العمليات المدهشة التي تحدث على الشمس لها مصدرها في طاقتها الداخلية. يمكن قول الشيء نفسه عن شموس أخرى - نجوم بعيدة. الهدوء الذي يداعب أنظارنا وإشراق النجوم وتألق الشمس المبهر لهما طبيعة واحدة وأصل واحد.

بالنسبة للأشخاص البعيدين عن علم الفلك الحديث ، قد يبدو أن توهج النجوم ، بما في ذلك الشمس ، يمكن تفسيره ببساطة. كل هذه الأجسام الكونية ساخنة بشكل غير عادي - لذلك ليس من المستغرب أنها تبعث تيارات قوية من الضوء.

إن بساطة هذا التفسير واضحة فقط. إنه يترك الشيء الرئيسي غير المبرر: ما الذي يجعل النجوم هي الأكثر سخونة بين جميع الأجرام السماوية ولماذا تظل درجة حرارتها ، كقاعدة عامة ، دون تغيير عمليًا لفترات زمنية هائلة.

تم طرح فرضيات مختلفة بحثًا عن إجابات لهذه الأسئلة. في البداية حاولوا الافتراض أن سبب وهج الشمس هو احتراقها. هذه الكلمة المعروفة هي عملية دمج جزيئات مادة محترقة مع جزيئات الأكسجين ، ونتيجة لذلك يتم إطلاق الحرارة وتشكيل جزيئات أكثر تعقيدًا.

من السهل أن نفهم أن الشمس لا يمكن أن تحترق. أولاً ، لا يوجد أكسجين في الفضاء الخالي من الهواء المحيط بالشمس. ثانيًا ، في درجات الحرارة الموجودة على الشمس ، لا تتشكل المركبات الجزيئية ، كما هو الحال في الاحتراق ، ولكن على العكس من ذلك ، تتحلل إلى ذرات. أخيرًا ، ثالثًا ، إذا كانت الشمس تتكون بالكامل من أفضل أنواع الفحم ، فإنها حتى في هذه الحالة "تحترق" تمامًا في غضون بضعة آلاف من السنين. في هذه الأثناء ، يُقاس عمر الأرض بعدة مليارات من السنين ، وكما تثبت الحقائق ، خلال كل هذا الوقت ، كانت الشمس مشرقة تقريبًا كما هي الآن. هذا يعني أن عمر الشمس والنجوم ، أي مدة توهجها ، يُقاس بعشرات ، وربما مئات المليارات من السنين.

في وقت من الأوقات ، كان يُعتقد أن تسخين الشمس بشكل مستمر بسبب سقوط النيازك على سطحها. أظهرت الحسابات أنه في هذه الحالة سيتم تسخين الطبقات السطحية للشمس فقط ، بينما سيظل الجزء الداخلي منها باردًا. وستكون الطاقة المنبعثة أقل بما لا يقاس مما لوحظ. بالإضافة إلى ذلك ، فإن النيازك التي تسقط على الشمس ستزيد من كتلتها بسرعة ، والتي ، مع ذلك ، لا يتم ملاحظتها.

كان علي أن أرفض فرضية ضبابية الشمس. جادل مؤيدوها بأن الكرة الغازية المسماة الشمس مضغوطة باستمرار ، وعند ضغطها ، تسخن الغازات. ولكن ، كما تظهر الحسابات ، فإن الحرارة المنبعثة أثناء الضغط لا تكفي لتفسير عمر الشمس والنجوم. حتى لو كانت الشمس في الأصل كبيرة بشكل لا نهائي ، إذن ، عند إطلاق الطاقة المرصودة ، يجب أن تتقلص إلى حالتها الحالية في غضون اثني عشر مليون سنة فقط. إن التعرف على الشمس وهي شابة هو تجاهل الحقائق.

صحيح ، كما اتضح مؤخرًا ، في بعض مراحل تطور النجم ، يمكن أن يلعب الضغط دور المصدر الرئيسي للطاقة. هكذا يبدو أن النجوم الصغار والكبار جدًا يحافظون على حياتهم.

تم اكتشاف النشاط الإشعاعي في نهاية القرن الماضي. اتضح أن كمية كبيرة من الطاقة يتم إطلاقها أثناء التحلل الإشعاعي لليورانيوم والراديوم ومواد أخرى. لأول مرة ، تعرفت البشرية على قوة الطاقة الذرية ، ومن الطبيعي أن يحاول بعض علماء الفيزياء الفلكية تفسير لغز وهج الشمس والنجوم من خلال العمليات الإشعاعية.

تتحلل ذرات اليورانيوم والراديوم ببطء شديد.

يستغرق اضمحلال نصف عدد معين من ذرات اليورانيوم أربعة مليارات ونصف المليار سنة ، وألف وخمسمائة وتسعون عامًا للراديوم. لذلك ، عند التحلل ، يصدر اليورانيوم والراديوم طاقة قليلة جدًا لكل وحدة زمنية. إذا كانت الشمس تتكون بالكامل من اليورانيوم ، فعندئذ حتى في هذه الحالة فإن شمس "اليورانيوم" ستشرق بشكل أضعف بكثير من الشمس الحقيقية.

هناك عناصر مشعة تتحلل بسرعة كبيرة - في يوم أو ساعات أو حتى دقائق. لكن هذه العناصر ليست مناسبة كمصادر للطاقة للشمس والنجوم لأسباب أخرى: فهي لا تفسر العمر الاستثنائي للأجسام الكونية.

لكن مع ذلك ، فإن الفرضية "المشعة" قد أفادت العلم. أقنعت علماء الفيزياء الفلكية أن الطاقة الذرية فقط هي التي يمكن أن تكون سبب توهج الشمس والنجوم.

أحشاء الشمس مخفية عن أعيننا. على الرغم من ذلك ، يمكن إجراء بعض البيانات الموثوقة تمامًا حول حالة الطاقة الشمسية الداخلية.

ترتبط درجة حرارة الغاز ارتباطًا وثيقًا بضغطه. بضغط الغاز نزيد درجة حرارته ، وإذا كان الضغط مرتفعًا جدًا ، تصبح درجة حرارة الغاز مرتفعة جدًا.

هذا بالضبط ما يحدث في أحشاء الشمس. يتم الضغط على الأجزاء المركزية من الكرة الأرضية الشمسية بقوة هائلة من خلال الطبقات التي تغطيها. تتعارض هذه القوة بمرونة الغاز ، مما يعبر عن رغبته في التوسع غير المحدود.

في كل نقطة داخل الشمس ، تتم موازنة المرونة ، أو بعبارة أخرى ، ضغط الكتلة الداخلية للغازات ، بثقل أو وزن طبقات الغاز الموجودة فوقها. تتوافق كل حالة توازن مع درجة حرارة غاز معينة ، والتي يتم حسابها باستخدام صيغ بسيطة نسبيًا. بمساعدتهم ، تم التوصل إلى نتيجة مؤكدة أن الضغط الوحشي في المناطق الوسطى من الشمس يتوافق مع درجة حرارة 15 مليون درجة!

إذا كان من الممكن استخراج قطعة من المادة بحجم رأس الدبوس من الأحشاء الشمسية ، فإن هذه القطعة الصغيرة من الشمس ستصدر مثل هذه الحرارة التي ستحرق على الفور كل الحياة حولها داخل دائرة نصف قطرها عدة كيلومترات! ربما يعطي هذا المثال القارئ فكرة عن درجة حرارة 15 مليون درجة على الأقل.

يسود "حشد" لا يمكن تصوره من الذرات المتحركة في أحشاء الشمس. فشلوا في حفظ "ملابسهم" الإلكترونية بالكامل. في التصادمات المتبادلة ، وكذلك عند الاصطدام بـ "أجزاء" قوية من الضوء - تفقد الذرات الكمومية جزءًا من إلكتروناتها وتستمر في "الدفع" بشكل عشوائي بالفعل في صورة "عارية" للغاية.

عندما يخلع الإنسان ملابسه ، بالكاد تتغير أبعاده الخارجية. يحدث آخر أثناء تدمير الذرات أو ، كما يقولون ، تأين. تشغل قذائف الإلكترون مساحة كبيرة مقارنة بالنواة الذرية ، وبعد أن فقدت "ملابسها" الإلكترونية ، تقلص حجم الذرة بشكل كبير. لذلك ، من الطبيعي أن الغاز الذي يتكون من ذرات متأينة يمكن ضغطه بقوة أكبر بكثير من ضغط غاز الذرات المتعادلة غير المدمرة. ويترتب على ذلك أن الغازات الموجودة في مركز الشمس ليست فقط شديدة السخونة ، ولكنها أيضًا كثيفة بشكل غير عادي.

يصل الضغط في المناطق الوسطى من الشمس إلى عدة مليارات من الغلاف الجوي ، وبالتالي فإن حبة المادة المستخرجة من أحشاء الشمس ستكون أكثر كثافة بخمس مرات من البلاتين!

غاز أكثر كثافة من الفولاذ. ألا يبدو هذا سخيفًا؟ لكن الكميات غير العادية (الضغوط الهائلة) تؤدي أيضًا إلى ظهور جودة غير عادية في الظروف الأرضية.

لا تزال مادة باطن الشمس ، على الرغم من كثافتها غير العادية ، غازًا. الفرق بين الأجسام الصلبة والغازية ليس في الكثافة على الإطلاق ، ولكن في شيء آخر. يتمتع الغاز بمرونة: عند ضغطه إلى حجم معين ، فإنه سيميل بعد ذلك إلى التمدد مرة أخرى وسيقوم بذلك بالتأكيد إذا لم تتداخل القوى الخارجية معه. تتصرف الأجسام الصلبة بشكل مختلف. سيبقى الجسم الصلب المضغوط بدرجة عالية (على سبيل المثال ، قطعة من الرصاص) في حالة مشوهة ومتغيرة بعد إزالة الحمولة. هذا هو الفرق الرئيسي بين المواد الصلبة والغازات.

على الرغم من الكثافة الكبيرة التي تبدو رائعة ، إلا أن الغازات الموجودة في أحشاء الشمس لا تفقد مرونتها. كما تُظهر دراسة النجوم الأخرى ، يمكن ضغطها بقوة أكبر ، وبالطبع ، عند تحريرها من ضغط الطبقات الخارجية للشمس ، ستتوسع على الفور. هذا يعني أن مادة الطاقة الشمسية الداخلية يمكن اعتبارها غازًا.

تختلف العمليات التي تحدث في أحشاء الشمس عما نراه من حولنا على الأرض. عند درجة حرارة 15 مليون درجة ، يتم إطلاق الطاقة الذرية من المادة بنفس سهولة إطلاق البخار من الماء عند نقطة الغليان.

بطرق مختلفة ، ثبت أن الشمس عبارة عن نصف هيدروجين و 40 في المائة هيليوم ، مع القليل جدًا من "خليط" العناصر الأخرى. في أحشاء الشمس ، يتحول الهيدروجين أو ، كما هو الحال ، "يحترق" إلى الهيليوم. تسمى العمليات التي يتغير فيها تكوين النوى الذرية بالتفاعلات النووية.

لا يكاد يكون من المجدي أن يمل القارئ بإلقاء نظرة تفصيلية على كل تلك التفاعلات النووية ، ونتيجة لذلك يتحول الهيدروجين في أحشاء الشمس تدريجياً إلى هيليوم. نوصي المهتمين بهذا العدد بقراءة كتاب A.G. Masevich. سنشير فقط إلى الشيء الرئيسي - في عملية التفاعلات النووية ، يتحول نوع واحد من المادة (مادة) إلى نوع آخر (ضوء) مع الحفاظ على كل من الكتلة والطاقة.

لتشكيل نواة ذرة الهيليوم ، نحتاج إلى أربعة بروتونات ، أي أربع نوى من ذرة الهيدروجين. اثنان من هذه البروتونات ، نتيجة للتفاعلات النووية ، يفقدان شحنتهما الإيجابية ويتحولان إلى نيوترونات. لكن إذا تم أخذ بروتونين ونيوترونين بشكل منفصل ، فإن وزنهما يزيد بمقدار 4.7 × 10 -26 جرامًا عن نواة الهيليوم. يتم تحويل هذا الفائض ، أو "عيب الكتلة" ، إلى إشعاع ، والطاقة المنبعثة في هذه الحالة هي 4 · 10 -5 إرج.

لا تظن أن هذا صغير جدًا. بعد كل شيء ، نحن نتحدث عن تكوين وتوليف ذرة هيليوم واحدة. إذا تم تحويل 1 جرام من الهيدروجين إلى هيليوم ، عندها يتم تحرير طاقة 6 × 10 18 erg. هذه الطاقة ستكون كافية لرفع قطار شحن محمّل من خمسين عربة إلى قمة أعلى جبل أرضي - تشومولونغما!

