Geceleri yıldızlı gökyüzünün en güzel manzarasına hayran kalmayı, binlerce parlak ve çok parlak olmayan yıldıza bakmayı kim sevmez ki. Makalemiz size yıldızların neden parladığını anlatacak.

Yıldızlar muazzam miktarda ısı enerjisi yayan kozmik nesnelerdir. Bu kadar büyük bir ısı enerjisi salınımına elbette güçlü ışık radyasyonu da eşlik eder. Bize ulaşan ışığı gözlemleyebiliriz.

Yıldızlı gökyüzüne baktığınızda yıldızların çoğunun farklı olduğunu fark edebilirsiniz. Bazı yıldızlar eski ihtişamlarıyla parlıyor, bazıları ise mavi ışıkla parlıyor. Turuncu renkte parlayan yıldızlar da var. Yıldızlar çok sıcak gazlardan oluşan büyük toplardır. Farklı şekilde ısıtıldıkları için farklı parlaklık renklerine sahiptirler. Yani en sıcak olanlar mavi ışıkla parlıyor. Biraz daha soğuk olan yıldızlar beyazdır. Daha soğuk yıldızlar bile sarı renkte parlıyor. Sonra “turuncu” ve “kırmızı” yıldızlar var.

Bize öyle geliyor ki yıldızlar kararsız bir ışıkla titriyor ve gezegenler yanıp sönmeyen ve eşit bir ışıkla parlıyor. Aslında, bu doğru değil. Yıldızlar parıldamıyor ama bize öyle geliyor çünkü yıldızların ışığı dünyamızın atmosferinin kalınlığından geçiyor. Sonuç olarak, yıldızın kendisinden gezegenimizin yüzeyine kadar olan mesafeyi kat eden bir ışık ışını, çok sayıda kırılmaya, değişikliğe ve çok daha fazlasına maruz kalır.

Güneşimiz de çok büyük ve parlak olmasa da bir yıldızdır. Diğer yıldızlarla karşılaştırıldığında Güneş yukarıdaki parametrelere göre ortalama bir konumdadır. Milyonlarca yıldız Güneşimizden çok daha küçüktür, diğer yıldızlar ise ondan kat kat daha büyüktür.

Peki yıldızlar neden geceleri parlıyor? Aslında yıldızlar sadece geceleri değil gündüzleri de parlıyor. Ancak ışınlarıyla gezegenimizin tüm yüzeyini parlak bir şekilde aydınlatan Güneş nedeniyle gündüzleri onları göremiyoruz, uzay ve yıldızlar bizim görüşümüzden gizleniyor. Akşam Güneş battığında bu perde açılıyor ve sabaha kadar, Güneş yeniden doğuncaya kadar yıldızları görebiliyoruz.

Artık yıldızların neden parladığını biliyorsun!

DİĞER

Akşam gökyüzündeki en parlak yıldıza hayran kaldığımızda çoğu zaman onun bir yıldız değil, bir gezegen olduğunun farkına varmıyoruz. Evet kesinlikle -…

Gece gökyüzünde güzel yıldızlar! Onlara bakıp hayal kurmak, kayan bir yıldıza dilek dilemek çok güzel... Ama...

Renk belki de en kolay ölçülen yıldız özelliğidir. Hatta şöyle tanımlanabilir: "...

Gök cisimlerinin sınıflandırılması çok kapsamlıdır. Her gün Güneş'i gözlemliyoruz ve bunun sadece bir isim olduğunu herkes bilmiyor...

Gece gökyüzüne baktığımızda birçok parlayan yıldız görüyoruz. Bütün çocuklar yıldızların küçük olduğunu ve hatta...

İnanması güç ama geceleri gökten parlayan yıldızlar ile gündüz bizi aydınlatan Güneş bir ve aynı...

Her birimiz en az bir kez, birçok yıldızla dolu güzel gece gökyüzüne hayran kaldık. Hiç düşündünüz mü…

Yıldızlar sıcak gaz toplarından oluşan gök cisimleridir. Antik çağlardan beri dikkat çekmişlerdir...

Bildiğiniz gibi yıldızlı gökyüzü, dünya gibi, geleneksel olarak iki yarım küreye bölünmüştür: kuzey ve güney. Ve her yarımkürede...

Yıldızlara ne denir? Her birimiz en az bir kez yıldızlı gökyüzünün manzarasına hayran kalmışızdır. Yıldızlarla ilgili pek çok efsane var...

Romantikleri ve filozofları, avcıları ve gezginleri birleştiriyor. Bazıları onun güzelliği ve parlaklığından etkilenir,...

Güneş'in hangi takımyıldızında yer aldığı sorusunu cevaplamak için öncelikle Güneş'in tam olarak ne anlama geldiğini bulmalısınız.

Belki herkes başka gezegenlerin ve yıldızların varlığından haberdardır, ancak gezegenimize göre konumları net olmaktan çok uzaktır...

Oryantasyon kolaylığı için, gökbilimciler geleneksel olarak gök küresini takımyıldızlara (parlak yıldız grupları) böldüler.

Bazen geceleri gökten düşen bir yıldız görebilirsiniz. Kayan bir yıldız gördüğünüzde hemen harekete geçmeniz gerektiğini söylerler...

İyi çalışmanızı bilgi tabanına göndermek basittir. Aşağıdaki formu kullanın

Bilgi tabanını çalışmalarında ve çalışmalarında kullanan öğrenciler, lisansüstü öğrenciler, genç bilim insanları size çok minnettar olacaklardır.

Yayınlanan http://allbest.ru

Yıldızlar neden parlıyor?

GİRİİŞ

astronomi yıldız evren

Yüzyılımızın başlarında keşfedilen Evrenin sınırları o kadar genişledi ki Galaksiyi de içine aldı. Hepsi olmasa da çoğu, bu devasa yıldız sisteminin bir bütün olarak Evrenin tamamı olduğunu düşünüyordu.

Ancak 20'li yıllarda yeni büyük teleskoplar yapıldı ve gökbilimciler için tamamen beklenmedik ufuklar açıldı. Dünyanın galaksinin dışında bitmediği ortaya çıktı. Milyarlarca yıldız sistemi, bizimkine benzer ve ondan farklı galaksiler, Evrenin enginliğinde oraya buraya dağılmış durumda.

En büyük teleskopların yardımıyla çekilen galaksilerin fotoğrafları, şekillerin güzelliği ve çeşitliliğiyle hayrete düşürüyor: Bunlar yıldız bulutlarının güçlü girdapları ve düzenli toplardır, diğer yıldız sistemleri ise hiçbir şekilde kesin bir şekil göstermez, düzensiz ve şekilsizdir. . Adlarını fotoğraflardaki görünümlerinden alan bu tür galaksilerin tümü - sarmal, eliptik, düzensiz - Amerikalı gökbilimci E. Hubble tarafından yüzyılımızın 20-30'larında keşfedildi.

Galaksimizi uzaktan görebilseydik, bize şematik çizimdekinden tamamen farklı görünürdü. Ne bir disk, ne bir hale, ne de tabii ki bir taç göremeyiz. Çok uzak mesafelerden yalnızca en parlak yıldızlar görülebiliyordu. Ve bunların hepsinin Galaksinin merkez bölgesinden yaylar halinde uzanan geniş şeritler halinde toplandığı ortaya çıktı. En parlak yıldızlar sarmal desenini oluşturur. Sadece bu model uzaktan görülebilir. Yıldız dünyasından bir gökbilimcinin çektiği bir fotoğraftaki Galaksimiz, Andromeda Bulutsusu'na çok benzeyecektir.

Son yıllarda yapılan araştırmalar, Galaksimiz gibi birçok büyük sarmal galaksinin geniş ve devasa görünmez koronalara sahip olduğunu göstermiştir. Bu çok önemlidir: Sonuçta, eğer öyleyse, o zaman bu, genel olarak Evrenin neredeyse tüm kütlesinin (veya her durumda, onun ezici kısmının) gizemli, görünmez, ancak yerçekimine sahip gizli bir kütle olduğu anlamına gelir.

Galaksilerin çoğu ve belki de neredeyse tamamı, kaç tane olduklarına bağlı olarak gruplar, kümeler ve üstkümeler olarak adlandırılan çeşitli gruplarda toplanır. Bir grup yalnızca üç veya dört gökada içerebilir, ancak bir üstküme bine kadar, hatta birkaç onbinlerce gökada içerebilir. Galaksimiz, Andromeda Bulutsusu ve binden fazla benzer nesne, Yerel Süperküme olarak adlandırılan bölgeye dahil edilmiştir. Açıkça tanımlanmış bir şekli yoktur.

Gök cisimleri sürekli hareket ve değişim halindedir. Bilim, bunların tam olarak ne zaman ve nasıl meydana geldiğini gök cisimlerini ve sistemlerini inceleyerek bulmaya çalışıyor. Gök cisimlerinin kökeni ve evrimi ile ilgilenen astronomi dalına kozmogoni denir.

Modern bilimsel kozmogonik hipotezler, çok sayıda gözlemsel verinin fiziksel, matematiksel ve felsefi genellemesinin sonucudur. Bu çağın doğasında var olan kozmogonik hipotezler büyük ölçüde doğa biliminin genel gelişim düzeyini yansıtmaktadır. Astronomik gözlemleri zorunlu olarak içeren bilimin daha da gelişmesi, bu hipotezleri doğruluyor veya çürütüyor.

Bu belge aşağıdaki sorunları ele almaktadır:

· Evrenin yapısı sunulmakta, ana unsurları karakterize edilmektedir;

· Uzay nesneleri hakkında bilgi edinmenin ana yöntemleri gösterilmiştir;

· Yıldız kavramı, özellikleri ve evrimi tanımlanır

· Yıldız enerjisinin ana kaynakları sunulmaktadır

· Gezegenimize en yakın yıldız olan Güneş'in açıklaması verilmiştir.

1. EVRENLE İLGİLİ KAVRAMLARIN TARİHSEL GELİŞİMİ

Medeniyetin şafağında bile, meraklı insan zihni aşkın yüksekliklere ulaştığında, büyük filozoflar Evren hakkındaki fikirlerini sonsuz bir şey olarak tasarladılar.

