A Napon végbemenő csodálatos folyamatok forrása a Nap belső energiája. Ugyanez elmondható más napokról - távoli csillagokról. A csendes, simogató tekintetünknek, a csillagok ragyogásának és a Nap vakító ragyogásának egy természete, egy eredete.

A modern csillagászattól távol álló emberek számára úgy tűnhet, hogy a csillagok, köztük a Nap ragyogása egyszerűen megmagyarázható. Mindezek a kozmikus testek szokatlanul forróak – ezért nem meglepő, hogy erős fényáramokat bocsátanak ki.

Ennek a magyarázatnak az egyszerűsége csak látszólagos. Megmagyarázatlanul hagyja a lényeget: pontosan mi okozza, hogy a csillagok a legforróbbak az égitestek közül, és miért marad a hőmérsékletük gyakorlatilag változatlan kolosszális ideig.

Különféle hipotéziseket állítottak fel ezekre a kérdésekre keresve a választ. Először azt próbálták feltételezni, hogy a Nap ragyogását az égés okozta. Ez a jól ismert szó egy égő anyag molekuláinak oxigénmolekulákkal való kombinálásának folyamata, melynek eredményeként hő szabadul fel, és összetettebb molekulák képződnek.

Könnyű megérteni, hogy a Nap nem éghet. Először is, a Napot körülvevő levegőtlen térben nincs oxigén. Másodszor, a Nap hőmérsékletén a molekuláris vegyületek nem képződnek, mint az égés során, hanem éppen ellenkezőleg, atomokra bomlanak. Végül harmadszor, ha a Nap teljes egészében a legjobb szénből állna, akkor még ebben az esetben is néhány ezer év alatt teljesen „kiégne”. Mindeközben a Föld életkorát több milliárd évben mérik, és a tények igazolják, hogy ezalatt a Nap szinte ugyanúgy sütött, mint most. Ez azt jelenti, hogy a Nap és a csillagok élettartamát, vagyis ragyogásuk időtartamát tíz-, de talán több százmilliárd évben is mérik.

Valamikor úgy gondolták, hogy a Napot folyamatosan hevítik a felszínére hulló meteoritok. A számítások azt mutatták, hogy ebben az esetben a Napnak csak a felszíni rétegei melegednének fel, míg a belseje hideg maradna. A felszabaduló energia pedig összehasonlíthatatlanul kevesebb lenne a megfigyeltnél. Ráadásul a Napra hulló meteoritok gyorsan növelnék a tömegét, amit azonban nem vesznek észre.

El kellett utasítanom a Nap ellapultságának hipotézisét. Támogatói azzal érveltek, hogy a Napnak nevezett gáznemű golyó folyamatosan összenyomódik, és összenyomásakor a gázok felmelegednek. De amint azt a számítások mutatják, az összenyomódás során felszabaduló hő nem elegendő a Nap és a csillagok élettartamának magyarázatához. Még ha a Nap eredetileg is végtelenül nagy volt, akkor a megfigyelt energiát felszabadítva mindössze tizenkét millió év alatt össze kellett volna zsugorodnia jelenlegi állapotába. Ha fiatalnak ismerjük fel a Napot, akkor figyelmen kívül hagyjuk a tényeket.

Igaz, amint nemrég kiderült, a csillag fejlődésének egyes szakaszaiban a kompresszió játszhatja a fő energiaforrás szerepét. A nagyon fiatal és nagyon öreg sztárok így tartják életben magukat.

A radioaktivitást a múlt század végén fedezték fel. Kiderült, hogy az urán, rádium és más anyagok radioaktív bomlása során jelentős mennyiségű energia szabadul fel. Az emberiség először ismerkedett meg az atomenergia erejével, és természetes, hogy egyes asztrofizikusok radioaktív folyamatokkal próbálták megmagyarázni a Nap és a csillagok ragyogásának rejtélyét.

Az urán és a rádium atomjai rendkívül lassan bomlanak le.

Adott számú uránatom felének bomlásához négy és fél milliárd év, rádiumé ezerötszázkilencven év szükséges. Ezért a bomlás során az urán és a rádium nagyon kevés energiát bocsát ki egységnyi idő alatt. Ha a Nap teljes egészében uránból állna, akkor az "urán" nap még ebben az esetben is sokkal gyengébben sütne, mint a valódi.

Vannak olyan radioaktív elemek, amelyek nagyon gyorsan – egy nap, órák vagy akár percek alatt – lebomlanak. De ezek az elemek más okból nem alkalmasak a nap és a csillagok energiaforrásaira: nem magyarázzák a kozmikus testek rendkívüli élettartamát.

Ennek ellenére a „radioaktív” hipotézis a tudomány javára vált. Meggyőzte az asztrofizikusokat, hogy csak az atomenergia okozhatja a Nap és a csillagok ragyogását.

A Nap belseje el van rejtve szemünk elől. Ennek ellenére a szoláris belső állapotáról néhány abszolút megbízható megállapítás tehető.

A gáz hőmérséklete elválaszthatatlanul összefügg a nyomásával. Egy gáz összenyomásával növeljük a hőmérsékletét, és ha a kompresszió nagyon magas, akkor a gáz hőmérséklete nagyon magas lesz.

Pontosan ez történik a Nap belsejében. A napgömb középső részeit hatalmas erővel nyomják rájuk fedő rétegei. Ezzel az erővel szemben áll a gáz rugalmassága, ami kifejezi a korlátlan tágulás iránti vágyát.

A Nap belsejében minden ponton a gázok belső tömegének rugalmasságát, vagy más szóval nyomását a fedő gázrétegek súlya vagy súlya egyensúlyba hozza. Minden ilyen egyensúlyi állapot egy bizonyos gázhőmérsékletnek felel meg, amelyet viszonylag egyszerű képletekkel számítanak ki. Segítségükkel azt a kétségtelen következtetést vonták le, hogy a Nap központi tartományaiban a szörnyű nyomás 15 millió fokos hőmérsékletnek felel meg!

Ha ki lehetne húzni a napbelekből egy gombostűfejnyi anyagdarabot, akkor ez az apró Napdarab olyan hőt bocsátana ki, amely sok kilométeres körzetben azonnal elégetné maga körül az összes élőlényt! Talán ez a példa legalább némileg érzékelteti az olvasót, mi az a 15 millió fokos hőmérséklet.

Mozgó atomok elképzelhetetlen "tömege" uralkodik a Nap belsejében. Nem tudják teljesen megmenteni elektronikus „ruhájukat”. Kölcsönös ütközések során, valamint a fény erőteljes "részeinek" - kvantumainak - ütközésekor az atomok elveszítik elektronjaik egy részét, és már nagyon "meztelen" formában folytatják a véletlenszerű "lökést".

Amikor az ember leveszi a ruháját, a külső méretei alig változnak. A másik az atomok pusztulása, vagy ahogy mondani szokás, ionizációja során történik. Az elektronhéjak az atommaghoz képest hatalmas helyet foglalnak el, és az elektron „ruházatát” elvesztve az atom mérete jelentősen lecsökken. Természetes tehát, hogy egy ionizált atomokból álló gáz sokkal erősebben összenyomható, mint az el nem pusztított, semleges atomokból álló gáz. Ebből következik, hogy a Nap középpontjában lévő gázok nemcsak nagyon forróak, hanem rendkívül sűrűek is.

A Nap középső régióiban a nyomás eléri a több milliárd atmoszférát, ezért a Nap beléből kivont anyagszem ötször sűrűbb lenne, mint a platina!

Az acélnál sűrűbb gáz. Nem hangzik abszurdnak? De a szokatlan mennyiségek (kolosszális nyomások) a földi körülmények között szokatlan minőséget is eredményeznek.

A napelem belsejének anyaga rendkívüli sűrűsége ellenére továbbra is gáz marad. A szilárd és gáznemű testek közötti különbség egyáltalán nem a sűrűségben van, hanem valami másban. A gáznak van rugalmassága: egy bizonyos térfogatra összenyomva ismét hajlamos lesz a tágulásra, és minden bizonnyal ezt teszi, ha külső erők nem zavarják. A merev testek másként viselkednek. Az erősen összenyomott szilárd test (például egy ólomdarab) a terhelés eltávolítása után deformált, megváltozott állapotban marad. Ez a fő különbség a szilárd anyagok és a gázok között.

A nagy, fantasztikusnak tűnő sűrűség ellenére a Nap belsejében lévő gázok nem veszítik el rugalmasságukat. Ezek, mint más csillagok tanulmányozása is mutatja, még erősebben összenyomhatók, és természetesen a Nap külső rétegeinek nyomásától megszabadulva azonnal kitágulnának. Ez azt jelenti, hogy a szoláris belső anyaga gáznak tekinthető.

A Nap belsejében zajló folyamatok eltérnek attól, amit a Földön magunk körül látunk. 15 millió fokos hőmérsékleten az atomenergia csaknem olyan könnyen szabadul fel az anyagból, mint a forráspontján lévő vízből a gőz.

Különféleképpen megállapították, hogy a Nap fele hidrogénből és 40 százaléka héliumból áll, és nagyon kevés más elem "keveréke" van benne. A Nap belsejében a hidrogén héliummá alakul, vagy úgymond „kiég”. Azokat a folyamatokat, amelyek során az atommagok összetétele megváltozik, magreakcióknak nevezzük.

Aligha érdemes untatni az olvasót mindazon magreakciók részletes vizsgálatával, amelyek eredményeként a hidrogén a Nap belsejében fokozatosan héliummá alakul. A kérdés iránt érdeklődők figyelmébe ajánljuk A. G. Masevich könyvét. Csak a legfontosabbra mutatunk rá - a nukleáris reakciók során az egyik típusú anyag (anyag) egy másik (fény) lesz, miközben megtartja a tömeget és az energiát.

A hélium atom magjának kialakításához négy protonra van szükség, vagyis egy hidrogénatom négy magjára. Ezen protonok közül kettő a nukleáris reakciók eredményeként elveszti pozitív töltését és neutronokká alakul. De két proton és két neutron külön-külön 4,7 x 10-26 grammal nagyobb, mint egy hélium atommag. Ez a többlet, vagy "tömeghiba" sugárzássá alakul, és a felszabaduló energia ebben az esetben 4·10 -5 erg.

Ne gondolja, hogy ez nagyon kicsi. Hiszen egy héliumatom kialakulásáról, szintéziséről beszélünk. Ha 1 gramm hidrogént héliummá alakítunk, akkor 6 x 10 18 erg energia szabadul fel. Ez az energia bőven elég lenne egy ötven vagonból álló megrakott tehervonatot a legmagasabb földi hegy, a Chomolungma tetejére emelni!

A Nap minden másodpercben 4 millió tonnát alakít sugárzássá. Ezzel az anyagmennyiséggel négyezer, egyenként ötven vagonból álló szerelvényt lehetett megrakni. Ez azt jelenti, hogy a fény kibocsátásával a Nap veszít tömegéből, súlya csökken. Amíg ezt a mondatot olvassa, a Nap 12 millió tonnával „fogyni fog”, és egy nap alatt a tömege harmadmilliárd tonnával csökken.

