spręsti pagal jo spalvą. Spektroskopija leidžia labai tiksliai nustatyti žvaigždžių paviršiaus temperatūrą.

Daugumos žvaigždžių paviršinio sluoksnio temperatūra svyruoja nuo 3000 iki 25000 K.

Spektrinės analizės galimybės beveik neišsemiamos! Jis įtikinamai parodė, kad Žemės, Saulės ir žvaigždžių cheminė sudėtis yra vienoda. Tiesa, ant atskirų dangaus kūnų kai kurių cheminių elementų gali būti daugiau ar mažiau, tačiau niekur nebuvo aptikta kokios nors ypatingos „nežemiškos medžiagos“. Dangaus kūnų cheminės sudėties panašumas yra svarbus Visatos materialios vienybės patvirtinimas.

Astrofizika, didelė šiuolaikinės astronomijos katedra, tiria dangaus kūnų ir tarpžvaigždinės terpės fizines savybes ir cheminę sudėtį. Ji kuria teorijas apie dangaus kūnų sandarą ir juose vykstančius procesus. Vienas iš svarbiausių šiandienos astrofizikos uždavinių – išsiaiškinti vidinę Saulės ir žvaigždžių sandarą bei jų energijos šaltinius, nustatyti jų atsiradimo ir vystymosi procesą. O visą turtingą informaciją, kuri mus pasiekia iš Visatos gelmių, esame skolingi tolimų pasaulių pasiuntiniams – šviesos spinduliams.

Kas stebėjo žvaigždėtą dangų, žino, kad žvaigždynai savo formos nekeičia. Ursa Major ir Ursa Minor atrodo kaip kaušas, Cygnus žvaigždynas yra kryžiaus formos, o zodiako Liūto žvaigždynas primena trapeciją. Tačiau įspūdis, kad žvaigždės nejuda, yra apgaulingas. Jis sukurtas tik todėl, kad dangaus žiburiai yra labai toli nuo mūsų ir net po daugelio šimtų metų žmogaus akis nepastebi jų judėjimo. Šiuo metu astronomai matuoja tinkamą žvaigždžių judėjimą naudodami žvaigždėto dangaus nuotraukas, darytas kas 20, 30 ar daugiau metų.

Tinkamas žvaigždžių judėjimas yra kampas, kuriuo žvaigždė per vienerius metus juda dangumi. Jei matuojamas ir atstumas iki šios žvaigždės, tada galima apskaičiuoti jos pačios greitį, t.y. tą dangaus kūno greičio dalį, kuri yra statmena regėjimo linijai, būtent „stebėtojo-žvaigždės“ kryptimi. Tačiau norint gauti visą žvaigždės greitį erdvėje, taip pat būtina žinoti greitį, nukreiptą išilgai regėjimo linijos – į stebėtoją arba nuo jo.

1 pav. Žvaigždės, esančios žinomu atstumu iki jos, erdvinio greičio nustatymas

Radialinį žvaigždės greitį galima nustatyti pagal absorbcijos linijų vietą jos spektre. Kaip žinoma, visos judančio šviesos šaltinio spektro linijos pasislenka proporcingai jo judėjimo greičiui. Žvaigždei, skrendančiai link mūsų, šviesos bangos sutrumpėja, o spektro linijos pasislenka violetinio spektro galo link. Kai žvaigždė tolsta nuo mūsų, šviesos bangos ilgėja, o linijos pasislenka link raudonojo spektro galo. Tokiu būdu astronomai nustato žvaigždės judėjimo greitį išilgai regėjimo linijos. Ir kai žinomi abu greičiai (vidinis ir radialinis), nėra sunku pasinaudoti Pitagoro teorema, norint apskaičiuoti bendrą žvaigždės erdvinį greitį Saulės atžvilgiu.

Paaiškėjo, kad žvaigždžių greičiai yra skirtingi ir, kaip taisyklė, siekia kelias dešimtis kilometrų per sekundę.

Ištyrę tinkamą žvaigždžių judėjimą, astronomai galėjo įsivaizduoti žvaigždėto dangaus (žvaigždynų) atsiradimą tolimoje praeityje ir tolimoje ateityje. Garsusis „Big Dipper“ „kibiras“ po 100 tūkstančių metų pavirs, pavyzdžiui, „geležimi su nulaužta rankena“.

Radijo bangos ir radijo teleskopai

Dar visai neseniai dangaus kūnai buvo tiriami beveik vien tik matomuose spektro spinduliuose. Tačiau gamtoje yra ir nematomų elektromagnetinių spindulių. Jų nesuvokia net galingiausi optiniai teleskopai, nors jų diapazonas daug kartų platesnis nei matoma spektro sritis. Taigi, už violetinio spektro galo yra nematomi ultravioletiniai spinduliai, kurie aktyviai veikia fotografinę plokštę, todėl ji tamsėja. Už jų yra rentgeno spinduliai ir, galiausiai, trumpiausio bangos ilgio gama spinduliai.

Iš kosmoso pas mus ateinančiai radijo spinduliuotei užfiksuoti naudojami specialūs radiofiziniai instrumentai – radijo teleskopai. Radijo teleskopo veikimo principas yra toks pat kaip ir optinio teleskopo: jis renka elektromagnetinę energiją. Tik vietoj lęšių ar veidrodžių radijo teleskopuose naudojamos antenos. Labai dažnai radijo teleskopo antena yra sukonstruota kaip didžiulis parabolinis dubuo, kartais kietas, o kartais grotelės. Jo atspindintis metalinis paviršius sutelkia stebimo objekto radijo spinduliuotę į mažą priimančiosios antenos tiektuvą, kuris yra paraboloido židinyje. Dėl to švitintuve atsiranda silpnos kintamos srovės. Elektros srovės bangolaidžiais perduodamos į labai jautrų radijo imtuvą, suderintą pagal radijo teleskopo veikimo bangos ilgį. Čia jie sustiprinami, o prijungus garsiakalbį prie imtuvo, galima klausytis „žvaigždžių balsų“. Tačiau žvaigždžių balsai neturi jokio muzikalumo. Tai visai ne ausį užburiančios „kosminės melodijos“, o traškantis šnypštimas ar veriantis švilpimas... Todėl prie radijo teleskopo imtuvo dažniausiai tvirtinamas specialus įrašymo įrenginys. O dabar ant judančios juostos diktofonas nubrėžia tam tikro bangos ilgio įvesties radijo signalo intensyvumo kreivę. Vadinasi, radijo astronomai žvaigždžių ošimo „negirdi“, o „mato“ ant grafinio popieriaus.

Kaip žinia, optiniu teleskopu iš karto stebime viską, kas patenka į jo regėjimo lauką.

Su radijo teleskopu situacija yra sudėtingesnė. Yra tik vienas priėmimo elementas (tiektuvas), todėl vaizdas statomas eilutė po eilutės – nuosekliai perduodant radijo šaltinį per antenos spindulį, tai yra, panašiai kaip televizoriaus ekrane.

Vyno dėsnis

Vyno dėsnis- priklausomybė, kuri lemia bangos ilgį, kai energiją skleidžia absoliučiai juodas kūnas. Jį sukūrė vokiečių fizikas ir Nobelio premijos laureatas Wilhelmas Wienas 1893 m.

Wieno dėsnis: bangos ilgis, kuriam esant juodas kūnas skleidžia didžiausią energijos kiekį, yra atvirkščiai proporcingas to kūno temperatūrai.