Antik Yunan filozofu Anaximander (MÖ VI. Yüzyıl), olağan gözlemleri ve nitelikleri olmayan belirli bir tek sonsuzluk fikrini ortaya attı. Elementlerin ilk başta yarı maddi, yarı ilahi, ruhsallaştırılmış maddeler olduğu düşünülüyordu. Yani varlığın başlangıcı ve unsurunun Sonsuzluk olduğunu, başlangıca ilk isim veren olduğunu söylemiştir. Ayrıca göklerin kökeninin meydana geldiği sonsuz hareketin varlığından söz etti. Dünya hiçbir şey tarafından desteklenmeden havada yüzer, ancak her yere eşit mesafede olduğu için yerinde kalır. Şekli, taş bir sütunun bir bölümüne benzer şekilde kavisli, yuvarlaktır. Uçaklarından biri boyunca yürüyoruz, diğeri ise karşı tarafta. Yıldızlar, dünya ateşinden ayrılmış ve etrafı havayla çevrili bir ateş çemberini temsil ediyor. Ancak hava kabuğunda, aşağıya doğru yıldızların görülebildiği bir tür tüp şeklinde, yani dar ve uzun delikler vardır. Sonuç olarak, bu delikler tıkandığında bir tutulma meydana gelir. Deliklerin açılıp kapanmasına bağlı olarak Ay ya dolunay ya da kayıp olarak görünür. Güneş dairesi dünyanınkinden 27 kat, Ay dairesinden 19 kat daha büyüktür ve güneş en yüksektedir, arkasında ay ve sabit yıldızların ve gezegenlerin daireleri en alçaktır. -V yüzyıllar BC) Dünya'nın MS küresel olduğunu savundu). Pontuslu Heraclides (MÖ V-IV yüzyıllar) da kendi ekseni etrafında döndüğünü iddia etti ve Yunanlılara, Mısırlıların güneşin kendisinin bazı gezegenlerin (Venüs, Merkür) dönme merkezi olabileceği yönündeki daha eski fikrini aktardı. ).

Fransız filozof ve bilim adamı, fizikçi, matematikçi, fizyolog Rene Descartes (1596-1650), evrenin evrimsel girdap modeli hakkında güneşmerkezliliğe dayalı bir teori oluşturdu. Modelinde gök cisimlerini ve onların sistemlerini gelişim sürecinde ele aldı. 17. yüzyıl için fikri alışılmadık derecede cesurdu.

Descartes'a göre tüm gök cisimleri, başlangıçta homojen olan dünya maddesinde meydana gelen girdap hareketleri sonucunda oluşmuştur. Sürekli hareket ve etkileşim halinde olan tamamen aynı malzeme parçacıkları şekil ve boyutlarını değiştirdi ve bu da gözlemlediğimiz doğanın zengin çeşitliliğine yol açtı.

Büyük Alman bilim adamı ve filozof Immanuel Kant (1724-1804), gelişen Evrenin ilk evrensel kavramını yarattı, onun eşit yapısının resmini zenginleştirdi ve Evreni özel bir anlamda sonsuz olarak temsil etti.

Böyle bir Evrenin yalnızca mekanik çekim ve itme kuvvetlerinin etkisi altında ortaya çıkmasının olanaklarını ve önemli olasılığını doğruladı ve bu Evrenin gelecekteki kaderini, gezegen sisteminden dünyaya kadar tüm ölçek seviyelerinde bulmaya çalıştı. Bulutsu.

Einstein görelilik teorisiyle radikal bir bilimsel devrim yarattı. Einstein'ın özel veya kısmi görelilik teorisi, Galile mekaniğinin ve Maxwell Lorentz'in elektrodinamiğinin genelleştirilmesinin sonucuydu.

Işık hızına yakın hızlarda gerçekleşen tüm fiziksel süreçlerin yasalarını açıklar. İlk defa, genel görelilik teorisinin temelde yeni kozmolojik sonuçları, seçkin Sovyet matematikçisi ve teorik fizikçi Alexander Friedman (1888-1925) tarafından ortaya çıkarıldı. 1922-24'te performans sergiledi. Einstein'ın, Evrenin sonlu olduğu ve dört boyutlu bir silindir şeklinde olduğu yönündeki sonuçlarını eleştirdi. Einstein, Evrenin durağan olduğu varsayımına dayanarak vardığı sonucu çıkardı, ancak Friedman ilk varsayımının temelsizliğini gösterdi.

Friedman evrenin iki modelini verdi. Çok geçmeden bu modeller, spektrumlarındaki "kırmızıya kayma" etkisi nedeniyle uzak galaksilerin hareketlerinin doğrudan gözlemlerinde şaşırtıcı derecede doğru bir doğrulama buldu. 1929'da Hubble, "Hubble Yasası" veya "Kırmızıya Kayma Yasası" olarak adlandırılan dikkate değer bir model keşfetti: gökada çizgileri kırmızıya kayıyordu ve kayma galaksiden uzaklaştıkça artıyor.

2. GÖZLEMSEL ASTRONOMİ ARAÇLARI

Teleskoplar

Ana astronomik alet teleskoptur. İçbükey ayna merceğe sahip bir teleskopa reflektör, mercek merceğine sahip bir teleskopa refraktör adı verilir.

Teleskopun amacı gök kaynaklarından daha fazla ışık toplamak ve gök cismin görüldüğü görüş açısını arttırmaktır.

Gözlenen nesneden teleskopa giren ışık miktarı merceğin alanıyla orantılıdır. Teleskop merceği ne kadar büyük olursa, içinden o kadar sönük ışıklı nesneler görülebilir.

Teleskop merceği tarafından üretilen görüntünün ölçeği, merceğin odak uzaklığıyla, yani ışığı toplayan mercekten armatürün görüntüsünün elde edildiği düzleme olan mesafeyle orantılıdır. Göksel bir nesnenin görüntüsü fotoğraflanabilir veya bir mercek aracılığıyla görüntülenebilir.

Bir teleskop Güneş'in, Ay'ın, gezegenlerin ve üzerlerindeki detayların görünen açısal boyutlarını ve ayrıca yıldızlar arasındaki açısal mesafeleri arttırır, ancak yıldızlar çok güçlü bir teleskopta bile çok büyük mesafeleri nedeniyle yalnızca parlak noktalar olarak görülebilirler. .

Bir refraktörde, mercekten geçen ışınlar kırılarak nesnenin odak düzleminde bir görüntüsünü oluşturur. . Bir reflektörde, içbükey aynadan gelen ışınlar yansıtılır ve daha sonra odak düzleminde de toplanır. Teleskop merceği yapılırken nesnelerin görüntüsünde kaçınılmaz olarak meydana gelen tüm bozulmaları en aza indirmeye çalışırlar. Basit bir mercek görüntünün kenarlarını büyük ölçüde bozar ve renklendirir. Bu dezavantajları azaltmak için mercek, farklı yüzey eğriliklerine sahip çeşitli merceklerden ve farklı cam türlerinden yapılır. Bozulmayı azaltmak için içbükey cam aynanın yüzeylerine küresel bir şekil değil, biraz farklı (parabolik) bir şekil verilir.

Sovyet gözlükçü D.D. Maksutov menisküs adı verilen bir teleskop sistemi geliştirdi. Bir refraktörün ve bir reflektörün avantajlarını birleştirir. Okul teleskop modellerinden biri bu sisteme dayanmaktadır. Başka teleskopik sistemler de var.

Teleskop ters bir görüntü üretir ancak uzay nesnelerini gözlemlerken bunun hiçbir önemi yoktur.

Teleskopla gözlem yaparken 500 katı aşan büyütmeler nadiren kullanılır. Bunun nedeni, teleskopun büyütmesi arttıkça daha belirgin hale gelen görüntü bozulmalarına neden olan hava akımlarıdır.

En büyük refraktör yaklaşık 1 m çapında bir merceğe sahiptir. 6 m içbükey ayna çapına sahip dünyanın en büyük reflektörü SSCB'de yapılmış ve Kafkas dağlarına yerleştirilmiştir. Çıplak gözle görülebilenlerden 107 kat daha sönük yıldızları fotoğraflamanıza olanak tanır.

Spektral sertifika

20. yüzyılın ortalarına kadar. Evren hakkındaki bilgimizi neredeyse tamamen gizemli ışık ışınlarına borçluyuz. Diğer dalgalar gibi bir ışık dalgası da x frekansı ve l dalga boyu ile karakterize edilir. Bu fiziksel parametreler arasında basit bir ilişki vardır:

burada c ışığın boşluktaki hızıdır (boşluk). Fotonların enerjisi radyasyonun frekansıyla orantılıdır.

Doğada, ışık dalgaları Evrenin enginliğinde en iyi şekilde yayılır, çünkü yollarında en az miktarda girişim vardır. Ve optik aletlerle donanmış insan, gizemli ışık yazılarını okumayı öğrendi. Gökbilimciler özel bir alet olan teleskopa uyarlanmış bir spektroskop kullanarak yıldızların sıcaklığını, parlaklığını ve boyutunu belirlemeye başladılar; hızları, kimyasal bileşimleri ve hatta uzak yıldızların derinliklerinde meydana gelen süreçler.

Isaac Newton, beyaz güneş ışığının gökkuşağının tüm renklerinin karışımından oluştuğunu keşfetti. Renkli ışınlar havadan cama geçerken farklı derecelerde kırılır. Bu nedenle, dar bir güneş ışınının yoluna üçgen bir prizma yerleştirilirse, ışın prizmayı terk ettikten sonra ekranda spektrum adı verilen bir gökkuşağı şeridi belirir.

Spektrum, ışık yayan gök cismi hakkında en önemli bilgileri içerir. Hiç abartmadan astrofiziğin dikkat çekici başarılarını öncelikle spektral analize borçlu olduğunu söyleyebiliriz. Spektral analiz günümüzde gök cisimlerinin fiziksel doğasını incelemek için kullanılan ana yöntemdir.

