Neverjetni procesi, ki se odvijajo na Soncu, izvirajo iz njegove notranje energije. Enako lahko rečemo tudi za druga sonca – oddaljene zvezde. Tihi, božajoči naš pogled, sijaj zvezd in bleščeč sijaj Sonca imajo eno naravo, en izvor.

Ljudem, ki so daleč od sodobne astronomije, se morda zdi, da je sij zvezd, vključno s Soncem, mogoče preprosto razložiti. Vsa ta kozmična telesa so nenavadno vroča - zato ni presenetljivo, da oddajajo močne tokove svetlobe.

Enostavnost te razlage je le navidezna. Ostaja nepojasnjeno glavno: kaj točno povzroča, da so zvezde najbolj vroče od vseh nebesnih teles in zakaj njihova temperatura praviloma ostane skoraj nespremenjena v ogromnih časovnih obdobjih.

V iskanju odgovorov na ta vprašanja so bile postavljene različne hipoteze. Sprva so poskušali domnevati, da je sijaj Sonca posledica njegovega gorenja. Ta dobro znana beseda je proces združevanja molekul goreče snovi z molekulami kisika, zaradi česar se sprosti toplota in nastanejo bolj zapletene molekule.

Preprosto je razumeti, da Sonce ne more goreti. Prvič, v brezzračnem prostoru, ki obdaja Sonce, ni kisika. Drugič, pri temperaturah, ki obstajajo na Soncu, se molekularne spojine ne tvorijo, kot pri zgorevanju, ampak se, nasprotno, razgradijo na atome. Nazadnje, tretjič, če bi bilo Sonce v celoti sestavljeno iz najboljšega premoga, bi tudi v tem primeru popolnoma "izgorelo" v nekaj tisoč letih. Medtem se starost Zemlje meri v nekaj milijardah let in, kot dokazujejo dejstva, je v vsem tem času Sonce sijalo skoraj enako kot zdaj. To pomeni, da se življenjska doba Sonca in zvezd, to je, z drugimi besedami, trajanje njihovega sijaja, meri v desetinah, morda pa tudi v sto milijardah let.

Nekoč je veljalo, da sonce nenehno segrevajo meteoriti, ki padajo na njegovo površino. Izračuni so pokazali, da bi se v tem primeru segrele le površinske plasti Sonca, medtem ko bi njegova notranjost ostala hladna. In sproščena energija bi bila neprimerljivo manjša od opazovane. Poleg tega bi meteoriti, ki bi padali na Sonce, hitro povečali njegovo maso, česar pa ne opazimo.

Zavrniti sem moral hipotezo o sploščenosti Sonca. Njegovi zagovorniki so trdili, da je plinasta kroglica, imenovana Sonce, nenehno stisnjena, pri stiskanju pa se plini segrejejo. Toda, kot kažejo izračuni, toplota, ki se sprosti med stiskanjem, ni dovolj za razlago življenjske dobe Sonca in zvezd. Tudi če bi bilo Sonce prvotno neskončno veliko, bi se moralo z oddajanjem opazovane energije skrčiti v sedanje stanje v samo dvanajstih milijonih letih. Prepoznati Sonce kot mlado pomeni zanemariti dejstva.

Res je, kot se je nedavno izkazalo, na nekaterih stopnjah razvoja zvezde lahko kompresija igra vlogo glavnega vira energije. Tako se zdi, da se zelo mlade in zelo stare zvezde ohranjajo pri življenju.

Radioaktivnost so odkrili konec prejšnjega stoletja. Izkazalo se je, da se pri radioaktivnem razpadu urana, radija in drugih snovi sprosti precejšnja količina energije. Človeštvo se je prvič seznanilo z močjo atomske energije in naravno je, da so nekateri astrofiziki poskušali razložiti uganko sonca in zvezd z radioaktivnimi procesi.

Atomi urana in radija razpadajo zelo počasi.

Za razpad polovice določenega števila atomov urana je potrebnih štiri milijarde let in pol, za radij pa tisoč petsto devetdeset let. Zato uran in radij pri razpadanju oddata zelo malo energije na enoto časa. Če bi bilo Sonce v celoti sestavljeno iz urana, bi tudi v tem primeru "uranovo" sonce sijalo veliko šibkeje kot pravo.

Obstajajo radioaktivni elementi, ki zelo hitro razpadejo – v enem dnevu, urah ali celo minutah. Toda ti elementi niso primerni kot vir energije za sonce in zvezde iz drugih razlogov: ne pojasnjujejo izjemne življenjske dobe kozmičnih teles.

Toda še vedno je "radioaktivna" hipoteza koristila znanosti. Astrofizike je prepričala, da je lahko le atomska energija vzrok za sij Sonca in zvezd.

Sončevo črevesje je skrito pred našimi očmi. Kljub temu je mogoče podati nekaj popolnoma zanesljivih trditev o stanju sončne notranjosti.

Temperatura plina je neločljivo povezana z njegovim tlakom. S stiskanjem plina povečamo njegovo temperaturo, in če je kompresija zelo visoka, potem temperatura plina postane zelo visoka.

Točno to se dogaja v črevesju Sonca. Osrednje dele sončnega globusa pritiskajo njegove zgornje plasti z ogromno silo. Tej sili nasprotuje elastičnost plina, ki izraža njegovo željo po neomejeni ekspanziji.

Na vsaki točki znotraj Sonca je elastičnost ali, z drugimi besedami, tlak notranje mase plinov uravnotežena s težo ali težo zgornjih plasti plina. Vsako takšno ravnotežno stanje ustreza določeni temperaturi plina, ki se izračuna z uporabo relativno preprostih formul. Z njihovo pomočjo je bil dosežen nedvomni zaključek, da pošastni tlak v osrednjih predelih Sonca ustreza temperaturi 15 milijonov stopinj!

Če bi bilo mogoče iz sončnega črevesja izvleči košček snovi v velikosti glave žebljička, bi ta majhen košček Sonca oddajal tako toploto, da bi v polmeru več kilometrov v trenutku sežgala vsa živa bitja okoli sebe! Morda bo ta primer bralcu dal vsaj nekaj občutka, kaj je temperatura 15 milijonov stopinj.

Nepredstavljiva »množica« premikajočih se atomov kraljuje v črevesju Sonca. Svojih elektronskih "oblačil" ne uspejo popolnoma rešiti. Pri medsebojnih trkih, pa tudi pri udarcu močnih "delov" svetlobe - kvantov - atomi izgubijo del svojih elektronov in še naprej naključno "potiskajo" že v zelo "goli" obliki.