في كل ثانية ، تحول الشمس 4 ملايين طن من مادتها إلى إشعاع. بهذه الكمية من المواد ، يمكن تحميل أربعة آلاف قطار من خمسين عربة. وهذا يعني أنه بانبعاث الضوء تفقد الشمس كتلتها ويقل وزنها. بينما تقرأ هذه العبارة ، فإن الشمس "ستفقد وزنها" بمقدار 12 مليون طن ، وفي يوم واحد ستنخفض كتلتها بمقدار ثلث مليار طن.

ومع ذلك ، فإن هذا "التسرب الجماعي" للشمس يكاد يكون غير محسوس. حتى لو كانت الشمس تشع دائمًا الضوء والحرارة بشكل مكثف كما هو الحال في العصر الحالي ، فإن وزنها طوال حياتها (أي في عشرات المليارات من السنين) سينخفض ​​وزنها بجزء ضئيل من كتلتها الحالية.

الاستنتاج واضح: التفاعلات النووية لتحول الهيدروجين إلى هيليوم تفسر تمامًا سبب إشراق الشمس.

بالإضافة إلى تحويل الهيدروجين إلى هيليوم ، هناك تفاعل نووي آخر قد يلعب نفس الدور ، إن لم يكن دورًا أكبر في أحشاء الشمس. نحن نتحدث عن تكوين الهيدروجين الثقيل (الديوتيريوم) من ذرات الهيدروجين العادية.

كما تعلم ، على عكس ذرة الهيدروجين ، حيث يعمل البروتون كنواة ، تحتوي ذرة الديوتيريوم على نواة تتكون من بروتون ونيوترون. عندما يتم تصنيع نواة الديوتيريوم من بروتونين (أحدهما يتحول إلى نيوترون) ، فإن الكتلة الزائدة ، كما في الحالة السابقة ، تتحول إلى إشعاع. أظهرت الدراسات الحديثة أنه في هذا ، كما يطلق عليه ، تفاعل البروتون والبروتون ، يتم إطلاق الطاقة على الأقل عندما يتم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم. يعتمد توزيع الأدوار بين التفاعلات النووية الموصوفة على خصائص النجم وبشكل أساسي على درجة حرارة باطنه. في بعض النجوم ، يسود تفاعل البروتون-البروتون ، وفي البعض الآخر ، تفاعل الهيدروجين والهيليوم.

وهكذا فإن الشمس تعيش على حساب أمعائها وكأنها "تهضم" محتوياتها. الطاقة التي تحافظ على الحياة على الأرض تنبع من أعماق الشمس. ومع ذلك ، لا ينبغي للمرء أن يعتقد أن ضوء الشمس الساطع المبهر الذي نعجب به في يوم جيد هو الطاقة الضوئية التي تنشأ في الأعماق الشمسية.

يحتوي الضوء الناتج عن التفاعلات النووية ، أو بشكل أدق ، الإشعاع الكهرومغناطيسي ، على طاقة أكبر بكثير وطول موجي أقصر من أشعة الشمس التي نراها. ولكن عندما تشق أجزاء من الإشعاع الكهرومغناطيسي ، تسمى الكميات ، طريقها من المناطق المركزية للشمس إلى سطحها ، يتم امتصاصها عدة مرات ، ثم تعيد الذرات إصدارها في جميع الاتجاهات الممكنة. لذلك ، فإن مسار الحزمة من مركز الشمس إلى سطحها معقد للغاية ويشبه منحنى متعرج معقد.

يمكن أن يستمر هذا التجوال لمئات وآلاف السنين قبل أن يندلع الشعاع على سطح الشمس. لكنه هنا يأتي "منهكا" جدا من التفاعلات المستمرة مع الذرات. بعد أن فقد جزءًا كبيرًا من طاقته الأصلية ، تحول الشعاع من إشعاع غير مرئي يشبه الأشعة السينية إلى شعاع الشمس الساطع والمذهل.

يتم حل لغز توهج الشمس في الغالب. إنها الآن مجرد مسألة توضيح صورة تلك التفاعلات النووية التي تحدث في أحشاء الشمس. يمكن قول الشيء نفسه عن العديد من النجوم الأخرى القريبة في الطبيعة من الشمس. ولكن من بين التنوع الكبير في العالم النجمي ، توجد أيضًا مثل هذه النجوم ، والتي لا يمكن تفسير وهجها من خلال ردود الفعل الموضحة أعلاه. وتشمل ، على سبيل المثال ، الأقزام البيضاء. مع وجود كتلة قريبة من كتلة الشمس ، يكون حجم بعض هذه النجوم أقل شأنا حتى من الأرض. لذلك ، فإن كثافة الأقزام البيضاء عالية بشكل استثنائي - بعضها أكثر كثافة من المناطق المركزية للشمس. مصدر الطاقة لمثل هذه النجوم ، على ما يبدو ، هو الضغط تحت تأثير قوى الجاذبية الخاصة بهم.

ليس من المستغرب أن يكون ضوء بعض النجوم لغزا بالنسبة لنا. ليس فقط بعد النجوم الشديد ، ولكن أيضًا المدة الهائلة لحياتهم تجعل البحث صعبًا للغاية. بالمقارنة مع حياة النجوم ، التي تُقاس بعشرات المليارات من السنين ، تبدو مدة وجود البشرية على الأرض وكأنها لحظة. ومع ذلك ، فقد تعلمنا في هذه اللحظة الكثير بالفعل عن عالم النجوم. هذا مذهل!

من لا يحب أن يعجب بأجمل منظر للسماء المرصعة بالنجوم في الليل ، انظر إلى الآلاف من النجوم الساطعة وليس النجوم. حول سبب تألق النجوم ، ستخبرنا مقالتنا.

النجوم هي أجسام كونية تنبعث منها كمية هائلة من الطاقة الحرارية. هذا الإطلاق الكبير للطاقة الحرارية ، بالطبع ، مصحوب بإشعاع ضوئي قوي. الضوء الذي وصل إلينا ، يمكننا أن نلاحظه.

عندما تنظر إلى السماء المرصعة بالنجوم ، ستلاحظ أن معظم النجوم مختلفة. تتألق بعض النجوم بالماضي ، والبعض الآخر بضوء أزرق. هناك أيضًا نجوم تتألق باللون البرتقالي. النجوم هي كرات كبيرة من الغازات شديدة السخونة. نظرًا لأنهم يتم تسخينهم بشكل مختلف ، فإن لديهم لون توهج مختلف. لذا ، فإن أكثرها سخونة تتألق بالضوء الأزرق. النجوم التي تكون أبرد قليلاً تكون بيضاء. حتى النجوم الأكثر برودة تلمع باللون الأصفر. ثم تأتي النجوم "البرتقالية" و "الحمراء".

يبدو لنا أن النجوم تلمع بضوء غير مستقر ، وتلمع الكواكب بنور ثابت وثابت. في الواقع ليس كذلك. النجوم لا تومض ، لكننا نعتقد ذلك لأن ضوء النجوم يمر عبر سماكة الغلاف الجوي لأرضنا. نتيجة لذلك ، يخضع شعاع الضوء ، بعد تجاوز المسافة من النجم نفسه إلى سطح كوكبنا ، لعدد كبير من الانكسارات والتغيرات وغير ذلك الكثير.

شمسنا هي أيضًا نجمة ، على الرغم من أنها ليست كبيرة جدًا ومشرقة. بالمقارنة مع النجوم الأخرى ، تحتل الشمس موقعًا متوسطًا وفقًا للمعايير المذكورة أعلاه. ملايين النجوم أصغر بكثير من شمسنا ، في حين أن النجوم الأخرى أكبر منها بعدة مرات.

لكن لماذا تتوهج النجوم في الليل؟ في الواقع ، تتألق النجوم ليس فقط في الليل ، ولكن أيضًا أثناء النهار. ومع ذلك ، في النهار ، فهي غير مرئية لنا بسبب الشمس ، التي تضيء بأشعةها سطح كوكبنا بالكامل ، ويتم إخفاء الفضاء والنجوم عن رؤيتنا. في المساء ، عندما تغرب الشمس ، ينفتح هذا الحجاب قليلاً ، ويمكن أن نرى وهج النجوم حتى الصباح ، حتى تشرق الشمس مرة أخرى.

الآن أنت تعرف لماذا تألق النجوم!

آخر

عند الإعجاب بألمع نجم في سماء المساء ، غالبًا ما لا ندرك أن هذا ليس نجمًا ، ولكنه كوكب. نعم بالضبط -…

النجوم الجميلة في سماء الليل! من اللطيف أن تنظر إليهم وتحلم ، وتتمنى أمنية لنجم شهاب ... لكن ...

ربما يكون اللون هو أكثر الخصائص النجمية سهولة في القياس. يمكن تعريفها حتى على أنها "...

تصنيف الأجرام السماوية واسع جدا. نراقب الشمس كل يوم ولا يعلم الجميع أن هذا مجرد اسم ...

بالنظر إلى سماء الليل ، نرى العديد من النجوم الساطعة. يعتقد جميع الأطفال أن النجوم صغيرة ويمكن حتى ...

من الصعب تصديق ذلك ، لكن تلك النجوم التي تتألق في الليل من السماء والشمس التي تضيءنا خلال النهار هي نفسها ...

كل واحد منا على الأقل مرة واحدة ، لكنه أعجب بسماء الليل الجميلة ، المليئة بالنجوم الكثيرة. ألم تفكر في ...

النجوم هي أجسام سماوية عبارة عن كرات غازية ساخنة. منذ العصور القديمة ، جذبت الانتباه ...

كما تعلم ، فإن السماء المرصعة بالنجوم ، مثل الكرة الأرضية ، مقسمة بشكل مشروط إلى نصفي الكرة الأرضية: الشمالي والجنوبي. وفي كل نصف الكرة الأرضية ...

ما هي أسماء النجوم؟ لقد أعجب كل منا مرة واحدة على الأقل بمنظر السماء المرصعة بالنجوم. هناك العديد من الأساطير حول النجوم - ...

إنه يوحد الرومانسيين والفلاسفة والصيادين والمسافرين. تجذب البعض بجمالها وبريقها ...

للإجابة على السؤال الذي توجد فيه كوكبة الشمس ، يجب عليك أولاً معرفة المقصود بالضبط بـ ...

ربما يعلم الجميع بوجود كواكب ونجوم أخرى ، لكن موقعها على كوكبنا بعيد عن ...

لتسهيل التوجيه ، قام علماء الفلك بتقسيم الكرة السماوية بشروط إلى أبراج - مجموعات من النجوم الساطعة التي ...

أحيانًا في الليل يمكنك أن ترى كيف يسقط نجم من السماء. يقولون أنه إذا رأيت نجمًا شهابًا ، فعليك بسرعة ...

في العصور القديمة ، اعتقد الناس أن النجوم هي أرواح الناس أو الأحياء أو المسامير التي ترفع السماء. لقد توصلوا إلى العديد من التفسيرات لسبب توهج النجوم في الليل ، واعتبرت الشمس منذ فترة طويلة كائنًا مختلفًا تمامًا عن النجوم.

لطالما كانت مشكلة التفاعلات الحرارية التي تحدث في النجوم بشكل عام وفي الشمس ، أقرب نجم لنا ، على وجه الخصوص ، مصدر قلق للعلماء في العديد من مجالات العلوم. حاول الفيزيائيون والكيميائيون وعلماء الفلك معرفة ما يؤدي إلى إطلاق طاقة حرارية مصحوبة بإشعاع قوي.

يعتقد العلماء والكيميائيين أن التفاعلات الكيميائية الطاردة للحرارة تحدث في النجوم ، ونتيجة لذلك ، يتم إطلاق كمية كبيرة من الحرارة. لم يتفق الفيزيائيون على أن التفاعلات بين المواد تحدث في هذه الأجسام الكونية ، لأنه لا توجد تفاعلات يمكن أن تنتج الكثير من الضوء لمليارات السنين.

عندما نشر Mendeleev جدوله الشهير ، بدأ عهد جديد في دراسة التفاعلات الكيميائية - تم العثور على العناصر المشعة وسرعان ما كانت تفاعلات الاضمحلال الإشعاعي هي السبب الرئيسي لإشعاع النجوم.

توقف الجدل لفترة ، حيث أدرك جميع العلماء تقريبًا أن هذه النظرية هي الأنسب.

النظرية الحديثة حول إشعاع النجوم

في عام 1903 ، انقلب العالم السويدي سفانت أرينيوس ، الذي قدم نظرية التفكك الإلكتروليتي ، الفكرة الراسخة بالفعل حول سبب تألق النجوم وإشعاعها للحرارة. وفقًا لنظريته ، فإن مصدر الطاقة في النجوم هو ذرات الهيدروجين ، التي تتحد مع بعضها البعض وتشكل نوى هيليوم أثقل. تحدث هذه العمليات بسبب ضغط الغاز القوي والكثافة العالية ودرجة الحرارة (حوالي خمسة عشر مليون درجة مئوية) وتحدث في المناطق الداخلية للنجم. بدأ علماء آخرون في دراسة هذه الفرضية ، الذين توصلوا إلى استنتاج مفاده أن تفاعل الاندماج هذا يكفي لإطلاق الكمية الهائلة من الطاقة التي تنتجها النجوم. ومن المحتمل أيضًا أن يسمح اندماج الهيدروجين للنجوم بالتألق لعدة مليارات من السنين.