Her gaz, her kimyasal element spektrumda kendine özgü çizgiler üretir. Renk olarak benzer olabilirler ancak spektral şeritteki konumları bakımından mutlaka birbirlerinden farklıdırlar. Kısacası, bir kimyasal elementin spektrumu onun eşsiz “pasaportudur”. Ve deneyimli bir spektroskopistin hangi maddenin ışık yaydığını belirlemek için yalnızca bir dizi renkli çizgiye bakması yeterlidir. Sonuç olarak, ışıklı bir cismin kimyasal bileşimini belirlemek için onu alıp doğrudan laboratuvar araştırmasına tabi tutmaya gerek yoktur. Buradaki mesafeler, hatta kozmik mesafeler de bir engel değil. Yalnızca incelenen vücudun kırmızı-sıcak durumda olması önemlidir - parlak bir şekilde parlıyor ve bir spektrum üretiyor. Bir gökbilimci, Güneş'in veya başka bir yıldızın spektrumunu incelerken, soğurma çizgileri adı verilen koyu çizgilerle ilgilenir. Absorbsiyon çizgileri, belirli bir gazın emisyon çizgileriyle tam olarak çakışır. Bu sayede Güneş'in ve yıldızların kimyasal bileşimi absorpsiyon spektrumlarından incelenebilmektedir. Bireysel spektral çizgilerde yayılan veya emilen enerjiyi ölçerek gök cisimlerinin niceliksel bir kimyasal analizini yapmak, yani çeşitli kimyasal elementlerin yüzde içeriğini öğrenmek mümkündür. Böylece yıldızların atmosferlerinde hidrojen ve helyumun hakim olduğu tespit edildi.

Bir yıldızın çok önemli bir özelliği sıcaklığıdır. İlk yaklaşımla, bir gök cisminin sıcaklığı onun rengine göre değerlendirilebilir. Spektroskopi, yıldızların yüzey sıcaklığının çok yüksek doğrulukla belirlenmesini mümkün kılar.

Çoğu yıldızın yüzey katmanının sıcaklığı 3000 ila 25000 K arasında değişir.

Spektral analizin olanakları neredeyse tükenmez! Dünya'nın, Güneş'in ve yıldızların kimyasal bileşiminin aynı olduğunu ikna edici bir şekilde gösterdi. Doğru, bireysel gök cisimlerinde az ya da çok bazı kimyasal elementler bulunabilir, ancak herhangi bir özel "dünya dışı maddenin" varlığı hiçbir yerde keşfedilmemiştir. Gök cisimlerinin kimyasal bileşiminin benzerliği, Evrenin maddi birliğinin önemli bir teyidi olarak hizmet eder.

Modern astronominin büyük bir bölümü olan astrofizik, gök cisimlerinin ve yıldızlararası ortamın fiziksel özelliklerini ve kimyasal bileşimini inceler. Gök cisimlerinin yapısı ve içlerinde meydana gelen süreçler hakkında teoriler geliştirir. Günümüzde astrofiziğin karşı karşıya olduğu en önemli görevlerden biri Güneş'in ve yıldızların iç yapısını, enerji kaynaklarını açıklığa kavuşturmak, bunların köken ve gelişim süreçlerini ortaya koymaktır. Ve Evrenin derinliklerinden bize gelen tüm zengin bilgileri uzak dünyaların habercilerine, ışık ışınlarına borçluyuz.

Yıldızlı gökyüzünü gözlemleyen herkes takımyıldızların şekillerini değiştirmediğini bilir. Büyük Ayı ve Küçük Ayı bir kepçeye benziyor, Cygnus takımyıldızı haç şeklinde ve Leo burç takımyıldızı bir yamuğa benziyor. Ancak yıldızların hareketsiz olduğu izlenimi yanıltıcıdır. Sadece göksel ışıklar bizden çok uzakta olduğu ve yüzlerce yıl sonra bile insan gözü onların hareketini fark edemediği için yaratılmıştır. Şu anda gökbilimciler, yıldızlı gökyüzünün 20, 30 veya daha uzun aralıklarla çekilen fotoğraflarını kullanarak yıldızların öz hareketini ölçmektedir.

Yıldızların öz hareketi, bir yıldızın bir yılda gökyüzünde hareket ettiği açıdır. Bu yıldıza olan mesafe de ölçülürse, kendi hızını, yani gök cisminin hızının görüş hattına dik olan kısmını yani “gözlemci-yıldız” yönünü hesaplamak mümkündür. Ancak yıldızın uzaydaki tam hızını elde etmek için, görüş hattı boyunca gözlemciye doğru veya gözlemciden uzağa yönlendirilen hızı da bilmek gerekir.

Şekil 1 Bir yıldızın kendisine bilinen bir uzaklıktaki uzaysal hızının belirlenmesi

Bir yıldızın radyal hızı, spektrumundaki soğurma çizgilerinin konumuna göre belirlenebilir. Bilindiği gibi hareket eden bir ışık kaynağının spektrumundaki tüm çizgiler, hareket hızıyla orantılı olarak kayar. Bize doğru uçan bir yıldız için ışık dalgaları kısalır ve tayf çizgileri tayfın mor ucuna doğru kayar. Bir yıldız bizden uzaklaştıkça ışık dalgaları uzar ve çizgiler spektrumun kırmızı ucuna doğru kayar. Bu şekilde gökbilimciler yıldızın görüş hattı boyunca hareket hızını bulurlar. Ve her iki hız da (içsel ve radyal) bilindiğinde, yıldızın Güneş'e göre toplam uzaysal hızını hesaplamak için Pisagor teoremini kullanmak zor değildir.

Yıldızların hızlarının farklı olduğu ve kural olarak saniyede birkaç on kilometreye ulaştığı ortaya çıktı.

Yıldızların doğru hareketlerini inceleyen gökbilimciler, yıldızlı gökyüzünün (takımyıldızların) uzak geçmişte ve uzak gelecekte nasıl görüneceğini hayal edebildiler. Büyük Kepçe'nin 100 bin yıl sonra meşhur "kepçesi", örneğin "sapı kırık bir demire" dönüşecek.

Radyo dalgaları ve radyo teleskopları

Yakın zamana kadar gök cisimleri neredeyse yalnızca spektrumun görünür ışınlarında inceleniyordu. Ancak doğada görünmez elektromanyetik radyasyonlar da vardır. Menzilleri spektrumun görünür bölgesinden kat kat daha geniş olmasına rağmen, en güçlü optik teleskoplarla bile algılanmazlar. Yani, spektrumun mor ucunun ötesinde, fotoğraf plakasını aktif olarak etkileyerek kararmasına neden olan görünmez ultraviyole ışınlar vardır. Arkalarında X ışınları ve son olarak en kısa dalga boyuna sahip gama ışınları vardır.

Uzaydan bize gelen radyo radyasyonunu yakalamak için özel radyofiziksel aletler kullanılıyor - radyo teleskopları. Radyo teleskopun çalışma prensibi optik teleskopla aynıdır: elektromanyetik enerjiyi toplar. Radyo teleskoplarında yalnızca mercek veya ayna yerine anten kullanılır. Çoğu zaman, bir radyo teleskop anteni, bazen katı, bazen de kafes şeklinde, büyük bir parabolik çanak şeklinde inşa edilir. Yansıtıcı metal yüzeyi, gözlemlenen nesnenin radyo emisyonunu paraboloidin odağına yerleştirilen küçük bir alıcı anten besleyici üzerinde yoğunlaştırır. Sonuç olarak, ışınlayıcıda zayıf alternatif akımlar ortaya çıkar. Elektrik akımları, radyo teleskopunun çalışma dalga boyuna ayarlanmış çok hassas bir radyo alıcısına dalga kılavuzları aracılığıyla iletilir. Burada bunlar güçlendiriliyor ve alıcıya bir hoparlör bağlanarak "yıldızların sesleri" dinlenebiliyor. Ancak yıldızların sesleri herhangi bir müzikaliteden yoksundur. Bunlar hiç de kulağı büyüleyen “kozmik melodiler” değil, çatırdayan bir tıslama ya da delici bir ıslık... Bu nedenle radyo teleskop alıcısına genellikle özel bir kayıt cihazı takılır. Ve şimdi, hareketli bant üzerinde, kayıt cihazı belirli bir dalga boyundaki giriş radyo sinyalinin yoğunluğunun bir eğrisini çiziyor. Sonuç olarak, radyo gökbilimcileri yıldızların hışırtısını "duymuyor", ancak onu grafit kağıt üzerinde "görüyor".

Bildiğiniz gibi optik teleskopla görüş alanına giren her şeyi anında gözlemliyoruz.

Radyo teleskopla durum daha karmaşıktır. Yalnızca bir alıcı öğe (besleyici) vardır, bu nedenle görüntü, bir radyo kaynağının anten ışınından sırayla geçirilmesiyle, yani televizyon ekranındaki gibi satır satır oluşturulur.

Şarap Kanunu

Şarap Kanunu- tamamen siyah bir cisim tarafından enerji yayıldığında dalga boyunu belirleyen bağımlılık. 1893 yılında Alman fizikçi ve Nobel ödüllü Wilhelm Wien tarafından geliştirildi.

Wien Yasası: Siyah bir cismin en fazla miktarda enerji yaydığı dalga boyu, o cismin sıcaklığıyla ters orantılıdır.

Tamamen siyah bir cisim, üzerine gelen radyasyonu tamamen emen bir yüzeydir. Tamamen siyah bir cisim kavramı tamamen teoriktir: Gerçekte, tüm dalgaları tamamen emen ideal bir yüzeye sahip nesneler yoktur.

3. GÖRÜNEN EVRENİN YAPISI, TEMEL UNSURLARI VE SİSTEMATİZASYONUNA İLİŞKİN MODERN KAVRAMLAR

Evrenin yapısını şu anda bilim adamlarına göründüğü şekliyle tanımlarsak, aşağıdaki hiyerarşik merdiveni elde ederiz. Gezegenler vardır - bir yıldızın veya onun kalıntılarının etrafında yörüngede dönen, kendi yerçekiminin etkisi altında yuvarlanacak kadar büyük, ancak termonükleer bir reaksiyonu başlatacak kadar büyük olmayan, belirli bir yıldıza "bağlı" olan gök cisimleri vardır. kendi bölgesinde yer çekimi etkisi altındadır. Böylece, Dünya ve diğer birçok gezegen, uydularıyla birlikte, Güneş adı verilen bir yıldızın çekimsel etki bölgesinde olup, onun etrafında kendi yörüngelerinde hareket ederek Güneş Sistemini oluşturur. Yakınlarda çok sayıda bulunan benzer yıldız sistemleri, kendi merkezi olan karmaşık bir sistem olan bir galaksi oluşturur. Bu arada, galaksilerin merkezleri konusunda henüz ne oldukları konusunda bir fikir birliği yok; galaksilerin merkezlerinde kara deliklerin olduğu öne sürüldü.