Visiškai juodas kūnas yra paviršius, kuris visiškai sugeria ant jo patenkančią spinduliuotę. Absoliučiai juodo kūno samprata yra grynai teorinė: iš tikrųjų objektų su tokiu idealiu paviršiumi, kuris visiškai sugeria visas bangas, neegzistuoja.

3. MODERNIOS SĄVOKOS APIE MATOMOSIOS VISATOS STRUKTŪRĄ, PAGRINDINIUS ELEMENTUS IR JŲ SISTEMAVIMĄ

Jei apibūdinsime Visatos sandarą, kokia dabar atrodo mokslininkams, gautume tokias hierarchines kopėčias. Yra planetų – dangaus kūnų, besisukančių orbita aplink žvaigždę ar jos likučius, pakankamai masyvių, kad jų pačių gravitacijos įtakoje suapvalėtų, bet nepakankamai masyvių, kad inicijuotų termobranduolinę reakciją, kurios yra „pririštos“ prie konkrečios žvaigždės. yra jos gravitacinio poveikio zonoje. Taigi Žemė ir kelios kitos planetos su savo palydovais yra žvaigždės, vadinamos Saule, gravitacinio poveikio zonoje, juda aplink ją savo orbitomis ir taip formuoja Saulės sistemą. Panašios žvaigždžių sistemos, esančių netoliese didžiuliu skaičiumi, sudaro galaktiką - sudėtingą sistemą su savo centru. Beje, dėl galaktikų centro kol kas nėra sutarimo, kas jie yra – buvo teigiama, kad galaktikų centre yra juodųjų skylių.

Galaktikos savo ruožtu sudaro tam tikrą grandinę, sukurdamos savotišką tinklelį. Šio tinklelio ląstelės yra sukurtos iš galaktikų grandinių ir centrinių „tuštumų“, kuriose galaktikų visiškai nėra arba jų yra labai mažai. Didžiąją Visatos dalį užima vakuumas, tačiau tai nereiškia absoliučios šios erdvės tuštumos: vakuume taip pat yra atskirų atomų, yra fotonų (reliktinė spinduliuotė), dalelės ir antidalelės taip pat pasirodo kaip kvantinių reiškinių rezultatas. Matoma Visatos dalis, tai yra ta jos dalis, kuri yra prieinama žmonijos tyrinėjimui, pasižymi vienalytiškumu ir pastovumu ta prasme, kad, kaip įprasta manyti, šioje dalyje veikia tie patys dėsniai. Ar situacija yra tokia pati ir kitose Visatos dalyse, negalima nustatyti.

Be planetų ir žvaigždžių, Visatos elementai yra tokie dangaus kūnai kaip kometos, asteroidai ir meteoritai.

Kometa yra mažas dangaus kūnas, besisukantis aplink Saulę kūginiu ruožu, kurio orbita yra labai išplėsta. Kai kometa artėja prie Saulės, ji sudaro komą, o kartais ir dujų bei dulkių uodegą.

Tradiciškai kometą galima suskirstyti į tris dalis – branduolį, komą ir uodegą. Viskas kometose yra absoliučiai šalta, o jų švytėjimas yra tik saulės šviesos atspindys dulkėse ir ultravioletinių spindulių jonizuotų dujų švytėjimas.

Šerdis yra sunkiausia šio dangaus kūno dalis. Jame sutelkta didžioji kometos dalis. Kometos branduolio sudėtį gana sunku tiksliai ištirti, nes teleskopui pasiekiamu atstumu ji nuolat yra apsupta dujų mantija. Šiuo atžvilgiu amerikiečių astronomo Whipple'o teorija buvo priimta kaip teorijos apie kometos branduolio sudėtį pagrindas.

Pagal jo teoriją, kometos branduolys yra sušalusių dujų mišinys, susimaišęs su įvairiomis dulkėmis. Todėl, kai kometa artėja prie Saulės ir įkaista, dujos pradeda „tirpti“, sudarydamos uodegą.

Kometos uodega yra išraiškingiausia jos dalis. Jį sudaro kometa, artėjant prie Saulės. Uodega yra šviečianti juostelė, kuri tęsiasi nuo šerdies priešinga Saulei kryptimi, „pučiama“ saulės vėjo.

Koma yra puodelio formos, lengvas, miglotas apvalkalas, supantis šerdį, susidedantis iš dujų ir dulkių. Paprastai tęsiasi nuo 100 tūkstančių iki 1,4 milijono kilometrų nuo branduolio. Lengvas spaudimas gali deformuoti komą, ištempti ją prieš saulę nukreipta kryptimi. Kometa kartu su branduoliu sudaro kometos galvą.

Asteroidai yra dangaus kūnai, kurie dažniausiai yra netaisyklingos, panašios į uolą formos ir svyruoja nuo kelių metrų iki tūkstančio kilometrų. Asteroidai, kaip ir meteoritai, yra pagaminti iš metalų (daugiausia geležies ir nikelio) ir uolienų. Lotyniškai žodis asteroidas reiškia „kaip žvaigždė“. Asteroidai gavo šį pavadinimą dėl savo panašumo į žvaigždes, kai buvo stebimi naudojant ne itin galingus teleskopus.

Asteroidai gali susidurti vienas su kitu, su palydovais ir su didelėmis planetomis. Dėl asteroidų susidūrimo susidaro mažesni dangaus kūnai – meteoritai. Susidūrę su planeta ar palydovu, asteroidai palieka pėdsakus didžiulių, daugelio kilometrų ilgio kraterių pavidalu.

Visų be išimties asteroidų paviršius yra labai šaltas, nes jie patys yra kaip didelės uolos ir nekuria šilumos, o yra dideliais atstumais nuo saulės. Net jei asteroidas šildomas Saulės, jis pakankamai greitai išskiria šilumą.

Astronomai turi dvi populiariausias hipotezes dėl asteroidų kilmės. Pasak vieno iš jų, tai kadaise egzistavusių planetų, kurios buvo sunaikintos dėl susidūrimo ar sprogimo, fragmentai. Pagal kitą versiją asteroidai susidarė iš medžiagos, iš kurios susidarė Saulės sistemos planetos, liekanų.

Meteoritai- maži dangaus kūnų fragmentai, daugiausia sudaryti iš akmens ir geležies, krintantys į Žemės paviršių iš tarpplanetinės erdvės. Astronomams meteoritai yra tikras lobis: nedažnai jie sugeba nuodugniai ištirti erdvės gabalėlį laboratorinėmis sąlygomis. Dauguma ekspertų meteoritus laiko asteroidų fragmentais, kurie susidaro susidūrus kosminiams kūnams.

4. ŽVAIGŽDŽIŲ TEORIJA

Žvaigždė – masyvus, savo gravitacijos ir vidinio slėgio jėgų sulaikomas šviesą skleidžiantis dujų rutulys, kurio gelmėse vyksta (arba buvo anksčiau) termobranduolinės sintezės reakcijos.

Pagrindinės žvaigždžių savybės:

Šviesumas

Šviesumas nustatomas, jei žinomas regimasis dydis ir atstumas iki žvaigždės. Nors astronomija turi gana patikimus matomo dydžio nustatymo metodus, atstumą iki žvaigždžių nustatyti nėra taip paprasta. Santykinai arti esančių žvaigždžių atstumas nustatomas trigonometriniu metodu, žinomu nuo praėjusio amžiaus pradžios, kurio metu matuojami nereikšmingi žvaigždžių kampiniai poslinkiai, kai jos stebimos iš skirtingų Žemės orbitos taškų, ty skirtinguose. metų laikai. Šis metodas yra gana tikslus ir gana patikimas. Tačiau daugumai kitų tolimesnių žvaigždžių jis nebetinka: žvaigždžių pozicijų poslinkiai turi būti matuojami per maži – mažiau nei viena šimtoji lanko sekundės dalis. Į pagalbą ateina kiti metodai, daug mažiau tikslūs, bet vis dėlto gana patikimi. Daugeliu atvejų absoliutus žvaigždžių dydis gali būti nustatytas tiesiogiai, nematuojant atstumo iki jų, remiantis kai kuriomis pastebėtomis jų spinduliavimo ypatybėmis.