في بعض النجوم ، انتهى اندماج الهيليوم ، لكنها تستمر في التألق طالما أن هناك طاقة كافية.

تنتقل الطاقة المنبعثة في باطن النجوم إلى المناطق الخارجية للغاز ، إلى سطح النجم ، حيث تبدأ في الإشعاع على شكل ضوء. يعتقد العلماء أن أشعة الضوء تنتقل من قلب النجوم إلى السطح لعشرات أو حتى مئات الآلاف من السنين. بعد ذلك ، يصل الإشعاع إلى الأرض ، الأمر الذي يتطلب أيضًا الكثير من الوقت. لذا يصل إشعاع الشمس إلى كوكبنا في ثماني دقائق ، ويصل إلينا ضوء ثاني أقرب نجم ، وهو Proxima Centrauri ، في أكثر من أربع سنوات ، وضوء العديد من النجوم الذي يمكن رؤيته بالعين المجردة قد سافر عدة مرات آلاف أو حتى ملايين السنين.

لا تعكس النجوم الضوء ، كما تفعل الكواكب وأقمارها الصناعية ، ولكنها تشعها. وبشكل متساو وباستمرار. ومن المحتمل أن يكون سبب الوميض المرئي على الأرض هو وجود العديد من الجزيئات الدقيقة في الفضاء ، والتي ، عند سقوطها في شعاع الضوء ، تقاطعها.

ألمع نجم من وجهة نظر أبناء الأرض

من مقعد المدرسة ، من المعروف أن الشمس نجمة. من كوكبنا - وبمعايير الكون - أقل بقليل من المتوسط ​​من حيث الحجم والسطوع. عدد النجوم أكبر من الشمس ، لكنها أصغر بكثير.

تدرج النجوم

بدأ علماء الفلك اليونانيون القدماء في تقسيم الأجرام السماوية حسب الحجم. إن مفهوم "الحجم" آنذاك والآن يعني سطوع وهج النجم ، وليس حجمه المادي.

تختلف النجوم أيضًا في طول إشعاعها. وفقًا لطيف الأمواج ، وهو متنوع حقًا ، يمكن لعلماء الفلك أن يخبروا عن التركيب الكيميائي للجسم ودرجة الحرارة وحتى البعد.

يجادل العلماء

الجدل حول السؤال "لماذا تألق النجوم" مستمر منذ عقود. لا يوجد حتى الآن توافق في الآراء. من الصعب تصديق حتى بالنسبة لعلماء الفيزياء النووية أن التفاعلات التي تحدث في جسم نجمي يمكن أن تطلق مثل هذه الكمية الهائلة من الطاقة دون توقف.

لقد شغلت مشكلة ما يمر بالنجوم العلماء لفترة طويلة جدًا. حاول علماء الفلك والفيزياء والكيميائيين معرفة ما الذي يعطي قوة دفع لانفجار الطاقة الحرارية المصحوبة بإشعاع لامع.

يعتقد الكيميائيون أن الضوء القادم من نجم بعيد هو نتيجة تفاعل طارد للحرارة. ينتهي بإطلاق كمية كبيرة من الحرارة. يقول الفيزيائيون أن التفاعلات الكيميائية لا يمكن أن تحدث في جسم النجم. لا أحد منهم قادر على الاستمرار بلا توقف لمليارات السنين.

اقتربت الإجابة على السؤال "لماذا تألق النجوم" بعد اكتشاف مندلييف لجدول العناصر. الآن تم اعتبار التفاعلات الكيميائية بطريقة جديدة تمامًا. نتيجة للتجارب ، تم الحصول على عناصر مشعة جديدة ، وأصبحت نظرية الاضمحلال الإشعاعي هي الإصدار الأول في الخلاف اللامتناهي حول وهج النجوم.

الفرضية الحديثة

لم يسمح ضوء نجم بعيد لسفانت أرينيوس ، العالم السويدي ، بـ "النوم". في بداية القرن الماضي حول فكرة الإشعاع الحراري من النجوم من خلال تطوير مفهوم يتكون مما يلي. المصدر الرئيسي للطاقة في جسم النجم هو ذرات الهيدروجين ، التي تشارك باستمرار في التفاعلات الكيميائية مع بعضها البعض ، وتشكل الهيليوم ، وهو أثقل بكثير من سابقتها. تحدث عمليات التحويل بسبب ضغط غاز عالي الكثافة ودرجة حرارة شديدة بالنسبة لفهمنا (15.000.000 درجة مئوية).

لقد أسعدت الفرضية العديد من العلماء. كان الاستنتاج واضحًا: تتوهج النجوم في سماء الليل لأن تفاعل الاندماج يحدث في الداخل وتكون الطاقة المنبعثة خلال ذلك أكثر من كافية. أصبح من الواضح أيضًا أن مزيج الهيدروجين يمكن أن يستمر بلا توقف لعدة مليارات من السنين على التوالي.

فلماذا تألق النجوم؟ يتم نقل الطاقة التي يتم إطلاقها في القلب إلى الغلاف الغازي الخارجي ويحدث الإشعاع المرئي لنا. اليوم ، يكاد العلماء على يقين من أن "طريق" الحزمة من اللب إلى القشرة يستغرق أكثر من مائة ألف عام. يسافر شعاع من نجم أيضًا لفترة طويلة إلى الأرض. إذا وصل إشعاع الشمس إلى الأرض في ثماني دقائق ، فإن النجوم الأكثر إشراقًا - Proxima Centauri - في غضون خمس سنوات تقريبًا ، يمكن لضوء الباقي أن يستمر لعشرات ومئات السنين.

واحد آخر "لماذا"

لماذا تنبعث النجوم من الضوء أصبح الآن واضحًا. لماذا هو الخفقان؟ الوهج القادم من النجم هو في الواقع متساوي. هذا بسبب الجاذبية التي تسحب الغاز الذي يطرده النجم للخلف. وميض النجم هو نوع من الخطأ. ترى العين البشرية نجمًا من خلال عدة طبقات من الهواء في حركة مستمرة. يبدو أن شعاع النجم ، الذي يمر عبر هذه الطبقات ، يومض.

نظرًا لأن الغلاف الجوي يتحرك باستمرار ، يتدفق الهواء الساخن والبارد ، ويمر تحت بعضهما البعض ، ويشكل دوامات. هذا يتسبب في ثني شعاع الضوء. يتغير أيضا. السبب هو التركيز غير المتكافئ للشعاع الذي يصل إلينا. الصورة النجمية نفسها تتغير أيضًا. والسبب في هذه الظاهرة هو المرور في الغلاف الجوي مثل هبوب الرياح.

النجوم الملونة

في الطقس الصافي ، ترضي سماء الليل العين بألوان متعددة زاهية. لون برتقالي غني في Arcturus ، لكن Antares و Betelgeuse أحمر باهت. Sirius و Vega أبيضان حليبي ، مع لون أزرق - Regulus و Spica. العملاقان المشهوران - Alpha Centauri و Capella - لونهما أصفر كثير العصير.

لماذا تألق النجوم بشكل مختلف؟ يعتمد لون النجم على درجة حرارته الداخلية. أبرد منها حمراء. على سطحها ، فقط 4000 درجة مئوية. مع تسخين السطح حتى 30000 درجة مئوية - تعتبر الأكثر سخونة.

يقول رواد الفضاء إن النجوم في الحقيقة تضيء بشكل متساوٍ وبراق ، ولا يغمزون إلا في عيون أبناء الأرض ...

إرسال عملك الجيد في قاعدة المعرفة أمر بسيط. استخدم النموذج أدناه

سيكون الطلاب وطلاب الدراسات العليا والعلماء الشباب الذين يستخدمون قاعدة المعرفة في دراساتهم وعملهم ممتنين جدًا لك.

نشر على http://allbest.ru

لماذا تألق النجوم

مقدمة

نجم علم الفلك

مع بداية قرننا ، اتسعت حدود الكون المستكشف كثيرًا لدرجة أنها شملت المجرة. اعتقد الكثير ، إن لم يكن كلهم ​​، أن هذا النظام النجمي الضخم هو الكون بأكمله.

لكن في عشرينيات القرن الماضي ، تم بناء تلسكوبات كبيرة جديدة ، وفتحت آفاق غير متوقعة تمامًا أمام علماء الفلك. اتضح أن العالم لا ينتهي خارج المجرة. المليارات من الأنظمة النجمية ، المجرات المشابهة لنا والمختلفة عنها ، منتشرة هنا وهناك في جميع أنحاء الكون.

صور المجرات التي تم التقاطها بأكبر التلسكوبات مدهشة في جمالها وتنوع أشكالها: هذه زوابع قوية من السحب النجمية ، وكرات منتظمة ، في حين أن الأنظمة النجمية الأخرى لا تظهر أي أشكال محددة على الإطلاق ، فهي ممزقة وعديمة الشكل. كل هذه الأنواع من المجرات حلزونية ، بيضاوية الشكل ، غير منتظمة - سميت بهذا الاسم نسبة لظهورها في الصور ، اكتشفها عالم الفلك الأمريكي إي هابل في العشرينات والثلاثينيات من القرن الحالي.

إذا تمكنا من رؤية مجرتنا من بعيد ، فلن تظهر أمامنا على الإطلاق كما في الرسم التخطيطي. لن نرى قرصًا ، وهالة ، وبالطبع تاجًا. من مسافات بعيدة ، يمكن رؤية ألمع النجوم فقط. وكلهم ، كما اتضح فيما بعد ، تم جمعهم في نطاقات عريضة تقوس خارج المنطقة الوسطى من المجرة. تشكل النجوم اللامعة نمطها الحلزوني. فقط هذا النمط يمكن تمييزه من بعيد. ستبدو مجرتنا في صورة التقطها عالم فلك من عالم نجمي مشابهة جدًا لسديم أندروميدا.

أظهرت الدراسات الحديثة أن العديد من المجرات الحلزونية الكبيرة ، مثل مجرتنا ، لديها إكليل ممتد وضخم وغير مرئي. هذا مهم للغاية: بعد كل شيء ، إذا كان الأمر كذلك ، فبشكل عام ، فإن الكتلة الكاملة للكون تقريبًا (أو ، على أي حال ، الجزء الساحق منه) هي كتلة غامضة وغير مرئية ، ولكنها جاذبة.

يتم جمع العديد من المجرات ، وربما كلها تقريبًا ، في مجموعات مختلفة ، والتي تسمى المجموعات والعناقيد والعناقيد العملاقة ، اعتمادًا على عدد المجرات الموجودة. قد تشتمل المجموعة على ثلاث أو أربع مجرات فقط ، وقد يحتوي العنقود الفائق على ما يصل إلى ألف أو حتى عدة عشرات الآلاف. مجرتنا ، سديم أندروميدا وأكثر من ألف من نفس الأجسام مدرجة في ما يسمى بالعنقود الفائق المحلي. ليس لها شكل محدد بوضوح.

الأجرام السماوية في حركة مستمرة وتتغير. متى وكيف حدثت بالضبط ، يسعى العلم إلى اكتشاف ذلك من خلال دراسة الأجرام السماوية وأنظمتها. يسمى فرع علم الفلك الذي يتعامل مع أصل وتطور الأجرام السماوية نشأة الكون.

الفرضيات العلمية الحديثة لنشأة الكون هي نتيجة التعميم الفيزيائي والرياضي والفلسفي للعديد من بيانات الرصد. في الفرضيات الكونية المتأصلة في هذا العصر ، إلى حد كبير ، ينعكس المستوى العام لتطور العلوم الطبيعية. إن التطوير الإضافي للعلم ، والذي يتضمن بالضرورة الملاحظات الفلكية ، يؤكد أو يدحض هذه الفرضيات.

في هذا العمل ، يتم النظر في الأسئلة التالية:

· يتم تقديم بنية الكون ، وخصائص عناصره الرئيسية ؛

· يوضح الطرق الرئيسية للحصول على معلومات حول الأجسام الفضائية.

يتم تعريف مفهوم النجم وخصائصه وتطوره

يتم عرض المصادر الرئيسية للطاقة النجمية

وصف أقرب نجم لكوكبنا - الشمس

1. التطور التاريخي للمفاهيم حول الكون

حتى في فجر الحضارة ، عندما تحول العقل البشري الفضولي إلى مرتفعات عالية ، اعتبر الفلاسفة العظماء فكرتهم عن الكون على أنه شيء لا نهائي.