Galaksiler ise bir tür zincir oluşturarak bir tür ızgara oluşturur. Bu ızgaranın hücreleri, ya tamamen galaksilerden yoksun ya da çok az sayıda galaksiye sahip olan galaksi zincirlerinden ve merkezi "boşluklardan" yaratılmıştır. Evrenin ana kısmı boşluk tarafından işgal edilmiştir, ancak bu, bu alanın mutlak boşluğu anlamına gelmez: vakumda bireysel atomlar da mevcuttur, fotonlar mevcuttur (kalıntı radyasyon) ve parçacıklar ve antipartiküller de bir parçacık olarak görünür. kuantum fenomeninin sonucudur. Evrenin görünen kısmı, yani insanlığın incelemesine açık olan kısmı, genel olarak inanıldığı gibi bu kısımda aynı yasaların işlediği anlamında homojenlik ve sabitlik ile karakterize edilir. Evrenin diğer kısımlarında da durumun aynı olup olmadığı tespit edilemiyor.

Evrenin unsurları, gezegenler ve yıldızların yanı sıra kuyruklu yıldızlar, asteroitler ve meteorlar gibi gök cisimleridir.

Kuyruklu yıldız, çok geniş bir yörüngeye sahip konik bir bölüm boyunca Güneş'in etrafında dönen küçük bir gök cismidir. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaşırken bir koma, bazen de gaz ve tozdan oluşan bir kuyruk oluşturur.

Geleneksel olarak bir kuyruklu yıldız üç kısma ayrılabilir: çekirdek, koma ve kuyruk. Kuyruklu yıldızlardaki her şey kesinlikle soğuktur ve parıltıları yalnızca güneş ışığının tozdan yansıması ve ultraviyole ışıkla iyonize edilen gazın parıltısıdır.

Çekirdek bu gök cisminin en ağır kısmıdır. Kuyruklu yıldızın büyük kısmı onun içinde yoğunlaşmıştır. Kuyruklu yıldızın çekirdeğinin bileşimini doğru bir şekilde incelemek oldukça zordur, çünkü teleskopla erişilebilen bir mesafede sürekli olarak bir gaz mantosu ile çevrilidir. Bu bağlamda kuyruklu yıldız çekirdeğinin bileşimine ilişkin teorinin temeli olarak Amerikalı gökbilimci Whipple'ın teorisi benimsendi.

Teorisine göre kuyruklu yıldızın çekirdeği, çeşitli tozlarla karıştırılmış donmuş gazların bir karışımıdır. Bu nedenle kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştığında ve ısındığında gazlar "erime"ye başlayarak bir kuyruk oluşturur.

Bir kuyruklu yıldızın kuyruğu onun en etkileyici kısmıdır. Güneş'e yaklaşan bir kuyruklu yıldız tarafından oluşturulur. Kuyruk, çekirdekten Güneş'in ters yönünde uzanan, güneş rüzgarı tarafından "üflenen" parlak bir şerittir.

Koma, çekirdeği çevreleyen, gaz ve tozdan oluşan, fincan şeklinde, hafif, sisli bir kabuktur. Tipik olarak çekirdekten 100 bin ila 1,4 milyon kilometreye kadar uzanır. Hafif basınç komayı deforme edebilir ve onu güneş karşıtı yönde uzatabilir. Koma, çekirdekle birlikte kuyruklu yıldızın başını oluşturur.

Asteroitler çoğunlukla düzensiz, kaya benzeri bir şekle sahip olan ve boyutları birkaç metreden bin kilometreye kadar değişen gök cisimleridir. Asteroitler, meteorlar gibi metallerden (çoğunlukla demir ve nikel) ve kayalardan oluşur. Latince asteroit kelimesi “yıldız gibi” anlamına gelir. Asteroitler, çok güçlü olmayan teleskoplar kullanılarak gözlemlendiğinde yıldızlara benzerliklerinden dolayı bu adı almıştır.

Asteroitler birbirleriyle, uydularla ve büyük gezegenlerle çarpışabilir. Asteroitlerin çarpışması sonucunda daha küçük gök cisimleri oluşur - meteorlar. Asteroitler bir gezegene veya uyduya çarptıklarında kilometrelerce uzunlukta devasa kraterler şeklinde izler bırakırlar.

İstisnasız tüm asteroitlerin yüzeyi çok soğuktur, çünkü kendileri büyük kayalara benzerler, ısı üretmezler ve güneşten oldukça uzakta bulunurlar. Asteroit Güneş tarafından ısıtılsa bile yeterince hızlı ısı yayar.

Gökbilimcilerin asteroitlerin kökenine ilişkin en popüler iki hipotezi vardır. Bunlardan birine göre bunlar, bir çarpışma veya patlama sonucu yok olan, bir zamanlar var olan gezegenlerin parçalarıdır. Başka bir versiyona göre asteroitler, güneş sisteminin gezegenlerinin oluştuğu maddenin kalıntılarından oluşmuştur.

Meteorlar- gezegenler arası uzaydan Dünya yüzeyine düşen, çoğunlukla taş ve demirden oluşan küçük gök cisimleri parçaları. Gökbilimciler için göktaşları gerçek bir hazinedir; laboratuvar ortamında bir uzay parçasını kapsamlı bir şekilde inceleyebilmeleri çoğu zaman mümkün değildir. Çoğu uzman, meteorların kozmik cisimlerin çarpışması sırasında oluşan asteroit parçaları olduğunu düşünüyor.

4. YILDIZLAR TEORİSİ

Yıldız, ışık yayan ve kendi yerçekimi ve iç basıncının kuvvetleri tarafından tutulan, derinliklerinde termonükleer füzyon reaksiyonlarının meydana geldiği (veya daha önce meydana geldiği) devasa bir gaz topudur.

Yıldızların temel özellikleri:

parlaklık

Parlaklık, yıldızın görünen büyüklüğü ve uzaklığı biliniyorsa belirlenir. Astronomi, görünen büyüklüğü belirlemek için oldukça güvenilir yöntemlere sahipken, yıldızlara olan mesafeyi belirlemek o kadar kolay değil. Nispeten yakın yıldızlar için mesafe, geçen yüzyılın başından beri bilinen ve yıldızların dünya yörüngesinin farklı noktalarından, yani farklı noktalardan gözlemlendiğinde ihmal edilebilir açısal yer değiştirmelerinin ölçülmesinden oluşan trigonometrik yöntemle belirlenir. yılın zamanları. Bu yöntemin doğruluğu oldukça yüksektir ve oldukça güvenilirdir. Ancak, daha uzaktaki diğer yıldızların çoğu için bu artık uygun değildir: Yıldızların konumlarındaki kaymalar çok küçük ölçülmelidir; yay saniyesinin yüzde birinden daha az. Diğer yöntemler kurtarmaya geliyor, çok daha az doğru ama yine de oldukça güvenilir. Bazı durumlarda, yıldızların mutlak büyüklüğü, yıldızlara olan mesafeyi ölçmeden, radyasyonlarının gözlemlenen bazı özelliklerinden doğrudan belirlenebilir.

Yıldızların parlaklıkları büyük ölçüde farklılık gösterir. Parlaklığı Güneş'in parlaklığını onlarca, hatta yüz binlerce kez aşan beyaz ve mavi süper dev yıldızlar vardır (nispeten az sayıda olmasına rağmen). Ancak yıldızların çoğunluğu "cüceler"dir ve parlaklıkları Güneş'inkinden çok daha azdır, hatta çoğu zaman binlerce kez. Parlaklık karakteristiği yıldızın “mutlak büyüklüğü” olarak adlandırılır. Bir yıldızın görünen büyüklüğü bir yandan parlaklığına ve rengine, diğer yandan ona olan mesafeye bağlıdır. Parlaklığı yüksek yıldızların negatif mutlak değerleri vardır, örneğin -4, -6. Düşük parlaklığa sahip yıldızlar, örneğin +8, +10 gibi büyük pozitif değerlerle karakterize edilir.

Yıldızların kimyasal bileşimi

Radyasyonun “doğrudan” bize geldiği yıldızın dış katmanlarının kimyasal bileşimi, hidrojenin tam bir baskınlığı ile karakterize edilir. Helyum ikinci sırada yer alır ve diğer elementlerin bolluğu nispeten azdır. Yaklaşık her 10.000 hidrojen atomuna karşılık bin helyum atomu, yaklaşık on oksijen atomu, biraz daha az karbon ve nitrojen ve yalnızca bir demir atomu vardır. Diğer elementlerin bolluğu tamamen ihmal edilebilir düzeydedir.

Yıldızların dış katmanlarının, az miktarda ağır element karışımı içeren dev hidrojen-helyum plazmaları olduğunu söyleyebiliriz.

Yıldızların kimyasal bileşimleri ilk tahminde aynı olsa da, bu konuda bazı özellikler gösteren yıldızlar da mevcuttur. Örneğin, anormal derecede yüksek karbon içeriğine sahip bir yıldız var veya anormal derecede yüksek nadir toprak içeriğine sahip nesneler var. Yıldızların büyük çoğunluğu tamamen ihmal edilebilir miktarda lityuma sahipse (yaklaşık 10 11 hidrojenden), o zaman bazen bu nadir elementin oldukça bol olduğu "benzersiz" durumlar da vardır.

Yıldızların spektrumları

Yıldızların spektrumlarını incelemek olağanüstü derecede zengin bilgiler sağlar. Harvard spektral sınıflandırması olarak adlandırılan sınıflandırma artık benimsenmiştir. Latin harfleriyle gösterilen on sınıfı vardır: O, B, A, F, G, K, M. Yıldız spektrumlarını sınıflandırmak için mevcut sistem o kadar doğrudur ki, spektrumun onda biri doğrulukla belirlenmesine olanak tanır. sınıf. Örneğin, B ve A sınıfları arasındaki yıldız spektrumu dizisinin bir kısmı B0, B1 ... B9, A0 vb. olarak adlandırılır. Yıldızların spektrumu, ilk yaklaşımla, belirli bir T sıcaklığına sahip, ışın yayan "siyah" bir cismin spektrumuna benzer. Bu sıcaklıklar, spektral sınıf O yıldızları için 40-50 bin kelvin'den, O sınıfı yıldızlar için 3000 kelvin'e kadar sorunsuz bir şekilde değişir. Spektral sınıf M. Buna uygun olarak, yıldız spektral sınıfları O ve B'nin radyasyonunun ana kısmı, dünya yüzeyinden gözlem için erişilemeyen spektrumun ultraviyole kısmına düşer.