Ko se človek sleče, se njegove zunanje dimenzije skoraj ne spremenijo. Drugo se zgodi med uničenjem ali, kot pravijo, ionizacijo atomov. Elektronske lupine zasedajo ogromen prostor v primerjavi z atomskim jedrom in, ko je izgubil elektronsko "oblačilo", se atom močno zmanjša. Zato je naravno, da se plin, sestavljen iz ioniziranih atomov, lahko stisne veliko močneje kot plin iz neuničenih, nevtralnih atomov. Iz tega sledi, da plini v središču Sonca niso le zelo vroči, ampak tudi izredno gosti.

Tlak v osrednjih predelih Sonca doseže več milijard atmosfer, zato bi bilo zrno snovi, pridobljeno iz črevesja Sonca, petkrat gostejše od platine!

Plin, gostejši od jekla. Ali se to ne sliši absurdno? Toda nenavadne količine (kolosalni pritiski) povzročajo tudi kakovost, nenavadno v kopenskih razmerah.

Snov sončne notranjosti kljub vsej svoji izjemni gostoti še vedno ostaja plin. Razlika med trdnimi in plinastimi telesi sploh ni v gostoti, ampak v nečem drugem. Plin ima elastičnost: stisnjen na določeno prostornino se bo nato spet nagibal k širjenju in bo to zagotovo storil, če ga zunanje sile ne motijo. Trda telesa se obnašajo drugače. Zelo stisnjeno trdno telo (na primer kos svinca) bo po odstranitvi bremena ostalo v deformiranem, spremenjenem stanju. To je glavna razlika med trdnimi snovmi in plini.

Kljub veliki, na videz fantastični gostoti, plini v črevesju Sonca ne izgubijo svoje elastičnosti. Kot kaže študija drugih zvezd, jih je mogoče še močneje stisniti in seveda osvoboditi pritiska zunanjih plasti Sonca, bi se takoj razširili. To pomeni, da lahko snov sončne notranjosti štejemo za plin.

Procesi, ki se odvijajo v črevesju Sonca, niso podobni tistim, ki jih vidimo okoli nas na Zemlji. Pri temperaturi 15 milijonov stopinj se atomska energija sprosti iz snovi skoraj tako enostavno kot para iz vode pri vrelišču.

Na različne načine je bilo ugotovljeno, da je Sonce napol vodika in 40 odstotkov helija, z zelo malo "primesi" drugih elementov. V črevesju Sonca se vodik spremeni ali tako rekoč "izgori" v helij. Procese, pri katerih se spreminja sestava atomskih jeder, imenujemo jedrske reakcije.

Bralca ni vredno dolgočasiti s podrobnim obravnavanjem vseh tistih jedrskih reakcij, zaradi katerih se vodik v črevesju Sonca postopoma spremeni v helij. Tistim, ki jih to vprašanje zanima, priporočamo, da preberejo knjigo A. G. Masevicha. Izpostavili bomo le glavno stvar - v procesu jedrskih reakcij se ena vrsta snovi (snov) spremeni v drugo (svetlobo), pri čemer ohranja tako maso kot energijo.

Za tvorbo jedra atoma helija so potrebni štirje protoni, to je štiri jedra atoma vodika. Dva od teh protonov zaradi jedrskih reakcij izgubita svoj pozitivni naboj in se spremenita v nevtrone. Toda dva protona in dva nevtrona, vzeta ločeno, tehtata 4,7 x 10 -26 gramov več kot helijevo jedro. Ta presežek ali "masna napaka" se pretvori v sevanje, sproščena energija pa je v tem primeru 4·10 -5 erg.

Ne mislite, da je to zelo majhno. Navsezadnje govorimo o nastanku, sintezi enega atoma helija. Če 1 gram vodika pretvorimo v helij, se sprosti energija 6 x 10 18 erg. Takšna energija bi bila povsem dovolj za dvig naloženega tovornega vlaka petdesetih vagonov na vrh najvišje zemeljske gore – Chomolungma!

Vsako sekundo Sonce spremeni 4 milijone ton svoje snovi v sevanje. S to količino snovi bi lahko naložili štiri tisoč vlakov po petdeset vagonov. To pomeni, da z oddajanjem svetlobe Sonce izgubi svojo maso, zmanjša težo. Medtem ko berete ta stavek, bo Sonce "shujšalo" za 12 milijonov ton, čez dan pa se bo njegova masa zmanjšala za tretjino milijarde ton.

Pa vendar je to "uhajanje mase" za Sonce skoraj neopazno. Tudi če Sonce vedno oddaja svetlobo in toploto tako intenzivno kot v sedanji dobi, se bo njegova teža v celotnem življenju (to je v desetinah milijard let) zmanjšala za nepomemben del sedanje mase.

Zaključek je jasen: jedrske reakcije pretvorbe vodika v helij v celoti pojasnjujejo, zakaj Sonce sije.

Poleg pretvorbe vodika v helij obstaja še ena jedrska reakcija, ki lahko igra enako, če ne celo večjo vlogo v črevesju Sonca. Govorimo o tvorbi težkega vodika (devterija) iz navadnih vodikovih atomov.

Kot veste, ima za razliko od atoma vodika, v katerem proton služi kot jedro, atom devterija jedro, sestavljeno iz protona in nevtrona. Ko se jedro devterija sintetizira iz dveh protonov (od katerih se eden spremeni v nevtron), se presežna masa, tako kot v prejšnjem primeru, spremeni v sevanje. Nedavne študije so pokazale, da se pri tej, kot jo imenujejo, proton-protonski reakciji, energija ne sprosti nič manj kot pri pretvorbi vodika v helij. Razporeditev vlog med opisanimi jedrskimi reakcijami je odvisna od lastnosti zvezde in predvsem od temperature njene notranjosti. Pri nekaterih zvezdah prevladuje reakcija proton-proton, pri drugih pa reakcija vodik-helij.

Tako Sonce živi na račun lastnega črevesja, kot da "prebavlja" njihovo vsebino. Energija, ki vzdržuje življenje na Zemlji, izvira iz globin Sonca. Vendar ne smemo misliti, da je bleščeče svetla sončna svetloba, ki jo občudujemo ob lepem dnevu, svetlobna energija, ki izvira iz sončnih globin.

Svetloba, ki nastane pri jedrskih reakcijah, ali natančneje, elektromagnetno sevanje, ima veliko več energije in krajšo valovno dolžino kot sončni žarki, ki jih vidimo. Ko pa se deli elektromagnetnega sevanja, imenovani kvanti, prebijejo iz osrednjih območij Sonca do njegove površine, jih večkrat absorbirajo, nato pa jih atomi ponovno oddajajo v vseh možnih smereh. Zato je pot žarka od središča Sonca do njegove površine zelo zapletena in je podobna zapleteni cikcak krivulji.

To potepanje se lahko nadaljuje na stotine in tisoče let, preden žarek izbruhne na površje Sonca. Toda tu pride zelo "izčrpan" zaradi neprekinjenih interakcij z atomi. Ker je izgubil pomemben del svoje prvotne energije, se je žarek iz nevidnega, rentgenskega sevanja spremenil v bleščeče svetel in odlično zaznan sončni žarek.