Žvaigždės labai skiriasi savo šviesumu. Yra baltų ir mėlynų supermilžinių žvaigždžių (nors jų palyginti nedaug), kurių šviesumas dešimtis ir net šimtus tūkstančių kartų viršija Saulės šviesumą. Tačiau dauguma žvaigždžių yra „nykštukės“, kurių šviesumas yra daug mažesnis nei Saulės, dažnai tūkstančius kartų. Šviesumo charakteristika yra vadinamasis žvaigždės „absoliutus dydis“. Tariamas žvaigždės dydis priklauso, viena vertus, nuo jos šviesumo ir spalvos, kita vertus, nuo atstumo iki jos. Didelio šviesumo žvaigždės turi neigiamas absoliučias vertes, pavyzdžiui -4, -6. Mažo šviesumo žvaigždėms būdingos didelės teigiamos reikšmės, pavyzdžiui, +8, +10.

Žvaigždžių cheminė sudėtis

Išorinių žvaigždės sluoksnių, iš kurių „tiesiogiai“ pas mus patenka jų spinduliuotė, cheminei sudėčiai būdingas visiškas vandenilio vyravimas. Helis yra antroje vietoje, o kitų elementų gausa palyginti nedidelė. Maždaug kiekviename 10 000 vandenilio atomų yra tūkstantis helio atomų, apie dešimt deguonies atomų, šiek tiek mažiau anglies ir azoto ir tik vienas geležies atomas. Kitų elementų gausa yra visiškai nereikšminga.

Galima sakyti, kad išoriniai žvaigždžių sluoksniai yra milžiniškos vandenilio-helio plazmos su nedideliu sunkesnių elementų mišiniu.

Nors žvaigždžių cheminė sudėtis, iš pirmo žvilgsnio, yra ta pati, vis dar yra žvaigždžių, kurios šiuo atžvilgiu turi tam tikrų savybių. Pavyzdžiui, yra žvaigždė, kurioje yra neįprastai daug anglies, arba objektai, kuriuose yra neįprastai daug retųjų žemių. Jei didžioji dauguma žvaigždžių turi visiškai nereikšmingą ličio kiekį (maždaug 10 11 iš vandenilio), tai kartais pasitaiko „unikalių“, kur šio reto elemento yra gana gausu.

Žvaigždžių spektrai

Žvaigždžių spektrų tyrimas suteikia išskirtinai turtingos informacijos. Dabar priimta vadinamoji Harvardo spektrinė klasifikacija. Jame yra dešimt klasių, žymimų lotyniškomis raidėmis: O, B, A, F, G, K, M. Esama žvaigždžių spektrų klasifikavimo sistema yra tokia tiksli, kad leidžia nustatyti spektrą dešimtosios tikslumu. klasė. Pavyzdžiui, dalis žvaigždžių spektrų sekos tarp B ir A klasių žymima B0, B1 ... B9, A0 ir pan. Žvaigždžių spektras, iš pradžių apytiksliai, yra panašus į spinduliuojančio „juodo“ kūno spektrą, kurio temperatūra yra T. Šios temperatūros sklandžiai kinta nuo 40-50 tūkst. kelvinų O spektrinės klasės žvaigždėms iki 3000 kelvinų žvaigždžių spektrinė klasė M. Pagal tai pagrindinė O ir B spektrinių klasių žvaigždžių spinduliuotės dalis patenka į ultravioletinę spektro dalį, nepasiekiamą stebėti nuo žemės paviršiaus.

Kitas būdingas žvaigždžių spektrų bruožas yra daugybė įvairiems elementams priklausančių absorbcijos linijų. Tiksli šių linijų analizė suteikė ypač vertingos informacijos apie išorinių žvaigždžių sluoksnių prigimtį. Spektrų skirtumai pirmiausia paaiškinami išorinių žvaigždės sluoksnių temperatūrų skirtumais. Dėl šios priežasties skirtingų žvaigždžių išorinių sluoksnių elementų jonizacijos ir sužadinimo būsenos labai skiriasi, todėl spektrai labai skiriasi.

Temperatūra

Temperatūra lemia žvaigždės spalvą ir jos spektrą. Taigi, pavyzdžiui, jei žvaigždžių sluoksnių paviršiaus temperatūra yra 3-4 tūkst. K., tada jo spalva rausva, 6-7 tūkst.K. gelsva. Labai karštos žvaigždės, kurių temperatūra aukštesnė nei 10-12 tūkst. K., yra baltos arba melsvos spalvos. Astronomijoje yra visiškai objektyvūs žvaigždžių spalvos matavimo metodai. Pastarasis nustatomas pagal vadinamąjį „spalvų indeksą“, lygų skirtumui tarp fotografinių ir vaizdinių verčių. Kiekviena spalvų indekso reikšmė atitinka tam tikro tipo spektrą.

Šaltų raudonųjų žvaigždžių spektrams būdingos neutralių metalų atomų sugerties linijos ir kai kurių paprastų junginių juostos (pavyzdžiui, CN, SP, H20 ir kt.). Didėjant paviršiaus temperatūrai, žvaigždžių spektruose išnyksta molekulinės juostos, susilpnėja daugybė neutralių atomų linijų, taip pat neutralaus helio linijų. Paties spektro išvaizda radikaliai keičiasi. Pavyzdžiui, karštose žvaigždėse, kurių paviršiaus temperatūra viršija 20 tūkstančių K, vyrauja neutralaus ir jonizuoto helio linijos, o ultravioletinėje dalyje ištisinis spektras yra labai intensyvus. Žvaigždės, kurių paviršiaus temperatūra yra apie 10 tūkstančių K, turi intensyviausias vandenilio linijas, o žvaigždės, kurių temperatūra yra apie 6 tūkst. K, turi jonizuoto kalcio linijas, esančias ant matomos ir ultravioletinės spektro dalių ribos.

Žvaigždžių masė

Astronomija neturėjo ir šiuo metu neturi metodo, leidžiančio tiesiogiai ir nepriklausomai nustatyti izoliuotos žvaigždės masę (tai yra, neįtrauktą į kelias sistemas). Ir tai yra labai rimtas mūsų mokslo apie Visatą trūkumas. Jei toks metodas egzistuotų, mūsų žinių pažanga būtų daug spartesnė. Žvaigždžių masės skiriasi gana siaurose ribose. Yra labai mažai žvaigždžių, kurių masė yra 10 kartų didesnė arba mažesnė už Saulės masę. Esant tokiai situacijai, astronomai tyliai pripažįsta, kad vienodo šviesumo ir spalvos žvaigždės turi vienodą masę. Jie apibrėžiami tik dvejetainėms sistemoms. Teiginys, kad viena žvaigždė, turinti tokį patį šviesumą ir spalvą, turi tokią pat masę kaip jos „sesė“ dvejetainėje sistemoje, visada turėtų būti vertinamas atsargiai.