Yıldız spektrumlarının bir diğer karakteristik özelliği, çeşitli elementlere ait çok sayıda soğurma çizgisinin varlığıdır. Bu çizgilerin ince analizi, yıldızların dış katmanlarının doğası hakkında özellikle değerli bilgiler sağladı. Spektrumlardaki farklılıklar öncelikle yıldızın dış katmanlarının sıcaklıklarındaki farklılıklarla açıklanmaktadır. Bu nedenle, yıldızların dış katmanlarındaki farklı elementlerin iyonizasyon ve uyarılma durumları önemli ölçüde farklılık gösterir ve bu da spektrumlarda güçlü farklılıklara yol açar.

Sıcaklık

Sıcaklık bir yıldızın rengini ve spektrumunu belirler. Yani örneğin yıldızların katmanlarının yüzey sıcaklığı 3-4 bin ise. K., sonra rengi kırmızımsı, 6-7 bin K. ise sarımsıdır. Sıcaklığı 10-12 bin K'nin üzerinde olan çok sıcak yıldızlar beyaz veya mavimsi bir renge sahiptir. Astronomide yıldızların rengini ölçmek için tamamen objektif yöntemler vardır. İkincisi, fotografik ve görsel değerler arasındaki farka eşit olan "renk indeksi" olarak adlandırılan değerle belirlenir. Her renk indeksi değeri belirli bir spektrum tipine karşılık gelir.

Soğuk kırmızı yıldızların spektrumları, nötr metal atomlarının soğurma çizgileri ve bazı basit bileşiklerin (örneğin, CN, SP, H20, vb.) bantları ile karakterize edilir. Yüzey sıcaklığı arttıkça, yıldızların spektrumunda moleküler bantlar kaybolur, birçok nötr atom çizgisi ve nötr helyum çizgileri zayıflar. Spektrumun görünümü kökten değişiyor. Örneğin yüzey sıcaklıkları 20 bin K'yı aşan sıcak yıldızlarda ağırlıklı olarak nötr ve iyonize helyum çizgileri gözlenir ve ultraviyole kısmında sürekli spektrum çok yoğundur. Yaklaşık 10 bin K yüzey sıcaklığına sahip yıldızlar en yoğun hidrojen çizgilerine sahipken, yaklaşık 6 bin K sıcaklığa sahip yıldızlar, spektrumun görünür ve ultraviyole kısımlarının sınırında yer alan iyonize kalsiyum çizgilerine sahiptir.

Yıldız kütlesi

Astronomi, izole bir yıldızın kütlesini (yani birden fazla sisteme dahil olmayan) doğrudan ve bağımsız olarak belirlemeye yönelik bir yönteme sahip değildi ve şu anda da bulunmuyor. Bu da Evren bilimimizin çok ciddi bir eksikliğidir. Eğer böyle bir yöntem olsaydı bilgimizin ilerlemesi çok daha hızlı olurdu. Yıldızların kütleleri nispeten dar sınırlar içinde değişir. Kütleleri güneş kütlesinden 10 kat daha büyük veya daha az olan çok az yıldız vardır. Böyle bir durumda gökbilimciler, aynı parlaklığa ve renge sahip yıldızların aynı kütlelere sahip olduğunu zımnen kabul ederler. Yalnızca ikili sistemler için tanımlanırlar. İkili sistemdeki aynı parlaklığa ve renge sahip tek bir yıldızın "kardeş" ile aynı kütleye sahip olduğu ifadesi her zaman ihtiyatla karşılanmalıdır.

Kütlesi 0,02 M'den az olan nesnelerin artık yıldız olmadığına inanılıyor. İç enerji kaynakları yoktur ve parlaklıkları sıfıra yakındır. Genellikle bu nesneler gezegen olarak sınıflandırılır. Doğrudan ölçülen en büyük kütleler 60 M'yi aşmaz.

YILDIZLARIN SINIFLANDIRILMASI

Yıldızların sınıflandırmaları, spektrumları elde edilmeye başlandıktan hemen sonra yapılmaya başlandı. 20. yüzyılın başında Hertzsprung ve Russell çeşitli yıldızları bir diyagram üzerinde çizdiler ve çoğunun dar bir eğri boyunca gruplandırıldığı ortaya çıktı. Hertzsprung diyagramı--yıldızın mutlak büyüklüğü, parlaklığı, tayf sınıfı ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösterir. Bu diyagramdaki yıldızlar rastgele yerleştirilmemiştir, açıkça görülebilen alanlar oluşturmaktadır.

Diyagram, mutlak değeri spektral sınıfa göre bulmayı mümkün kılar. Özellikle O-F spektral sınıfları için. Daha sonraki derslerde bu, bir dev ile bir cüce arasında seçim yapma ihtiyacı nedeniyle karmaşık hale gelir. Ancak bazı çizgilerin yoğunluklarındaki bazı farklılıklar bu seçimi güvenle yapmamızı sağlıyor.

Yıldızların yaklaşık %90'ı anakoldadır. Parlaklıkları, hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer reaksiyonlardan kaynaklanmaktadır. Ayrıca helyum ve daha ağır elementlerin yandığı evrimleşmiş dev yıldızların çeşitli dalları da vardır. Diyagramın sol alt kısmında tamamen gelişmiş beyaz cüceler bulunmaktadır.

YILDIZ TÜRLERİ

Devler-- aynı yüzey sıcaklığına sahip ana dizi yıldızlarından çok daha büyük yarıçapa ve daha yüksek parlaklığa sahip bir yıldız türü. Tipik olarak dev yıldızların yarıçapları 10 ila 100 güneş yarıçapı arasındadır ve parlaklıkları 10 ila 1000 güneş parlaklığı arasındadır. Parlaklığı devlerinkinden daha büyük olan yıldızlara süperdevler ve hiperdevler denir. Sıcak ve parlak ana dizi yıldızları da beyaz devler olarak sınıflandırılabilir. Ayrıca devler, geniş yarıçapları ve yüksek parlaklıkları nedeniyle ana dizinin üzerinde yer alır.

Cüceler- 1 ila 0,01 yarıçaplı bir tür küçük yıldız. Güneş ve 1'den 10-4'e kadar düşük parlaklıklar, 1'den 0,1'e kadar güneş kütlesine sahip Güneş'in parlaklığı.

· Beyaz cüce- Kendi termonükleer enerji kaynaklarından yoksun, 1,4 güneş kütlesini aşmayan bir kütleye sahip gelişmiş yıldızlar. Bu tür yıldızların çapı Güneş'inkinden yüzlerce kat daha küçük olabileceği gibi yoğunlukları da suyun yoğunluğundan 1.000.000 kat daha fazla olabilir.

· kırmızı cüce- spektral sınıfı M veya üst K olan küçük ve nispeten soğuk bir ana dizi yıldızı. Diğer yıldızlardan oldukça farklıdırlar. Kırmızı cücelerin çapı ve kütlesi güneş kütlesinin üçte birini geçmez (kütlenin alt sınırı 0,08 güneştir, onu kahverengi cüceler takip eder).

· Kahverengi cüce- 5-75 Jüpiter kütlesi aralığında (ve yaklaşık olarak Jüpiter'in çapına eşit bir çapta) kütlelere sahip yıldız altı nesneler; derinliklerinde, ana dizi yıldızlarının aksine, hidrojenin dönüşümüyle hiçbir termonükleer füzyon reaksiyonu meydana gelmez. helyum.

· Alt kahverengi cüceler veya kahverengi alt cüceler-- kütleleri kahverengi cücelerin sınırının altında olan soğuk oluşumlar. Genellikle gezegen olarak kabul edilirler.

· Siyah cüce- soğumuş ve sonuç olarak görünür aralıkta yayılmayan beyaz cüceler. Beyaz cücelerin evriminin son aşamasını temsil eder. Beyaz cücelerin kütleleri gibi siyah cücelerin kütleleri de 1,4 güneş kütlesinin üzerinde sınırlıdır.

Nötron yıldızı- 1,5 güneş mertebesinde kütlelere sahip ve boyutları beyaz cücelerden belirgin şekilde daha küçük olan, yaklaşık 10-20 km çapında yıldız oluşumları. Bu tür yıldızların yoğunluğu suyun 1000.000.000.000 yoğunluğuna ulaşabilir. Ve manyetik alan, Dünya'nın manyetik alanından aynı sayıda kat daha büyüktür. Bu tür yıldızlar esas olarak yerçekimi kuvvetleri tarafından sıkı bir şekilde sıkıştırılmış nötronlardan oluşur. Çoğu zaman bu tür yıldızlar pulsarlardır.

Yeni yıldız- parlaklığı aniden 10.000 kat artan yıldızlar. Nova, bir beyaz cüce ve ana dizide yer alan bir eşlik eden yıldızdan oluşan ikili bir sistemdir. Bu tür sistemlerde yıldızdan gelen gaz yavaş yavaş beyaz cüceye akar ve orada periyodik olarak patlayarak bir parlaklık patlamasına neden olur.

Süpernova- bu, evrimini yıkıcı bir patlama süreciyle sonlandıran bir yıldızdır. Bu durumda parlama, bir nova durumunda olduğundan birkaç kat daha büyük olabilir. Böylesine güçlü bir patlama, evrimin son aşamasında yıldızda meydana gelen süreçlerin bir sonucudur.

Çift yıldız- bunlar, ortak bir kütle merkezi etrafında dönen, yerçekimsel olarak birbirine bağlı iki yıldızdır. Bazen üç veya daha fazla yıldızdan oluşan sistemler vardır; bu genel durumda sisteme çoklu yıldız adı verilir. Böyle bir yıldız sisteminin Dünya'dan çok uzak olmadığı durumlarda, tek tek yıldızlar teleskop aracılığıyla ayırt edilebilir. Mesafe önemliyse, gökbilimcilerin bir çift yıldızı yalnızca dolaylı işaretlerle görebildiklerini anlamak mümkündür - bir yıldızın bir başkası ve diğer bazı yıldızlar tarafından periyodik olarak tutulmasının neden olduğu parlaklık dalgalanmaları.