Uganka sončnega sijaja je večinoma rešena. Zdaj je samo še vprašanje razjasnitve slike tistih jedrskih reakcij, ki se odvijajo v črevesju Sonca. Enako lahko rečemo o številnih drugih zvezdah, ki so po naravi blizu Soncu. Toda med veliko raznolikostjo zvezdnega sveta so tudi takšne zvezde, katerih sijaja ni mogoče razložiti z zgoraj opisanimi reakcijami. Sem spadajo na primer bele palčke. Z maso, ki je blizu masi Sonca, so nekatere od teh zvezd po velikosti manjše celo od Zemlje. Zato je gostota belih pritlikavk izjemno visoka - nekateri so veliko gostejše od osrednjih predelov Sonca. Vir energije za takšne zvezde je očitno stiskanje pod delovanjem lastnih gravitacijskih sil.

Da je svetloba nekaterih zvezd za nas skrivnost, ni presenetljivo. Ne le izjemna oddaljenost zvezd, ampak tudi kolosalno trajanje njihovega življenja zelo otežuje raziskovanje. V primerjavi z življenjem zvezd, merjenim v desetinah milijard let, se zdi trajanje obstoja človeštva na Zemlji kot trenutek. In vendar smo se v tem trenutku že veliko naučili o svetu zvezd. To je neverjetno!

Kdor ne mara občudovati najlepšega pogleda na zvezdno nebo ponoči, si oglejte na tisoče svetlih in ne preveč zvezd. O tem, zakaj zvezde sijejo, bo povedal naš članek.

Zvezde so kozmični objekti, ki oddajajo ogromno toplotne energije. Tako veliko sproščanje toplotne energije seveda spremlja močno svetlobno sevanje. Luč, ki je dosegla nas, lahko opazujemo.

Ko pogledate zvezdno nebo, boste opazili, da je večina zvezd drugačnih. Nekatere zvezde sijejo s preteklostjo, druge z modro svetlobo. Obstajajo tudi zvezde, ki svetijo oranžno. Zvezde so velike krogle iz zelo vročih plinov. Ker se različno segrejejo, imajo drugačno barvo sijaja. Torej, najbolj vroče svetijo z modro svetlobo. Zvezde, ki so nekoliko hladnejše, so bele. Še hladnejše zvezde svetijo rumeno. Potem prideta še "oranžna" in "rdeča" zvezda.

Zdi se nam, da zvezde utripajo z nestabilno svetlobo, planeti pa svetijo z enakomerno in enakomerno svetlobo. Pravzaprav ni. Zvezde ne utripajo, mi pa tako mislimo, ker svetloba zvezd prehaja skozi debelino naše zemeljske atmosfere. Zaradi tega se svetlobni žarek, ki je premagal razdaljo od same zvezde do površine našega planeta, podvrže velikemu številu lomov, sprememb in še veliko več.

Tudi naše Sonce je zvezda, čeprav ne zelo velika in svetla. Sonce v primerjavi z drugimi zvezdami zaseda povprečen položaj glede na zgornje parametre. Veliko milijonov zvezd je veliko manjših od našega Sonca, medtem ko so druge zvezde večkrat večje od njega.

Toda zakaj zvezde svetijo ponoči? Pravzaprav zvezde ne sijejo le ponoči, ampak tudi podnevi. Podnevi pa nam niso vidni zaradi Sonca, ki s svojimi žarki močno razsvetljuje celotno površino našega planeta, prostor in zvezde pa so skriti našemu pogledu. Zvečer, ko sonce zaide, se ta tančica rahlo odpre in lahko vidimo sijaj zvezd vse do jutra, dokler sonce spet ne vzide.

Zdaj veste, zakaj zvezde svetijo!

DRUGO

Ob občudovanju najsvetlejše zvezde na večernem nebu se pogosto ne zavedamo, da to ni zvezda, ampak planet. Ja točno -…

Čudovite zvezde na nočnem nebu! Tako lepo jih je gledati in sanjariti, si zaželeti željo na padajoči zvezdi ... Ampak ...

Barva je morda najlažje izmerljiva značilnost zvezd. Lahko se celo opredeli kot "...

Razvrstitev nebesnih teles je zelo obsežna. Vsak dan opazujemo Sonce in vsi ne vedo, da je to samo ime ...

Ob pogledu na nočno nebo vidimo veliko svetlečih zvezd. Vsi otroci mislijo, da so zvezde majhne in lahko celo ...

Težko je verjeti, a tiste zvezde, ki ponoči sijejo z neba, in Sonce, ki nas osvetljuje podnevi, so eno in isto.

Vsak od nas je vsaj enkrat občudoval čudovito nočno nebo, posuto s številnimi zvezdami. Ali niste razmišljali o…

Zvezde so nebesna telesa, ki so vroče plinske kroglice. Že od antičnih časov so pritegnili pozornost ...

Kot veste, je zvezdno nebo, tako kot globus, pogojno razdeljeno na dve polobli: severno in južno. In na vsaki polobli ...

Kako se imenujejo zvezde? Vsak od nas je vsaj enkrat občudoval pogled na zvezdno nebo. O zvezdah je veliko legend - ...

Združuje romantike in filozofe, lovce in popotnike. Nekatere pritegne s svojo lepoto in svetlostjo, ...

Če želite odgovoriti na vprašanje, v katerem ozvezdju se nahaja Sonce, morate najprej ugotoviti, kaj točno pomeni ...

Morda vsi vedo za obstoj drugih planetov in zvezd, vendar njihova lokacija na našem planetu še zdaleč ni ...

Za udobje orientacije so astronomi pogojno razdelili nebesno sfero na ozvezdja - skupine svetlih zvezd, ki ...

Včasih ponoči lahko vidite, kako zvezda pade z neba. Pravijo, da če vidiš padajočo zvezdo, moraš hitro ...

V starih časih so ljudje mislili, da so zvezde duše ljudi, živih ali žebljev, ki držijo nebo. Prišli so do številnih razlag, zakaj zvezde svetijo ponoči, Sonce pa je dolgo veljalo za povsem drugačen objekt od zvezd.

Problem toplotnih reakcij, ki se pojavljajo v zvezdah na splošno in na Soncu, nam najbližji zvezdi, že dolgo skrbi znanstvenike na številnih področjih znanosti. Fiziki, kemiki, astronomi so poskušali ugotoviti, kaj vodi do sproščanja toplotne energije, ki jo spremlja močno sevanje.

Znanstveniki-kemiki so verjeli, da se v zvezdah pojavijo eksotermne kemične reakcije, zaradi česar se sprosti velika količina toplote. Fiziki se niso strinjali, da v teh kozmičnih objektih potekajo reakcije med snovmi, saj nobena reakcija ne bi mogla proizvesti toliko svetlobe že milijarde let.