قدم الفيلسوف اليوناني القديم أناكسيماندر (القرن السادس قبل الميلاد) فكرة بعض اللانهاية الموحدة التي لا تحتوي على أي من الملاحظات والصفات المعتادة. كان يعتقد في البداية أن العناصر هي مواد روحية وشبه مادية وشبه إلهية. لذلك ، قال إن البداية وعنصر الوجود هو اللانهائي ، مع إعطاء الاسم الأول للبداية. بالإضافة إلى ذلك ، تحدث عن وجود الحركة الدائمة ، التي يتم فيها خلق السماوات. من ناحية أخرى ، تطفو الأرض في الهواء ، مدعومة بشيء ، لكنها تبقى في مكانها بسبب مسافة متساوية من كل مكان. شكله منحني ، مدور ، مشابه لجزء من عمود حجري. نسير على طول إحدى طائرته والأخرى على الجانب المقابل. النجوم عبارة عن دائرة نارية ، مفصولة عن نار العالم ومحاطة بالهواء. لكن في الغلاف الجوي توجد فتحات ، نوع من الأنبوب ، أي ثقوب ضيقة وطويلة ، في الاتجاه الهابط الذي يمكن رؤية النجوم منه. نتيجة لذلك ، عندما يتم سد هذه الفتحات ، يحدث كسوف. من ناحية أخرى ، يبدو القمر إما ممتلئًا أو في حيرة ، اعتمادًا على إغلاق وفتح الثقوب. الدائرة الشمسية أكبر بـ 27 مرة من الأرض و 19 مرة أكبر من القمر ، والشمس فوق كل شيء ، وخلفه القمر ، وتحت كل دوائر النجوم والكواكب الثابتة. سم مكعب م). ادعى هيراكليد بونتوس (القرن الخامس إلى الرابع قبل الميلاد) أيضًا دورانه حول محوره ونقل إلى الإغريق الفكرة القديمة للمصريين بأن الشمس نفسها يمكن أن تكون بمثابة مركز دوران لبعض الكواكب (فينوس ، عطارد) .

ابتكر الفيلسوف والعالم والفيزيائي والرياضيات وعالم الفسيولوجيا الفرنسي رينيه ديكارت (1596-1650) نظرية حول نموذج الدوامة التطورية للكون على أساس مركزية الشمس. في نموذجه ، اعتبر الأجرام السماوية وأنظمتها في تطورها. للقرن السابع عشر. كانت فكرته جريئة بشكل غير عادي.

حسب ديكارت ، تشكلت جميع الأجرام السماوية نتيجة حركات الدوامة التي حدثت في مادة العالم المتجانسة في البداية. جسيمات المواد المتطابقة تمامًا ، كونها في حركة وتفاعل مستمر ، غيرت شكلها وحجمها ، مما أدى إلى التنوع الغني في الطبيعة الذي نلاحظه.

ابتكر العالم الألماني العظيم ، الفيلسوف إيمانويل كانط (1724-1804) أول مفهوم عالمي للكون المتطور ، وأثري صورة هيكله المتساوي ومثل الكون على أنه لانهائي بمعنى خاص.

لقد أثبت الاحتمالات والاحتمالات الكبيرة لظهور مثل هذا الكون فقط تحت تأثير القوى الميكانيكية للجذب والتنافر وحاول اكتشاف المصير الإضافي لهذا الكون على جميع مستوياته - من نظام الكواكب إلى عالم السديم. .

قام أينشتاين بثورة علمية جذرية من خلال إدخال نظريته في النسبية. كانت نظرية النسبية الخاصة أو الخاصة لأينشتاين نتيجة لتعميم ميكانيكا جاليليو والديناميكا الكهربائية لماكسويل لورنتز.

يصف قوانين جميع العمليات الفيزيائية بسرعات قريبة من سرعة الضوء. لأول مرة ، تم الكشف عن النتائج الكونية الجديدة بشكل أساسي للنظرية النسبية العامة من قبل عالم الرياضيات السوفيتي البارز والفيزيائي النظري ألكسندر فريدمان (1888-1925). يتحدث في 1922-24. انتقد النتائج التي توصل إليها أينشتاين بأن الكون محدود وشكله مثل أسطوانة رباعية الأبعاد. توصل أينشتاين إلى استنتاجه بناءً على افتراض ثبات الكون ، لكن فريدمان أظهر عدم صحة افتراضه الأصلي.

قدم فريدمان نموذجين للكون. سرعان ما وجدت هذه النماذج تأكيدًا دقيقًا بشكل مدهش في الملاحظات المباشرة لحركات المجرات البعيدة في تأثير "الانزياح الأحمر" في أطيافها. في عام 1929 ، اكتشف هابل نمطًا رائعًا أطلق عليه "قانون هابل" أو "قانون الانزياح الأحمر": انتقلت خطوط المجرات إلى النهاية الحمراء ، وكان التحول أكبر ، كلما ابتعدت المجرة.

2. أدوات علم الفلك

التلسكوبات

الأداة الفلكية الرئيسية هي التلسكوب. يسمى التلسكوب ذو العدسة المرآة المقعرة بالعاكس ، ويسمى التلسكوب المزود بعدسة بالعاكس.

الغرض من التلسكوب هو جمع المزيد من الضوء من المصادر السماوية وزيادة زاوية الرؤية التي يمكن من خلالها رؤية جسم سماوي.

كمية الضوء التي تدخل التلسكوب من الكائن المرصود تتناسب مع مساحة العدسة. كلما كانت عدسة التلسكوب أكبر ، يمكن رؤية الأجسام المضيئة الخافتة من خلالها.

يتناسب حجم الصورة التي تقدمها عدسة التلسكوب مع البعد البؤري للعدسة ، أي المسافة من العدسة التي تجمع الضوء إلى المستوى الذي يتم فيه الحصول على صورة النجم. يمكن تصوير صورة جسم سماوي أو مشاهدتها من خلال العدسة.

يزيد التلسكوب من الأبعاد الزاويّة الظاهرة للشمس والقمر والكواكب وتفاصيلها ، وكذلك المسافات الزاويّة بين النجوم ، لكن النجوم ، حتى مع وجود تلسكوب قوي جدًا ، لا تُرى إلا كنقاط مضيئة بسبب بعدهم الكبير.

في المنكسر ، تنكسر الأشعة التي تمر عبر العدسة ، وتشكل صورة للجسم في المستوى البؤري . في العاكس ، تنعكس الأشعة من المرآة المقعرة ثم يتم جمعها أيضًا في المستوى البؤري. في تصنيع عدسة التلسكوب ، يسعون جاهدين لتقليل جميع التشوهات التي لا مفر منها في صورة الأشياء. عدسة بسيطة تشوه وتلون حواف الصورة بشكل كبير. لتقليل أوجه القصور هذه ، يتم تصنيع العدسة من عدة عدسات ذات انحناءات سطحية مختلفة ومن أنواع مختلفة من الزجاج. لتقليل التشوه ، لا يتم إعطاء أسطح المرآة الزجاجية المقعرة شكلاً كرويًا ، بل شكلًا مختلفًا قليلاً (مكافئ).

طبيب العيون السوفيتي د. طور Maksutov نظام تلسكوب يسمى الغضروف المفصلي. فهو يجمع بين مزايا المنكسر والعاكس. وفقًا لهذا النظام ، يتم ترتيب أحد نماذج تلسكوب المدرسة. هناك أنظمة تلسكوبية أخرى.

ينتج التلسكوب صورة مقلوبة ، لكن هذا لا يهم عند مراقبة الأجسام الفضائية.

عند المراقبة من خلال التلسكوب ، نادرًا ما تستخدم التكبيرات التي تزيد عن 500 مرة. والسبب في ذلك هو التيارات الهوائية التي تسبب تشوهات في الصورة ، والتي تكون أكثر وضوحًا ، وكلما زاد تكبير التلسكوب.

أكبر عاكس للكسر له عدسة يبلغ قطرها حوالي متر واحد ، وقد تم تصنيع أكبر عاكس في العالم بقطر مرآة مقعرة يبلغ 6 أمتار في الاتحاد السوفيتي وتم تركيبه في جبال القوقاز. يسمح لك بتصوير النجوم بخفت 107 مرة من تلك المرئية بالعين المجردة.

ميثاق طيفي

حتى منتصف القرن العشرين. كانت معرفتنا بالكون ترجع بشكل حصري تقريبًا إلى أشعة الضوء الغامضة. تتميز الموجة الضوئية ، مثل أي موجة أخرى ، بالتردد x والطول الموجي l. هناك علاقة بسيطة بين هذه المعلمات المادية:

حيث c هي سرعة الضوء في الفراغ (الفراغ). وتتناسب طاقة الفوتون مع تردد الإشعاع.

في الطبيعة ، تنتشر موجات الضوء بشكل أفضل في اتساع الكون ، نظرًا لوجود أقل تداخل في مسارها. وتعلم رجل مسلح بأجهزة بصرية قراءة الكتابة الضوئية الغامضة. بمساعدة جهاز خاص - مطياف متكيف مع تلسكوب ، بدأ علماء الفلك في تحديد درجة حرارة النجوم وسطوعها وحجمها ؛ سرعاتها وتكوينها الكيميائي وحتى العمليات التي تحدث في أعماق النجوم البعيدة.

حتى إسحاق نيوتن أثبت أن ضوء الشمس الأبيض يتكون من مزيج من الأشعة من جميع ألوان قوس قزح. عند المرور من الهواء إلى الزجاج ، تنكسر الأشعة الملونة بطرق مختلفة. لذلك ، إذا تم وضع منشور ثلاثي السطوح في مسار شعاع شمسي ضيق ، فبعد أن يغادر الشعاع المنشور ، يظهر شريط قوس قزح على الشاشة يسمى الطيف.

يحتوي الطيف على أهم المعلومات عن الجسم السماوي الذي ينبعث منه الضوء. يمكن القول دون مبالغة أن الفيزياء الفلكية تدين بنجاحاتها الملحوظة إلى التحليل الطيفي في المقام الأول. يعتبر التحليل الطيفي في الوقت الحاضر الطريقة الرئيسية لدراسة الطبيعة الفيزيائية للأجرام السماوية.

كل غاز ، كل عنصر كيميائي يعطي خطوطه الخاصة في الطيف ، فقط له وحده. قد تكون متشابهة في اللون ، ولكنها تختلف بالضرورة عن بعضها البعض في موقعها في الشريط الطيفي. باختصار ، طيف العنصر الكيميائي هو نوع "جواز السفر" الخاص به. ويحتاج عالم التحليل الطيفي المتمرس فقط إلى النظر إلى مجموعة من الخطوط الملونة لتحديد المادة التي ينبعث منها الضوء. وبالتالي ، من أجل تحديد التركيب الكيميائي لجسم مضيء ، لا داعي لالتقاطه وإخضاعه لدراسات معملية مباشرة. المسافات هنا ، حتى لو كانت مساحة ، لا تشكل عائقًا أيضًا. من المهم فقط أن يكون الجسم قيد الدراسة في حالة ساخنة - يتوهج بشكل ساطع ويعطي طيفًا. عند فحص طيف الشمس أو نجم آخر ، يتعامل الفلكي مع الخطوط المظلمة ، ما يسمى بخطوط الامتصاص. تتطابق خطوط الامتصاص تمامًا مع خطوط الانبعاث للغاز المحدد. وبسبب هذا يمكن استخدام أطياف الامتصاص لدراسة التركيب الكيميائي للشمس والنجوم. من خلال قياس الطاقة المنبعثة أو الممتصة في الخطوط الطيفية الفردية ، من الممكن إجراء تحليل كيميائي كمي للأجرام السماوية ، أي التعرف على النسبة المئوية للعناصر الكيميائية المختلفة. لذلك وجد أن الهيدروجين والهيليوم يسيطران على أجواء النجوم.

من الخصائص المهمة جدًا للنجم درجة حرارته. كتقدير أولي ، يمكن الحكم على درجة حرارة الجسم السماوي من خلال لونه. يتيح التحليل الطيفي تحديد درجة حرارة سطح النجوم بدقة عالية جدًا.

تتراوح درجة حرارة الطبقة السطحية لمعظم النجوم بين 3000 و 25000 كلفن.

إمكانيات التحليل الطيفي تكاد لا تنضب! لقد أظهر بشكل مقنع أن التركيب الكيميائي للأرض والشمس والنجوم هو نفسه. صحيح أنه قد يكون هناك أكثر أو أقل من بعض العناصر الكيميائية على الأجرام السماوية الفردية ، ولكن لم يتم العثور على وجود بعض "المواد المكتشفة" الخاصة في أي مكان. يعتبر تشابه التركيب الكيميائي للأجرام السماوية بمثابة تأكيد مهم للوحدة المادية للكون.