Pulsarlar- bunlar manyetik alanın dönme eksenine eğimli olduğu ve dönerken Dünya'ya gelen radyasyonun modülasyonuna neden olan nötron yıldızlarıdır.

İlk pulsar, Mallard Radyo Astronomi Gözlemevi radyo teleskopu kullanılarak keşfedildi. Cambridge Üniversitesi. Keşif, yüksek lisans öğrencisi Jocelyn Bell tarafından Haziran 1967'de 3,5 m, yani 85,7 MHz dalga boyunda yapıldı. Bu pulsarın adı PSR J1921+2153'tür. Pulsarın gözlemleri birkaç ay boyunca gizli tutuldu ve daha sonra ona "küçük yeşil adamlar" anlamına gelen LGM-1 adı verildi. Bunun nedeni Dünya'ya düzenli aralıklarla ulaşan radyo darbeleriydi ve dolayısıyla bu radyo darbelerinin yapay kökenli olduğu varsayılmıştı.

Jocelyn Bell, Hewish'in grubundaydı, benzer sinyallere sahip 3 kaynak daha buldular, bundan sonra kimse sinyallerin yapay kökenli olmadığından şüphe duymadı. 1968'in sonunda 58 pulsar keşfedilmişti. Ve 2008'de 1.790 radyo pulsarı zaten biliniyordu. Güneş sistemimize en yakın pulsar 390 ışıkyılı uzaklıkta.

Kuasarlar Evrende bulunan en önemli miktarda enerjiyi yayan parlak nesnelerdir. Dünya'dan muazzam bir uzaklıkta olduklarından, 1000 kat daha yakın olan kozmik cisimlerden daha fazla parlaklık gösterirler. Modern tanıma göre kuasar, büyük miktarda enerji açığa çıkaran süreçlerin meydana geldiği bir galaksinin aktif çekirdeğidir. Terimin kendisi "yıldız benzeri radyo kaynağı" anlamına gelir. İlk kuasar, Kaliforniya'daki bir gözlemevinde yıldızları gözlemleyen Amerikalı gökbilimciler A. Sandage ve T. Matthews tarafından fark edildi. 1963 yılında M. Schmidt, elektromanyetik radyasyonu bir noktada toplayan bir reflektör teleskopu kullanarak, gözlemlenen nesnenin spektrumunda kırmızıya doğru bir sapma keşfetti ve bu, kaynağının sistemimizden uzaklaştığını belirledi. Daha sonra yapılan çalışmalar, 3C 273 olarak kaydedilen gök cisminin 3 milyar ışıkyılı uzaklıkta yer aldığını gösterdi. Yıllardır ve muazzam bir hızla (240.000 km/s) uzaklaşıyor. Moskovalı bilim adamları Sharov ve Efremov, nesnenin mevcut ilk fotoğraflarını incelediler ve parlaklığını defalarca değiştirdiğini buldular. Parlaklık yoğunluğundaki düzensiz değişiklikler, kaynağın boyutunun küçük olduğunu gösterir.

5. YILDIZLARIN ENERJİ KAYNAKLARI

R. Mayer'in 1842'de enerjinin korunumu yasasını formüle etmesinden sonraki yüz yıl boyunca, yıldızların enerji kaynaklarının doğası hakkında birçok hipotez dile getirildi, özellikle meteoroidlerin bir yıldıza düşmesiyle ilgili bir hipotez öne sürüldü. elementlerin radyoaktif bozunması ve protonların ve elektronların yok olması. Yalnızca yerçekimsel sıkıştırma ve termonükleer füzyon gerçek öneme sahiptir.

Yıldızların iç kısmında termonükleer füzyon

1939'a gelindiğinde yıldız enerjisinin kaynağının yıldızların bağırsaklarında meydana gelen termonükleer füzyon olduğu tespit edildi. Yıldızların çoğu, çekirdeklerindeki dört protonun bir dizi ara adımla birleşerek tek bir alfa parçacığına dönüşmesi nedeniyle ışık saçar. Bu dönüşüm, proton-proton veya p-p döngüsü ve karbon-nitrojen veya CN döngüsü adı verilen iki ana yolla gerçekleşebilir. Düşük kütleli yıldızlarda enerji salınımı esas olarak ilk döngü tarafından, ağır yıldızlarda ise ikinci döngü tarafından sağlanır. Bir yıldızın nükleer enerji arzı sınırlıdır ve sürekli olarak radyasyona harcanır. Enerjiyi serbest bırakan ve yıldızın maddesinin bileşimini değiştiren termonükleer füzyon süreci, yıldızı sıkıştırma eğiliminde olan ve aynı zamanda enerji açığa çıkaran yerçekimi ve salınan enerjiyi taşıyan yüzeyden gelen radyasyonla birlikte ana süreçlerdir. yıldız evriminin itici güçleri.

Hans Albrecht Bethe, 1967'de Nobel Fizik Ödülü'nü kazanan Amerikalı astrofizikçidir. Ana eserler nükleer fizik ve astrofiziğe ayrılmıştır. Termonükleer reaksiyonların proton-proton döngüsünü keşfeden (1938) ve büyük yıldızlardaki termonükleer reaksiyonların sürecini açıklamak için altı aşamalı bir karbon-nitrojen döngüsü öneren oydu; bu sayede "sisteme katkılarından" dolayı Nobel Fizik Ödülü'nü aldı. özellikle yıldızların enerji kaynaklarına ilişkin keşifler için nükleer reaksiyonlar teorisi."

Yerçekimi sıkıştırması

Yerçekimi sıkıştırması, iç enerjisinin serbest bırakılması nedeniyle bir yıldızın iç sürecidir.

Bir noktada yıldızın soğuması nedeniyle merkezindeki sıcaklığın bir miktar azalacağını varsayalım. Merkezdeki basınç da azalacak ve artık üstteki katmanların ağırlığını telafi edemeyecektir. Yerçekimi kuvvetleri yıldızı sıkıştırmaya başlayacak. Bu durumda sistemin potansiyel enerjisi azalacak (potansiyel enerji negatif olduğu için modülü artacak), iç enerjisi ve dolayısıyla yıldızın içindeki sıcaklık artacaktır. Ancak açığa çıkan potansiyel enerjinin yalnızca yarısı sıcaklığın arttırılması için harcanacak, diğer yarısı ise yıldızın radyasyonunu korumak için kullanılacak.

6. YILDIZLARIN EVRİMİ

Astronomide yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı boyunca, yani milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisidir. Bu kadar muazzam zaman dilimleri boyunca, değişiklikler oldukça önemlidir.

Bir yıldızın evrimindeki ana aşamalar, onun doğuşu (yıldız oluşumu), yıldızın hidrodinamik ve termal dengede bütünleyici bir sistem olarak uzun bir süre (genellikle kararlı) varlığı ve son olarak onun "ölümü" dönemidir. ” yani Bir yıldızın yok olmasına veya felaketle sonuçlanacak şekilde daralmasına yol açan, geri dönüşü olmayan bir dengesizlik. Bir yıldızın evriminin seyri, kütlesine ve başlangıçtaki kimyasal bileşimine bağlıdır; bu da yıldızın oluşum zamanına ve oluşum sırasındaki Galaksideki konumuna bağlıdır. Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, evrimi o kadar hızlı ve “ömrü” o kadar kısa olur.

Bir yıldız, yaşamına soğuk, seyrekleştirilmiş bir yıldızlararası gaz bulutu olarak başlar, kendi yerçekimi altında sıkıştırılır ve yavaş yavaş bir top şeklini alır. Sıkıştırıldığında yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür ve nesnenin sıcaklığı artar. Merkezdeki sıcaklık 15-20 milyon K'ye ulaştığında termonükleer reaksiyonlar başlar ve sıkıştırma durur. Nesne tam teşekküllü bir yıldız haline gelir.

Belirli bir süre sonra - bir milyondan on milyarlarca yıla kadar (başlangıçtaki kütleye bağlı olarak) - yıldız, çekirdeğin hidrojen kaynaklarını tüketir. Büyük ve sıcak yıldızlarda bu durum, küçük ve soğuk yıldızlara göre çok daha hızlı gerçekleşir. Hidrojen kaynağının tükenmesi termonükleer reaksiyonların durmasına yol açar.

Bu reaksiyonlar sırasında ortaya çıkan ve yıldızın gövdesindeki iç kütle çekimini dengeleyen basınç olmadan yıldız, daha önceki oluşum sürecinde olduğu gibi yeniden büzülmeye başlar. Sıcaklık ve basınç tekrar yükselir, ancak önyıldız aşamasından farklı olarak çok daha yüksek bir seviyeye çıkar. Çökme, helyum içeren termonükleer reaksiyonlar yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta başlayana kadar devam eder.

Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer "yanması", yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız "şişir", çok "gevşek" hale gelir ve boyutu yaklaşık 100 kat artar. Böylece yıldız kırmızı bir dev haline gelir ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer. Kırmızı devlerin neredeyse tamamı değişen yıldızlardır.

Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.

GÜNEŞ

Güneş, Güneş Sistemindeki tek yıldızdır; sistemin tüm gezegenleri, uyduları ve kozmik toz dahil diğer nesneler onun etrafında hareket eder.