Ko je Mendelejev objavil svojo znamenito tabelo, se je začelo novo obdobje v preučevanju kemičnih reakcij - odkrili so radioaktivne elemente in kmalu so bile reakcije radioaktivnega razpada glavni vzrok za sevanje zvezd.

Polemika se je za nekaj časa ustavila, saj so skoraj vsi znanstveniki to teorijo prepoznali kot najprimernejšo.

Sodobna teorija o sevanju zvezd

Leta 1903 je švedski znanstvenik Svante Arrhenius, ki je predstavil teorijo elektrolitske disociacije, že uveljavljeno idejo o tem, zakaj zvezde svetijo in sevajo toploto, razveljavil. Po njegovi teoriji so vir energije v zvezdah atomi vodika, ki se med seboj združujejo in tvorijo težja helijeva jedra. Ti procesi so posledica močnega tlaka plina, visoke gostote in temperature (približno petnajst milijonov stopinj Celzija) in se pojavljajo v notranjih predelih zvezde. To hipotezo so začeli preučevati drugi znanstveniki, ki so prišli do zaključka, da je takšna fuzijska reakcija dovolj za sprostitev ogromne količine energije, ki jo proizvajajo zvezde. Prav tako je verjetno, da bi zlitje vodika omogočilo, da bi zvezde svetile več milijard let.

Pri nekaterih zvezdah se je fuzija helija končala, vendar še vedno svetijo, dokler je energije dovolj.

Energija, ki se sprosti v notranjosti zvezd, se prenese v zunanje predele plina, na površino zvezde, od koder začne sevati v obliki svetlobe. Znanstveniki verjamejo, da svetlobni žarki potujejo iz jeder zvezd na površje dolgih deset ali celo sto tisoč let. Po tem pride sevanje na Zemljo, kar zahteva tudi veliko časa. Sončevo sevanje torej doseže naš planet v osmih minutah, svetloba druge najbližje zvezde, Proxima Centrauri, nas doseže v več kot štirih letih, svetloba številnih zvezd, ki jih lahko vidimo s prostim očesom, pa je potovala že nekajkrat. tisoče ali celo milijone let.

Zvezde ne odsevajo svetlobe, kot to počnejo planeti in njihovi sateliti, ampak jo sevajo. In enakomerno in nenehno. In utripanje, ki je vidno na Zemlji, je verjetno posledica prisotnosti različnih mikrodelcev v vesolju, ki ga, ko padejo v svetlobni žarek, prekinejo.

Najsvetlejša zvezda, z vidika zemljanov

Iz šolske klopi se ve, da je Sonce zvezda. Z našega planeta - in po standardih vesolja - malo manj od povprečja tako po velikosti kot po svetlosti. Ogromno število zvezd je večje od Sonca, vendar so veliko manjše.

gradacija zvezd

Starogrški astronomi so začeli deliti nebesa po velikosti. Koncept "magnituda" tako takrat kot zdaj pomeni svetlost sijaja zvezde in ne njene fizične velikosti.

Zvezde se razlikujejo tudi po dolžini sevanja. Glede na spekter valov, ki je res raznolik, lahko astronomi povedo o kemični sestavi telesa, temperaturi in celo oddaljenosti.

trdijo znanstveniki

Polemika o vprašanju "zakaj zvezde sijejo" traja že desetletja. Še vedno ni soglasja. Tudi za jedrske fizike je težko verjeti, da lahko reakcije, ki potekajo v zvezdnem telesu, sproščajo tako ogromno energije, ne da bi se ustavile.

Problem tega, kaj mine v zvezdah, je znanstvenike zanimal že zelo dolgo. Astronomi, fiziki, kemiki so poskušali ugotoviti, kaj daje zagon izbruhu toplotne energije, ki jo spremlja svetlo sevanje.

Kemiki verjamejo, da je svetloba oddaljene zvezde posledica eksotermne reakcije. Konča se s sproščanjem znatne količine toplote. Fiziki pravijo, da v telesu zvezde ne morejo potekati kemične reakcije. Kajti nobeden od njih ni sposoben neprekinjeno delovati milijarde let.

Odgovor na vprašanje "zakaj zvezde svetijo" se je po Mendelejevskem odkritju tabele elementov nekoliko približal. Zdaj so kemijske reakcije obravnavane na popolnoma nov način. Kot rezultat poskusov so bili pridobljeni novi radioaktivni elementi in teorija radioaktivnega razpada postane različica številka ena v neskončnem sporu o sijaju zvezd.

Moderna hipoteza

Svetloba oddaljene zvezde Svanteju Arrheniusu, švedskemu znanstveniku, ni dovolila, da bi "spal". Na začetku prejšnjega stoletja je z razvojem koncepta obrnil idejo o toplotnem sevanju zvezd, ki je obsegal naslednje. Glavni vir energije v telesu zvezde so atomi vodika, ki nenehno sodelujejo v kemičnih reakcijah med seboj in tvorijo helij, ki je veliko težji od svojega predhodnika. Transformacijski procesi nastanejo zaradi tlaka plina visoke gostote in temperature, ki je za naše razumevanje divja (15.000.000̊С).

Hipoteza je razveselila številne znanstvenike. Zaključek je bil nedvoumen: zvezde na nočnem nebu žarijo, ker v notranjosti poteka fuzijska reakcija in energije, ki se pri tem sprosti, je več kot dovolj. Postalo je tudi jasno, da lahko kombinacija vodika poteka neprekinjeno več milijard let zapored.

Zakaj torej sijejo zvezde? Energija, ki se sprosti v jedru, se prenese na zunanjo plinasto lupino in pojavi se nam vidno sevanje. Danes so znanstveniki skoraj prepričani, da "cesta" žarka od jedra do lupine traja več kot sto tisoč let. Tudi žarek zvezde potuje dolgo do Zemlje. Če sevanje Sonca doseže Zemljo v osmih minutah, svetlejše zvezde - Proxima Centauri - v skoraj petih letih, potem lahko svetloba preostalih mine deset in sto let.

Še en "zakaj"

Zakaj zvezde oddajajo svetlobo, je zdaj jasno. Zakaj utripa? Sij, ki prihaja iz zvezde, je pravzaprav enakomeren. To je posledica gravitacije, ki vleče plin, ki ga zvezda izžene, nazaj. Utripanje zvezde je neke vrste napaka. Človeško oko vidi zvezdo skozi več plasti zraka, ki je v nenehnem gibanju. Zdi se, da zvezdni žarek, ki prehaja skozi te plasti, utripa.