الفيزياء الفلكية - قسم كبير من علم الفلك الحديث - يتعامل مع دراسة الخصائص الفيزيائية والتركيب الكيميائي للأجرام السماوية والوسط النجمي. تقوم بتطوير نظريات حول بنية الأجرام السماوية والعمليات التي تحدث فيها. من أهم المهام التي تواجه الفيزياء الفلكية اليوم توضيح البنية الداخلية للشمس والنجوم ومصادر طاقتها ، لتأسيس عملية نشوئها وتطورها. وجميع أغنى المعلومات التي تأتي إلينا من أعماق الكون ، نحن مدينون لرسل العوالم البعيدة - أشعة الضوء.

يعرف كل من راقب السماء المرصعة بالنجوم أن الأبراج لا تغير شكلها. تبدو Ursa Major و Ursa Minor وكأنها دلو ، وتبدو كوكبة Cygnus وكأنها صليب ، وتشبه كوكبة البروج Leo شبه منحرف. ومع ذلك ، فإن الانطباع بأن النجوم ثابتة هو انطباع مضلل. تم إنشاؤه فقط لأن الأضواء السماوية بعيدة جدًا عنا ، وحتى بعد عدة مئات من السنين لا تستطيع العين البشرية ملاحظة حركتها. حاليًا ، يقيس علماء الفلك الحركة المناسبة للنجوم من صور السماء المرصعة بالنجوم الملتقطة على فترات 20 أو 30 سنة أو أكثر.

الحركة الصحيحة للنجوم هي الزاوية التي يتحرك فيها النجم عبر السماء في سنة واحدة. إذا تم قياس المسافة إلى هذا النجم أيضًا ، فيمكن حساب سرعته ، أي ذلك الجزء من سرعة الجسم السماوي المتعامد على خط البصر ، أي اتجاه "نجم الراصد". ولكن من أجل الحصول على السرعة الكاملة للنجم في الفضاء ، من الضروري أيضًا معرفة السرعة الموجهة على طول خط الرؤية - باتجاه الراصد أو بعيدًا عنه.

شكل 1: تحديد السرعة المكانية لنجم على مسافة معروفة له

يمكن تحديد السرعة الشعاعية للنجم من موقع خطوط الامتصاص في طيفه. كما تعلم ، يتم إزاحة جميع الخطوط في طيف مصدر الضوء المتحرك بما يتناسب مع سرعة حركته. في النجم الذي يطير نحونا ، يتم تقصير موجات الضوء ويتم إزاحة الخطوط الطيفية إلى نهاية الطيف البنفسجي. عندما يبتعد النجم عنا ، تطول موجات الضوء وتتحول الخطوط نحو النهاية الحمراء للطيف. بهذه الطريقة ، يجد علماء الفلك سرعة النجم على طول خط البصر. وعندما تُعرف كلتا السرعتين (الطبيعية والشعاعية) ، فليس من الصعب حساب السرعة المكانية الكلية للنجم بالنسبة للشمس باستخدام نظرية فيثاغورس.

اتضح أن سرعات النجوم مختلفة ، وكقاعدة عامة ، هي عدة عشرات من الكيلومترات في الثانية.

من خلال دراسة الحركات الصحيحة للنجوم ، تمكن علماء الفلك من تخيل ظهور السماء المرصعة بالنجوم (كوكبة) في الماضي البعيد وفي المستقبل البعيد. سيتحول "دلو" Big Dipper الشهير خلال 100 ألف عام ، على سبيل المثال ، إلى "مكواة بمقبض مكسور".

موجات الراديو والتلسكوبات الراديوية

حتى وقت قريب ، كانت الأجرام السماوية تُدرس بشكل حصري تقريبًا في الأشعة المرئية من الطيف. لكن في الطبيعة لا يزال هناك إشعاع كهرومغناطيسي غير مرئي. لا يتم إدراكها حتى بمساعدة أقوى التلسكوبات البصرية ، على الرغم من أن مداها أكبر بعدة مرات من المنطقة المرئية من الطيف. لذلك ، خلف النهاية البنفسجية من الطيف توجد أشعة فوق بنفسجية غير مرئية ، والتي تؤثر بشكل فعال على لوحة التصوير - مما يؤدي إلى جعلها داكنة. وخلفهم الأشعة السينية وأخيراً أشعة جاما ذات الطول الموجي الأقصر.

لالتقاط الانبعاثات الراديوية القادمة إلينا من الفضاء ، يتم استخدام أجهزة فيزيائية خاصة - التلسكوبات الراديوية. مبدأ تشغيل التلسكوب الراديوي هو نفس مبدأ التلسكوب البصري: فهو يجمع الطاقة الكهرومغناطيسية. فقط بدلاً من العدسات أو المرايا ، يتم استخدام الهوائيات في التلسكوبات الراديوية. في كثير من الأحيان ، يتم إنشاء هوائي التلسكوب الراديوي على شكل وعاء مكافئ ضخم ، وأحيانًا صلب ، وأحيانًا تعريشة. يركز سطحه المعدني العاكس انبعاث الراديو من الجسم المرصود على تغذية هوائي استقبال صغير ، والذي يتم وضعه في بؤرة المكافئ المكافئ. نتيجة لذلك ، تنشأ تيارات متناوبة ضعيفة في جهاز الإشعاع. تنتقل التيارات الكهربائية عبر موجهات الموجات إلى جهاز استقبال لاسلكي شديد الحساسية ، يتم ضبطه حسب الطول الموجي التشغيلي للتلسكوب الراديوي. هنا يتم تضخيمها ، ومن خلال توصيل مكبر الصوت بجهاز الاستقبال ، يمكن للمرء أن يستمع إلى "أصوات النجوم". لكن أصوات النجوم تخلو من أي موسيقى. هذه ليست "ألحانًا كونية" تسحر الأذن على الإطلاق ، ولكنها هسهسة طقطقة أو صافرة خارقة ... لذلك ، عادةً ما يتم توصيل جهاز تسجيل ذاتي خاص بمستقبل التلسكوب الراديوي. والآن ، على شريط متحرك ، يرسم المُسجل منحنى شدة إشارة الراديو الداخلة بطول موجي معين. وبالتالي ، فإن علماء الفلك الراديوي لا "يسمعون" حفيف النجوم ، لكن "يرونها" على ورق الرسم البياني.

كما تعلم ، باستخدام التلسكوب البصري ، نلاحظ في الحال كل ما يقع في مجال رؤيته.

مع تلسكوب لاسلكي ، يصبح الوضع أكثر تعقيدًا. لا يوجد سوى عنصر استقبال واحد (وحدة تغذية) ، وبالتالي فإن الصورة مبنية سطراً بسطر - عن طريق تمرير مصدر الراديو بالتتابع عبر حزمة الهوائي ، أي على غرار الطريقة التي تظهر بها على شاشة التلفزيون.

قانون النبيذ

قانون النبيذ- الاعتماد الذي يحدد الطول الموجي أثناء إشعاع الطاقة بجسم أسود بالكامل. تم تربيتها من قبل الفيزيائي الألماني الحائز على جائزة نوبل فيلهلم فين عام 1893.

قانون وين: الطول الموجي الذي يشع عنده الجسم الأسود أكبر قدر من الطاقة يتناسب عكسياً مع درجة حرارة ذلك الجسم.

الجسم الأسود هو سطح يمتص تمامًا الإشعاع الساقط عليه. يعتبر مفهوم الجسم الأسود نظريًا بحتًا: في الواقع ، لا توجد أشياء ذات سطح مثالي يمتص جميع الموجات تمامًا.

3. المفاهيم الحديثة حول الهيكل والعناصر الرئيسية للكون المرئي ومنظمته

إذا وصفنا بنية الكون ، كما يبدو للعلماء الآن ، فسنحصل على السلم الهرمي التالي. هناك كواكب - أجرام سماوية تدور حول نجم أو بقاياه ، ضخمة بما يكفي لتدور تحت تأثير جاذبيتها ، ولكنها ليست ضخمة بما يكفي لبدء تفاعل نووي حراري ، والتي "مرتبطة" بنجم معين ، وهذا هو ، هم في تأثير الجاذبية في منطقته. لذلك ، فإن الأرض والعديد من الكواكب الأخرى مع أقمارها الصناعية تقع في منطقة تأثير الجاذبية لنجم يسمى الشمس ، وتتحرك في مداراتها الخاصة حولها وبالتالي تشكل النظام الشمسي. مثل هذه الأنظمة النجمية ، القريبة بأعداد ضخمة ، تشكل مجرة ​​- نظام معقد بمركزه الخاص. بالمناسبة ، فيما يتعلق بمركز المجرات ، لا يوجد إجماع حتى الآن على ماهيتها - يقترح أن الثقوب السوداء تقع في وسط المجرات.

تشكل المجرات بدورها نوعًا من السلسلة التي تخلق نوعًا من الشبكة. تتكون خلايا هذه الشبكة من سلاسل من المجرات و "الفراغات" المركزية ، والتي إما تكون خالية تمامًا من المجرات أو بها عدد قليل جدًا منها. يشغل الفراغ الجزء الرئيسي من الكون ، والذي ، مع ذلك ، لا يعني الفراغ المطلق لهذا الفضاء: هناك أيضًا ذرات فردية في الفراغ ، وهناك فوتونات (إشعاع بقايا) ، ونتيجة لذلك تظهر الجسيمات والجسيمات المضادة. الظواهر الكمومية. الجزء المرئي من الكون ، أي الجزء الذي يمكن الوصول إليه لدراسة الجنس البشري ، يتميز بالتجانس والثبات بمعنى أنه ، كما هو شائع ، تعمل نفس القوانين في هذا الجزء. من المستحيل تحديد ما إذا كان هذا هو الحال أيضًا في أجزاء أخرى من الكون.

بالإضافة إلى الكواكب والنجوم ، فإن عناصر الكون عبارة عن أجرام سماوية مثل المذنبات والكويكبات والنيازك.

المذنب هو جرم سماوي صغير يدور حول الشمس في مقطع مخروطي ذو مدار ممتد للغاية. عند الاقتراب من الشمس ، يشكل المذنب غيبوبة وأحيانًا ذيل من الغاز والغبار.

تقليديا ، يمكن تقسيم المذنب إلى ثلاثة أجزاء - النواة ، والغيبوبة ، والذيل. كل شيء في المذنبات بارد تمامًا ، ووهجها ما هو إلا انعكاس لأشعة الشمس بواسطة الغبار ووهج الغاز المتأين فوق البنفسجي.

اللب هو أثقل جزء من هذا الجسم السماوي. يحتوي على الجزء الأكبر من كتلة المذنب. من الصعب إلى حد ما دراسة تكوين نواة المذنب بدقة ، لأنه على مسافة يمكن الوصول إليها من التلسكوب ، يكون محاطًا دائمًا بغطاء غازي. في هذا الصدد ، تم اعتماد نظرية عالم الفلك الأمريكي ويبل كأساس لنظرية تكوين نواة المذنب.

وفقًا لنظريته ، فإن نواة المذنب هي مزيج من الغازات المجمدة الممزوجة بغبار مختلف. لذلك ، عندما يقترب مذنب من الشمس وتسخن ، تبدأ الغازات في "الذوبان" ، وتشكل ذيلًا.

ذيل المذنب هو الجزء الأكثر تعبيرا عنه. يتشكل بالقرب من مذنب وهو يقترب من الشمس. الذيل عبارة عن شريط مضيء يمتد من النواة في الاتجاه المعاكس للشمس ، "تهب بعيدًا" بفعل الرياح الشمسية.

الغيبوبة عبارة عن قشرة غائمة خفيفة على شكل كوب تحيط بالنواة ، وتتكون من الغازات والغبار. تمتد عادة من 100 ألف إلى 1.4 مليون كيلومتر من القلب. يمكن أن يؤدي الضغط الخفيف إلى تشويه الغيبوبة ، مما يؤدي إلى شدها في الاتجاه المعاكس للشمس. تشكل الغيبوبة والنواة رأس المذنب.

تسمى الكويكبات بالأجرام السماوية ، والتي لها شكل غير منتظم شبيه بالحجر ، ويتراوح حجمها من بضعة أمتار إلى آلاف الكيلومترات. تتكون الكويكبات ، مثل النيازك ، من معادن (الحديد والنيكل بشكل أساسي) والصخور الحجرية. في اللاتينية ، تعني كلمة كويكب "مشابه لنجم". حصلت الكويكبات على هذا الاسم لتشابهها مع النجوم عند مراقبتها باستخدام تلسكوبات ليست قوية جدًا.

يمكن أن تتصادم الكويكبات مع بعضها البعض ، مع الأقمار الصناعية والكواكب الكبيرة. نتيجة اصطدام الكويكبات ، تتشكل أجرام سماوية أصغر - النيازك. عند الاصطدام بكوكب أو قمر صناعي ، تترك الكويكبات آثارًا على شكل فوهات ضخمة بطول عدة كيلومترات.