És mégis, ez a "tömeges szivárgás" a Nap számára szinte észrevehetetlen. Még ha a Nap mindig olyan intenzíven sugároz is fényt és hőt, mint a jelen korban, akkor is egész életében (vagyis több tízmilliárd év alatt) súlya jelenlegi tömegének jelentéktelen töredékével csökken.

A következtetés egyértelmű: a hidrogén héliummá történő átalakulásának magreakciói teljes mértékben megmagyarázzák, miért süt a Nap.

A hidrogén héliummá történő átalakulásán kívül van egy másik nukleáris reakció is, amely ugyanazt, ha nem nagyobb szerepet játszhat a Nap bélrendszerében. Nehézhidrogén (deutérium) képződéséről beszélünk közönséges hidrogénatomokból.

Mint tudják, a hidrogénatomtól eltérően, amelyben a proton szolgál atommagként, a deutérium atom magja egy protonból és egy neutronból áll. Amikor egy deutériummagot szintetizálnak két protonból (amelyek közül az egyik neutronná alakul), a felesleges tömeg, mint az előző esetben, sugárzássá alakul. A legújabb tanulmányok kimutatták, hogy ebben a proton-proton reakcióban nem kevesebb energia szabadul fel, mint amikor a hidrogént héliummá alakítják. A szerepek eloszlása ​​a leírt magreakciók között a csillag tulajdonságaitól és főként a belsejének hőmérsékletétől függ. Egyes csillagokban a proton-proton reakció, másokban a hidrogén-hélium reakció érvényesül.

Így a Nap saját beleinek rovására él, mintha "emésztené" azok tartalmát. A Földön az életet fenntartó energia a Nap mélyéből származik. Nem szabad azonban azt gondolni, hogy a vakítóan erős napfény, amit egy szép napon megcsodálunk, az a fényenergia, amely a napmélységből ered.

A nukleáris reakciók által keltett fény, pontosabban az elektromágneses sugárzás sokkal több energiával és rövidebb hullámhosszal rendelkezik, mint a napsugarak, amelyeket látunk. Ám amikor az elektromágneses sugárzás részei, az úgynevezett kvantum, a Nap központi tartományaiból a felszínre jutnak, sokszor elnyelődnek, majd az atomok minden lehetséges irányban újra kibocsátják őket. Ezért a sugár útja a Nap középpontjától a felszínig nagyon bonyolult, és egy bonyolult cikk-cakk görbére hasonlít.

Ez a vándorlás több száz és ezer évig is eltarthat, mire a sugár kitör a Nap felszínén. De itt nagyon "kimerülten" jön az atomokkal való folyamatos kölcsönhatásokból. Eredeti energiájának jelentős részét elvesztve a nyaláb láthatatlan, röntgenszerű sugárzásból vakítóan fényes és tökéletesen érzékelhető napsugárrá változott.

A Nap ragyogásának talányát többnyire megoldják. Most már csak arról van szó, hogy tisztázzuk a Nap belsejében végbemenő nukleáris reakciók képét. Ugyanez elmondható sok más csillagról is, amelyek természetükben közel vannak a Naphoz. De a csillagvilág sokfélesége között vannak olyan csillagok is, amelyek ragyogása nem magyarázható a fent leírt reakciókkal. Ide tartoznak például a fehér törpék. A Nap tömegéhez közeli tömegű csillagok némelyike ​​még a Földnél is kisebb méretű. Ezért a fehér törpék sűrűsége kivételesen nagy - némelyikük sokkal sűrűbb, mint a Nap középső régiói. Az ilyen csillagok energiaforrása nyilvánvalóan a saját gravitációs erejük hatására létrejövő összenyomás.

Hogy egyes csillagok fénye rejtély számunkra, nem meglepő. Nemcsak a csillagok rendkívüli távolsága, hanem életük kolosszális időtartama is nagyon megnehezíti a kutatást. A csillagok több tízmilliárd évben mért életéhez képest az emberiség földi létezésének időtartama egy pillanatnak tűnik. Pedig ebben a pillanatban már sok mindent megtudtunk a sztárok világáról. Ez elképesztő!

Aki nem szereti éjszaka megcsodálni a csillagos égbolt legszebb kilátását, nézzen több ezer fényes és nem túl csillagot. Arról, hogy miért ragyognak a csillagok, cikkünk megmondja.

A csillagok kozmikus objektumok, amelyek hatalmas mennyiségű hőenergiát bocsátanak ki. A hőenergia ekkora felszabadulása természetesen erős fénysugárzással jár együtt. A hozzánk eljutott fényt megfigyelhetjük.

Ha ránézel a csillagos égre, észre fogod venni, hogy a legtöbb csillag különbözik. Egyes csillagok a múlttal, mások kék fénnyel ragyognak. Vannak olyan csillagok is, amelyek narancssárgán ragyognak. A csillagok nagyon forró gázokból álló nagy golyók. Mivel eltérő a fűtésük, más a fényük színe. Tehát a legforróbbak kék fénnyel ragyognak. A kissé hidegebb csillagok fehérek. Még hidegebb csillagok sárgán ragyognak. Aztán jön a "narancssárga" és a "piros" csillag.

Számunkra úgy tűnik, hogy a csillagok instabil fénnyel csillognak, a bolygók pedig egyenletes és állandó fénnyel világítanak. Valójában nem. A csillagok nem pislognak, de mi így gondoljuk, mert a csillagok fénye áthalad földünk légkörének vastagságán. Ennek eredményeként egy fénysugár, amely túllépi a csillagtól a bolygónk felszínéig tartó távolságot, nagyszámú fénytörésen, változáson és még sok máson megy keresztül.

A mi Napunk is csillag, bár nem túl nagy és fényes. Más csillagokhoz képest a Nap átlagos pozíciót foglal el a fenti paraméterek szerint. Sok millió csillag sokkal kisebb, mint a mi Napunk, míg más csillagok sokszorosa nagyobbak nála.

De miért világítanak a csillagok éjszaka? Valójában a csillagok nem csak éjjel, hanem nappal is ragyognak. Nappal azonban nem látjuk őket a Nap miatt, amely sugaraival fényesen megvilágítja bolygónk teljes felületét, az űr és a csillagok pedig el vannak rejtve szemünk elől. Este, amikor a Nap lenyugszik, ez a fátyol enyhén kinyílik, és reggelig láthatjuk a csillagok ragyogását, egészen addig, amíg a Nap újra fel nem kel.

Most már tudod, miért ragyognak a csillagok!

EGYÉB

Az esti égbolt legfényesebb csillagában gyönyörködve gyakran nem vesszük észre, hogy ez nem egy csillag, hanem egy bolygó. Igen, pontosan -…

Gyönyörű csillagok az éjszakai égbolton! Olyan jó nézni őket és álmodozni, kívánni egy hullócsillagot... De…

A szín talán a legkönnyebben mérhető csillagjellemző. Akár úgy is meghatározható, hogy "...

Az égitestek osztályozása igen kiterjedt. Minden nap megfigyeljük a Napot, és nem mindenki tudja, hogy ez csak egy név ...

Az éjszakai égboltra nézve sok ragyogó csillagot látunk. Minden gyerek azt hiszi, hogy a csillagok kicsik, és még ...

Nehéz elhinni, de azok a csillagok, amelyek éjjel ragyognak az égről, és a Nap, amely nappal megvilágít minket, egy és ugyanaz.…

Mindannyian legalább egyszer, de megcsodáltuk a gyönyörű éjszakai eget, tele sok csillaggal. Nem gondoltál arra, hogy…

A csillagok égitestek, amelyek forró gázgömbök. Ősidők óta vonzották a figyelmet ...

Mint tudják, a csillagos égbolt, akárcsak a földgömb, feltételesen két féltekére oszlik: északi és déli. És minden féltekén...

Mi a csillagok neve?Mindegyikünk legalább egyszer megcsodálta a csillagos égboltot. Sok legenda kering a csillagokról...

Egyesíti a romantikusokat és a filozófusokat, a vadászokat és az utazókat. Egyeseket vonz szépségével és fényességével, ...

Annak a kérdésnek a megválaszolásához, hogy melyik csillagképben található a Nap, először meg kell találnia, mit is jelent pontosan a ...

Talán mindenki tud más bolygók és csillagok létezéséről, de a bolygónktól való elhelyezkedésük messze van...

A tájékozódás kényelme érdekében a csillagászok feltételesen felosztották az égi szférát csillagképekre - fényes csillagok csoportjaira, amelyek ...

Néha éjszaka láthatod, hogyan hullik le egy csillag az égről. Azt mondják, ha hullócsillagot látsz, gyorsan kell ...

Az ókorban az emberek azt hitték, hogy a csillagok az emberek lelke, az élők lelke, vagy az eget tartó szögek. Sok magyarázatot találtak ki arra, hogy miért világítanak éjszaka a csillagok, és a Napot sokáig a csillagoktól teljesen eltérő objektumnak tekintették.

A csillagokban általában és a Napon – különösen a hozzánk legközelebb eső csillagon – fellépő hőreakciók problémája régóta foglalkoztatja a tudósokat a tudomány számos területén. Fizikusok, vegyészek, csillagászok megpróbálták kitalálni, mi vezet a hőenergia felszabadulásához, amelyet erőteljes sugárzás kísér.

A tudósok-kémikusok úgy vélték, hogy a csillagokban exoterm kémiai reakciók fordulnak elő, ennek eredményeként nagy mennyiségű hő szabadul fel. A fizikusok nem értettek egyet azzal, hogy ezekben a kozmikus objektumokban az anyagok közötti reakciók mennek végbe, mivel egyetlen reakció sem tudott ennyi fényt előállítani évmilliárdokon keresztül.

Amikor Mengyelejev közzétette híres táblázatát, új korszak kezdődött a kémiai reakciók tanulmányozásában - radioaktív elemeket találtak, és hamarosan a radioaktív bomlási reakciók voltak a csillagok sugárzásának fő oka.

A vita egy időre abbamaradt, mivel szinte minden tudós ezt az elméletet ismerte fel a legalkalmasabbnak.

Modern elmélet a csillagok sugárzásáról

1903-ban Svante Arrhenius svéd tudós megdöntötte a már kialakult elképzelést, hogy miért ragyognak és sugároznak hőt a csillagok, aki bevezette az elektrolitikus disszociáció elméletét. Elmélete szerint a csillagokban az energiaforrást a hidrogénatomok jelentik, amelyek egymással egyesülve nehezebb héliummagokat képeznek. Ezeket a folyamatokat az erős gáznyomás, a nagy sűrűség és a hőmérséklet (körülbelül tizenötmillió Celsius-fok) okozzák, és a csillag belső tartományaiban fordulnak elő. Ezt a hipotézist más tudósok kezdték tanulmányozni, akik arra a következtetésre jutottak, hogy egy ilyen fúziós reakció elegendő ahhoz, hogy felszabadítsa a csillagok által termelt hatalmas mennyiségű energiát. Valószínű az is, hogy a hidrogén fúziója lehetővé tenné, hogy a csillagok több milliárd évig ragyogjanak.

Egyes csillagokban a héliumfúzió véget ért, de mindaddig ragyognak, amíg van elegendő energia.