Ker se atmosfera nenehno giblje, tokovi vročega in hladnega zraka, ki prehajajo drug pod drugega, tvorijo vrtince. To povzroči upogibanje svetlobnega žarka. tudi spremembe. Razlog je neenakomerna koncentracija žarka, ki nas doseže. Tudi sama zvezdniška slika se spreminja. Razlog za ta pojav je prehod v ozračju, na primer sunki vetra.

pisane zvezde

V vremenu brez oblakov nočno nebo razveseli oko s svetlo večbarvnostjo. Bogata oranžna barva in Arcturus, vendar sta Antares in Betelgeuse bledo rdeča. Sirius in Vega sta mlečno bela, z modrim odtenkom - Regulus in Spica. Slavni velikani - Alpha Centauri in Capella - so sočno rumene barve.

Zakaj zvezde svetijo drugače? Barva zvezde je odvisna od njene notranje temperature. Najhladnejši so rdeči. Na njihovi površini le 4000 °C. s površinskim ogrevanjem do 30.000 ̊С - veljajo za najbolj vroče.

Astronavti pravijo, da v resnici zvezde svetijo enakomerno in močno in mežikajo samo zemljanom ...

Pošljite svoje dobro delo v bazo znanja je preprosto. Uporabite spodnji obrazec

Študentje, podiplomski študenti, mladi znanstveniki, ki uporabljajo bazo znanja pri študiju in delu, vam bodo zelo hvaležni.

Objavljeno na http://allbest.ru

Zakaj sijejo zvezde

UVOD

astronomsko zvezdno vesolje

Do začetka našega stoletja so se meje raziskanega vesolja tako razširile, da so vključevale galaksijo. Mnogi, če ne vsi, so takrat mislili, da je ta ogromen zvezdni sistem celotno Vesolje kot celota.

Toda v dvajsetih letih prejšnjega stoletja so bili zgrajeni novi veliki teleskopi in pred astronomi so se odprla povsem nepričakovana obzorja. Izkazalo se je, da se svet ne konča zunaj galaksije. Na milijarde zvezdnih sistemov, galaksij, podobnih našemu in drugačnih od njega, je tu in tam raztresenih po prostranstvih vesolja.

Fotografije galaksij, posnete z največjimi teleskopi, presenetijo s svojo lepoto in raznolikostjo oblik: to so mogočni vrtinci zvezdnih oblakov in pravilne kroglice, medtem ko drugi zvezdni sistemi sploh ne kažejo nobenih določenih oblik, so raztrgani in brezoblični. Vse te vrste galaksij so spiralne, eliptične, nepravilne - poimenovane po videzu na fotografijah, ki jih je odkril ameriški astronom E. Hubble v 20-30-ih letih našega stoletja.

Če bi lahko našo Galaksijo videli od daleč, bi se pred nami pojavila sploh ne taka kot na shematski risbi. Ne bi videli diska, haloja in seveda krone. Z velikih razdalj bi bile vidne le najsvetlejše zvezde. In vsi so, kot se je izkazalo, zbrani v širokih pasovih, ki izhajajo iz osrednjega območja Galaksije. Najsvetlejše zvezde tvorijo njegov spiralni vzorec. Samo ta vzorec bi bil razločen od daleč. Naša galaksija na sliki, ki jo je posnel astronom iz nekega zvezdnega sveta, bi bila zelo podobna Andromedini meglici.

Nedavne študije so pokazale, da imajo številne velike spiralne galaksije, kot je naša galaksija, razširjene in masivne nevidne korone. To je zelo pomembno: navsezadnje, če je tako, potem je na splošno skoraj celotna masa vesolja (ali v vsakem primeru njegov prevladujoči del) skrivnostna, nevidna, a gravitirajoča skrita masa

Veliko in morda skoraj vse galaksije je zbranih v različnih kolektivih, ki jih imenujemo skupine, kopice in superjate, odvisno od tega, koliko jih je. Skupina lahko vključuje le tri ali štiri galaksije, superjata pa lahko vsebuje do tisoč ali celo več deset tisoč. Naša galaksija, meglica Andromeda in več kot tisoč istih objektov so vključeni v tako imenovano lokalno superjato. Nima jasno opredeljene oblike.

Nebeška telesa so v nenehnem gibanju in spreminjanju. Kdaj in kako točno so se zgodile, znanost skuša ugotoviti s preučevanjem nebesnih teles in njihovih sistemov. Veja astronomije, ki se ukvarja z nastankom in razvojem nebesnih teles, se imenuje kozmogonija.

Sodobne znanstvene kozmogonične hipoteze so rezultat fizikalnega, matematičnega in filozofskega posploševanja številnih opazovalnih podatkov. V kozmogoničnih hipotezah, ki so del tega obdobja, se v veliki meri odraža splošna raven razvoja naravoslovja. Nadaljnji razvoj znanosti, ki nujno vključuje tudi astronomska opazovanja, te hipoteze potrdi ali ovrže.

Pri tem delu se obravnavajo naslednja vprašanja:

· Predstavljena je zgradba vesolja, podane so značilnosti njegovih glavnih elementov;

· Prikazuje glavne metode pridobivanja informacij o vesoljskih objektih;

Opredeljen je pojem zvezde, njene značilnosti in razvoj

Predstavljeni so glavni viri zvezdne energije

Opis najbližje zvezde našemu planetu - Sonca

1. ZGODOVINSKI RAZVOJ POJMOV O VESOLJU

Tudi na zori civilizacije, ko se je radovedni človeški um obrnil v nebo visoke višine, so veliki filozofi razmišljali o svoji ideji vesolja kot o nečem neskončnem.

Starogrški filozof Anaksimander (6. stoletje pr.n.št.) je predstavil idejo o določeni enotni neskončnosti, ki ni imela nobenih običajnih opazovanj in lastnosti. Elemente so sprva mislili kot polmaterialne, napol božanske, poduhovljene snovi. Torej je rekel, da je začetek in element bivanja Neskončnost, ki je dal prvo ime začetku. Poleg tega je govoril o obstoju večnega gibanja, v katerem se dogaja ustvarjanje nebes. Zemlja pa lebdi v zraku, ni podprta z ničemer, a ostane na mestu zaradi enake oddaljenosti od vsepovsod. Njegova oblika je ukrivljena, zaobljena, podobna segmentu kamnitega stebra. Hodimo po eni od njegovih ravnin, druga pa na nasprotni strani. Zvezde so ognjeni krog, ločen od svetovnega ognja in obdan z zrakom. Toda v zračni lupini so odprtine, nekakšne cevaste, torej ozke in dolge luknje, v smeri navzdol, iz katerih so vidne zvezde. Posledično, ko so te odprtine blokirane, pride do mrka. Luna pa se zdi bodisi polna bodisi na izgubi, odvisno od zapiranja in odpiranja lukenj. Sončev krog je 27-krat večji od zemeljskega in 19-krat večji od luninega, nad vsem pa je sonce, za njim pa luna in pod vsemi krogi nepremičnih zvezd in planetov. AD). Tudi Heraklid Pontus (V-IV stoletje pr.n.št.) je uveljavil svoje vrtenje okoli svoje osi in Grkom posredoval še bolj starodavno idejo Egipčanov, da bi lahko sonce samo služilo kot središče vrtenja nekaterih planetov (Venera, Merkur). .