سطح جميع الكويكبات ، دون استثناء ، شديد البرودة ، لأنها تشبه الحجارة الكبيرة ولا تشكل حرارة ، ولكنها على مسافة كبيرة من الشمس. حتى إذا تم تسخين الكويكب بواسطة الشمس ، فإنه ينبعث منه حرارة بسرعة.

يمتلك علماء الفلك اثنتين من أكثر الفرضيات شيوعًا فيما يتعلق بأصل الكويكبات. وفقًا لأحدهم ، فهي شظايا من كواكب كانت موجودة في السابق والتي دمرت نتيجة تصادم أو انفجار. وفقًا لإصدار آخر ، تشكلت الكويكبات من بقايا المادة التي تشكلت منها كواكب النظام الشمسي.

النيازك- شظايا صغيرة من الأجرام السماوية ، تتكون أساسًا من الحجر والحديد ، تسقط على سطح الأرض من الفضاء بين الكواكب. بالنسبة لعلماء الفلك ، تعتبر النيازك كنزًا حقيقيًا: نادرًا ما يكون من الممكن دراسة قطعة من الفضاء بعناية في المختبر. يعتبر معظم الخبراء أن النيازك عبارة عن شظايا من الكويكبات التي تشكلت أثناء اصطدام الأجسام الفضائية.

4. نظرية النجوم

النجم عبارة عن كرة غازية ضخمة تنبعث منها الضوء ويتم تثبيتها بواسطة جاذبيتها وضغطها الداخلي ، في أعماق تحدث تفاعلات الاندماج النووي الحراري (أو التي حدثت من قبل).

الخصائص الرئيسية للنجوم:

لمعان

يتم تحديد اللمعان إذا كان المقدار الظاهري والمسافة إلى النجم معروفين. إذا كان لعلم الفلك طرق موثوقة تمامًا لتحديد الحجم الظاهري ، فليس من السهل تحديد المسافة إلى النجوم. بالنسبة للنجوم القريبة نسبيًا ، يتم تحديد المسافة بالطريقة المثلثية المعروفة منذ بداية القرن الماضي ، والتي تتمثل في قياس النزوح الزاوي المهمل للنجوم عندما يتم ملاحظتها من نقاط مختلفة من مدار الأرض ، أي في أوقات مختلفة من السنة. تتميز هذه الطريقة بدقة عالية وموثوقة تمامًا. ومع ذلك ، بالنسبة لمعظم النجوم الأخرى البعيدة ، لم يعد مناسبًا: يجب قياس التحولات الصغيرة جدًا في مواقع النجوم - أقل من مائة من الثانية من القوس. طرق أخرى للإنقاذ ، أقل دقة بكثير ، لكنها مع ذلك موثوقة تمامًا. في عدد من الحالات ، يمكن أيضًا تحديد الحجم المطلق للنجوم بشكل مباشر ، دون قياس المسافة إليها ، من بعض السمات التي يمكن ملاحظتها لإشعاعها.

تختلف النجوم بشكل كبير في لمعانها. هناك نجوم عملاقة بيضاء وزرقاء (ومع ذلك ، يوجد عدد قليل منها نسبيًا) ، يتجاوز لمعانها لمعان الشمس بعشرات بل ومئات الآلاف من المرات. لكن معظم النجوم "أقزام" ، لمعانها أقل بكثير من الشمس ، وغالبًا آلاف المرات. من سمات اللمعان ما يسمى بـ "القيمة المطلقة" للنجم. يعتمد الحجم النجمي الظاهر ، من ناحية ، على لمعانه ولونه ، ومن ناحية أخرى ، على المسافة التي تفصله عنه. النجوم عالية اللمعان لها مقادير مطلقة سلبية ، على سبيل المثال -4 ، -6. تتميز النجوم ذات اللمعان المنخفض بقيم موجبة كبيرة ، مثل +8 ، +10.

التركيب الكيميائي للنجوم

يتميز التركيب الكيميائي للطبقات الخارجية للنجم ، من حيث يأتي إشعاعها "مباشرة" إلينا ، بالهيمنة الكاملة للهيدروجين. في المرتبة الثانية يأتي الهيليوم ، ووفرة العناصر الأخرى صغيرة نسبيًا. لكل 10000 ذرة هيدروجين ، هناك حوالي ألف ذرة هيليوم ، وحوالي عشر ذرات أكسجين ، وعدد أقل قليلاً من ذرات الكربون والنيتروجين ، وذرة حديد واحدة فقط. وفرة العناصر الأخرى لا يكاد يذكر.

يمكن القول أن الطبقات الخارجية للنجوم عبارة عن بلازما هيدروجين وهيليوم عملاقة مع مزيج صغير من العناصر الثقيلة.

على الرغم من أن التركيب الكيميائي للنجوم هو نفسه التقريب الأول ، لا تزال هناك نجوم تظهر سمات معينة في هذا الصدد. على سبيل المثال ، هناك نجم يحتوي على نسبة عالية من الكربون بشكل غير طبيعي ، أو هناك أجسام ذات محتوى عالٍ بشكل غير طبيعي من الأتربة النادرة. إذا كانت الغالبية العظمى من النجوم لديها وفرة من الليثيوم لا تكاد تذكر (حوالي 10 11 من الهيدروجين) ، ففي بعض الأحيان تكون هناك نجوم "فريدة" حيث يكون هذا العنصر النادر وفيرًا للغاية.

أطياف النجوم

يتم توفير معلومات غنية بشكل استثنائي من خلال دراسة أطياف النجوم. تم الآن اعتماد ما يسمى بتصنيف هارفارد الطيفي. يحتوي على عشر فئات ، يُشار إليها بأحرف لاتينية: O ، B ، A ، F ، G ، K ، M. النظام الحالي لتصنيف الأطياف النجمية دقيق للغاية لدرجة أنه يسمح لك بتحديد الطيف بدقة تبلغ عُشر أ. فصل. على سبيل المثال ، جزء من تسلسل الأطياف النجمية بين الفئتين B و A تم تحديده على أنه B0 و B1 ... B9 و A0 وما إلى ذلك. يشبه طيف النجوم في التقريب الأول طيف الجسم "الأسود" المشع بدرجة حرارة معينة T. تتغير درجات الحرارة هذه بسلاسة من 40-50 ألف كلفن للنجوم من الفئة الطيفية O إلى 3000 كلفن لنجوم الفئة الطيفية. وفقًا لهذا ، يقع الجزء الرئيسي من إشعاع النجوم من الفئات الطيفية O و B على الجزء فوق البنفسجي من الطيف ، والذي يتعذر الوصول إليه من سطح الأرض.

ومن السمات المميزة الأخرى للأطياف النجمية وجود عدد كبير من خطوط الامتصاص التي تنتمي إلى عناصر مختلفة. أتاح التحليل الدقيق لهذه الخطوط الحصول على معلومات قيمة بشكل خاص حول طبيعة الطبقات الخارجية للنجوم. يتم تفسير الاختلافات في الأطياف بشكل أساسي من خلال الاختلاف في درجات حرارة الطبقات الخارجية للنجم. لهذا السبب ، تختلف حالة تأين وإثارة العناصر المختلفة في الطبقات الخارجية للنجوم بشكل حاد ، مما يؤدي إلى اختلافات قوية في الأطياف.

درجة حرارة

تحدد درجة الحرارة لون النجم وطيفه. لذلك ، على سبيل المثال ، إذا كانت درجة حرارة سطح طبقات النجوم هي 3-4 آلاف. K. ، ثم لونه ضارب إلى الحمرة ، 6-7 آلاف K. - مصفر. النجوم شديدة الحرارة بدرجات حرارة أعلى من 10-12 ألف كلفن لها لون أبيض أو مزرق. في علم الفلك ، توجد طرق موضوعية تمامًا لقياس لون النجوم. يتم تحديد الأخير من خلال ما يسمى بـ "مؤشر اللون" ، والذي يساوي الفرق بين القيم الفوتوغرافية والقيم المرئية. تتوافق كل قيمة لمؤشر اللون مع نوع معين من الطيف.

تتميز أطياف النجوم الحمراء الباردة بخطوط امتصاص لذرات فلز متعادلة وعصابات لبعض أبسط المركبات (على سبيل المثال ، CN ، SP ، H20 ، إلخ). مع زيادة درجة حرارة السطح ، تختفي العصابات الجزيئية في أطياف النجوم ، وتضعف العديد من خطوط الذرات المحايدة ، وكذلك خطوط الهيليوم المحايد. يتغير شكل الطيف بشكل جذري. على سبيل المثال ، في النجوم الحارة ذات درجة حرارة طبقة سطحية تتجاوز 20 ألف كلفن ، تُلاحظ في الغالب خطوط الهيليوم المحايد والمتأين ، ويكون الطيف المستمر شديد الكثافة في الأشعة فوق البنفسجية. النجوم ذات درجة حرارة طبقة سطحية تبلغ حوالي 10 آلاف كلفن تمتلك خطوط هيدروجين أكثر كثافة ، بينما النجوم ذات درجة حرارة حوالي 6 آلاف كلفن لها خطوط كالسيوم مؤينة تقع على حدود الأجزاء المرئية والأشعة فوق البنفسجية من الطيف.

كتلة النجوم

لم يكن لدى علم الفلك ولا يمتلك حاليًا طريقة لتحديد كتلة نجم معزول (أي ليس جزءًا من أنظمة متعددة) بشكل مباشر ومستقل. وهذا عيب خطير للغاية في علم الكون لدينا. إذا وجدت مثل هذه الطريقة ، فسيكون تقدم معرفتنا أسرع بكثير. تختلف كتل النجوم ضمن حدود ضيقة نسبيًا. هناك عدد قليل جدًا من النجوم التي تكون كتلتها 10 مرات أكبر أو أقل من كتلة الشمس. في مثل هذه الحالة ، يقبل علماء الفلك ضمنيًا أن النجوم التي لها نفس اللمعان واللون لها نفس الكتلة. تم تعريفها فقط للأنظمة الثنائية. إن العبارة القائلة بأن نجمًا واحدًا له نفس اللمعان واللون له نفس كتلة "أخته" ، والتي تعد جزءًا من نظام ثنائي ، يجب دائمًا توخي الحذر منه.

يُعتقد أن الأجسام التي تقل كتلتها عن 0.02 متر لم تعد نجوماً. فهي خالية من مصادر الطاقة الداخلية ، كما أن لمعانها قريب من الصفر. عادة ما يتم تصنيف هذه الكائنات على أنها كواكب. لا تتجاوز الكتل التي تم قياسها بشكل مباشر 60 م.

تصنيف النجوم

بدأت تصنيفات النجوم على الفور بعد أن بدأت في تلقي أطيافها. في بداية القرن العشرين ، رسم هيرتسبرونغ ورسل نجومًا مختلفة على رسم تخطيطي ، واتضح أن معظمهم تم تجميعهم على طول منحنى ضيق. مخطط هيرتزبرونج- يوضح العلاقة بين الحجم المطلق واللمعان والنوع الطيفي ودرجة حرارة سطح النجم. النجوم في هذا الرسم البياني ليست مرتبة عشوائيًا ، لكنها تشكل مناطق محددة جيدًا.

يتيح الرسم التخطيطي إمكانية العثور على القيمة المطلقة حسب النوع الطيفي. خاصة بالنسبة للفئات الطيفية O - F. بالنسبة للفئات اللاحقة ، فإن هذا الأمر معقد بسبب الحاجة إلى الاختيار بين العملاق والقزم. ومع ذلك ، تسمح لنا بعض الاختلافات في شدة بعض الخطوط باتخاذ هذا الاختيار بثقة.

حوالي 90٪ من النجوم في التسلسل الرئيسي. لمعانها يرجع إلى التفاعلات النووية الحرارية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم. هناك أيضًا العديد من فروع النجوم المتطورة - العمالقة ، حيث يتم حرق الهيليوم والعناصر الأثقل. في الجزء السفلي الأيسر من الرسم البياني توجد أقزام بيضاء متطورة بالكامل.

أنواع النجوم

عمالقة- نوع من النجوم نصف قطره أكبر بكثير وإضاءة عالية من نجوم التسلسل الرئيسي التي لها نفس درجة حرارة السطح. عادةً ما يكون للنجوم العملاقة أنصاف أقطار من 10 إلى 100 أنصاف أقطار شمسية وإضاءة من 10 إلى 1000 لمعان شمسي. النجوم ذات لمعان أكبر من النجوم العملاقة تسمى النجوم العملاقة والعملاقة الفائقة. يمكن أيضًا تصنيف نجوم التسلسل الرئيسي الساخنة والمشرقة على أنها عمالقة بيضاء. بالإضافة إلى ذلك ، نظرًا لنصف قطرها الكبير وإشراقها العالي ، تقع العمالقة فوق التسلسل الرئيسي.