A csillagok mélyén felszabaduló energia a gáz külső tartományaiba, a csillag felszínére kerül, ahonnan fény formájában kezd kisugározni. A tudósok úgy vélik, hogy a fénysugarak a csillagok magjából hosszú tíz vagy akár több százezer évig terjednek a felszínre. Ezt követően a sugárzás eljut a Földre, ami szintén sok időt igényel. Így a Nap sugárzása nyolc perc alatt éri el bolygónkat, a második legközelebbi csillag, a Proxima Centrauri fénye több mint négy év alatt ér el hozzánk, és számos szabad szemmel is látható csillag fénye már többször bejárt. ezer vagy akár több millió év.

A csillagok nem verik vissza a fényt, mint a bolygók és műholdaik, hanem kisugározzák azt. És egyenletesen és folyamatosan. A Földön látható pislogást pedig valószínűleg különféle mikrorészecskék jelenléte okozza az űrben, amelyek a fénysugárba esve megszakítják azt.

A legfényesebb csillag, a földiek szemszögéből

Az iskolapadból tudjuk, hogy a Nap csillag. Bolygónkról – és az Univerzum mércéjével mérve – az átlagosnál kicsivel kisebb, mind méretben, mind fényerőben. Nagyon sok csillag nagyobb, mint a Nap, de sokkal kisebbek.

csillag fokozatosság

Az ókori görög csillagászok elkezdték felosztani az égitesteket méretük szerint. A "nagyság" fogalma akkor és most is a csillag ragyogásának fényességét jelenti, nem pedig a fizikai nagyságát.

A csillagok sugárzásuk hosszában is különböznek egymástól. A valóban változatos hullámspektrum alapján a csillagászok megmondhatják a test kémiai összetételét, a hőmérsékletet, sőt a távolságot is.

tudósok érvelnek

A „miért ragyognak a csillagok” kérdésről évtizedek óta tartó vita. Még mindig nincs konszenzus. Még az atomfizikusok számára is nehéz elhinni, hogy a csillagtestben végbemenő reakciók ekkora mennyiségű energiát képesek megállás nélkül felszabadítani.

Az a probléma, hogy mi múlik el a csillagokban, nagyon régóta foglalkoztatja a tudósokat. Csillagászok, fizikusok, vegyészek próbálták kideríteni, mi ad lendületet a hőenergia kitörésének, amely fényes sugárzással jár.

A kémikusok úgy vélik, hogy egy távoli csillag fénye exoterm reakció eredménye. Jelentős mennyiségű hő felszabadulásával ér véget. A fizikusok azt mondják, hogy a csillagok testében nem mehet végbe kémiai reakció. Mert egyikük sem képes megállás nélkül menni évmilliárdokig.

A „miért ragyognak a csillagok” kérdésre adott válasz egy kicsit közelebb került azután, hogy Mengyelejev felfedezte az elemek táblázatát. Most a kémiai reakciókat teljesen új módon vizsgálják. A kísérletek eredményeként új radioaktív elemek kerültek elő, és a radioaktív bomlás elmélete első számú verzióvá válik a csillagok ragyogásáról folyó vég nélküli vitában.

Modern hipotézis

Egy távoli csillag fénye nem engedte, hogy Svante Arrhenius svéd tudós „aludjon”. A múlt század elején egy koncepció kidolgozásával megfordította a csillagok hősugárzásának gondolatát, amely a következőkből állt. A fő energiaforrás a csillag testében a hidrogénatomok, amelyek folyamatosan részt vesznek egymással kémiai reakciókban, és héliumot képeznek, amely sokkal nehezebb, mint elődje. Az átalakulási folyamatok egy nagy sűrűségű gáz nyomása és a számunkra vad hőmérséklet (15 000 000̊С) miatt következnek be.

A hipotézis sok tudósnak tetszett. A következtetés egyértelmű volt: az éjszakai égbolton a csillagok azért világítanak, mert belül fúziós reakció megy végbe, és az ezalatt felszabaduló energia bőven elegendő. Az is világossá vált, hogy a hidrogén kombinációja megállás nélkül működhet sok milliárd éven át egymás után.

Akkor miért ragyognak a csillagok? A magban felszabaduló energia átkerül a külső gáz-halmazállapotú héjba, és számunkra látható sugárzás keletkezik. Ma a tudósok szinte biztosak abban, hogy a sugár "útja" a magtól a héjig több mint százezer évig tart. Egy csillag sugara is hosszú ideig eljut a Földig. Ha a Nap sugárzása nyolc perc alatt éri el a Földet, a fényesebb csillagok - Proxima Centauri - közel öt év alatt, akkor a többi fénye több tíz és több száz évig is eltarthat.

Még egy "miért"

Ma már világos, hogy miért bocsátanak ki fényt a csillagok. Miért villog? A csillagból érkező ragyogás valójában egyenletes. Ez a gravitációnak köszönhető, amely visszahúzza a csillag által kiszorított gázt. A csillag pislogása egyfajta hiba. Az emberi szem több légrétegen keresztül lát egy csillagot, amely állandó mozgásban van. A csillagsugár, amely áthalad ezeken a rétegeken, villogni látszik.

Mivel a légkör folyamatosan mozog, a meleg és a hideg levegő egymás alatt áthaladva örvényeket képez. Ez a fénysugár meggörbülését okozza. is változik. Ennek oka a minket érő sugár egyenetlen koncentrációja. Maga a csillagkép is változik. Ennek a jelenségnek az oka a légkörben való elmúlás, például a széllökések.

színes csillagok

Felhőtlen időben az éjszakai égbolt fényes sokszínűséggel gyönyörködteti a szemet. Gazdag narancssárga szín az Arcturusban, de az Antares és a Betelgeuse halványvörös. A Sirius és a Vega tejfehérek, kék árnyalattal - Regulus és Spica. A híres óriások - Alpha Centauri és Capella - lédús sárga.

Miért ragyognak másképp a csillagok? A csillag színe a belső hőmérsékletétől függ. A leghidegebbek pirosak. Felületükön mindössze 4000 °C. 30 000 ̊С-ig terjedő felületfűtéssel - a legmelegebbnek tartják.

Az űrhajósok azt mondják, hogy valójában a csillagok egyenletesen és fényesen világítanak, és csak a földiekre kacsintanak...

Küldje el a jó munkát a tudásbázis egyszerű. Használja az alábbi űrlapot

Diákok, végzős hallgatók, fiatal tudósok, akik a tudásbázist tanulmányaikban és munkájukban használják, nagyon hálásak lesznek Önnek.

közzétett http://allbest.ru

Miért ragyognak a csillagok

BEVEZETÉS

csillagászat univerzum

Századunk elejére a feltárt Univerzum határai annyira kitágultak, hogy magukba foglalták a Galaxist is. Sokan, ha nem mindannyian azt hitték akkor, hogy ez a hatalmas csillagrendszer az egész Univerzum egésze.

Ám az 1920-as években új nagy távcsöveket építettek, és teljesen váratlan távlatok nyíltak meg a csillagászok előtt. Kiderült, hogy a világ nem ér véget a Galaxison kívül. Csillagrendszerek milliárdjai, a miénkhez hasonló és attól eltérő galaxisok vannak szétszórva itt-ott az Univerzum kiterjedésein.

A legnagyobb teleszkópokkal készült galaxisok szépségében és formáinak változatosságában feltűnőek: hatalmas örvényszelek csillagfelhőkről, szabályos golyókról, míg más csillagrendszerek egyáltalán nem mutatnak határozott formát, rongyosak és formátlanok. Az összes ilyen típusú galaxis spirális, ellipszis alakú, szabálytalan – nevezték el fényképeken való megjelenésükről, amelyet E. Hubble amerikai csillagász fedezett fel századunk 20-30-as éveiben.

Ha messziről látnánk galaxisunkat, akkor egyáltalán nem úgy tűnne elénk, mint a sematikus rajzon. Nem látnánk korongot, glóriát és természetesen koronát. Nagy távolságból csak a legfényesebb csillagok látszanak. És, mint kiderült, mindegyiket széles sávokban gyűjtötték össze, amelyek a Galaxis központi régiójából ívelnek ki. A legfényesebb csillagok alkotják spirális mintáját. Csak ez a minta lenne távolról megkülönböztethető. Galaxisunk egy csillagász által valamelyik csillagvilágból készített képen nagyon hasonlítana az Androméda-ködhöz.

A legújabb tanulmányok kimutatták, hogy sok nagy spirálgalaxis, mint például a mi Galaxisunk, kiterjedt és hatalmas láthatatlan koronákkal rendelkezik. Ez nagyon fontos: ha igen, akkor általában az Univerzum szinte teljes tömege (vagy annak túlnyomó része) egy titokzatos, láthatatlan, de gravitációs rejtett tömeg.

Sok, és talán majdnem az összes galaxist különféle csoportokba gyűjtik, amelyeket csoportoknak, halmazoknak és szuperhalmazoknak neveznek, attól függően, hogy hány van. Egy csoportba csak három vagy négy galaxis tartozhat, egy szuperhalmaz pedig akár ezret vagy akár több tízezret is tartalmazhat. Galaxisunk, az Androméda-köd és több mint ezer azonos objektum szerepel az úgynevezett helyi szuperhalmazban. Nincs egyértelműen meghatározott alakja.

Az égitestek állandó mozgásban és változásban vannak. Mikor és hogyan történtek pontosan, a tudomány az égitestek és rendszereik tanulmányozásával igyekszik kideríteni. A csillagászatnak azt az ágát, amely az égitestek keletkezésével és fejlődésével foglalkozik, kozmogóniának nevezik.

A modern tudományos kozmogóniai hipotézisek számos megfigyelési adat fizikai, matematikai és filozófiai általánosításának eredményei. Az ebben a korszakban rejlő kozmogonikus hipotézisekben nagyrészt a természettudomány általános fejlettségi szintje tükröződik. A tudomány további fejlődése, amely szükségszerűen magában foglalja a csillagászati ​​megfigyeléseket is, megerősíti vagy megcáfolja ezeket a hipotéziseket.

Ebben a munkában a következő kérdéseket vizsgáljuk meg:

· Bemutatjuk az univerzum szerkezetét, megadjuk fő elemeinek jellemzőit;

· Megmutatja az űrobjektumokkal kapcsolatos információszerzés főbb módszereit;

Meghatározzuk a csillag fogalmát, jellemzőit és fejlődését

Bemutatjuk a csillagok energia fő forrásait

A bolygónkhoz legközelebbi csillag leírása - a Nap

1. AZ Univerzumról VONATKOZÓ FOGALOM TÖRTÉNETI FEJLŐDÉSE

A nagy filozófusok még a civilizáció hajnalán is úgy gondolták, hogy az Univerzumról alkotott elképzelésük valami végtelen.