Manoma, kad objektai, kurių masė mažesnė nei 0,02 M, nebėra žvaigždės. Jie neturi vidinių energijos šaltinių, o jų šviesumas yra artimas nuliui. Paprastai šie objektai priskiriami planetoms. Didžiausios tiesiogiai išmatuotos masės neviršija 60 M.

ŽVAIGŽDŽIŲ KLASIFIKACIJA

Žvaigždžių klasifikacijos buvo pradėtos kurti iškart po to, kai buvo pradėti gauti jų spektrai. XX amžiaus pradžioje Hertzsprungas ir Russellas diagramoje nubraižė įvairias žvaigždes, ir paaiškėjo, kad dauguma jų buvo sugrupuotos pagal siaurą kreivę. Hertzsprung diagrama-parodo ryšį tarp žvaigždės absoliutaus dydžio, šviesumo, spektrinės klasės ir paviršiaus temperatūros. Šioje diagramoje esančios žvaigždės nėra atsitiktinai, bet sudaro aiškiai matomas sritis.

Diagrama leidžia rasti absoliučią vertę pagal spektrinę klasę. Ypač O--F spektrinėms klasėms. Vėlesnėse klasėse tai apsunkina būtinybė pasirinkti tarp milžino ir nykštuko. Tačiau tam tikri kai kurių linijų intensyvumo skirtumai leidžia drąsiai pasirinkti šį pasirinkimą.

Apie 90% žvaigždžių yra pagrindinėje sekoje. Jų šviesumas atsiranda dėl termobranduolinių reakcijų, paverčiančių vandenilį heliu. Taip pat yra keletas išsivysčiusių milžiniškų žvaigždžių šakų, kuriose dega helis ir sunkesni elementai. Diagramos apačioje kairėje yra visiškai išsivysčiusios baltosios nykštukės.

ŽVAIGŽDŽIŲ RŪŠYS

Milžinai- Žvaigždžių tipas, kurio spindulys yra žymiai didesnis ir šviesumas, nei pagrindinės sekos žvaigždės, kurių paviršiaus temperatūra yra tokia pati. Paprastai milžiniškų žvaigždžių spindulys yra nuo 10 iki 100 saulės spindulių, o šviesumas - nuo 10 iki 1000 saulės spindulių. Žvaigždės, kurių šviesumas didesnis nei milžinų, vadinamos supermilžinais ir hipergiantais. Karštos ir ryškios pagrindinės sekos žvaigždės taip pat gali būti priskirtos prie baltųjų milžinų. Be to, dėl didelio spindulio ir didelio šviesumo milžinai yra virš pagrindinės sekos.

Nykštukai- mažų žvaigždžių tipas nuo 1 iki 0,01 spindulio. Saulė ir mažas šviesumas nuo 1 iki 10-4 Saulės šviesumas, kurio masė yra nuo 1 iki 0,1 saulės masės.

· Baltasis nykštukas- išsivysčiusios žvaigždės, kurių masė neviršija 1,4 Saulės masės, neturinčios savo termobranduolinės energijos šaltinių. Tokių žvaigždžių skersmuo gali būti šimtus kartų mažesnis nei saulės, todėl tankis gali būti 1 000 000 kartų didesnis už vandens tankį.

· Raudonasis nykštukas- maža ir palyginti kieta pagrindinės sekos žvaigždė, kurios spektrinė klasė yra M arba viršutinė K. Jos gerokai skiriasi nuo kitų žvaigždžių. Raudonųjų nykštukų skersmuo ir masė neviršija trečdalio Saulės masės (apatinė masės riba – 0,08 saulės, o toliau – rudosios nykštukės).

· Rudasis nykštukas- subžvaigždiniai objektai, kurių masė svyruoja nuo 5 iki 75 Jupiterio masių (o skersmuo apytiksliai lygus Jupiterio skersmeniui), kurių gelmėse, skirtingai nuo pagrindinės sekos žvaigždžių, nevyksta termobranduolinės sintezės reakcija, vandenilį paverčiant helis.

· Subbrown nykštukai arba rudieji žemaūgiai-- šalti dariniai, kurių masė nesiekia rudųjų nykštukų ribos. Paprastai jie laikomi planetomis.

· Juodasis nykštukas- baltieji nykštukai, kurie atvėso ir dėl to neišspinduliuoja matomame diapazone. Reiškia paskutinį baltųjų nykštukų evoliucijos etapą. Juodųjų nykštukų, kaip ir baltųjų nykštukų, masė yra didesnė nei 1,4 Saulės masės.

Neutronų žvaigždė- žvaigždžių formacijos, kurių masė yra 1,5 saulės ir kurių dydis yra pastebimai mažesnis nei baltosios nykštukės, apie 10–20 km skersmens. Tokių žvaigždžių tankis gali siekti 1000 000 000 000 vandens tankių. Ir magnetinis laukas yra tiek pat kartų didesnis nei Žemės magnetinis laukas. Tokios žvaigždės daugiausia susideda iš neutronų, stipriai suspaustų gravitacinių jėgų. Dažnai tokios žvaigždės yra pulsarai.

Nauja žvaigždė- žvaigždės, kurių šviesumas staiga padidėja 10 000 kartų. Nova yra dvejetainė sistema, susidedanti iš baltosios nykštukės ir žvaigždės kompanionės, esančios pagrindinėje sekoje. Tokiose sistemose dujos iš žvaigždės palaipsniui teka į baltąją nykštukę ir ten periodiškai sprogsta, sukeldamos šviesumo pliūpsnį.

Supernova- tai žvaigždė, kuri baigia savo evoliuciją katastrofišku sprogstamuoju procesu. Blyksnis šiuo atveju gali būti keliomis eilėmis didesnis nei novos atveju. Toks galingas sprogimas yra procesų, vykstančių žvaigždėje paskutiniame evoliucijos etape, pasekmė.

Dviguba žvaigždė- tai dvi gravitaciniu būdu susietos žvaigždės, besisukančios aplink bendrą masės centrą. Kartais yra trijų ar daugiau žvaigždžių sistemos, šiuo bendru atveju sistema vadinama daugybe žvaigždžių. Tais atvejais, kai tokia žvaigždžių sistema nėra per toli nuo Žemės, atskiras žvaigždes galima atskirti per teleskopą. Jei atstumas reikšmingas, tuomet galima suprasti, kad astronomai dvigubą žvaigždę gali pamatyti tik pagal netiesioginius ženklus – ryškumo svyravimus, kuriuos sukelia periodiškai vienos žvaigždės užtemimai kitos ir kai kurios kitos.

Pulsarai- tai neutroninės žvaigždės, kurių magnetinis laukas yra linkęs į sukimosi ašį ir besisukdamos sukelia į Žemę patenkančios spinduliuotės moduliaciją.

Pirmasis pulsaras buvo atrastas naudojant Mallard Radio Astronomy Observatory radijo teleskopą. Kembridžo universitetas. Atradimą atliko magistrantė Jocelyn Bell 1967 m. birželio mėn., kai bangos ilgis buvo 3,5 m, tai yra 85,7 MHz. Šis pulsaras vadinamas PSR J1921+2153. Pulsaro stebėjimai buvo laikomi paslaptyje keletą mėnesių, o tada jis buvo pavadintas LGM-1, o tai reiškia „maži žalieji žmogeliukai“. To priežastis buvo radijo impulsai, kurie Žemę pasiekdavo reguliariais intervalais, todėl buvo manoma, kad šie radijo impulsai yra dirbtinės kilmės.