الأقزام- نوع النجوم ذات الأحجام الصغيرة من نصف قطر 1 إلى 0.01. من 1 إلى 10-4 لمعان الشمس مع كتلة من 1 إلى 0.1 كتلة شمسية.

· قزم ابيض- نجوم متطورة لا تتجاوز كتلتها 1.4 كتلة شمسية ، محرومة من مصادرها الخاصة من الطاقة النووية الحرارية. يمكن أن يكون قطر هذه النجوم أصغر بمئات المرات من الشمس ، وبالتالي يمكن أن تكون كثافتها 1000000 ضعف كثافة الماء.

· القزم الأحمر- نجم تسلسل رئيسي صغير وبارد نسبيًا ، له نوع طيفي M أو علوي K. وهي مختلفة تمامًا عن النجوم الأخرى. لا يتجاوز قطر وكتلة الأقزام الحمراء ثلث الكتلة الشمسية (الحد الأدنى للكتلة هو 0.08 شمسيًا ، يليه الأقزام البنية).

· قزم بني- أجسام تحت نجمية كتلتها في حدود 5-75 كتلة كوكب المشتري (وقطرها يساوي تقريبًا قطر كوكب المشتري) ، وفي أعماقها ، على عكس نجوم التسلسل الرئيسي ، لا يوجد تفاعل اندماج نووي حراري مع تحويل الهيدروجين في الهيليوم.

· الأقزام الغارقة أو الأقزام البنيةهي تكوينات باردة أقل من الحد الكتلي للأقزام البنية. تعتبر بشكل عام كواكب.

· قزم أسودهي أقزام بيضاء تم تبريدها وبالتالي لا تشع في النطاق المرئي. يمثل المرحلة الأخيرة في تطور الأقزام البيضاء. إن كتل الأقزام السوداء ، مثل كتل الأقزام البيضاء ، محدودة من الأعلى بمقدار 1.4 كتلة شمسية.

النجم النيوتروني- تكوينات نجمية ذات كتل تصل إلى 1.5 كتلة شمسية وأحجام أصغر بشكل ملحوظ من الأقزام البيضاء ، في حدود 10-20 كم في القطر. يمكن أن تصل كثافة هذه النجوم إلى 1.000.000.000.000 من كثافة المياه. والمجال المغناطيسي أكبر بعدة مرات من المجال المغناطيسي للأرض. تتكون هذه النجوم بشكل أساسي من نيوترونات مضغوطة بشدة بواسطة قوى الجاذبية. غالبًا ما تكون هذه النجوم نجوم نابضة.

نجم جديدالنجوم التي تزداد فجأة في لمعانها بعامل 10000. nova هو نظام ثنائي يتكون من قزم أبيض ونجم مصاحب في التسلسل الرئيسي. في مثل هذه الأنظمة ، يتدفق الغاز من النجم تدريجيًا إلى القزم الأبيض وينفجر بشكل دوري هناك ، مما يتسبب في انفجار اللمعان.

سوبر نوفاهو نجم ينهي تطوره في عملية تفجيرية كارثية. يمكن أن يكون التوهج في هذه الحالة أكبر بعدة مرات مما في حالة النجم الجديد. مثل هذا الانفجار القوي هو نتيجة للعمليات التي تحدث في النجم في المرحلة الأخيرة من التطور.

نجمة مزدوجةنجمان مرتبطان بالجاذبية يدوران حول مركز مشترك للكتلة. في بعض الأحيان توجد أنظمة من ثلاثة نجوم أو أكثر ، وفي مثل هذه الحالة العامة يُطلق على النظام اسم نجمة متعددة. في الحالات التي لا يكون فيها مثل هذا النظام النجمي بعيدًا جدًا عن الأرض ، يمكن تمييز النجوم الفردية من خلال التلسكوب. إذا كانت المسافة كبيرة ، فمن الممكن أن نفهم أن النجم المزدوج ممكن لعلماء الفلك فقط من خلال علامات غير مباشرة - تقلبات في السطوع ناتجة عن الكسوف الدوري لنجم بنجم آخر والبعض الآخر.

النجوم النابضة- هذه هي النجوم النيوترونية ، حيث يميل المجال المغناطيسي إلى محور الدوران ، وتتسبب بالتناوب في تعديل الإشعاع الذي يأتي إلى الأرض.

تم اكتشاف أول نجم نابض في التلسكوب الراديوي لمرصد مولارد لعلم الفلك الراديوي. جامعة كامبريدج. تم الاكتشاف من قبل طالبة الدراسات العليا جوسلين بيل في يونيو 1967 بطول موجة 3.5 متر ، أي 85.7 ميجا هرتز. هذا النجم النابض يسمى PSR J1921 + 2153. ظلت ملاحظات النجم النابض سرية لعدة أشهر ، ثم حصل على اسم LGM-1 ، والذي يعني "الرجال الخضر الصغار". والسبب في ذلك هو النبضات الراديوية التي وصلت إلى الأرض بتواتر منتظم ، وبالتالي كان من المفترض أن هذه النبضات الراديوية كانت من أصل اصطناعي.

كانت جوسلين بيل في مجموعة هيويش ، ووجدوا 3 مصادر أخرى لإشارات مماثلة ، بعد ذلك لم يشك أحد في أن الإشارات ليست من أصل اصطناعي. بحلول نهاية عام 1968 ، تم بالفعل اكتشاف 58 نجمًا نابضًا. وفي عام 2008 ، كان 1790 نجمًا نابضًا راديويًا معروفًا بالفعل. أقرب نجم نابض إلى نظامنا الشمسي يبعد 390 سنة ضوئية.

النجوم الزائفةهي أجسام متلألئة تشع أكبر كمية من الطاقة الموجودة في الكون. نظرًا لكونهم على مسافة هائلة من الأرض ، فإنهم يظهرون سطوعًا أكبر من الأجرام الكونية التي تقع بالقرب من 1000 مرة. وفقًا للتعريف الحديث ، فإن الكوازار هو نواة مجرة ​​نشطة ، حيث تحدث العمليات التي تطلق كمية هائلة من الطاقة. المصطلح نفسه يعني "مصدر راديو شبيه بالنجوم". لاحظ الفلكيان الأمريكيان أ. سانديج وتي ماثيوز ، أول كوازار ، كانا يراقبان النجوم في مرصد كاليفورنيا. في عام 1963 ، اكتشف M. Schmidt ، باستخدام تلسكوب عاكس يجمع الإشعاع الكهرومغناطيسي في نقطة واحدة ، انحرافًا أحمر في طيف الجسم المرصود ، والذي يحدد أن مصدره يتحرك بعيدًا عن نظامنا. أظهرت الدراسات اللاحقة أن الجسم السماوي ، المسجل على أنه 3C 273 ، يقع على مسافة 3 مليارات سنة ضوئية. سنوات ويتحرك بعيدًا بسرعة هائلة - 240،000 كم / ثانية. درس عالما موسكو شاروف وإيفريموف الصور المبكرة المتاحة للكائن ووجدوا أنه غيّر سطوعه بشكل متكرر. يشير التغيير غير المنتظم في شدة السطوع إلى حجم مصدر صغير.

5. مصادر STAR ENERGY

لمدة مائة عام بعد صياغة قانون حفظ الطاقة بواسطة R.Mayer في عام 1842 ، تم التعبير عن العديد من الفرضيات حول طبيعة مصادر طاقة النجوم ، على وجه الخصوص ، تم اقتراح فرضية حول تداعيات النيازك على النجم. ، الاضمحلال الإشعاعي للعناصر ، وفناء البروتونات والإلكترونات. فقط الانكماش الثقالي والاندماج النووي الحراري لهما أهمية حقيقية.

اندماج نووي حراري في باطن النجوم

بحلول عام 1939 ، ثبت أن مصدر الطاقة النجمية هو اندماج نووي حراري يحدث في باطن النجوم. تشع معظم النجوم لأن أربعة بروتونات تتحد في الأجزاء الداخلية من خلال سلسلة من الخطوات الوسيطة في جسيم ألفا واحد. يمكن أن يستمر هذا التحول بطريقتين رئيسيتين ، تسمى دورة البروتون-البروتون أو دورة p-p و الكربون النيتروجين أو دورة CN. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، يتم إطلاق الطاقة بشكل أساسي من خلال الدورة الأولى ، في النجوم الثقيلة - في الثانية. إن إمداد النجم بالطاقة النووية محدود ويتم إنفاقه باستمرار على الإشعاع. تعتبر عملية الاندماج النووي الحراري ، التي تطلق الطاقة وتغير تركيبة مادة النجم ، جنبًا إلى جنب مع الجاذبية ، والتي تميل إلى ضغط النجم وتطلق أيضًا الطاقة ، والإشعاع من السطح ، والذي ينقل الطاقة المنبعثة ، هي الأساس القوى الدافعة لتطور النجوم.

هانز ألبريشت بيث عالم فيزياء فلكية أمريكي فاز بجائزة نوبل في الفيزياء عام 1967. الأعمال الرئيسية مكرسة للفيزياء النووية والفيزياء الفلكية. هو الذي اكتشف دورة البروتون-البروتون للتفاعلات النووية الحرارية (1938) واقترح دورة كربون-نيتروجين من ست مراحل تجعل من الممكن شرح عملية التفاعلات الحرارية النووية في النجوم الضخمة ، والتي حصل بسببها على جائزة نوبل في الفيزياء. عن "المساهمة في نظرية التفاعلات النووية ، خاصة بالنسبة للاكتشافات المتعلقة بمصادر طاقة النجوم.

انكماش الجاذبية

ضغط الجاذبية هو عملية داخلية للنجم يتم من خلالها إطلاق طاقته الداخلية.

دعنا في وقت ما ، بسبب تبريد النجم ، ستنخفض درجة الحرارة في مركزه إلى حد ما. سينخفض ​​الضغط في المركز أيضًا ، ولن يعوض بعد ذلك وزن الطبقات التي تعلوها. ستبدأ قوى الجاذبية في ضغط النجم. في هذه الحالة ، ستنخفض الطاقة الكامنة للنظام (نظرًا لأن الطاقة الكامنة سالبة ، سيزداد معاملها) ، بينما ستزداد الطاقة الداخلية ، وبالتالي درجة الحرارة داخل النجم. لكن نصف الطاقة الكامنة المنبعثة فقط ستُنفق على رفع درجة الحرارة ، وسيخصص النصف الآخر للحفاظ على إشعاع النجم.

6. تطور النجوم

التطور النجمي في علم الفلك هو تسلسل التغييرات التي يمر بها النجم خلال حياته ، أي على مدى ملايين أو بلايين السنين ، بينما يشع الضوء والحرارة. خلال هذه الفترات الزمنية الهائلة ، تكون التغييرات مهمة للغاية.

المراحل الرئيسية في تطور النجم هي ولادته (تكوين النجم) ، وهي فترة طويلة (مستقرة عادةً) من وجود النجم كنظام متكامل في التوازن الهيدروديناميكي والحراري ، وأخيراً فترة "موته" ، أي. خلل لا رجعة فيه يؤدي إلى تدمير نجم أو إلى انضغاطه الكارثي. يعتمد تطور النجم على كتلته وتكوينه الكيميائي الأولي ، والذي بدوره يعتمد على وقت تشكل النجم وموقعه في المجرة في لحظة تكوينه. كلما زادت كتلة النجم ، زادت سرعة تطوره وأقصر "حياته".

يبدأ النجم حياته كسحابة باردة مخلوعة من غاز بين نجمي يتقلص تحت جاذبيته ويتخذ شكل كرة تدريجيًا. عند الضغط ، تتحول طاقة الجاذبية إلى حرارة ، وتزداد درجة حرارة الجسم. عندما تصل درجة الحرارة في المركز إلى 15-20 مليون كلفن ، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية ويتوقف الضغط. يصبح الكائن نجمة كاملة.

بعد فترة زمنية معينة - من مليون إلى عشرات المليارات من السنين (اعتمادًا على الكتلة الأولية) - يستنفد النجم موارد الهيدروجين الأساسية. في النجوم الكبيرة والساخنة ، يحدث هذا أسرع بكثير من النجوم الصغيرة والأكثر برودة. يؤدي استنفاد إمدادات الهيدروجين إلى توقف التفاعلات النووية الحرارية.

بدون الضغط الناتج عن هذه التفاعلات لموازنة الجاذبية الداخلية في جسم النجم ، يبدأ النجم بالتقلص مرة أخرى ، كما حدث سابقًا في عملية تكوينه. ترتفع درجة الحرارة والضغط مرة أخرى ، ولكن على عكس المرحلة الأولية ، إلى مستوى أعلى بكثير. يستمر الانهيار حتى عند درجة حرارة حوالي 100 مليون كلفن ، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية التي تتضمن الهيليوم.