Az ókori görög filozófus, Anaximander (Kr. e. 6. század) bevezette egy bizonyos egységes végtelen gondolatát, amely nem rendelkezik a szokásos megfigyelések és tulajdonságok közül. Az elemeket eleinte félig anyagi, félig isteni, spirituális szubsztanciáknak gondolták. Tehát azt mondta, hogy a lét kezdete és eleme a Végtelen, ami a kezdet keresztnevét adja. Emellett beszélt az örökmozgó létezéséről, amelyben a mennyek teremtése zajlik. A föld viszont a levegőben lebeg, semmitől sem támasztva, de mindenhonnan egyenlő távolság miatt a helyén marad. Alakja ívelt, lekerekített, hasonló a kőoszlop szegmenséhez. Az egyik síkja mentén haladunk, míg a másik az ellenkező oldalon van. A csillagok tüzes kör, elválasztva a világtűztől, és levegő veszi körül. De a léghéjban vannak szellőzőnyílások, valamiféle csőszerű, azaz keskeny és hosszú lyukak, lefelé haladva, ahonnan a csillagok láthatók. Ennek eredményeként, ha ezek a szellőzőnyílások elzáródnak, fogyatkozás következik be. A Hold viszont vagy telinek, vagy veszteségesnek tűnik, a lyukak bezáródásától és nyitásától függően. A napkör 27-szer nagyobb, mint a földi és 19-szer nagyobb, mint a hold, és a Nap minden felett, mögötte pedig a Hold, alatta pedig az állócsillagok és bolygók összes köre. Egy másik Pythagorean Parmenides (VI- Kr. V. cc.). Heraklid Pontus (Kr. e. V-IV. század) szintén állította a tengelye körüli forgását, és továbbította a görögöknek az egyiptomiak még ősibb elképzelését, miszerint a Nap maga is szolgálhat egyes bolygók (Vénusz, Merkúr) forgási központjaként. .

A francia filozófus és tudós, fizikus, matematikus, fiziológus Rene Descartes (1596-1650) elméletet alkotott az Univerzum evolúciós örvénymodelljéről, amely a heliocentralizmuson alapul. Modellében az égitesteket és azok rendszereit vette figyelembe fejlődésük során. A XVII. századra. ötlete rendkívül merész volt.

Descartes szerint minden égitest olyan örvénymozgások eredményeként jött létre, amelyek a kezdetben a homogénben, a világanyagban fordultak elő. A teljesen azonos anyagrészecskék folyamatos mozgásban és kölcsönhatásban változtatták alakjukat és méretüket, ami a természet általunk megfigyelt gazdag sokféleségéhez vezetett.

A nagy német tudós, Immanuel Kant (1724-1804) filozófus megalkotta a fejlődő Univerzum első univerzális koncepcióját, gazdagítva annak egyenletes szerkezetének képét, és az Univerzumot különleges értelemben végtelenként ábrázolja.

Megindokolta egy ilyen Univerzum létrejöttének lehetőségét és jelentős valószínűségét kizárólag mechanikus vonzási és taszító erők hatására, és megpróbálta kideríteni ennek az univerzumnak a további sorsát annak minden léptékében - a bolygórendszertől a bolygó világáig. a ködöt.

Einstein radikális tudományos forradalmat hajtott végre a relativitáselmélet bevezetésével. Einstein speciális vagy partikuláris relativitáselmélete Galilei mechanikája és Maxwell Lorentz elektrodinamikája általánosításának eredménye.

Leírja a fénysebességhez közeli sebességű fizikai folyamatok törvényeit. Az általános relativitáselmélet alapvetően új kozmológiai következményeit először a kiváló szovjet matematikus és elméleti fizikus, Alexander Fridman (1888-1925) tárta fel. 1922-24-ben szólva. bírálta Einstein azon megállapításait, hogy az univerzum véges, és négydimenziós henger alakú. Einstein a következtetést az Univerzum stacionaritásának feltételezése alapján vonta le, de Friedman megmutatta eredeti posztulátumának megalapozatlanságát.

Friedman két modellt adott az univerzumról. Hamarosan ezek a modellek meglepően pontos megerősítést találtak a távoli galaxisok mozgásának közvetlen megfigyelései során spektrumaik "vöröseltolódásának" hatására. 1929-ben a Hubble felfedezett egy figyelemre méltó mintát, amelyet "Hubble törvénynek" vagy "vöröseltolódási törvénynek" neveztek: a galaxisok vonalai a vörös vég felé tolódnak el, és az eltolódás annál nagyobb, minél távolabb van a galaxis.

2. A MEGFIGYELÉSI CSILLAGÁSZAT ESZKÖZEI

teleszkópok

A fő csillagászati ​​műszer a távcső. A homorú tükörlencsével rendelkező teleszkópot reflektornak, a lencsés távcsövet refraktornak nevezzük.

A teleszkóp célja, hogy több fényt gyűjtsön az égi forrásokból, és növelje a látószöget, ahonnan egy égi objektum látható.

A megfigyelt tárgyból a teleszkópba jutó fény mennyisége arányos a lencse területével. Minél nagyobb egy teleszkóp lencséje, annál gyengébb fényű tárgyak láthatók rajta keresztül.

A teleszkóp lencséje által adott kép léptéke arányos a lencse gyújtótávolságával, azaz a fényt gyűjtő lencsétől a csillag képét képző sík távolságával. Egy égi objektum képe lefényképezhető vagy szemlencsén keresztül is megtekinthető.

A távcső megnöveli a Nap, a Hold, a bolygók és a rajtuk lévő részletek látszólagos szögméreteit, valamint a csillagok közötti szögtávolságokat, de a csillagok még nagyon erős távcső mellett is csak világító pontként láthatók nagy távolságuk.

A refraktorban a lencsén áthaladó sugarak megtörnek, így a tárgy fókuszsíkban képét alkotják . A reflektorban a homorú tükör sugarai visszaverődnek, majd össze is gyűlnek a fókuszsíkban. A teleszkóp lencséinek gyártása során arra törekszenek, hogy minimalizálják az összes torzulást, amelyet a tárgyak képe elkerülhetetlenül okoz. Egy egyszerű lencse nagymértékben torzítja és kiszínezi a kép széleit. E hiányosságok csökkentése érdekében a lencse több különböző felületi görbületű lencséből és különböző típusú üvegekből készül. A torzítás csökkentése érdekében a homorú üvegtükör felületei nem gömb alakút, hanem egy kicsit más (parabolikus) formát kapnak.

A szovjet látszerész D.D. Maksutov kifejlesztett egy meniszkusz nevű távcsőrendszert. Egyesíti a refraktor és a reflektor előnyeit. E rendszer szerint van elrendezve az iskolateleszkóp egyik modellje. Vannak más teleszkópos rendszerek is.

A teleszkóp fordított képet készít, de ez nem számít űrobjektumok megfigyelésekor.

Teleszkópon keresztül történő megfigyeléskor ritkán alkalmaznak 500-szorosnál nagyobb nagyítást. Ennek oka a légáramlatok, amelyek képtorzulást okoznak, ami jobban feltűnő, minél nagyobb a távcső nagyítása.

A legnagyobb refraktor lencséje körülbelül 1 m. A világ legnagyobb, 6 m-es homorú tükör átmérőjű reflektora a Szovjetunióban készült, és a Kaukázus-hegységben telepítették. Lehetővé teszi a szabad szemmel látható csillagoknál 107-szer halványabb csillagok fényképezését.

Spektrális charta

A XX. század közepéig. az univerzumról szerzett tudásunk szinte kizárólag a titokzatos fénysugaraknak köszönhető. A fényhullámot, mint minden más hullámot, az x frekvencia és az l hullámhossz jellemzi. Egyszerű kapcsolat van ezen fizikai paraméterek között:

ahol c a fény sebessége vákuumban (üresség). És a foton energia arányos a sugárzási frekvenciával.

A természetben a fényhullámok a legjobban az univerzumban terjednek, mivel útjukon a legkevesebb interferencia. És egy ember, aki optikai műszerekkel volt felfegyverkezve, megtanulta olvasni a titokzatos fényírást. Egy speciális eszköz segítségével - egy távcsőhöz igazított spektroszkóppal - a csillagászok elkezdték meghatározni a csillagok hőmérsékletét, fényességét és méretét; sebességüket, kémiai összetételüket, sőt a távoli világítótestek mélyén lezajló folyamatokat is.

Még Isaac Newton is megállapította, hogy a fehér napfény a szivárvány összes színének keverékéből áll. Amikor a levegőből az üvegbe jutnak, a színes sugarak különböző módon törnek meg. Ezért, ha egy keskeny napsugár útjába háromszögű prizmát helyezünk, akkor miután a sugár elhagyja a prizmát, megjelenik a képernyőn egy szivárványcsík, amelyet spektrumnak nevezünk.

A spektrum tartalmazza a legfontosabb információkat a fényt kibocsátó égitestről. Túlzás nélkül elmondható, hogy az asztrofizika elsősorban a spektrális elemzésnek köszönheti figyelemre méltó sikereit. A spektrális elemzés napjainkban az égitestek fizikai természetének tanulmányozásának fő módszere.

Minden gáz, minden kémiai elem saját vonalakat ad a spektrumban, csak neki egyedül. Színükben hasonlóak lehetnek, de szükségszerűen különböznek egymástól a spektrumcsíkon belüli elhelyezkedésükben. Egyszóval egy kémiai elem spektruma a magafajta "útlevele". Egy tapasztalt spektroszkóposnak pedig csak egy sor színes vonalat kell megnéznie, hogy megállapítsa, melyik anyag bocsát ki fényt. Következésképpen a világítótest kémiai összetételének meghatározásához nem szükséges felvenni és közvetlen laboratóriumi vizsgálatoknak alávetni. A távolságok itt sem jelentenek akadályt, még ha térnek is számítanak. Csak az a fontos, hogy a vizsgált test forró állapotban legyen - fényesen világít és spektrumot ad. A Nap vagy egy másik csillag spektrumának vizsgálatakor a csillagász sötét vonalakkal, az úgynevezett abszorpciós vonalakkal foglalkozik. Az abszorpciós vonalak pontosan egybeesnek az adott gáz emissziós vonalaival. Ennek köszönhető, hogy az abszorpciós spektrumok segítségével tanulmányozható a Nap és a csillagok kémiai összetétele. Az egyes spektrumvonalakban kibocsátott vagy elnyelt energia mérésével lehetőség nyílik az égitestek kvantitatív kémiai elemzésére, vagyis a különböző kémiai elemek százalékos arányának megismerésére. Tehát kiderült, hogy a hidrogén és a hélium dominál a csillagok légkörében.

A csillagok nagyon fontos jellemzője a hőmérséklete. Első közelítésként egy égitest hőmérséklete a színe alapján ítélhető meg. A spektroszkópia lehetővé teszi a csillagok felszíni hőmérsékletének nagyon nagy pontosságú meghatározását.

A legtöbb csillag felszíni rétegének hőmérséklete 3000 és 25000 K között van.

A spektrális elemzés lehetőségei szinte kimeríthetetlenek! Meggyőzően kimutatta, hogy a Föld, a Nap és a csillagok kémiai összetétele azonos. Igaz, az egyes égitesteken több-kevesebb kémiai elem is lehet, de valami különleges „földöntúli anyag” jelenlétét sehol sem találták. Az égitestek kémiai összetételének hasonlósága a világegyetem anyagi egységének fontos megerősítése.

Az asztrofizika - a modern csillagászat nagy részlege - az égitestek és a csillagközi közeg fizikai tulajdonságainak és kémiai összetételének tanulmányozásával foglalkozik. Elméleteket dolgoz ki az égitestek felépítéséről és a bennük zajló folyamatokról. Az asztrofizika előtt manapság az egyik legfontosabb feladat a Nap és a csillagok belső szerkezetének és energiaforrásaik tisztázása, keletkezésük és fejlődésük folyamatának megállapítása. És az Univerzum mélyéről hozzánk érkező leggazdagabb információkat a távoli világok hírnökeinek - a fénysugaraknak - köszönhetjük.