Jocelyn Bell buvo Hewish grupėje, jie rado dar 3 panašių signalų šaltinius, po kurių niekas neabejojo, kad signalai nėra dirbtinės kilmės. Iki 1968 metų pabaigos jau buvo atrasti 58 pulsarai. O 2008 metais jau buvo žinoma 1790 radijo pulsarų. Artimiausias mūsų Saulės sistemos pulsaras yra už 390 šviesmečių.

Kvazarai yra puikūs objektai, išskiriantys didžiausią energijos kiekį Visatoje. Būdami milžinišku atstumu nuo Žemės, jie demonstruoja didesnį ryškumą nei kosminiai kūnai, esantys 1000 kartų arčiau. Pagal šiuolaikinį apibrėžimą kvazaras yra aktyvus galaktikos branduolys, kuriame vyksta procesai, išskiriantys didžiulį energijos kiekį. Pats terminas reiškia „į žvaigždę panašus radijo šaltinis“. Pirmąjį kvazarą pastebėjo amerikiečių astronomai A. Sandage ir T. Matthews, kurie Kalifornijos observatorijoje stebėjo žvaigždes. 1963 metais M. Schmidtas, naudodamas reflektorinį teleskopą, kuris viename taške rinko elektromagnetinę spinduliuotę, aptiko stebimo objekto spektro nuokrypį link raudonos spalvos, kas lėmė, kad jo šaltinis tolsta nuo mūsų sistemos. Vėlesni tyrimai parodė, kad dangaus kūnas, užfiksuotas kaip 3C 273, yra 3 milijardų šviesmečių atstumu. metų ir tolsta milžinišku greičiu – 240 000 km/s. Maskvos mokslininkai Šarovas ir Efremovas ištyrė turimas ankstyvąsias objekto nuotraukas ir nustatė, kad jis ne kartą keitė savo ryškumą. Nereguliarūs ryškumo intensyvumo pokyčiai rodo mažą šaltinio dydį.

5. ŽVAIGŽDŽIŲ ENERGIJOS ŠALTINIAI

Per šimtą metų po to, kai 1842 m. R. Mayeris suformulavo energijos tvermės dėsnį, buvo išsakyta daug hipotezių apie žvaigždžių energijos šaltinių prigimtį, ypač buvo pasiūlyta hipotezė apie meteoroidų kritimą ant žvaigždės. , radioaktyvus elementų skilimas ir protonų bei elektronų anihiliacija. Tik gravitacinis suspaudimas ir termobranduolinė sintezė yra labai svarbūs.

Termobranduolinė sintezė žvaigždžių viduje

Iki 1939 m. buvo nustatyta, kad žvaigždžių energijos šaltinis yra termobranduolinė sintezė, vykstanti žvaigždžių žarnyne. Dauguma žvaigždžių spinduliuoja, nes jų šerdyje keturi protonai per tarpinius žingsnius susijungia į vieną alfa dalelę. Ši transformacija gali vykti dviem pagrindiniais būdais, vadinamais protono-protono arba p-p ciklu ir anglies-azoto arba CN ciklu. Mažos masės žvaigždėse energijos išsiskyrimą daugiausia užtikrina pirmasis ciklas, sunkiose žvaigždėse – antrasis. Branduolinės energijos tiekimas žvaigždėje yra ribotas ir nuolat išleidžiamas spinduliuotei. Pagrindiniai yra termobranduolinės sintezės procesas, išskiriantis energiją ir keičiantis žvaigždės medžiagos sudėtį, kartu su gravitacija, kuri linkusi žvaigždę suspausti ir taip pat išskiria energiją, ir spinduliuotė nuo paviršiaus, kuri išneša išlaisvintą energiją. žvaigždžių evoliucijos varomosios jėgos.

Hansas Albrechtas Bethe yra amerikiečių astrofizikas, 1967 m. laimėjęs Nobelio fizikos premiją. Pagrindiniai darbai skirti branduolinei fizikai ir astrofizikai. Būtent jis atrado termobranduolinių reakcijų protonų ir protonų ciklą (1938 m.) ir pasiūlė šešių pakopų anglies ir azoto ciklą, paaiškinantį termobranduolinių reakcijų masyviose žvaigždėse procesą, už kurį gavo Nobelio fizikos premiją už „indėlį branduolinių reakcijų teorija, ypač atradimams, susijusiems su žvaigždžių energijos šaltiniais.

Gravitacinis suspaudimas

Gravitacinis suspaudimas yra vidinis žvaigždės procesas, dėl kurio išsiskiria jos vidinė energija.

Tarkime, kad tam tikru momentu dėl žvaigždės aušinimo temperatūra jos centre šiek tiek sumažės. Slėgis centre taip pat sumažės ir nebekompensuos viršutinių sluoksnių svorio. Gravitacijos jėgos pradės spausti žvaigždę. Tokiu atveju sistemos potencinė energija sumažės (kadangi potenciali energija yra neigiama, jos modulis padidės), o vidinė energija, taigi ir temperatūra žvaigždės viduje, padidės. Tačiau tik pusė išlaisvintos potencialios energijos bus skirta temperatūrai didinti, kita pusė bus skirta žvaigždės spinduliuotei palaikyti.

6. ŽVAIGŽDŽIŲ EVOLIUCIJA

Žvaigždžių evoliucija astronomijoje yra pokyčių, kuriuos žvaigždė patiria per savo gyvenimą, ty per milijonus ar milijardus metų, kai ji skleis šviesą ir šilumą, seka. Per tokį milžinišką laikotarpį pokyčiai yra gana reikšmingi.

Pagrindinės žvaigždės evoliucijos fazės yra jos gimimas (žvaigždžių formavimasis), ilgas (dažniausiai stabilus) žvaigždės, kaip vientisos hidrodinaminės ir šiluminės pusiausvyros sistemos, egzistavimo laikotarpis ir galiausiai jos „mirties, " t.y. negrįžtamas disbalansas, vedantis į žvaigždės sunaikinimą arba jos katastrofišką susitraukimą. Žvaigždės evoliucijos eiga priklauso nuo jos masės ir pradinės cheminės sudėties, kuri, savo ruožtu, priklauso nuo žvaigždės susidarymo laiko ir jos padėties Galaktikoje formavimosi metu. Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo greitesnė jos raida ir trumpesnis jos „gyvenimas“.

Žvaigždė savo gyvenimą pradeda kaip šaltas, išretėjęs tarpžvaigždinių dujų debesis, suspaustas veikiant savo gravitacijai ir palaipsniui įgaunantis rutulio formą. Suspaudus, gravitacinė energija virsta šiluma, o objekto temperatūra pakyla. Kai temperatūra centre pasiekia 15-20 milijonų K, prasideda termobranduolinės reakcijos ir sustoja suspaudimas. Objektas tampa visaverte žvaigžde.

Po tam tikro laiko – nuo ​​milijono iki dešimčių milijardų metų (priklausomai nuo pradinės masės) – žvaigždė išeikvoja šerdies vandenilio išteklius. Didelėse ir karštose žvaigždėse tai vyksta daug greičiau nei mažose ir vėsesnėse. Dėl vandenilio atsargų išeikvojimo termobranduolinės reakcijos sustoja.

Be slėgio, susidariusio šių reakcijų metu ir subalansavusio vidinę gravitaciją žvaigždės kūne, žvaigždė vėl pradeda trauktis, kaip ir anksčiau susiformavimo metu. Temperatūra ir slėgis vėl pakyla, bet, skirtingai nei protožvaigždės stadijoje, į daug aukštesnį lygį. Žlugimas tęsiasi tol, kol maždaug 100 milijonų K temperatūroje prasideda termobranduolinės reakcijos, kuriose dalyvauja helis.