Francoski filozof in znanstvenik, fizik, matematik, fiziolog Rene Descartes (1596-1650) je ustvaril teorijo o evolucijskem vrtinčnem modelu vesolja, ki temelji na helicentralizmu. V svojem modelu je upošteval nebesna telesa in njihove sisteme v njihovem razvoju. Za XVII stoletje. njegova ideja je bila izjemno drzna.

Po Descartesu so vsa nebesna telesa nastala kot posledica vrtinčnih gibanj, ki so se zgodila v sprva homogeni svetovni snovi. Popolnoma enaki materialni delci so v neprekinjenem gibanju in medsebojnem delovanju spreminjali svojo obliko in velikost, kar je privedlo do bogate pestrosti narave, ki jo opazujemo.

Veliki nemški znanstvenik, filozof Immanuel Kant (1724-1804) je ustvaril prvi univerzalni koncept razvijajočega se vesolja, ki je obogatil sliko njegove enakomerne strukture in predstavlja Vesolje kot neskončno v posebnem smislu.

Utemeljil je možnost in pomembno verjetnost nastanka takega Vesolja zgolj pod delovanjem mehanskih sil privlačnosti in odbijanja ter skušal ugotoviti nadaljnjo usodo tega Vesolja na vseh ravneh - od planetarnega sistema do sveta. meglica.

Einstein je z uvedbo svoje teorije relativnosti naredil radikalno znanstveno revolucijo. Einsteinova posebna ali posebna teorija relativnosti je bila rezultat posploševanja Galilejeve mehanike in elektrodinamike Maxwella Lorentza.

Opisuje zakonitosti vseh fizikalnih procesov pri hitrostih, ki so blizu svetlobni. Prvič je bistveno nove kozmološke posledice splošne teorije relativnosti razkril izjemni sovjetski matematik in teoretični fizik Alexander Fridman (1888-1925). Govor v letih 1922-24. kritiziral je Einsteinove ugotovitve, da je vesolje končno in oblikovano kot štiridimenzionalni valj. Einstein je sklepal na podlagi predpostavke o stacionarnosti vesolja, vendar je Friedman pokazal neutemeljenost svojega prvotnega postulata.

Friedman je dal dva modela vesolja. Kmalu so ti modeli našli presenetljivo natančno potrditev v neposrednih opazovanjih gibanja oddaljenih galaksij v učinku "rdečega premika" v njihovih spektrih. Leta 1929 je Hubble odkril izjemen vzorec, ki so ga imenovali "Hubbleov zakon" ali "zakon rdečega premika": linije galaksij so se premaknile na rdeči konec in premik je večji, čim dlje je galaksija.

2. ORODJA OPAZOVNE ASTRONOMIJE

teleskopi

Glavni astronomski instrument je teleskop. Teleskop z konkavno zrcalno lečo imenujemo reflektor, teleskop z lečo pa refraktor.

Namen teleskopa je zbrati več svetlobe iz nebesnih virov in povečati zorni kot, iz katerega je viden nebesni objekt.

Količina svetlobe, ki pride v teleskop iz opazovanega predmeta, je sorazmerna s površino leče. Večja kot je leča teleskopa, šibkejše svetleče predmete je mogoče videti skozi njo.

Lestvica slike, ki jo daje leča teleskopa, je sorazmerna z goriščno razdaljo leče, to je razdaljo od leče, ki zbira svetlobo, do ravnine, kjer dobimo sliko zvezde. Podobo nebesnega predmeta lahko fotografirate ali gledate skozi okular.

Teleskop poveča navidezne kotne dimenzije Sonca, Lune, planetov in podrobnosti na njih ter kotne razdalje med zvezdami, vendar so zvezde tudi z zelo močnim teleskopom vidne le kot svetleče točke zaradi njihova velika oddaljenost.

V refraktorju se žarki, ki prehajajo skozi lečo, lomijo in tvorijo sliko predmeta v goriščni ravnini . V reflektorju se žarki iz konkavnega zrcala odbijajo in nato zbirajo tudi v goriščni ravnini. Pri izdelavi teleskopske leče si prizadevajo čim bolj zmanjšati vsa popačenja, ki jih podoba predmetov neizogibno ima. Preprost objektiv močno popači in obarva robove slike. Za zmanjšanje teh pomanjkljivosti je leča izdelana iz več leč z različno ukrivljenostjo površine in iz različnih vrst stekla. Da bi zmanjšali popačenje, površinam konkavnega steklenega zrcala ni dana sferična oblika, ampak nekoliko drugačna (parabolična) oblika.

Sovjetski optik D.D. Maksutov je razvil teleskopski sistem, imenovan meniskus. Združuje prednosti refraktorja in reflektorja. Po tem sistemu je urejen eden od modelov šolskega teleskopa. Obstajajo tudi drugi teleskopski sistemi.

Teleskop ustvari obrnjeno sliko, vendar to ni pomembno pri opazovanju vesoljskih objektov.

Pri opazovanju skozi teleskop se le redko uporabljajo povečave nad 500-krat. Razlog za to so zračni tokovi, ki povzročajo popačenja slike, ki so bolj opazna, čim večja je povečava teleskopa.

Največji refraktor ima lečo s premerom približno 1 m. Največji reflektor na svetu s premerom konkavnega ogledala 6 m je bil izdelan v ZSSR in nameščen v gorah Kavkaza. Omogoča vam fotografiranje zvezd, ki so 107-krat šibkejše od tistih, ki so vidne s prostim očesom.

Spektralna listina

Do sredine XX stoletja. naše znanje o vesolju je bilo skoraj izključno posledica skrivnostnih svetlobnih žarkov. Svetlobni val, tako kot vsako drugo valovanje, je označen s frekvenco x in valovno dolžino l. Med temi fizičnimi parametri obstaja preprosto razmerje:

kjer je c hitrost svetlobe v vakuumu (praznina). In energija fotona je sorazmerna s frekvenco sevanja.

V naravi se svetlobni valovi najbolje širijo v prostranosti vesolja, saj je na njihovi poti najmanj motenj. In človek, oborožen z optičnimi instrumenti, se je naučil brati skrivnostno svetlobno pisanje. S pomočjo posebne naprave – spektroskopa, prilagojenega teleskopu, so astronomi začeli določati temperaturo, svetlost in velikost zvezd; njihove hitrosti, kemično sestavo in celo procese, ki se dogajajo v globinah oddaljenih svetilk.

Tudi Isaac Newton je ugotovil, da je bela sončna svetloba sestavljena iz mešanice žarkov vseh barv mavrice. Pri prehodu iz zraka v steklo se barvni žarki lomijo na različne načine. Če torej triedrično prizmo postavimo na pot ozkega sončnega žarka, se potem, ko žarek zapusti prizmo, na zaslonu prikaže mavrični trak, ki se imenuje spekter.