Mindenki, aki megfigyelte a csillagos eget, tudja, hogy a csillagképek nem változtatják meg alakjukat. Az Ursa Major és a Ursa Minor úgy néz ki, mint egy vödör, a Cygnus csillagkép úgy néz ki, mint egy kereszt, és a zodiákus Oroszlán csillagkép trapézhoz hasonlít. Az a benyomás azonban, hogy a csillagok rögzítettek, félrevezető. Csak azért jön létre, mert az égi fények nagyon távol vannak tőlünk, és az emberi szem sok száz év után sem képes észrevenni mozgásukat. Jelenleg a csillagászok a csillagos égboltról 20, 30 vagy több éves időközönként készült fényképek alapján mérik a csillagok megfelelő mozgását.

A csillagok megfelelő mozgása az a szög, amellyel egy csillag egy év alatt elmozdul az égen. Ha ennek a csillagnak a távolságát is megmérjük, akkor kiszámítható a saját sebessége, vagyis az égitest sebességének az a része, amely merőleges a látóvonalra, nevezetesen a „megfigyelő-csillag” irány. De ahhoz, hogy a csillag teljes sebességét elérjük az űrben, ismerni kell a látóvonal mentén - a megfigyelő felé vagy tőle távol - irányított sebességet is.

1. ábra Egy csillag térbeli sebességének meghatározása tőle ismert távolságban

Egy csillag sugárirányú sebessége meghatározható a spektrumában lévő abszorpciós vonalak elhelyezkedéséből. Mint tudják, a mozgó fényforrás spektrumában minden vonal eltolódik a mozgás sebességével arányosan. Egy felénk repülő csillagban a fényhullámok lerövidülnek, a spektrumvonalak pedig a spektrum lila végére tolódnak el. Ahogy egy csillag távolodik tőlünk, a fényhullámok megnyúlnak, és a vonalak a spektrum vörös vége felé tolódnak el. Ily módon a csillagászok megtalálják a csillag sebességét a látóvonal mentén. És ha mindkét sebesség (természetes és radiális) ismert, akkor nem nehéz kiszámítani a csillag teljes térbeli sebességét a Naphoz viszonyítva a Pitagorasz-tétel segítségével.

Kiderült, hogy a csillagok sebessége eltérő, és általában több tíz kilométer másodpercenként.

A csillagok megfelelő mozgásának tanulmányozásával a csillagászok el tudták képzelni a csillagos égbolt (csillagkép) megjelenését a távoli múltban és a távoli jövőben. A Nagy Göncöl híres "kanala" 100 ezer év alatt például "törött nyelű vasalóvá" válik.

Rádióhullámok és rádióteleszkópok

Egészen a közelmúltig az égitesteket szinte kizárólag a spektrum látható sugaraiban vizsgálták. De a természetben még mindig vannak láthatatlan elektromágneses sugárzások. Még a legerősebb optikai teleszkópok segítségével sem érzékelik őket, bár hatótávolságuk sokszor szélesebb, mint a spektrum látható tartománya. Tehát a spektrum ibolya vége mögött láthatatlan ultraibolya sugarak találhatók, amelyek aktívan befolyásolják a fényképező lemezt - sötétedést okozva. Mögöttük röntgensugarak és végül a legrövidebb hullámhosszú gamma-sugarak állnak.

Az űrből hozzánk érkező rádiósugárzás rögzítéséhez speciális rádiófizikai eszközöket - rádióteleszkópokat - használnak. A rádióteleszkóp működési elve ugyanaz, mint az optikaié: elektromágneses energiát gyűjt. A rádióteleszkópokban csak lencsék vagy tükrök helyett használnak antennákat. Nagyon gyakran a rádióteleszkóp antennáját egy hatalmas parabola tál formájában építik fel, néha szilárd, néha rácsos. Reflexiós fémfelülete a megfigyelt tárgy rádiósugárzását egy kis vevőantenna betáplálásra koncentrálja, amely a paraboloid fókuszába kerül. Ennek eredményeként gyenge váltakozó áramok keletkeznek a besugárzóban. Az elektromos áramokat hullámvezetőkön keresztül továbbítják egy nagyon érzékeny rádióvevőhöz, amely a rádióteleszkóp működési hullámhosszára van hangolva. Itt felerősítik őket, és hangszórót csatlakoztatva a vevőhöz, meg lehetett hallgatni a "csillagok hangját". De a sztárok hangja mentes a zeneiségtől. Egyáltalán nem „kozmikus dallamokról” van szó, amelyek a fület varázsolják, hanem egy recsegő sziszegést vagy egy szúrós füttyszót... Ezért a rádióteleszkóp vevőjére általában egy speciális önrögzítő berendezést rögzítenek. És most egy mozgó szalagon a felvevő egy bizonyos hullámhosszú bemeneti rádiójel intenzitásának görbéjét rajzolja. Következésképpen a rádiócsillagászok nem "hallják" a csillagok susogását, hanem "látják" milliméterpapíron.

Tudniillik egy optikai teleszkóppal egyszerre figyelünk meg mindent, ami a látómezejébe esik.

Rádióteleszkóppal bonyolultabb a helyzet. Csak egy vevőelem (adagoló) van, így a kép soronként épül fel - úgy, hogy a rádióforrást szekvenciálisan átvezetik az antennanyalábon, vagyis hasonlóan, mint a televízió képernyőjén.

Bortörvény

Bortörvény- a függőség, amely meghatározza a hullámhosszt egy teljesen fekete test energiasugárzása során. A német fizikus, a Nobel-díjas Wilhelm Wien tenyésztette ki 1893-ban.

Wien törvénye: Az a hullámhossz, amelyen a fekete test a legtöbb energiát sugározza, fordítottan arányos a test hőmérsékletével.

A fekete test olyan felület, amely teljesen elnyeli a ráeső sugárzást. A fekete test fogalma tisztán elméleti: a valóságban nem léteznek olyan ideális felületű tárgyak, amelyek teljesen elnyelnek minden hullámot.

3. MODERN FOGALOM A LÁTHATÓ Univerzum SZERKEZETE, FŐ ELEMEI ÉS RENDSZEREZÉSE

Ha leírjuk az Univerzum felépítését, ahogyan a tudósok most látják, akkor a következő hierarchikus létrát kapjuk. Vannak bolygók – égitestek, amelyek egy csillag vagy annak maradványai körül keringenek, elég nagy tömegűek ahhoz, hogy saját gravitációjuk hatására lekerekedjenek, de nem elég nagy tömegűek ahhoz, hogy termonukleáris reakciót indítsanak el, és amelyek egy adott csillaghoz vannak „kötve”, azaz , a gravitációs hatás zónájában vannak. Tehát a Föld és számos más bolygó a műholdjaikkal egy Nap nevű csillag gravitációs hatásának zónájában van, saját pályájukon mozognak körülötte, és így alkotják a Naprendszert. Az ilyen csillagrendszerek, amelyek hatalmas számban vannak a közelben, galaxist alkotnak - egy komplex rendszert, amelynek saját központja van. Amúgy a galaxisok középpontjával kapcsolatban még nincs egyetértés, hogy mik is azok – azt feltételezik, hogy a fekete lyukak a galaxisok középpontjában helyezkednek el.

A galaxisok pedig egyfajta láncot alkotnak, amely egyfajta rácsot hoz létre. Ennek a rácsnak a sejtjei galaxisok láncaiból és központi "üregekből" állnak, amelyekben vagy teljesen hiányoznak galaxisok, vagy csak nagyon kevés van belőlük. Az Univerzum nagy részét a vákuum foglalja el, ami azonban nem jelenti ennek a térnek az abszolút ürességét: a vákuumban egyes atomok is vannak, vannak fotonok (relikta sugárzás), és ennek hatására jelennek meg részecskék és antirészecskék. a kvantumjelenségekről. Az Univerzum látható részét, vagyis azt a részét, amely az emberiség tanulmányozása számára hozzáférhető, homogenitás és állandóság jellemzi abban az értelemben, hogy a közhiedelem szerint ezen a részen ugyanazok a törvények érvényesülnek. Hogy ez az univerzum más részein is így van-e, azt lehetetlen megállapítani.

A bolygókon és a csillagokon kívül az Univerzum elemei olyan égitestek, mint az üstökösök, aszteroidák és a meteoritok.

Az üstökös egy kis égitest, amely a Nap körül egy kúpszelvényben, nagyon megnyúlt pályával kering. A Naphoz közeledve az üstökös kómát, néha gáz- és porfarkot képez.

Hagyományosan az üstökös három részre osztható - mag, kóma, farok. Az üstökösökben minden teljesen hideg, és fényük csak a napfény por általi visszaverődése és az ultraibolya ionizált gáz izzása.

A mag ennek az égitestnek a legnehezebb része. Ez tartalmazza az üstökös tömegének nagy részét. Meglehetősen nehéz pontosan tanulmányozni az üstökösmag összetételét, mivel a teleszkóp számára elérhető távolságban folyamatosan gáznemű köpeny veszi körül. Ebben a tekintetben Whipple amerikai csillagász elméletét fogadták el az üstökösmag összetételének elméletének alapjául.

Elmélete szerint az üstökös magja fagyott gázok keveréke, amelyek különféle porokkal keverednek. Ezért, amikor egy üstökös megközelíti a Napot és felmelegszik, a gázok elkezdenek "olvadni", és egy farkot képeznek.

Az üstökös farka a legkifejezőbb része. A Naphoz közeledő üstökös közelében jön létre. A farok egy világító csík, amely a magból a Nappal ellentétes irányban húzódik, amelyet a napszél "fúj el".

A kóma a magot körülvevő csésze alakú világos felhős héj, amely gázokból és porból áll. Általában 100 ezertől 1,4 millió kilométerre húzódik a magtól. Az enyhe nyomás deformálhatja a kómát, antiszoláris irányba nyújtva azt. A kóma a maggal együtt alkotja az üstökös fejét.

Az aszteroidákat égitesteknek nevezik, amelyek többnyire szabálytalan kőszerű formájúak, mérete néhány métertől több ezer kilométerig terjed. Az aszteroidák a meteoritokhoz hasonlóan fémekből (főleg vasból és nikkelből) és köves kőzetekből állnak. Latinul az aszteroida szó jelentése "csillaghoz hasonló". Az aszteroidák a csillagokhoz való hasonlóságuk miatt kapták ezt a nevet, amikor nem túl erős távcsövekkel figyelték meg őket.

Az aszteroidák ütközhetnek egymással, műholdakkal és nagy bolygókkal. Az aszteroidák ütközésének következtében kisebb égitestek keletkeznek - meteoritok. Bolygóval vagy műholddal való ütközéskor az aszteroidák hatalmas, több kilométeres kráterek formájában hagynak nyomokat.

Az összes aszteroida felszíne kivétel nélkül nagyon hideg, mivel maguk olyanok, mint a nagy kövek, és nem képeznek hőt, de jelentős távolságra vannak a naptól. Még ha az aszteroidát a Nap felmelegíti is, gyorsan hőt bocsát ki.