Termobranduolinis materijos „deginimas“, atnaujintas naujame lygyje, sukelia siaubingą žvaigždės išsiplėtimą. Žvaigždė „išsipučia“, tampa labai „laisva“, o jos dydis padidėja maždaug 100 kartų. Taigi žvaigždė tampa raudona milžine, o helio degimo fazė trunka apie kelis milijonus metų. Beveik visi raudonieji milžinai yra kintamos žvaigždės.

Nutrūkus termobranduolinėms reakcijoms jų šerdyje, jos, palaipsniui vėsdamos, ir toliau silpnai skleis elektromagnetinio spektro infraraudonųjų ir mikrobangų diapazonus.

SAULE

Saulė yra vienintelė Saulės sistemos žvaigždė, aplink ją juda visos sistemos planetos, taip pat jų palydovai ir kiti objektai, įskaitant kosmines dulkes.

Saulės charakteristikos

· Saulės masė: 2 1030 kg (332 946 Žemės masės)

Skersmuo: 1 392 000 km

· Spindulys: 696 000 km

Vidutinis tankis: 1 400 kg/m3

Ašies pasvirimas: 7,25° (ekliptikos plokštumos atžvilgiu)

Paviršiaus temperatūra: 5780 K

Temperatūra Saulės centre: 15 milijonų laipsnių

Spektrinė klasė: G2 V

Vidutinis atstumas nuo Žemės: 150 milijonų km

· Amžius: apie 5 milijardus metų

Rotacijos laikotarpis: 25 380 dienų

Šviesumas: 3,86 1026 W

· Tariamasis dydis: 26,75 m

Saulės struktūra

Pagal spektrinę klasifikaciją žvaigždė yra „geltonosios nykštukės“ tipas, apytikriais skaičiavimais, jos amžius yra kiek daugiau nei 4,5 milijardo metų, ji yra savo gyvenimo ciklo viduryje. Saulė, kurią sudaro 92% vandenilio ir 7% helio, turi labai sudėtingą struktūrą. Jos centre yra maždaug 150 000–175 000 km spindulio šerdis, o tai sudaro iki 25 % viso žvaigždės spindulio, jos centre temperatūra artėja prie 14 000 000 K. Šerdis sukasi aplink savo ašį dideliu greičiu; ir šis greitis gerokai viršija išorinių žvaigždės apvalkalų rodiklius. Čia vyksta helio susidarymo iš keturių protonų reakcija, dėl kurios per visus sluoksnius praeina didelis kiekis energijos, kuri iš fotosferos išsiskiria kinetinės energijos ir šviesos pavidalu. Virš šerdies yra spinduliuotės perdavimo zona, kurioje temperatūra svyruoja nuo 2 iki 7 mln. K. Po to seka maždaug 200 000 km storio konvekcinė zona, kurioje energijos perdavimui eina ne pakartotinė spinduliuotė, o plazma. maišymas. Sluoksnio paviršiuje temperatūra yra apytiksliai 5800 K. Saulės atmosferą sudaro fotosfera, sudaranti matomą žvaigždės paviršių, chromosfera, kurios storis apie 2000 km, ir vainikas, paskutinė išorinė. saulės apvalkalas, kurio temperatūra yra 1 000 000-20 000 000 K. Iš išorinės dalies Korona sukelia jonizuotų dalelių, vadinamų saulės vėju, išsiskyrimą.

Magnetiniai laukai vaidina svarbų vaidmenį vykstant Saulėje vykstantiems reiškiniams. Saulės materija visur yra įmagnetinta plazma. Kartais tam tikrose srityse magnetinio lauko stiprumas greitai ir stipriai didėja. Šį procesą lydi ištisas saulės aktyvumo reiškinių kompleksas įvairiuose Saulės atmosferos sluoksniuose. Tai apima dėmes ir dėmes fotosferoje, flokulus chromosferoje ir iškilimus vainikinėje dalyje. Įspūdingiausias reiškinys, apimantis visus Saulės atmosferos sluoksnius ir kilęs iš chromosferos, yra saulės blyksniai.

Stebėjimų metu mokslininkai nustatė, kad Saulė yra galingas radijo spinduliuotės šaltinis. Radijo bangos prasiskverbia į tarpplanetinę erdvę, kurias skleidžia chromosfera (centimetrinės bangos) ir korona (decimetrinės ir metro bangos).

Radijo spinduliuotę iš Saulės sudaro du komponentai – pastovus ir kintamasis (sprogimai, „triukšmo audros“). Stiprių saulės blyksnių metu radijo spinduliuotė iš Saulės padidėja tūkstančius ir net milijonus kartų, palyginti su radijo spinduliuote iš tylios Saulės. Ši radijo spinduliuotė nėra šiluminio pobūdžio.

Rentgeno spinduliai daugiausia gaunami iš viršutinių chromosferos ir vainiko sluoksnių. Ypač stipri spinduliuotė būna didžiausio saulės aktyvumo metais.

Saulė skleidžia ne tik šviesą, šilumą ir visas kitas elektromagnetinės spinduliuotės rūšis. Jis taip pat yra nuolatinio dalelių – kraujo kūnelių – srauto šaltinis. Neutrinai, elektronai, protonai, alfa dalelės ir sunkesni atomų branduoliai kartu sudaro Saulės korpuskulinę spinduliuotę. Nemažą šios spinduliuotės dalį sudaro daugiau ar mažiau nuolatinis plazmos nutekėjimas – saulės vėjas, kuris yra išorinių Saulės atmosferos sluoksnių – Saulės vainiko – tąsa. Šio nuolat pučiančio plazminio vėjo fone atskiri Saulės regionai yra labiau nukreiptų, sustiprintų, vadinamųjų korpuskulinių srautų šaltiniai. Labiausiai tikėtina, kad jie yra susiję su ypatingais Saulės vainiko regionais - vainikinėmis skylėmis, taip pat, galbūt, su ilgais aktyviais Saulės regionais. Galiausiai, galingiausi trumpalaikiai dalelių, daugiausia elektronų ir protonų, srautai yra susiję su saulės blyksniais. Dėl galingiausių blyksnių dalelės gali įgyti greitį, kuris yra pastebima šviesos greičio dalis. Tokios didelės energijos dalelės vadinamos saulės kosminiais spinduliais.

Saulės korpuskulinė spinduliuotė daro didelę įtaką Žemei ir pirmiausia jos viršutiniams atmosferos sluoksniams bei magnetiniam laukui, sukeldama daug įdomių geofizinių reiškinių.

Saulės evoliucija

Manoma, kad Saulė susiformavo maždaug prieš 4,5 milijardo metų, kai dėl greito molekulinio vandenilio debesies gravitacijos suspaudimo mūsų galaktikos regione susiformavo 1 tipo T Tauri populiacijos žvaigždė.

Tokios masyvios kaip Saulė žvaigždė pagrindinėje sekoje turėtų egzistuoti iš viso apie 10 milijardų metų. Taigi Saulė dabar yra maždaug savo gyvavimo ciklo viduryje. Šiuo metu saulės branduolyje vyksta termobranduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis paverčiamas heliu. Kiekvieną sekundę Saulės šerdyje apie 4 milijonus tonų medžiagos paverčiama spinduliavimo energija, todėl susidaro saulės spinduliuotė ir saulės neutrinų srautas.