استئناف "الاحتراق" النووي الحراري للمادة عند مستوى جديد يؤدي إلى توسع هائل للنجم. "يتضخم" النجم ، ويصبح "فضفاضًا" للغاية ، ويزداد حجمه بحوالي 100 مرة. لذلك يصبح النجم عملاقًا أحمر ، وتستمر مرحلة احتراق الهليوم حوالي عدة ملايين من السنين. جميع العمالقة الحمراء تقريبًا هي نجوم متغيرة.

بعد إنهاء التفاعلات النووية الحرارية في قلبها ، فإنها ، بعد أن تبرد تدريجيًا ، ستستمر في الإشعاع الضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.

شمس

الشمس هي النجم الوحيد في النظام الشمسي ، كل كواكب النظام ، وكذلك أقمارها الصناعية والأشياء الأخرى ، تتحرك حولها ، حتى الغبار الكوني.

خصائص الشمس

كتلة الشمس: 21030 كجم (332946 كتلة أرضية)

القطر: 1.392.000 كم

نصف القطر: 696000 كم

متوسط ​​الكثافة: 1400 كجم / م 3

الميل المحوري: 7.25 درجة (نسبة إلى مستوى مسير الشمس)

درجة حرارة السطح: 5780 كلفن

درجة الحرارة في مركز الشمس: 15 مليون درجة

الفئة الطيفية: G2 V

متوسط ​​المسافة من الأرض: 150 مليون كم

العمر: حوالي 5 مليارات سنة

فترة الدوران: 25.380 يوم

اللمعان: 3.86 1026 وات

الحجم الظاهر: 26.75 م

هيكل الشمس

وفقًا للتصنيف الطيفي ، ينتمي النجم إلى نوع "القزم الأصفر" ، وفقًا لحسابات تقريبية ، يبلغ عمره أكثر من 4.5 مليار سنة بقليل ، وهو في منتصف دورة حياته. تتكون الشمس من 92٪ هيدروجين و 7٪ هيليوم ، ولها بنية معقدة للغاية. يوجد في مركزه نواة نصف قطرها حوالي 150.000-175.000 كم ، أي ما يصل إلى 25٪ من نصف القطر الكلي للنجم ؛ في مركزها ، تقترب درجة الحرارة من 14.000.000 كلفن ، يدور اللب حول محوره بسرعة عالية ، وتتجاوز هذه السرعة بشكل كبير مؤشرات الأصداف الخارجية للنجم. هنا ، يحدث تفاعل تكوين الهيليوم من أربعة بروتونات ، ونتيجة لذلك يتم الحصول على كمية كبيرة من الطاقة ، والتي تمر عبر جميع الطبقات وتشع من الغلاف الضوئي في شكل طاقة حركية وضوء. يوجد فوق القلب منطقة نقل إشعاعي ، حيث تتراوح درجات الحرارة في حدود 2-7 مليون كلفن ، ثم تتبع منطقة الحمل الحراري بسمك حوالي 200000 كم ، حيث لم يعد هناك إعادة إشعاع لنقل الطاقة ، ولكن خلط البلازما. على سطح الطبقة ، تبلغ درجة الحرارة حوالي 5800 كلفن ، ويتكون الغلاف الجوي للشمس من الغلاف الضوئي ، الذي يشكل السطح المرئي للنجم ، والكروموسفير بسماكة حوالي 2000 كم ، والإكليل ، آخر غلاف شمسي خارجي ، تتراوح درجة حرارتها بين 1،000،000-20،000،000 K. من الجزء الخارجي الهالة يتم إطلاق جزيئات مؤينة تسمى الرياح الشمسية.

تلعب المجالات المغناطيسية دورًا مهمًا في حدوث الظواهر التي تحدث على الشمس. المادة الموجودة على الشمس هي بلازما ممغنطة في كل مكان. في بعض الأحيان تزداد شدة المجال المغناطيسي بسرعة وبقوة في بعض المناطق. هذه العملية مصحوبة بظهور مجموعة كاملة من ظواهر النشاط الشمسي في طبقات مختلفة من الغلاف الجوي الشمسي. وتشمل هذه البقع والبقع في الفوتوسفير ، الندف في الكروموسفير ، البروز في الإكليل. الظاهرة الأكثر بروزًا ، التي تغطي جميع طبقات الغلاف الجوي الشمسي والتي تنشأ في الكروموسفير ، هي التوهجات الشمسية.

في سياق الملاحظات ، وجد العلماء أن الشمس مصدر قوي للانبعاثات الراديوية. تخترق موجات الراديو الفضاء بين الكواكب ، والتي تنبعث من الكروموسفير (موجات السنتيمتر) والإكليل (موجات الديسيمتر والمتر).

يتكون البث الراديوي للشمس من عنصرين - ثابت ومتغير (رشقات ، "عواصف ضوضاء"). أثناء التوهجات الشمسية القوية ، يزيد انبعاث الراديو من الشمس بآلاف بل وملايين المرات مقارنة بالانبعاثات الراديوية من الشمس الهادئة. هذا البث الراديوي له طبيعة غير حرارية.

تأتي الأشعة السينية بشكل رئيسي من الطبقات العليا من الكروموسفير والهالة. يكون الإشعاع قويًا بشكل خاص خلال سنوات النشاط الشمسي الأقصى.

لا تصدر الشمس فقط الضوء والحرارة وجميع أنواع الإشعاع الكهرومغناطيسي. إنه أيضًا مصدر تيار مستمر من الجسيمات - الجسيمات. تشكل النيوترينوات والإلكترونات والبروتونات وجسيمات ألفا والنوى الذرية الأثقل معًا الإشعاع الجسيمي للشمس. جزء كبير من هذا الإشعاع هو تدفق مستمر إلى حد ما للبلازما - الرياح الشمسية ، والتي هي استمرار للطبقات الخارجية للغلاف الجوي الشمسي - الهالة الشمسية. على خلفية رياح البلازما التي تهب باستمرار ، فإن المناطق الفردية على الشمس هي مصادر لتدفقات جسدية أكثر توجيهًا ومعززة. على الأرجح ، ترتبط بمناطق خاصة من الإكليل الشمسي - ثقوب تاجية ، وربما أيضًا بمناطق نشطة طويلة العمر على الشمس. أخيرًا ، ترتبط أقوى تدفقات الجسيمات قصيرة المدى ، وخاصة الإلكترونات والبروتونات ، بالتوهجات الشمسية. كنتيجة لأقوى الومضات ، يمكن للجسيمات أن تكتسب سرعات تشكل جزءًا كبيرًا من سرعة الضوء. تسمى الجسيمات ذات الطاقات العالية بالأشعة الكونية الشمسية.

للإشعاع الشمسي تأثير قوي على الأرض ، وقبل كل شيء على الطبقات العليا من الغلاف الجوي والمجال المغناطيسي ، مما يتسبب في العديد من الظواهر الجيوفيزيائية المثيرة للاهتمام.

تطور الشمس

يُعتقد أن الشمس تشكلت منذ حوالي 4.5 مليار سنة ، عندما أدى الانضغاط السريع تحت تأثير قوى الجاذبية لسحابة من الهيدروجين الجزيئي إلى تكوين نجم من النوع الأول من المجموعات النجمية من نوع T Taurus في منطقتنا في المجرة.

يجب أن يتواجد نجم من نفس كتلة الشمس في التسلسل الرئيسي لما مجموعه حوالي 10 مليارات سنة. وهكذا ، فإن الشمس الآن في منتصف دورة حياتها تقريبًا. في المرحلة الحالية ، تحدث تفاعلات حرارية نووية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم في لب الشمس. في كل ثانية في قلب الشمس ، يتم تحويل حوالي 4 ملايين طن من المادة إلى طاقة مشعة ، مما يؤدي إلى توليد الإشعاع الشمسي وتدفق من النيوترينوات الشمسية.

عندما يصل عمر الشمس إلى حوالي 7.5 - 8 مليار سنة (أي بعد 4-5 مليار سنة) ، سيتحول النجم إلى عملاق أحمر ، وستتوسع أصدافه الخارجية وتصل إلى مدار الأرض ، وربما تدفع الكوكب إلى مسافة أكبر. تحت تأثير درجات الحرارة المرتفعة ، ستصبح الحياة بالمعنى الحالي مستحيلة. ستقضي الشمس الدورة الأخيرة من حياتها في حالة قزم أبيض.

خاتمة

من هذا العمل ، يمكن استخلاص الاستنتاجات التالية:

العناصر الرئيسية لبنية الكون: المجرات والنجوم والكواكب

المجرات - أنظمة من مليارات النجوم تدور حول مركز المجرة ومتصلة بالجاذبية المتبادلة والأصل المشترك ،

الكواكب هي أجسام لا تصدر طاقة ، ولها بنية داخلية معقدة.

أكثر الأجرام السماوية شيوعًا في الكون المرئي هي النجوم.

وفقًا للمفاهيم الحديثة ، النجم عبارة عن جسم غاز بلازما يحدث فيه اندماج نووي حراري عند درجات حرارة تزيد عن 10 ملايين درجة كلفن.

· الطرق الرئيسية لدراسة الكون المرئي هي التلسكوبات والتلسكوبات الراديوية والقراءة الطيفية والموجات الراديوية.

المفاهيم الرئيسية التي تصف النجوم هي:

القدر الذي لا يميز حجم النجم ، ولكن تألقه ، أي الإضاءة التي يخلقها النجم على الأرض ؛

وثائق مماثلة

صياغة الأحكام الرئيسية للنظرية الكونية - علم بنية الكون وتطوره. خصائص نظريات أصل الكون. نظرية الانفجار العظيم وتطور الكون. هيكل الكون ونماذجه. جوهر مفهوم الخلق.

العرض ، تمت إضافة 11/12/2012


المفاهيم الفيزيائية الحديثة للكواركات. نظرية التطور التركيبية. فرضية غايا (الأرض). نظرية داروين في شكلها الحالي. الأشعة الكونية والنيوترينوات. آفاق تطور علم الفلك الثقالي. الأساليب الحديثة في دراسة الكون.

الملخص ، تمت الإضافة في 10/18/2013


مفهوم الانفجار العظيم واتساع الكون. نظرية الكون الساخن. ملامح المرحلة الحالية في تطور علم الكونيات. الفراغ الكمي في قلب نظرية التضخم. أسس تجريبية لمفهوم الفراغ المادي.

عرض تقديمي ، تمت إضافة 05/20/2012


بنية الكون ومستقبله في سياق الكتاب المقدس. تطور النجم ورؤية الكتاب المقدس. نظريات أصل الكون والحياة فيه. مفهوم التجديد والتحول لمستقبل الكون. المجرة الكبرى والنجوم. النظرية الحديثة لتطور النجوم.

الملخص ، تمت الإضافة بتاريخ 04/04/2012


أفكار افتراضية عن الكون. المبادئ الأساسية للمعرفة في العلوم الطبيعية. تطور الكون بعد الانفجار العظيم. النموذج الكوني لبطليموس. ملامح نظرية الانفجار العظيم. مراحل التطور والتغير في درجة حرارة الكون.

ورقة المصطلح ، تمت إضافة 2014/04/28


مبادئ عدم اليقين والتكامل والتطابق في ميكانيكا الكم. نماذج تطور الكون. خصائص وتصنيف الجسيمات الأولية. تطور النجوم. أصل وهيكل النظام الشمسي. تطوير أفكار حول طبيعة الضوء.

ورقة الغش ، تمت الإضافة في 01/15/2009


تظرية الانفجار العظيم. مفهوم إشعاع بقايا. النظرية التضخمية للفراغ الفيزيائي. أساسيات نموذج كون متجانس متجانس غير ثابت. جوهر نماذج Lemaitre و de Sitter و Milne و Friedman و Einstein-de Sitter.

الملخص ، تمت الإضافة 01/24/2011


هيكل وتطور الكون. فرضيات أصل الكون وبنيته. حالة الفضاء قبل الانفجار العظيم. التركيب الكيميائي للنجوم حسب التحليل الطيفي. هيكل العملاق الأحمر. الثقوب السوداء والكتلة الخفية والكوازارات والنجوم النابضة.

الملخص ، تمت الإضافة 11/20/2011


ثورة في العلوم الطبيعية ، وظهور وتطوير عقيدة بنية الذرة. تكوين وهيكل ووقت العالم الضخم. نموذج كوارك للهادرونات. تطور المجرات والمجرات والنجوم الفردية. الصورة الحديثة لأصل الكون.

ورقة المصطلح ، تمت إضافة 07/16/2011


الفرضيات الأساسية للكون: من نيوتن إلى أينشتاين. نظرية "الانفجار العظيم" (نموذج الكون المتوسع) كأعظم إنجاز لعلم الكونيات الحديث. أ. أفكار فريدمان حول توسع الكون. موديل G.A. جامو ، تكوين العناصر.