A csillagászoknak van két legnépszerűbb hipotézise az aszteroidák eredetével kapcsolatban. Egyikük szerint egykor létező bolygók töredékei, amelyek ütközés vagy robbanás következtében pusztultak el. Egy másik változat szerint az aszteroidák annak az anyagnak a maradványaiból jöttek létre, amelyből a Naprendszer bolygói keletkeztek.

meteoritok- a bolygóközi térből a Föld felszínére hulló, főként kőből és vasból álló kis égitest-töredékek. A csillagászok számára a meteoritok igazi kincset jelentenek: ritkán lehet laboratóriumban alaposan tanulmányozni egy darab űrt. A legtöbb szakértő szerint a meteoritok aszteroidák töredékei, amelyek az űrtestek ütközésekor keletkeznek.

4. CSILLAGOK ELMÉLETE

A csillag egy masszív, fényt kibocsátó gázgömb, amelyet saját gravitációja és belső nyomása tart, melynek mélyén termonukleáris fúziós reakciók mennek végbe (vagy már korábban is lezajlottak).

A csillagok főbb jellemzői:

Fényesség

A fényerőt akkor határozzuk meg, ha ismert a látszólagos nagyság és a csillag távolsága. Ha a csillagászatnak meglehetősen megbízható módszerei vannak a látszólagos magnitúdó meghatározására, akkor nem olyan egyszerű meghatározni a csillagok távolságát. Viszonylag közeli csillagok esetében a távolságot a múlt század eleje óta ismert trigonometrikus módszerrel határozzák meg, amely a csillagok elhanyagolható szögeltolódásának méréséből áll, amikor a Föld keringésének különböző pontjairól, azaz különböző időpontokban figyelik őket. az év. Ez a módszer meglehetősen nagy pontosságú és meglehetősen megbízható. A legtöbb távolabbi csillag esetében azonban ez már nem megfelelő: túl kicsi eltolódásokat kell mérni a csillagok helyzetében – ez kevesebb, mint az ívmásodperc századrésze. Más módszerek is segítenek, sokkal kevésbé pontosak, de ennek ellenére meglehetősen megbízhatóak. Számos esetben a csillagok abszolút magnitúdója közvetlenül is meghatározható, a távolság mérése nélkül, sugárzásuk bizonyos megfigyelhető jellemzői alapján.

A csillagok fényereje nagyon eltérő. Vannak fehér és kék szuperóriás csillagok (de viszonylag kevés van), amelyek fényereje tíz-, sőt százezerszeresen haladja meg a Nap fényességét. De a csillagok többsége "törpe", amelyek fényereje sokkal kisebb, mint a napé, gyakran ezerszeres. A fényesség jellemzője a csillag úgynevezett "abszolút értéke". A látszólagos csillagnagyság egyrészt a fényességétől és színétől, másrészt a hozzá való távolságtól függ. A nagy fényerejű csillagok abszolút magnitúdója negatív, pl. -4, -6. Az alacsony fényerősségű csillagokat nagy pozitív értékek jellemzik, például +8, +10.

A csillagok kémiai összetétele

A csillag külső rétegeinek kémiai összetételére, ahonnan sugárzásuk "közvetlenül" érkezik hozzánk, a hidrogén teljes túlsúlya a jellemző. A második helyen a hélium áll, és a többi elem bősége viszonylag kicsi. 10 000 hidrogénatomonként körülbelül ezer héliumatom, körülbelül tíz oxigénatom, valamivel kevesebb szén- és nitrogénatom és mindössze egy vasatom. A többi elem bősége teljesen elhanyagolható.

Elmondható, hogy a csillagok külső rétegei óriási hidrogén-hélium plazmák, amelyekben nehezebb elemek kis keveréke található.

Bár a csillagok kémiai összetétele első közelítéssel megegyezik, még mindig vannak olyan csillagok, amelyek bizonyos jellemzőket mutatnak ebből a szempontból. Például van egy csillag, amelynek szén-dioxid-tartalma rendellenesen magas, vagy vannak olyan objektumok, amelyekben rendellenesen magas a ritkaföldfém-tartalom. Ha a csillagok túlnyomó többségében a lítium bősége teljesen elhanyagolható (körülbelül 10 11 hidrogén), akkor időnként vannak "egyedi" csillagok, ahol ez a ritka elem meglehetősen bőséges.

A csillagok spektruma

Kivételesen gazdag információt nyújt a csillagok spektrumának vizsgálata. Mostanra elfogadták az úgynevezett Harvard spektrális osztályozást. Tíz osztálya van, amelyeket latin betűkkel jelölnek: O, B, A, F, G, K, M. A csillagspektrumok osztályozására szolgáló meglévő rendszer olyan pontos, hogy lehetővé teszi a spektrum egytized pontosságú meghatározását. osztály. Például a B és A osztályok közötti csillagspektrumok sorozatának egy részét B0, B1 ... B9, A0 és így tovább jelölik. A csillagok spektruma az első közelítésben hasonló egy bizonyos T hőmérsékletű sugárzó "fekete" test spektrumához. Ezek a hőmérsékletek az O spektrális osztályba tartozó csillagok 40-50 ezer kelvinről 3000 kelvinre a csillagok csillagainál simán változnak. M spektrális osztály. Ennek megfelelően az O és B spektrumosztályú csillagok sugárzásának nagy része a spektrum ultraibolya részére esik, amely a Föld felszínéről nem érhető el.

A csillagspektrumok másik jellemzője a különféle elemekhez tartozó nagyszámú abszorpciós vonal jelenléte. E vonalak finom elemzése lehetővé tette különösen értékes információk megszerzését a csillagok külső rétegeinek természetéről. A spektrumbeli különbségeket elsősorban a csillag külső rétegeinek hőmérséklet-különbsége magyarázza. Emiatt a csillagok külső rétegeiben a különböző elemek ionizációs és gerjesztési állapota élesen eltér egymástól, ami a spektrumokban erős különbségekhez vezet.

Hőfok

A hőmérséklet határozza meg a csillag színét és spektrumát. Tehát például, ha a csillagok rétegeinek felületének hőmérséklete 3-4 ezer. K., ekkor színe vöröses, 6-7 ezer K. - sárgás. A 10-12 ezer K feletti hőmérsékletű, nagyon forró csillagok fehér vagy kékes színűek. A csillagászatban egészen objektív módszerek léteznek a csillagok színének mérésére. Ez utóbbit az úgynevezett "színindex" határozza meg, amely megegyezik a fényképes és a vizuális értékek különbségével. A színindex minden értéke egy bizonyos típusú spektrumnak felel meg.

A hűvös vörös csillagok spektrumát semleges fématomok abszorpciós vonalai és néhány legegyszerűbb vegyület (például CN, SP, H20 stb.) sávjai jellemzik. A felszíni hőmérséklet emelkedésével a molekulasávok eltűnnek a csillagok spektrumában, sok semleges atomvonal, valamint a semleges hélium vonala gyengül. A spektrum formája gyökeresen megváltozik. Például a 20 ezer K-t meghaladó felületi réteghőmérsékletű forró csillagokban túlnyomórészt semleges és ionizált héliumvonalak figyelhetők meg, és a folytonos spektrum nagyon intenzív az ultraibolya sugárzásban. A 10 ezer K körüli felületi réteghőmérsékletű csillagoknál a legintenzívebb hidrogénvonalak, míg a 6 ezer K körüli hőmérsékletű csillagoknál ionizált kalciumvonalak találhatók a spektrum látható és ultraibolya tartományának határán.

csillagok tömege

A csillagászatnak nem volt és jelenleg sincs módszere egy elszigetelt csillag tömegének közvetlen és független meghatározására (vagyis nem része több rendszernek). Ez pedig az univerzumról szóló tudományunk nagyon súlyos hiányossága. Ha létezne ilyen módszer, tudásunk fejlődése sokkal gyorsabb lenne. A csillagok tömege viszonylag szűk határok között változik. Nagyon kevés olyan csillag van, amelynek tömege tízszer nagyobb vagy kisebb, mint a Napé. Ilyen helyzetben a csillagászok hallgatólagosan elfogadják, hogy az azonos fényerővel és színnel rendelkező csillagok tömege azonos. Csak bináris rendszerekre vannak definiálva. Mindig óvatosan kell bánni azzal a kijelentéssel, hogy egyetlen, azonos fényerővel és színnel rendelkező csillag tömege megegyezik a kettős rendszer részét képező "testvérével".

Úgy tartják, hogy a 0,02 M-nél kisebb tömegű objektumok már nem csillagok. Belső energiaforrásoktól mentesek, fényességük közel nulla. Általában ezeket az objektumokat bolygók közé sorolják. A legnagyobb közvetlenül mért tömegek nem haladják meg a 60 M-t.

CSILLAGOSÍTÁS

A csillagok osztályozását azonnal megkezdték, miután megkapták spektrumaikat. A 20. század elején Hertzsprung és Russell különböző csillagokat ábrázolt egy diagramon, és kiderült, hogy a legtöbbjük egy keskeny görbe mentén csoportosult. Hertzsprung diagram-- megmutatja a kapcsolatot a csillag abszolút magnitúdója, fényereje, spektrális típusa és felületi hőmérséklete között. A diagramon szereplő csillagok nem véletlenszerűen vannak elrendezve, hanem jól körülhatárolt területeket alkotnak.

A diagram lehetővé teszi az abszolút érték meghatározását spektrális típus szerint. Különösen az O--F spektrális osztályokhoz. A későbbi osztályoknál ezt bonyolítja, hogy választani kell egy óriás és egy törpe között. Egyes vonalak intenzitásában mutatkozó bizonyos különbségek azonban lehetővé teszik, hogy magabiztosan hozzuk meg ezt a választást.

A csillagok körülbelül 90%-a a fő sorozatban található. Fényességük a hidrogén héliummá történő átalakulásának termonukleáris reakcióinak köszönhető. A kifejlődött csillagoknak - óriásoknak - több ága is van, amelyekben héliumot és nehezebb elemeket égetnek el. A diagram bal alsó sarkában teljesen kifejlődött fehér törpék láthatók.

A CSILLAGOK TÍPUSAI

Óriások-- egy olyan csillagtípus, amelynek sugara sokkal nagyobb és fényessége nagyobb, mint az azonos felületi hőmérsékletű fősorozatú csillagok. Az óriáscsillagok sugara általában 10-100 napsugár, a fényességük pedig 10-1000 napfénysugár. Az óriásoknál nagyobb fényerővel rendelkező csillagokat szuperóriásoknak és hiperóriásoknak nevezik. A forró és fényes fősorozatú csillagok szintén a fehér óriások közé sorolhatók. Ezenkívül nagy sugaruk és nagy fényerejük miatt az óriások a fő sorozat felett helyezkednek el.

Törpék- 1-0,01 sugarú kis méretű csillagok típusa. a Nap fényessége és az 1-0,1 naptömegű Nap fényessége 1-10-4.

· fehér törpe- kifejlődött csillagok, amelyek tömege nem haladja meg az 1,4 naptömeget, megfosztva saját termonukleáris energiaforrásaiktól. Az ilyen csillagok átmérője több százszor kisebb lehet, mint a Napé, ezért a sűrűségük 1 000 000-szerese lehet a vízének.