Saulei pasiekus apytiksliai 7,5–8 milijardų metų amžių (tai yra per 4–5 milijardus metų), žvaigždė pavirs raudonuoju milžinu, jos išoriniai apvalkalai išsiplės ir pasieks Žemės orbitą, galbūt toliau stumdama planetą. toli. Aukštos temperatūros įtakoje gyvybė tokia, kokią mes ją suprantame šiandien, tiesiog taps neįmanoma. Paskutinį savo gyvenimo ciklą Saulė praleis kaip baltoji nykštukė.

IŠVADA

Iš šio darbo galima padaryti tokias išvadas:

· Pagrindiniai Visatos sandaros elementai: galaktikos, žvaigždės, planetos

Galaktikos yra milijardų žvaigždžių sistemos, skriejančios aplink galaktikos centrą ir kurias jungia abipusė gravitacija ir bendra kilmė,

Planetos yra kūnai, kurie neišskiria energijos ir turi sudėtingą vidinę struktūrą.

Dažniausiai stebimoje Visatoje esantys dangaus kūnai yra žvaigždės.

Remiantis šiuolaikinėmis koncepcijomis, žvaigždė yra dujų ir plazmos objektas, kuriame termobranduolinė sintezė vyksta aukštesnėje nei 10 milijonų laipsnių K temperatūroje.

· Pagrindiniai matomos Visatos tyrimo metodai yra teleskopai ir radijo teleskopai, spektriniai rodmenys ir radijo bangos;

· Pagrindinės sąvokos, apibūdinančios žvaigždes:

Žvaigždžių dydis, apibūdinantis ne žvaigždės dydį, o jos spindesį, tai yra apšvietimą, kurį žvaigždė sukuria Žemėje;

Panašūs dokumentai

Pagrindinių kosmologijos teorijos principų formavimasis – mokslas apie Visatos sandarą ir evoliuciją. Visatos atsiradimo teorijų charakteristikos. Didžiojo sprogimo teorija ir visatos evoliucija. Visatos sandara ir jos modeliai. Kreacionizmo sampratos esmė.

pristatymas, pridėtas 2012-11-12


Šiuolaikinės fizinės idėjos apie kvarkus. Sintetinė evoliucijos teorija. Gaia (Žemės) hipotezė. Darvino teorija jos šiuolaikine forma. Kosminiai spinduliai ir neutrinai. Gravitacinės astronomijos vystymosi perspektyvos. Šiuolaikiniai Visatos tyrimo metodai.

santrauka, pridėta 2013-10-18


Didžiojo sprogimo ir besiplečiančios Visatos idėja. Karštos visatos teorija. Dabartinio kosmologijos raidos etapo ypatumai. Kvantinis vakuumas yra infliacijos teorijos pagrindas. Fizinio vakuumo sampratos eksperimentinis pagrindas.

pristatymas, pridėtas 2012-05-20


Visatos sandara ir jos ateitis Biblijos kontekste. Žvaigždės evoliucija ir Biblijos vaizdas. Visatos atsiradimo ir gyvybės joje teorijos. Visatos ateities atsinaujinimo ir transformacijos samprata. Metagalaktika ir žvaigždės. Šiuolaikinė žvaigždžių evoliucijos teorija.

santrauka, pridėta 2012-04-04


Hipotetinės idėjos apie Visatą. Pagrindiniai gamtos mokslų žinių principai. Visatos raida po Didžiojo sprogimo. Ptolemėjo kosmologinis modelis. Didžiojo sprogimo teorijos bruožai. Evoliucijos etapai ir temperatūros pokyčiai Visatoje.

kursinis darbas, pridėtas 2014-04-28


Neapibrėžtumo, papildomumo, tapatumo principai kvantinėje mechanikoje. Visatos evoliucijos modeliai. Elementariųjų dalelių savybės ir klasifikacija. Žvaigždžių evoliucija. Saulės sistemos kilmė, sandara. Idėjų apie šviesos prigimtį plėtojimas.

cheat lapas, pridėtas 2009-01-15


Didžiojo sprogimo teorija. Kosminės mikrobangų foninės spinduliuotės samprata. Infliacinė fizikinio vakuumo teorija. Vienalytės izotropinės nestacionariai besiplečiančios Visatos modelio pagrindai. Lemaitre, de Sitter, Milne, Friedman, Einstein-de Sitter modelių esmė.

santrauka, pridėta 2011-01-24


Visatos sandara ir evoliucija. Visatos atsiradimo ir sandaros hipotezės. Kosmoso būklė prieš Didįjį sprogimą. Žvaigždžių cheminė sudėtis pagal spektrinę analizę. Raudonojo milžino struktūra. Juodosios skylės, paslėpta masė, kvazarai ir pulsarai.

santrauka, pridėta 2011-11-20


Gamtos mokslo revoliucija, atomo sandaros doktrinos atsiradimas ir tolesnis vystymasis. Megapasaulio sudėtis, struktūra ir laikas. Kvarkų hadronų modelis. Metagalaktikų, galaktikų ir atskirų žvaigždžių evoliucija. Šiuolaikinis Visatos atsiradimo vaizdas.

kursinis darbas, pridėtas 2011-07-16


Pagrindinės visatos hipotezės: nuo Niutono iki Einšteino. „Didžiojo sprogimo“ teorija (besiplečiančios Visatos modelis) kaip didžiausias šiuolaikinės kosmologijos pasiekimas. A. Friedmano idėjos apie Visatos plėtimąsi. Modelis G.A. Gamow, elementų formavimas.

2013 m. astronomijoje įvyko nuostabus įvykis. Mokslininkai išvydo žvaigždės, kuri sprogo... prieš 12 000 000 000 metų, per tamsiuosius Visatos amžius – kaip astronomijoje vadina milijardo metų laikotarpį, kuris praėjo po Didžiojo sprogimo, šviesą.


Kai žvaigždė mirė, mūsų Žemė dar neegzistavo. Ir tik dabar žemiečiai išvydo jos šviesą – milijardus metų klajojo po Visatą, atsisveikink.

Kodėl žvaigždės šviečia?

Žvaigždės šviečia dėl savo prigimties. Kiekviena žvaigždė yra didžiulis dujų rutulys, kurį laiko gravitacija ir vidinis slėgis. Rutulio viduje vyksta intensyvios termobranduolinės sintezės reakcijos, temperatūra siekia milijonus kelvinų.

Ši struktūra užtikrina siaubingą kosminio kūno spindesį, galintį nukeliauti ne tik trilijonus kilometrų (artimiausia nuo Saulės žvaigždė Proxima Centauri yra 39 trilijonus kilometrų), bet ir milijardus metų.

Ryškiausios iš Žemės stebimos žvaigždės yra Sirijus, Kanopas, Tolimanas, Arktūras, Vega, Kapela, Rigelis, Altairas, Aldebaranas ir kt.


Jų matoma spalva tiesiogiai priklauso nuo žvaigždžių ryškumo: mėlynos žvaigždės yra pranašesnės spinduliuotės intensyvumu, po to seka mėlynai balta, balta, geltona, geltonai oranžinė ir oranžinė-raudona.

Kodėl dienos metu žvaigždės nesimato?

To priežastis – artimiausia mums žvaigždė – Saulė, į kurios sistemą įtraukta ir Žemė. Nors Saulė nėra ryškiausia ar didžiausia žvaigždė, atstumas tarp jos ir mūsų planetos kosminiais masteliais yra toks mažas, kad saulės šviesa tiesiogine prasme užlieja Žemę, todėl visas kitas silpnas švytėjimas tampa nematomas.