Spekter vsebuje najpomembnejše informacije o nebesnem telesu, ki oddaja svetlobo. Brez pretiravanja lahko rečemo, da astrofizika svoje izjemne uspehe dolguje predvsem spektralni analizi. Spektralna analiza je danes glavna metoda za preučevanje fizične narave nebesnih teles.

Vsak plin, vsak kemični element daje svoje črte v spektru, samo njemu. Lahko so podobne barve, vendar se med seboj nujno razlikujejo po lokaciji v spektralnem traku. Z eno besedo, spekter kemičnega elementa je njegova vrsta "potnega lista". In izkušeni spektroskopist mora samo pogledati niz barvnih črt, da ugotovi, katera snov oddaja svetlobo. Zato za določitev kemične sestave svetlečega telesa ni treba, da ga poberemo in podvržemo neposrednim laboratorijskim študijam. Tudi tu razdalje, tudi če so prostor, niso ovira. Pomembno je le, da je preučevano telo v vročem stanju - močno sveti in daje spekter. Ko preučuje spekter Sonca ali druge zvezde, ima astronom opravka s temnimi črtami, tako imenovanimi absorpcijskimi črtami. Absorpcijske linije natančno sovpadajo z emisijskimi linijami danega plina. Prav zaradi tega je mogoče absorpcijske spektre uporabiti za preučevanje kemične sestave Sonca in zvezd. Z merjenjem energije, ki se oddaja ali absorbira v posameznih spektralnih linijah, je mogoče izvesti kvantitativno kemično analizo nebesnih teles, torej spoznati odstotek različnih kemičnih elementov. Tako je bilo ugotovljeno, da vodik in helij prevladujeta v atmosferi zvezd.

Zelo pomembna lastnost zvezde je njena temperatura. Kot prvi približek lahko temperaturo nebeškega telesa ocenimo po njegovi barvi. Spektroskopija omogoča določitev površinske temperature zvezd z zelo visoko natančnostjo.

Temperatura površinske plasti večine zvezd je v območju od 3000 do 25000 K.

Možnosti spektralne analize so skoraj neizčrpne! Prepričljivo je pokazal, da je kemična sestava Zemlje, Sonca in zvezd enaka. Res je, da je na posameznih nebesnih telesih morda več ali manj kakšnih kemičnih elementov, a prisotnosti kakšne posebne "nezemeljske snovi" ni bilo nikjer ugotovljeno. Podobnost kemične sestave nebesnih teles je pomembna potrditev materialne enotnosti vesolja.

Astrofizika - velik oddelek za sodobno astronomijo - se ukvarja s preučevanjem fizikalnih lastnosti in kemične sestave nebesnih teles in medzvezdnega medija. Razvija teorije o zgradbi nebesnih teles in procesih, ki se v njih dogajajo. Ena najpomembnejših nalog, s katerimi se danes sooča astrofizika, je razjasniti notranjo zgradbo Sonca in zvezd ter njihovih virov energije, ugotoviti proces njihovega nastanka in razvoja. In vse najbogatejše informacije, ki prihajajo k nam iz globin vesolja, dolgujemo glasnikom oddaljenih svetov - žarkom svetlobe.

Vsi, ki so opazovali zvezdno nebo, vedo, da ozvezdja ne spreminjajo svoje oblike. Veliki in Mali medved izgledata kot vedro, ozvezdje Laboda je videti kot križ, zodiakalno ozvezdje Lev pa spominja na trapez. Vendar je vtis, da so zvezde fiksne, zavajajoč. Ustvarjen je samo zato, ker so nebeške luči zelo daleč od nas in tudi po več sto letih človeško oko ne more opaziti njihovega gibanja. Trenutno astronomi merijo pravilno gibanje zvezd na fotografijah zvezdnega neba, posnetih v intervalih 20, 30 ali več let.

Pravilno gibanje zvezd je kot, pod katerim se zvezda premakne po nebu v enem letu. Če izmerimo tudi razdaljo do te zvezde, potem lahko izračunamo njeno lastno hitrost, torej tisti del hitrosti nebesnega telesa, ki je pravokoten na vidno črto, in sicer na smer "opazovalec-zvezda". A da bi dosegli polno hitrost zvezde v vesolju, je treba poznati tudi hitrost, usmerjeno vzdolž vidne črte – proti ali stran od opazovalca.

Slika 1 Določanje prostorske hitrosti zvezde na znani razdalji do nje

Radialno hitrost zvezde lahko določimo iz položaja absorpcijskih črt v njenem spektru. Kot veste, so vse črte v spektru premikajočega se svetlobnega vira premaknjene sorazmerno s hitrostjo njegovega gibanja. V zvezdi, ki leti proti nam, se svetlobni valovi skrajšajo in spektralne črte se premaknejo na vijolični konec spektra. Ko se zvezda odmika od nas, se svetlobni valovi podaljšajo in črte se premaknejo proti rdečemu koncu spektra. Na ta način astronomi najdejo hitrost zvezde vzdolž vidne črte. In ko sta znani obe hitrosti (naravna in radialna), potem ni težko izračunati skupne prostorske hitrosti zvezde glede na Sonce z uporabo Pitagorejskega izreka.

Izkazalo se je, da so hitrosti zvezd različne in so praviloma nekaj deset kilometrov na sekundo.

S preučevanjem lastnega gibanja zvezd so si astronomi lahko predstavljali videz zvezdnega neba (ozvezdja) v daljni preteklosti in v daljni prihodnosti. Slavno "vedro" Velikega medveda se bo čez 100 tisoč let spremenilo na primer v "železo z zlomljenim ročajem".

Radijski valovi in ​​radijski teleskopi

Do nedavnega so nebesna telesa proučevali skoraj izključno v vidnih žarkih spektra. Toda v naravi še vedno obstaja nevidno elektromagnetno sevanje. Ne zaznamo jih niti s pomočjo najmočnejših optičnih teleskopov, čeprav je njihov doseg večkrat širši od vidnega območja spektra. Torej, za vijoličnim koncem spektra so nevidni ultravijolični žarki, ki aktivno vplivajo na fotografsko ploščo - povzročijo njeno zatemnitev. Za njimi so rentgenski žarki in končno gama žarki z najkrajšo valovno dolžino.