· vörös törpe-- egy kicsi és viszonylag hűvös fősorozatú csillag, amelynek spektrális típusa M vagy felső K. Ezek nagyon különböznek a többi csillagtól. A vörös törpék átmérője és tömege nem haladja meg a naptömeg harmadát (az alsó tömeghatár 0,08 nap, ezt követik a barna törpék).

· barna törpe- 5-75 Jupiter tömegű (és megközelítőleg a Jupiter átmérőjével megegyező átmérőjű) csillag alatti objektumok, amelyek mélységében a fősorozatú csillagokkal ellentétben nincs termonukleáris fúziós reakció hidrogén átalakulásával héliumba.

· Szubbarna törpék vagy barna szubtörpék a barna törpék tömeghatára alatti hideg képződmények. Általában bolygóknak tekintik őket.

· fekete törpe fehér törpék, amelyek kihűltek, ezért nem sugároznak a látható tartományban. A fehér törpék evolúciójának utolsó szakaszát képviseli. A fekete törpék tömegét, akárcsak a fehér törpék tömegét, felülről 1,4 naptömeg korlátozza.

neutroncsillag- 1,5 naptömegű, a fehér törpéknél észrevehetően kisebb méretű, 10-20 km átmérőjű csillagképződmények. Az ilyen csillagok sűrűsége elérheti a víz sűrűségének 1 000 000 000 000-ét. A mágneses tér pedig annyiszor nagyobb, mint a Föld mágneses mezeje. Az ilyen csillagok főként a gravitációs erők által szorosan összenyomott neutronokból állnak. Ezek a csillagok gyakran pulzárok.

Új csillag Csillagok, amelyek fényereje hirtelen 10 000-szeresére nő. A nóva egy kettős rendszer, amely egy fehér törpéből és egy fő szekvencia kísérőcsillagból áll. Az ilyen rendszerekben a csillagból származó gáz fokozatosan a fehér törpébe áramlik, és ott időnként felrobban, fénykitörést okozva.

Szupernóva egy csillag, amely egy katasztrofális, robbanásszerű folyamatban fejezi be fejlődését. A fellángolás ebben az esetben több nagyságrenddel is nagyobb lehet, mint egy új csillag esetében. Egy ilyen erős robbanás a csillagban az evolúció utolsó szakaszában lezajló folyamatok következménye.

kettős csillag két gravitációsan kötött csillag, amelyek egy közös tömegközéppont körül keringenek. Néha léteznek három vagy több csillagból álló rendszerek, ilyen általános esetben a rendszert többcsillagnak nevezik. Azokban az esetekben, amikor egy ilyen csillagrendszer nincs túl messze a Földtől, az egyes csillagokat távcső segítségével lehet megkülönböztetni. Ha a távolság jelentős, akkor megérthető, hogy a csillagászok előtt kettős csillag csak közvetett jelek alapján lehetséges - a fényesség ingadozása, amelyet az egyik csillag időszakos fogyatkozása okoz egy másik és néhány másik csillag által.

Pulzárok- Neutroncsillagokról van szó, amelyekben a mágneses tér a forgástengely felé hajlik, és forogva a Földre érkező sugárzás modulációját okozzák.

Az első pulzárt a Mullard Radio Astronomy Observatory rádióteleszkópjában fedezték fel. Cambridge-i Egyetem. A felfedezést Jocelyn Bell végzős hallgató tette 1967 júniusában 3,5 m-es, azaz 85,7 MHz-es hullámhosszon. Ennek a pulzárnak a neve PSR J1921+2153. A pulzár megfigyeléseit több hónapig titokban tartották, majd megkapta az LGM-1 nevet, ami „kis zöld emberkék”-t jelent. Ennek oka a Földet egyenletes periodikussággal elérő rádióimpulzusok voltak, ezért feltételezték, hogy ezek a rádióimpulzusok mesterséges eredetűek.

Jocelyn Bell volt Hewish csoportjában, találtak még 3 hasonló jelforrást, ezek után senki sem kételkedett abban, hogy a jelek nem mesterséges eredetűek. 1968 végére már 58 pulzárt fedeztek fel. 2008-ban pedig már 1790 rádiópulzárt ismertek. Naprendszerünkhöz legközelebbi pulzár 390 fényévre van.

kvazárok olyan csillogó tárgyak, amelyek az univerzumban a legjelentősebb mennyiségű energiát sugározzák. A Földtől óriási távolságra lévén nagyobb fényerőt mutatnak, mint az 1000-szer közelebb eső kozmikus testek. A modern definíció szerint a kvazár egy aktív galaktikus atommag, ahol olyan folyamatok mennek végbe, amelyek hatalmas tömegű energia szabadul fel. Maga a kifejezés jelentése "csillagszerű rádióforrás". Az első kvazárra A. Sandage és T. Matthews amerikai csillagászok figyeltek fel, akik a kaliforniai csillagvizsgálóban figyelték meg a csillagokat. M. Schmidt 1963-ban az elektromágneses sugárzást egy ponton gyűjtő reflektor távcső segítségével vörös eltérést fedezett fel a megfigyelt objektum spektrumában, ami azt határozza meg, hogy forrása távolodik rendszerünktől. A későbbi vizsgálatok kimutatták, hogy a 3C 273-ként rögzített égitest 3 milliárd fényév távolságra van. év, és óriási sebességgel távolodik - 240 000 km / s. Sharov és Efremov moszkvai tudósok tanulmányozták a tárgyról rendelkezésre álló korai fényképeket, és megállapították, hogy az objektum többször megváltoztatta a fényerejét. A fényerősség szabálytalan változása kis forrásméretre utal.

5. A CSILLAGENNERGIA FORRÁSAI

Az energiamegmaradás törvényének R. Mayer által 1842-ben történő megfogalmazása után száz éven át számos hipotézist fogalmaztak meg a csillagok energiaforrásainak természetéről, különösen a meteoroidok csillagra való kihullásáról. , az elemek radioaktív bomlása, valamint a protonok és elektronok megsemmisülése. Csak a gravitációs összehúzódás és a termonukleáris fúzió számít igazán.

Termonukleáris fúzió a csillagok belsejében

1939-re megállapították, hogy a csillagok energiájának forrása a csillagok belsejében fellépő termonukleáris fúzió. A legtöbb csillag azért sugárzik, mert belsejében négy proton egyesül egy sor közbenső lépésen keresztül egyetlen alfa-részecskévé. Ez az átalakulás két fő módon mehet végbe: proton-proton vagy p-p-ciklus és szén-nitrogén vagy CN-ciklus. Kis tömegű csillagokban az energiafelszabadulást elsősorban az első ciklus, a nehéz csillagoknál a második ciklus biztosítja. A csillagok atomenergia-ellátása véges, és folyamatosan sugárzásra fordítják. A termonukleáris fúzió folyamata, amely energiát szabadít fel és megváltoztatja a csillag anyagának összetételét, a gravitációval kombinálva, amely hajlamos a csillagot összenyomni és energiát is felszabadítani, valamint a felszínről érkező sugárzás, amely a felszabaduló energiát elszállítja. a csillagfejlődés mozgatórugói.

Hans Albrecht Bethe amerikai asztrofizikus, aki 1967-ben elnyerte a fizikai Nobel-díjat. A főbb munkák a magfizikának és az asztrofizikának szólnak. Ő volt az, aki felfedezte a termonukleáris reakciók proton-proton ciklusát (1938), és javasolta egy hatlépéses szén-nitrogén ciklust, amely lehetővé teszi a termonukleáris reakciók folyamatának magyarázatát nagy tömegű csillagokban, amiért megkapta a fizikai Nobel-díjat. a nukleáris reakciók elméletéhez való hozzájárulásért, különösen a csillagok energiaforrásaival kapcsolatos felfedezésekért.

Gravitációs összehúzódás

A gravitációs kompresszió egy csillag belső folyamata, amelynek következtében a belső energiája felszabadul.

Hagyja, hogy a csillag lehűlése miatt valamikor a hőmérséklet a középpontjában valamelyest csökkenjen. A középső nyomás is csökkenni fog, és többé nem kompenzálja a fedőrétegek súlyát. A gravitációs erők elkezdik összenyomni a csillagot. Ebben az esetben a rendszer potenciális energiája csökken (mivel a potenciális energia negatív, a modulusa megnő), míg a belső energia, és így a csillag belsejében a hőmérséklet nő. De a felszabaduló potenciális energiának csak a felét fordítják a hőmérséklet emelésére, a másik fele pedig a csillag sugárzásának fenntartására.

6. CSILLAGOK FEJLŐDÉSE

A csillagfejlődés a csillagászatban azoknak a változásoknak a sorozata, amelyeken a csillag élete során, azaz évmilliók vagy milliárdok alatt megy keresztül, miközben fényt és hőt sugároz. Az ilyen kolosszális időszakokban a változások meglehetősen jelentősek.

A csillag fejlődésének fő fázisai a születése (csillagképződése), a csillag, mint hidrodinamikai és termikus egyensúlyban lévő integrált rendszer hosszú (általában stabil) létezésének időszaka, és végül a „halálának” időszaka. , azaz visszafordíthatatlan egyensúlyhiány, amely egy csillag pusztulásához vagy katasztrofális összenyomódásához vezet. A csillag evolúciója a tömegétől és a kezdeti kémiai összetételétől függ, ami viszont a csillag keletkezésének idejétől és a kialakulás pillanatában a Galaxisban elfoglalt helyétől függ. Minél nagyobb egy csillag tömege, annál gyorsabb a fejlődése és annál rövidebb az "élete".

Egy csillag hideg, ritkított csillagközi gázfelhőként kezdi életét, amely saját gravitációja hatására összehúzódik, és fokozatosan golyó alakot ölt. Összenyomásakor a gravitációs energia hővé alakul, és a tárgy hőmérséklete nő. Amikor a középpontban a hőmérséklet eléri a 15-20 millió K-t, termonukleáris reakciók indulnak be, és a kompresszió leáll. Az objektum teljes értékű csillaggá válik.

Egy bizonyos idő elteltével - egymilliótól több tízmilliárd évig (a kezdeti tömegtől függően) - a csillag kimeríti a mag hidrogénkészletét. A nagy és forró csillagokban ez sokkal gyorsabban történik, mint a kicsi és hidegebb csillagokban. A hidrogénkészlet kimerülése a termonukleáris reakciók leállásához vezet.

Az e reakciók által generált nyomás nélkül, amely egyensúlyba hozza a belső gravitációt a csillag testében, a csillag újra összehúzódni kezd, ahogy korábban is történt a kialakulása során. A hőmérséklet és a nyomás ismét emelkedik, de a protocsillag szakasztól eltérően sokkal magasabb szintre. Az összeomlás addig tart, amíg körülbelül 100 millió K hőmérsékleten héliumot tartalmazó termonukleáris reakciók meg nem kezdődnek.

Az anyag termonukleáris "égetése" új szinten újraindul, a csillag szörnyű tágulását okozza. A csillag "felduzzad", nagyon "lazává" válik, mérete pedig körülbelül 100-szorosára nő. Így a csillag vörös óriássá válik, és a hélium égési fázisa körülbelül több millió évig tart. Szinte minden vörös óriás változócsillag.

Magukban a termonukleáris reakciók befejeződése után fokozatosan lehűlve tovább gyengén sugároznak az elektromágneses spektrum infravörös és mikrohullámú tartományában.