Güneşin Özellikleri

· Güneşin Kütlesi: 2.1030 kg (332.946 Dünya kütlesi)

Çap: 1.392.000 km

· Yarıçap: 696.000 km

Ortalama yoğunluk: 1.400 kg/m3

Eksen eğimi: 7,25° (ekliptik düzleme göre)

Yüzey sıcaklığı: 5.780 K

Güneş'in merkezindeki sıcaklık: 15 milyon derece

Spektral sınıf: G2 V

Dünya'ya ortalama uzaklık: 150 milyon km

· Yaş: yaklaşık 5 milyar yıl

Rotasyon süresi: 25.380 gün

Parlaklık: 3,86 1026 W

· Görünen büyüklük: 26,75m

Güneşin yapısı

Spektral sınıflandırmaya göre yıldız “sarı cüce” türüdür; kaba hesaplamalara göre yaşı 4,5 milyar yılın biraz üzerindedir, yaşam döngüsünün ortasındadır. %92'si hidrojen ve %7'si helyumdan oluşan güneş, oldukça karmaşık bir yapıya sahiptir. Merkezinde, yıldızın toplam yarıçapının %25'i kadar olan yaklaşık 150.000-175.000 km yarıçaplı bir çekirdek bulunur; merkezinde sıcaklık 14.000.000 K'ye yaklaşır. Çekirdek kendi ekseni etrafında yüksek hızda döner, ve bu hız, yıldızın dış kabuklarının göstergelerini önemli ölçüde aşıyor. Burada dört protondan helyum oluşumu reaksiyonu meydana gelir ve bunun sonucunda büyük miktarda enerji tüm katmanlardan geçer ve fotosferden kinetik enerji ve ışık şeklinde yayılır. Çekirdeğin üzerinde sıcaklıkların 2-7 milyon K aralığında olduğu bir ışınım aktarım bölgesi vardır. Bunu, enerji aktarımı için artık yeniden ışınımın değil, plazmanın bulunduğu yaklaşık 200.000 km kalınlığında bir konvektif bölge izler. karıştırma. Katmanın yüzeyinde sıcaklık yaklaşık 5800 K'dir. Güneş'in atmosferi, yıldızın görünür yüzeyini oluşturan fotosfer, yaklaşık 2000 km kalınlığındaki kromosfer ve son dış katman olan koronadan oluşur. Sıcaklığı 1.000.000-20.000.000 K aralığında olan güneşin kabuğu. Dış kısımdan Korona, güneş rüzgarı adı verilen iyonize parçacıkların salınmasına neden olur.

Güneş'te meydana gelen olayların ortaya çıkmasında manyetik alanlar önemli bir rol oynamaktadır. Güneş'teki madde her yerde mıknatıslanmış bir plazmadır. Bazen belirli bölgelerde manyetik alan kuvveti hızlı ve güçlü bir şekilde artar. Bu sürece, güneş atmosferinin çeşitli katmanlarında bütün bir güneş aktivitesi olgusu kompleksinin ortaya çıkması eşlik ediyor. Bunlar arasında fotosferdeki fakülalar ve noktalar, kromosferdeki flokuluslar ve koronadaki çıkıntılar yer alır. Güneş atmosferinin tüm katmanlarını kapsayan ve kromosferden kaynaklanan en dikkat çekici olay güneş patlamalarıdır.

Gözlemler sırasında bilim adamları Güneş'in güçlü bir radyo emisyonu kaynağı olduğunu keşfettiler. Radyo dalgaları gezegenler arası uzaya nüfuz eder ve kromosfer (santimetre dalgaları) ve korona (desimetre ve metre dalgaları) tarafından yayılır.

Güneş'ten gelen radyo emisyonunun iki bileşeni vardır: sabit ve değişken (patlamalar, "gürültü fırtınaları"). Güçlü güneş patlamaları sırasında, Güneş'ten gelen radyo emisyonu, sessiz Güneş'ten gelen radyo emisyonuna kıyasla binlerce, hatta milyonlarca kat artar. Bu radyo emisyonu doğası gereği termal değildir.

X ışınları esas olarak kromosferin ve koronanın üst katmanlarından gelir. Radyasyon özellikle güneş aktivitesinin maksimum olduğu yıllarda güçlüdür.

Güneş sadece ışık, ısı ve diğer tüm elektromanyetik radyasyon türlerini yaymaz. Aynı zamanda parçacıkların - taneciklerin - sürekli akışının da kaynağıdır. Nötrinolar, elektronlar, protonlar, alfa parçacıkları ve daha ağır atom çekirdekleri hep birlikte Güneş'in parçacık radyasyonunu oluşturur. Bu radyasyonun önemli bir kısmı, az çok sürekli bir plazma çıkışıdır - güneş atmosferinin dış katmanlarının devamı olan güneş rüzgarı - güneş koronası. Sürekli esen bu plazma rüzgarının arka planına karşı, Güneş'in bireysel bölgeleri daha yönlendirilmiş, geliştirilmiş, sözde parçacık akışlarının kaynaklarıdır. Büyük olasılıkla, bunlar güneş koronasının özel bölgeleriyle - koroner deliklerle ve ayrıca muhtemelen Güneş'teki uzun ömürlü aktif bölgelerle ilişkilidir. Son olarak, parçacıkların (özellikle elektronlar ve protonlar) en güçlü kısa vadeli akışları güneş patlamalarıyla ilişkilidir. En güçlü parlamaların bir sonucu olarak parçacıklar, ışık hızının gözle görülür bir kesri olan hızlara ulaşabilirler. Bu kadar yüksek enerjiye sahip parçacıklara güneş kozmik ışınları denir.

Güneş parçacık radyasyonunun Dünya üzerinde ve öncelikle atmosferinin ve manyetik alanının üst katmanları üzerinde güçlü bir etkisi vardır ve birçok ilginç jeofizik olaya neden olur.

Güneşin evrimi

Güneş'in yaklaşık 4,5 milyar yıl önce, moleküler hidrojen bulutunun yerçekiminin etkisi altındaki hızlı sıkışmanın Galaksi bölgemizdeki T Tauri popülasyonunun tip 1 yıldızının oluşmasına yol açtığı zaman oluştuğuna inanılıyor.

Güneş kadar büyük bir yıldızın anakolda toplam 10 milyar yıl boyunca var olması gerekir. Böylece Güneş şu anda yaklaşık olarak yaşam döngüsünün ortasındadır. Şu anda, güneş çekirdeğinde hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer reaksiyonlar meydana geliyor. Güneş'in çekirdeğinde her saniye yaklaşık 4 milyon ton madde radyant enerjiye dönüştürülür, bu da güneş ışınımının oluşmasına ve güneş nötrinolarının akışına neden olur.

Güneş yaklaşık 7,5 – 8 milyar yıl (yani 4-5 milyar yıl) yaşına ulaştığında yıldız kırmızı bir deve dönüşecek, dış kabukları genişleyerek Dünya yörüngesine ulaşacak ve muhtemelen gezegeni daha da ileri itecek. uzak. Yüksek sıcaklıkların etkisi altında bugün anladığımız şekliyle yaşam imkansız hale gelecektir. Güneş, ömrünün son dönemini beyaz cüce olarak geçirecek.

ÇÖZÜM

Bu çalışmadan aşağıdaki sonuçlar çıkarılabilir:

· Evrenin yapısının temel unsurları: galaksiler, yıldızlar, gezegenler

Galaksiler, galaksinin merkezinin etrafında dönen, karşılıklı çekim ve ortak kökenle birbirine bağlanan milyarlarca yıldızdan oluşan sistemlerdir.

Gezegenler enerji yaymayan, karmaşık iç yapıya sahip cisimlerdir.

Gözlemlenebilir Evrendeki en yaygın gök cisimleri yıldızlardır.

Modern kavramlara göre yıldız, termonükleer füzyonun 10 milyon K derecenin üzerindeki sıcaklıklarda meydana geldiği bir gaz-plazma nesnesidir.

· Görünür Evreni incelemenin ana yöntemleri teleskoplar ve radyo teleskopları, spektral okumalar ve radyo dalgalarıdır;

· Yıldızları tanımlayan temel kavramlar şunlardır:

Yıldızın boyutunu değil parlaklığını, yani yıldızın Dünya'da yarattığı aydınlatmayı karakterize eden yıldız büyüklüğü;

Benzer belgeler

Kozmolojik teorinin temel ilkelerinin oluşumu - Evrenin yapısı ve evrimi bilimi. Evrenin kökeni teorilerinin özellikleri. Büyük Patlama Teorisi ve Evrenin Evrimi. Evrenin yapısı ve modelleri. Yaratılışçılık kavramının özü.

sunum, 11/12/2012 eklendi


Kuarklar hakkında modern fiziksel fikirler. Sentetik evrim teorisi. Gaia (Dünya) hipotezi. Darwin'in teorisinin modern şekli. Kozmik ışınlar ve nötrinolar. Yerçekimi astronomisinin gelişimi için beklentiler. Evreni incelemenin modern yöntemleri.

özet, 10/18/2013 eklendi


Büyük Patlama ve genişleyen Evren fikri. Sıcak Evren teorisi. Kozmolojinin gelişiminde mevcut aşamanın özellikleri. Enflasyon teorisinin kalbinde kuantum boşluğu var. Fiziksel boşluk kavramının deneysel temelleri.

sunum, 20.05.2012 eklendi


İncil bağlamında Evrenin yapısı ve geleceği. Bir yıldızın evrimi ve İncil'in görünümü. Evrenin ortaya çıkışı ve üzerindeki yaşam teorileri. Evrenin geleceğinin yenilenmesi ve dönüşümü kavramı. Metagalaksi ve yıldızlar. Modern yıldız evrimi teorisi.

özet, eklendi: 04/04/2012


Evren hakkında varsayımsal fikirler. Doğa bilimlerinde bilginin temel ilkeleri. Büyük Patlamadan Sonra Evrenin Gelişimi. Batlamyus'un kozmolojik modeli. Büyük Patlama teorisinin özellikleri. Evrendeki evrim aşamaları ve sıcaklık değişimleri.

kurs çalışması, eklendi 28.04.2014


Kuantum mekaniğinde belirsizlik, tamamlayıcılık, özdeşlik ilkeleri. Evrenin evriminin modelleri. Temel parçacıkların özellikleri ve sınıflandırılması. Yıldızların evrimi. Güneş sisteminin kökeni, yapısı. Işığın doğası hakkında fikirlerin geliştirilmesi.

hile sayfası, 15.01.2009 eklendi


Big bang teorisi. Kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu kavramı. Fiziksel boşluğun enflasyonist teorisi. Homojen izotropik, durağan olmayan genişleyen bir Evren modelinin temelleri. Lemaître, de Sitter, Milne, Friedman, Einstein-de Sitter modellerinin özü.

özet, 24.01.2011 eklendi


Evrenin yapısı ve evrimi. Evrenin kökeni ve yapısına ilişkin hipotezler. Büyük Patlama öncesinde uzayın durumu. Spektral analize göre yıldızların kimyasal bileşimi. Kırmızı devin yapısı. Kara delikler, gizli kütle, kuasarlar ve pulsarlar.