Norėdami asmeniškai patikrinti aukščiau pateiktą informaciją, galite atlikti paprastą eksperimentą. Kartoninėje dėžutėje padarykite skylutes ir vidų pažymėkite šviesos šaltiniu (staline lempa ar žibintuvėliu). Tamsioje patalpoje skylės švytės kaip mažos žvaigždės. O dabar „įjunkite saulę“ – viršutinę kambario šviesą – „kartoninės žvaigždės“ išnyks.


Tai supaprastintas mechanizmas, visiškai paaiškinantis faktą, kad mes negalime matyti žvaigždžių šviesos dienos metu.

Ar iš kasyklų dugno ir gilių šulinių dienos metu matomos žvaigždės?

Dieną žvaigždės, nors ir nematomos, vis tiek yra danguje – jos, skirtingai nei planetos, yra statiškos ir visada yra tame pačiame taške.

Sklando legenda, kad iš gilių šulinių dugno, kasyklų ir net pakankamai aukštų ir plačių (tilptų žmogui) kaminų matyti dienos žvaigždės. Tai buvo laikoma tiesa rekordiškai daug metų – nuo ​​Aristotelio, senovės graikų filosofo, gyvenusio IV amžiuje prieš Kristų. e., prieš Johną Herschelą, anglų astronomą ir fiziką XIX a.

Atrodytų: kas lengviau - lipk į šulinį ir patikrink! Bet kažkodėl legenda gyvavo, nors pasirodė absoliuti klaidinga. Žvaigždžių iš kasyklos gelmių nesimato. Vien dėl to, kad tam nėra objektyvių sąlygų.

Galbūt tokio keisto ir atkaklaus pareiškimo atsiradimo priežastis yra Leonardo da Vinci pasiūlyta patirtis. Norėdamas pamatyti tikrąjį žvaigždžių vaizdą, matomą iš Žemės, jis padarė mažas skylutes (vyzdžio dydžio arba mažesnes) popieriaus lape ir uždėjo jas ant akių. Ką jis pamatė? Maži šviesos taškeliai – jokio virpėjimo ar „spindulių“.

Pasirodo, žvaigždžių spindėjimas yra mūsų akies struktūros, kurioje lęšiukas lenkia šviesą, turintis pluoštinę struktūrą, nuopelnas. Jei žiūrime į žvaigždes per mažą apertūrą, į objektyvą praleidžiame tokį ploną šviesos spindulį, kad jis beveik nesilenkdamas praeina per centrą. O žvaigždės pasirodo savo tikra forma – kaip mažyčiai taškeliai.

Kiekviena žvaigždė yra didžiulis švytintis dujų kamuolys, kaip mūsų Saulė. Žvaigždė šviečia, nes išskiria milžinišką energijos kiekį. Ši energija susidaro dėl vadinamųjų termobranduolinių reakcijų.

Kiekviena žvaigždė yra didžiulis švytintis dujų rutulys, kaip mūsų Saulė. Žvaigždė šviečia, nes išskiria milžinišką energijos kiekį. Ši energija susidaro dėl vadinamųjų termobranduolinių reakcijų.Kiekvienoje žvaigždėje yra daug cheminių elementų. Pavyzdžiui, Saulėje buvo aptikta mažiausiai 60 elementų. Tarp jų yra vandenilis, helis, geležis, kalcis, magnis ir kt.
Kodėl Saulę matome tokią mažą? Taip, nes tai labai toli nuo mūsų. Kodėl žvaigždės atrodo tokios mažos? Prisiminkite, kokia maža mums atrodo mūsų didžiulė Saulė – tik futbolo kamuolio dydžio. Taip yra todėl, kad tai labai toli nuo mūsų. Ir žvaigždės yra daug, daug toliau!
Žvaigždės, kaip mūsų Saulė, apšviečia jas supančią Visatą, sušildo aplink jas esančias planetas ir suteikia gyvybės. Kodėl jie šviečia tik naktį? Ne, ne, dieną jie taip pat šviečia, tiesiog jų nesimato. Dieną mūsų saulė savo spinduliais apšviečia mėlyną planetos atmosferą, todėl erdvė slypi tarsi už užuolaidos. Naktį ši uždanga atsiveria, ir mes matome visą kosmoso spindesį – žvaigždes, galaktikas, ūkus, kometas ir daugybę kitų mūsų Visatos stebuklų.

>> Kodėl šviečia žvaigždės?

Kodėl danguje šviečia žvaigždės?– aprašymas vaikams: kodėl jie naktį ryškiai šviečia skirtingomis spalvomis, iš ko jie pagaminti, paviršiaus temperatūra, dydis ir amžius.

Pakalbėkime apie tai, kodėl žvaigždės šviečia vaikams suprantama kalba. Ši informacija bus naudinga vaikams ir jų tėvams.

Vaikai grožėtis naktiniu dangumi ir matyti milijardus ryškių šviesų. Sutikite, kad nėra nieko gražesnio už spindinčią žvaigždę. Žinoma, kad verta paaiškinti vaikams kad jų skaičius ir ryškumo lygis priklauso nuo jūsų gyvenamosios vietos. Miestuose ryškias žvaigždes sunkiau pastebėti dėl dirbtinio apšvietimo, kuris blokuoja šviesą. Mažiesiems Reikėtų pažymėti, kad žvaigždės yra tokios kaip mūsų saulės. Jei būtumėte nugabenti į kitą galaktiką ir pažvelgtumėte į mūsų Saulę, ji būtų panaši į pažįstamą šviesą.

Kad būtų aišku paaiškinimas vaikams, tėvai arba mokytojai Mokykloje turi papasakoti apie žvaigždžių sudėtį. Paprasčiau tariant, tai apvali švytinti plazma. Taip karšta, kad mums sunku net įsivaizduoti tokią temperatūrą. Tokios žvaigždės, kaip mūsų Saulė, paviršius yra vėsesnis (5800 kelvinų) nei jos šerdis (15 milijonų kelvinų).

Jie turi savo gravitaciją ir išleidžia dalį šilumos į erdvę. skiriasi dydžiu. Vaikai reikia prisiminti, kad kuo didesnis jo dydis, tuo mažiau jis egzistuoja. Mūsų yra vidutinio dydžio ir gyveno milijonus metų.

Šilumos papildymo procesas apima sintezę. Energija saulės viduje kaupiasi milijonus metų, tačiau ji yra nestabili ir nuolat bando pabėgti. Kai jai pavyksta pakilti į paviršių, ji saulės vėjo pavidalu išbėga į kosmosą.

Taip pat verta prisiminti šviesos greičio vaidmenį. Jis juda tol, kol atsitrenkia į kliūtį. Kai matome žvaigždes, tai yra šviesa, esanti dideliu atstumu. Galime net stebėti spindulį, prieš milijonus metų siųstą spindinčios žvaigždės. Reikia paaiškinti vaikams, kad tai yra svarbus momentas, nes jis turėjo įveikti daugybę kliūčių, kad galėtų prasibrauti iki mūsų.

Taigi, kai žiūrite į spindinčias žvaigždes, tiesiogine prasme matote praeitį. Jei galėtume ten patekti, pastebėtume, kad viskas jau seniai pasikeitė. Be to, kai kurie gali net mirti, tapti baltąja nykštuke ar supernova.

Taigi žvaigždės šviečia, nes yra energijos šaltinis, turintis didžiulę karštą šerdį, kuri išskiria energiją į Visatą šviesos pluošto pavidalu. Dabar jūs suprantate, kodėl žvaigždės šviečia. Naudokite mūsų nuotraukas, vaizdo įrašus, brėžinius ir judančius modelius internete, kad geriau suprastumėte kosminių objektų aprašymą ir ypatybes.