NAP

A Nap az egyetlen csillag a Naprendszerben, a rendszer összes bolygója, valamint műholdaik és egyéb objektumaik mozognak körülötte, egészen a kozmikus porig.

A Nap jellemzői

A Nap tömege: 21030 kg (332.946 Földtömeg)

Átmérő: 1 392 000 km

Sugár: 696 000 km

· Átlagsűrűség: 1 400 kg/m3

Tengelydőlés: 7,25° (az ekliptika síkjához képest)

Felületi hőmérséklet: 5780 K

Hőmérséklet a Nap középpontjában: 15 millió fok

Spektrális osztály: G2 V

Átlagos távolság a Földtől: 150 millió km

Kor: körülbelül 5 milliárd év

Forgási idő: 25.380 nap

Fényerő: 3,86 1026 W

Látszólagos magnitúdó: 26,75 m

A nap szerkezete

A csillag spektrális besorolása szerint a „sárga törpe” típusba tartozik, durva számítások szerint kora alig haladja meg a 4,5 milliárd évet, életciklusa közepén jár. A 92%-ban hidrogénből és 7%-ban héliumból álló Nap szerkezete nagyon összetett. Középpontjában egy körülbelül 150 000-175 000 km sugarú mag található, ami a csillag teljes sugarának legfeljebb 25%-a, középpontjában a hőmérséklet megközelíti a 14 000 000 K-t. A mag nagy sebességgel forog a tengelye körül, és ez a sebesség jelentősen meghaladja a csillag külső héjának mutatóit. Itt zajlik le a négy protonból hélium képződésének reakciója, melynek eredményeként nagy mennyiségű energia keletkezik, amely minden rétegen áthalad és kinetikus energia és fény formájában sugárzik ki a fotoszférából. A mag felett egy sugárzási átviteli zóna található, ahol a hőmérséklet 2-7 millió K tartományba esik. Ezután egy körülbelül 200 000 km vastagságú konvektív zóna következik, ahol már nem újrasugárzás történik az energiaátvitel érdekében, hanem plazma keveredés. A réteg felszínén a hőmérséklet megközelítőleg 5800 K. A Nap légköre a csillag látható felületét alkotó fotoszférából, a körülbelül 2000 km vastag kromoszférából és a koronából, az utolsó külső rétegből áll. naphéj, amelynek hőmérséklete 1 000 000-20 000 000 K tartományba esik. A korona külső részéből ionizált részecskék szabadulnak fel, amelyet napszélnek neveznek.

A mágneses mezők fontos szerepet játszanak a Napon előforduló jelenségek előfordulásában. A Nap anyaga mindenütt mágnesezett plazma. Néha egyes területeken a mágneses térerősség gyorsan és erősen növekszik. Ezt a folyamatot a naptevékenység jelenségeinek egész komplexumának megjelenése kíséri a szoláris légkör különböző rétegeiben. Ide tartoznak a faculák és foltok a fotoszférában, pelyhek a kromoszférában, kiemelkedések a koronában. A legfigyelemreméltóbb jelenség, amely a naplégkör minden rétegét lefedi, és a kromoszférából származik, a napkitörések.

A megfigyelések során a tudósok azt találták, hogy a Nap erős rádiósugárzás forrása. A rádióhullámok behatolnak a bolygóközi térbe, amelyeket a kromoszféra (centiméteres hullámok) és a korona (deciméteres és méteres hullámok) bocsát ki.

A Nap rádiósugárzásának két összetevője van - állandó és változó (kitörések, "zajviharok"). Erős napkitörések során a Napból érkező rádiókibocsátás ezerszeresére, sőt milliószorosára növekszik a csendes Nap rádiósugárzásához képest. Ez a rádiósugárzás nem termikus jellegű.

A röntgensugárzás elsősorban a kromoszféra és a korona felső rétegeiből érkezik. A sugárzás különösen erős a maximális naptevékenység éveiben.

A nap nemcsak fényt, hőt és minden más típusú elektromágneses sugárzást bocsát ki. Ez a részecskék állandó áramlásának is a forrása – a vértestek. A neutrínók, elektronok, protonok, alfa-részecskék és nehezebb atommagok együttesen alkotják a Nap korpuszkuláris sugárzását. Ennek a sugárzásnak egy jelentős része a plazma többé-kevésbé folyamatos kiáramlása - a napszél, amely a szoláris légkör külső rétegeinek - a napkorona - folytatása. Ennek az állandóan fújó plazmaszélnek a hátterében a Nap egyes régiói irányítottabb, fokozott, úgynevezett korpuszkuláris áramlások forrásai. Valószínűleg a napkorona speciális régióihoz kapcsolódnak - koszorúér-lyukak, és valószínűleg a Nap hosszú életű aktív régióihoz is. Végül a legerősebb rövid távú részecskeáramok, elsősorban az elektronok és a protonok a napkitörésekhez kapcsolódnak. A legerősebb villanások hatására a részecskék olyan sebességre tehetnek szert, amely a fénysebesség jelentős hányadát teszi ki. Az ilyen nagy energiájú részecskéket napkozmikus sugaraknak nevezzük.

A naptestes sugárzás erős hatást gyakorol a Földre, és mindenekelőtt légkörének felső rétegeire és mágneses mezőjére, számos érdekes geofizikai jelenséget okozva.

A nap evolúciója

Úgy gondolják, hogy a Nap körülbelül 4,5 milliárd évvel ezelőtt keletkezett, amikor egy molekuláris hidrogénfelhő gravitációs erők hatására bekövetkező gyors összenyomódása a Bika-típusú csillagpopuláció első típusának csillag kialakulásához vezetett. a mi Galaxis régiónk.

A Nappal azonos tömegű csillagnak összesen körülbelül 10 milliárd évig kell léteznie a fő sorozatban. Így most a Nap körülbelül életciklusa közepén jár. Jelenleg a napmagban termonukleáris reakciók mennek végbe, amelyek során a hidrogént héliummá alakítják. A Nap magjában minden másodpercben körülbelül 4 millió tonna anyag alakul át sugárzó energiává, ami napsugárzást és napneutrínó-folyamot eredményez.

Amikor a Nap eléri a körülbelül 7,5-8 milliárd éves kort (azaz 4-5 milliárd év után), a csillag vörös óriássá válik, külső héjai kitágulnak és elérik a Föld pályáját, esetleg a bolygót a pályára tolva. nagyobb távolságot. A magas hőmérséklet hatására a mai értelemben vett élet egyszerűen lehetetlenné válik. A Nap élete utolsó ciklusát fehér törpe állapotában fogja tölteni.

KÖVETKEZTETÉS

Ebből a munkából a következő következtetések vonhatók le:

Az univerzum szerkezetének fő elemei: galaxisok, csillagok, bolygók

Galaxisok - csillagok milliárdjaiból álló rendszerek, amelyek a galaxis közepe körül keringenek, és amelyeket kölcsönös gravitáció és közös eredet köt össze,

A bolygók olyan testek, amelyek nem bocsátanak ki energiát, bonyolult belső szerkezettel.

A megfigyelhető univerzumban a leggyakoribb égitestek a csillagok.

A modern fogalmak szerint a csillag egy gáz-plazma objektum, amelyben a termonukleáris fúzió 10 millió K fok feletti hőmérsékleten megy végbe.

· A látható Univerzum tanulmányozásának fő módszerei a teleszkópok és rádióteleszkópok, a spektrális leolvasás és a rádióhullámok;

A csillagokat leíró fő fogalmak a következők:

Olyan magnitúdó, amely nem a csillag méretét, hanem a ragyogását jellemzi, vagyis azt a megvilágítást, amelyet a csillag teremt a Földön;

Hasonló dokumentumok

A kozmológiai elmélet főbb rendelkezéseinek kialakulása - a világegyetem szerkezetének és fejlődésének tudománya. Az Univerzum keletkezésére vonatkozó elméletek jellemzői. Az ősrobbanás elmélete és az Univerzum evolúciója. Az Univerzum szerkezete és modelljei. A kreacionizmus fogalmának lényege.

bemutató, hozzáadva: 2012.11.12


A kvark modern fizikai fogalmai. Szintetikus evolúcióelmélet. Gaia (Föld) hipotézise. Darwin elmélete jelenlegi formájában. Kozmikus sugarak és neutrínók. A gravitációs csillagászat fejlődésének kilátásai. Az Univerzum tanulmányozásának modern módszerei.

absztrakt, hozzáadva: 2013.10.18


Az ősrobbanás és a táguló univerzum fogalma. forró univerzum elmélet. A kozmológia fejlődésének jelenlegi szakaszának jellemzői. A kvantumvákuum az inflációelmélet középpontjában. A fizikai vákuum fogalmának kísérleti alapjai.

bemutató, hozzáadva 2012.05.20


Az Univerzum szerkezete és jövője a Biblia összefüggésében. A csillag fejlődése és a Biblia nézete. Elméletek az univerzum és a rajta lévő élet keletkezéséről. Az univerzum jövőjének megújulásának és átalakulásának koncepciója. Metagalaxis és csillagok. A csillagfejlődés modern elmélete.

absztrakt, hozzáadva: 2012.04.04


Hipotetikus elképzelések az univerzumról. A természettudományos ismeretek alapelvei. Az Univerzum fejlődése az ősrobbanás után. Ptolemaiosz kozmológiai modellje. Az Ősrobbanás elméletének jellemzői. Az evolúció szakaszai és az Univerzum hőmérsékletének változása.

szakdolgozat, hozzáadva 2014.04.28


A bizonytalanság, a komplementaritás, az azonosság elvei a kvantummechanikában. Az Univerzum evolúciójának modelljei. Az elemi részecskék tulajdonságai és osztályozása. A csillagok evolúciója. A Naprendszer eredete, felépítése. A fény természetével kapcsolatos elképzelések fejlesztése.

csalólap, hozzáadva 2009.01.15


Az ősrobbanás elmélet. Az ereklyesugárzás fogalma. A fizikai vákuum inflációs elmélete. A homogén izotróp, nem stacionárius táguló univerzum modelljének alapjai. Lemaitre, de Sitter, Milne, Friedman, Einstein-de Sitter modellek esszenciája.

absztrakt, hozzáadva: 2011.01.24


Az Univerzum felépítése és fejlődése. Hipotézisek az Univerzum keletkezéséről és szerkezetéről. Az űr állapota az ősrobbanás előtt. Csillagok kémiai összetétele spektrális elemzés szerint. Vörös óriás szerkezete. Fekete lyukak, rejtett tömeg, kvazárok és pulzárok.

absztrakt, hozzáadva: 2011.11.20


Természettudományi forradalom, az atom szerkezetéről szóló tan megjelenése és továbbfejlődése. A megavilág összetétele, szerkezete és ideje. A hadronok kvark modellje. A metagalaxis, a galaxisok és az egyes csillagok evolúciója. Modern kép az univerzum keletkezéséről.

szakdolgozat, hozzáadva 2011.07.16


Az univerzum alaphipotézisei: Newtontól Einsteinig. Az „ősrobbanás” elmélet (a táguló Univerzum modellje), mint a modern kozmológia legnagyobb vívmánya. A. Friedman elképzelései az Univerzum tágulásáról. Modell G.A. Gamow, az elemek kialakulása.