özet, 20.11.2011 eklendi


Doğa bilimlerinde devrim, atomun yapısı doktrininin ortaya çıkışı ve daha da gelişmesi. Mega dünyanın bileşimi, yapısı ve zamanı. Hadronların kuark modeli. Metagalaksinin, galaksilerin ve bireysel yıldızların evrimi. Evrenin kökeninin modern resmi.

kurs çalışması, eklendi 07/16/2011


Evrenin temel hipotezleri: Newton'dan Einstein'a. Modern kozmolojinin en büyük başarısı olarak "büyük patlama" teorisi (genişleyen Evren modeli). A. Friedman'ın Evrenin genişlemesine ilişkin fikirleri. Model G.A. Gamow, elementlerin oluşumu.

2013 yılında astronomide inanılmaz bir olay yaşandı. Bilim insanları, bundan 12.000.000.000 yıl önce, astronomide Büyük Patlama'dan sonra geçen bir milyar yıllık zaman dilimini adlandırdıkları gibi, Evrenin Karanlık Çağları sırasında patlayan bir yıldızın ışığını gördüler.


Yıldız öldüğünde Dünyamız henüz mevcut değildi. Ve ancak şimdi dünyalılar onun ışığını gördüler - milyarlarca yıl boyunca Evrende dolaştılar, elveda.

Yıldızlar neden parlıyor?

Yıldızlar doğaları gereği parlıyor. Her yıldız, yerçekimi ve iç basınç tarafından bir arada tutulan devasa bir gaz topudur. Topun içinde yoğun termonükleer füzyon reaksiyonları meydana gelir, sıcaklık milyonlarca kelvindir.

Bu yapı, yalnızca trilyonlarca kilometre (Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri 39 trilyon kilometredir) değil, aynı zamanda milyarlarca yıl boyunca seyahat edebilen kozmik bir cismin canavarca parlaklığını sağlar.

Dünya'dan gözlemlenen en parlak yıldızlar Sirius, Canopus, Toliman, Arcturus, Vega, Capella, Rigel, Altair, Aldebaran ve diğerleridir.


Görünür renkleri doğrudan yıldızların parlaklığına bağlıdır: radyasyon yoğunluğu bakımından mavi yıldızlar üstündür, ardından mavi-beyaz, beyaz, sarı, sarı-turuncu ve turuncu-kırmızı gelir.

Yıldızlar gündüzleri neden görünmüyor?

Bunun nedeni, Dünya'nın da dahil olduğu, bize en yakın yıldız olan Güneş'tir. Güneş en parlak veya en büyük yıldız olmasa da, kozmik ölçekler açısından onunla gezegenimiz arasındaki mesafe o kadar küçüktür ki, güneş ışığı kelimenin tam anlamıyla Dünya'yı doldurur ve diğer tüm hafif parıltıları görünmez hale getirir.

Yukarıdakileri kişisel olarak doğrulamak için basit bir deney yapabilirsiniz. Karton kutuya delikler açın ve içini bir ışık kaynağıyla (masa lambası veya el feneri) işaretleyin. Karanlık bir odada delikler küçük yıldızlar gibi parlayacak. Ve şimdi "Güneşi açın" - tavandaki oda ışığı - "karton yıldızlar" kaybolacak.


Bu, gün boyunca yıldız ışığını göremediğimiz gerçeğini tam olarak açıklayan basitleştirilmiş bir mekanizmadır.

Madenlerin ve derin kuyuların dibinden gün içerisinde yıldızlar görünüyor mu?

Gün boyunca yıldızlar görünmeseler de hala gökyüzündedirler; gezegenlerin aksine statiktirler ve her zaman aynı noktadadırlar.

Gündüz yıldızlarının derin kuyuların, madenlerin dibinden ve hatta yeterince yüksek ve geniş (bir kişiye sığacak kadar) bacalardan görülebileceğine dair bir efsane var. Bu iddianın, MÖ 4. yüzyılda yaşayan antik Yunan filozofu Aristoteles'e kadar rekor sayıda yıldır doğru olduğu düşünülüyor. örneğin, 19. yüzyılın İngiliz gökbilimcisi ve fizikçisi John Herschel'den önce.

Görünüşe göre: daha kolay olan - kuyuya inin ve kontrol edin! Ancak bir nedenden dolayı efsane, tamamen yanlış olduğu ortaya çıkmasına rağmen yaşamaya devam etti. Madenin derinliklerinden yıldızlar görünmüyor. Çünkü bunun için nesnel koşullar yok.

Belki de bu kadar tuhaf ve inatçı bir ifadenin ortaya çıkmasının nedeni, Leonardo da Vinci'nin önerdiği deneydir. Yıldızların Dünya'dan görülen gerçek görüntüsünü görmek için, bir kağıt parçasına küçük delikler (gözbebeği büyüklüğünde veya daha küçük) açtı ve bunları gözlerinin üzerine yerleştirdi. Ne gördü? Küçük ışık noktaları; titreşim veya "ışın" yok.

Yıldızların parlaklığının, merceğin ışığı büktüğü, lifli bir yapıya sahip olan gözümüzün yapısının bir avantajı olduğu ortaya çıktı. Yıldızlara küçük bir aralıktan bakarsak, merceğin içine o kadar ince bir ışık huzmesi geçiririz ki, neredeyse bükülmeden merkezden geçer. Ve yıldızlar gerçek halleriyle küçük noktalar halinde görünüyorlar.

Her yıldız, Güneşimiz gibi devasa, parlayan bir gaz topudur. Bir yıldız muazzam miktarda enerji açığa çıkardığı için parlar. Bu enerji, termonükleer reaksiyonların bir sonucu olarak üretilir.

Her yıldız, Güneşimiz gibi devasa, parlayan bir gaz topudur. Bir yıldız muazzam miktarda enerji açığa çıkardığı için parlar. Bu enerji, termonükleer reaksiyonların bir sonucu olarak üretilir.Her yıldız birçok kimyasal element içerir. Örneğin Güneş'te en az 60 elementin varlığı keşfedildi. Bunların arasında hidrojen, helyum, demir, kalsiyum, magnezyum ve diğerleri bulunur.
Güneş'i neden bu kadar küçük görüyoruz? Evet çünkü bize çok uzak. Yıldızlar neden bu kadar küçük görünüyor? Kocaman Güneşimizin bize ne kadar küçük göründüğünü unutmayın; sadece bir futbol topu büyüklüğünde. Bunun nedeni bize çok uzak olmasıdır. Ve yıldızlar çok çok daha uzakta!
Güneşimiz gibi yıldızlar etraflarındaki Evreni aydınlatır, etraflarındaki gezegenleri ısıtır ve hayat verir. Neden sadece geceleri parlıyorlar? Hayır, hayır, gün içinde de parlıyorlar, sadece onları göremezsiniz. Gündüzleri güneşimiz ışınlarıyla gezegenin mavi atmosferini aydınlatıyor, bu yüzden uzay sanki bir perde arkasındaymış gibi gizleniyor. Geceleri bu perde açılıyor ve uzayın tüm ihtişamını görüyoruz - yıldızlar, galaksiler, bulutsular, kuyruklu yıldızlar ve Evrenimizin diğer birçok harikası.

>> Yıldızlar neden parlıyor?

Yıldızlar neden gökyüzünde parlıyor?– Çocuklar için açıklama: Geceleri neden farklı renklerde parlıyorlar, neyden yapıldıkları, yüzey sıcaklığı, boyutları ve yaşları.

Çocukların anlayabileceği bir dille yıldızların neden parladığını konuşalım. Bu bilgiler çocuklar ve ebeveynleri için faydalı olacaktır.

Çocuklar gece gökyüzüne hayran olmak ve milyarlarca parlak ışığı görmek. Parlayan bir yıldızdan daha güzel bir şey olmadığını kabul edin. Tabii ki buna değer çocuklara açıkla bunların sayısı ve parlaklık düzeyi yaşadığınız yere bağlıdır. Şehirlerde ışığı engelleyen yapay ışıklandırma nedeniyle parlak yıldızları tespit etmek daha zordur. Küçükler için Yıldızların da bizimki gibi güneşler olduğunu belirtmek gerekir. Başka bir galaksiye taşınıp Güneşimize baksaydınız, tanıdık bir ışığa benzerdi.

Bunu açıklığa kavuşturmak için çocuklar için açıklama, ebeveynler veya öğretmenler Okulda bize yıldızların bileşimi hakkında bilgi vermelidir. Basitçe söylemek gerekirse, yuvarlak, parlak bir plazmadır. Hava o kadar sıcak ki bu sıcaklığı hayal etmemiz bile zor. Güneşimiz gibi bir yıldızın yüzeyi çekirdeğinden (15 milyon Kelvin) daha soğuktur (5800 Kelvin).

Kendi yerçekimine sahipler ve ısılarının bir kısmını uzaya salıyorlar. boyut olarak farklılık gösterir. Çocuklar Boyutu ne kadar büyük olursa, o kadar az var olduğunu unutmamak gerekir. Bizimki orta büyüklükte olup milyonlarca yıldır yaşamaktadır.

Isı yenileme işlemi füzyonu içerir. Enerji milyonlarca yıldır güneşin içinde birikiyor ama kararsız ve sürekli kaçmaya çalışıyor. Yüzeye çıkmayı başardığında güneş rüzgarı şeklinde uzaya kaçar.

Işık hızının rolünü de hatırlamakta fayda var. Bir engele çarpana kadar hareket eder. Yıldızları gördüğümüzde, çok uzakta bulunan ışıktır. Milyonlarca yıl önce parlayan bir yıldızın gönderdiği ışını bile gözlemleyebiliyoruz. Gerekiyor çocuklara açıkla Bunun önemli bir an olduğunu çünkü bize ulaşmak için birçok engeli aşması gerektiğini söyledi.

Yani parlayan yıldızlara baktığınızda tam anlamıyla geçmişi görüyorsunuz. Oraya varabilseydik her şeyin uzun zaman önce değiştiğini fark ederdik. Üstelik bazıları ölebilir, beyaz cüceye veya süpernovaya bile dönüşebilir.

Yani yıldızlar parlıyor çünkü bu, enerjiyi bir ışık ışını şeklinde Evrene yayan devasa bir sıcak çekirdeğe sahip bir enerji kaynağı. Artık yıldızların neden parladığını anlıyorsunuz. Uzay nesnelerinin tanımını ve özelliklerini daha iyi anlamak için fotoğraflarımızı, videolarımızı, çizimlerimizi ve hareketli modellerimizi çevrimiçi olarak kullanın.