Za zajemanje radijskega oddajanja, ki prihaja k nam iz vesolja, se uporabljajo posebne radiofizične naprave - radijski teleskopi. Načelo delovanja radijskega teleskopa je enako kot pri optičnem: zbira elektromagnetno energijo. Samo namesto leč ali ogledal se v radijskih teleskopih uporabljajo antene. Zelo pogosto je antena radijskega teleskopa zgrajena v obliki ogromne parabolične sklede, včasih trdne, včasih pa rešetke. Njegova odsevna kovinska površina koncentrira radijsko oddajanje opazovanega predmeta na majhno sprejemno anteno, ki je postavljena v žarišče paraboloida. Posledično v obsevalniku nastanejo šibki izmenični tokovi. Električni tokovi se preko valovodov prenašajo do zelo občutljivega radijskega sprejemnika, uglašenega na delovno valovno dolžino radijskega teleskopa. Tu so ojačani in s priklopom zvočnika na sprejemnik bi lahko poslušali "glasove zvezd". Toda glasovi zvezd so brez vsakršne muzikalnosti. To niso “kozmične melodije”, ki sploh očarajo uho, ampak prasketajoče sikanje ali prodorna piščalka ... Zato je na sprejemnik radijskega teleskopa običajno pritrjena posebna samosnemalna naprava. In zdaj na premikajočem se traku snemalnik nariše krivuljo intenzivnosti vhodnega radijskega signala določene valovne dolžine. Posledično radijski astronomi ne "slišijo" šelestenja zvezd, ampak ga "vidijo" na milimetrskem papirju.

Kot veste, z optičnim teleskopom naenkrat opazujemo vse, kar spada v njegovo vidno polje.

Z radijskim teleskopom je situacija bolj zapletena. Sprejemni element (feeder) je samo en, zato se slika gradi vrstica za vrstico - z zaporednim prehajanjem radijskega vira skozi antenski žarek, torej podobno, kot je na televizijskem zaslonu.

Zakon o vinu

Zakon o vinu- odvisnost, ki določa valovno dolžino med sevanjem energije popolnoma črnega telesa. Vzgojil ga je nemški fizik, Nobelov nagrajenec Wilhelm Wien leta 1893.

Wienov zakon: valovna dolžina, pri kateri črno telo seva največ energije, je obratno sorazmerna s temperaturo tega telesa.

Črno telo je površina, ki popolnoma absorbira sevanje, ki pada nanjo. Koncept črnega telesa je čisto teoretičen: v resnici predmeti s tako idealno površino, ki popolnoma absorbira vse valove, ne obstajajo.

3. SODOBNI KONCEPTI O STRUKTURI, GLAVNIH ELEMENTIH VIDNEGA VESOLJA IN NJIHOVI SISTEMATIZACIJI

Če opišemo strukturo vesolja, kot se zdi znanstvenikom zdaj, potem dobimo naslednjo hierarhično lestvico. Obstajajo planeti - nebesna telesa, ki krožijo okoli zvezde ali njenih ostankov, dovolj masivni, da se pod vplivom lastne gravitacije zaokrožijo, vendar ne dovolj masivni, da bi sprožili termonuklearno reakcijo, ki so "vezani" na določeno zvezdo, tj. , so v svoji coni gravitacijskega vpliva. Torej, Zemlja in številni drugi planeti s svojimi sateliti so v območju gravitacijskega vpliva zvezde, imenovane Sonce, se gibljejo po svojih orbitah okoli nje in s tem tvorijo sončni sistem. Takšni zvezdni sistemi, ki so v bližini v ogromnem številu, tvorijo galaksijo - kompleksen sistem z lastnim središčem. Mimogrede, glede središča galaksij še ni soglasja, kaj so - domneva se, da se črne luknje nahajajo v središču galaksij.

Galaksije pa sestavljajo nekakšno verigo, ki ustvarja nekakšno mrežo. Celice te mreže so sestavljene iz verig galaksij in osrednjih "praznin", ki so bodisi popolnoma brez galaksij ali pa jih imajo zelo majhno število. Glavni del vesolja zaseda vakuum, kar pa ne pomeni absolutne praznine tega prostora: v vakuumu so tudi posamezni atomi, so fotoni (reliktno sevanje), delci in antidelci pa se pojavijo kot posledica kvantni pojavi. Za vidni del vesolja, torej tisti del, ki je dostopen preučevanju človeštva, je značilna homogenost in konstantnost v smislu, da v tem delu, kot je splošno prepričanje, delujejo enaki zakoni. Ali je tako tudi v drugih delih vesolja, je nemogoče ugotoviti.

Poleg planetov in zvezd so elementi vesolja takšna nebesna telesa, kot so kometi, asteroidi in meteoriti.

Komet je majhno nebesno telo, ki se vrti okoli Sonca v stožčastem delu z zelo raztegnjeno orbito. Ko se približuje Soncu, tvori komet komo in včasih rep plina in prahu.

Običajno lahko komet razdelimo na tri dele - jedro, komo, rep. Vse v kometih je popolnoma hladno in njihov sijaj je le odsev sončne svetlobe v prahu in sijaj ultravijolično ioniziranega plina.

Jedro je najtežji del tega nebesnega telesa. Vsebuje večino mase kometa. Precej težko je natančno preučiti sestavo kometnega jedra, saj je na razdalji, dostopni teleskopu, nenehno obdan s plinastim plaščem. V zvezi s tem je bila teorija ameriškega astronoma Whippla sprejeta kot osnova za teorijo o sestavi kometnega jedra.

Po njegovi teoriji je jedro kometa mešanica zamrznjenih plinov, pomešanih z različnimi prahovi. Zato, ko se komet približa Soncu in se segreje, se plini začnejo "topiti" in tvorijo rep.

Rep kometa je njegov najbolj izrazit del. Nastane blizu kometa, ko se približuje Soncu. Rep je svetleč trak, ki se razteza od jedra v nasprotni smeri od Sonca, "odpihne" ga sončni veter.

Koma je lahka motna lupina v obliki skodelice, ki obdaja jedro, sestavljena iz plinov in prahu. Običajno se razteza od 100 tisoč do 1,4 milijona kilometrov od jedra. Lahek pritisk lahko deformira komo in jo raztegne v protisončni smeri. Koma skupaj z jedrom sestavlja glavo kometa.

Asteroidi se imenujejo nebesna telesa, ki imajo večinoma nepravilno kamnito obliko, velike od nekaj metrov do tisoč kilometrov. Asteroidi, tako kot meteoriti, so sestavljeni iz kovin (predvsem železa in nikelja) in kamnitih kamnin. V latinščini beseda asteroid pomeni "podoben zvezdi". Asteroidi so to ime dobili zaradi svoje podobnosti z zvezdami, ko jih opazujemo z ne zelo močnimi teleskopi.

Asteroidi lahko trčijo med seboj, s sateliti in z velikimi planeti. Kot posledica trka asteroidov nastanejo manjša nebesna telesa – meteoriti. Ob trku s planetom ali satelitom asteroidi puščajo sledi v obliki ogromnih večkilometrskih kraterjev.

Površina vseh asteroidov brez izjeme je zelo hladna, saj so sami kot veliki kamni in ne tvorijo toplote, ampak so na precejšnji razdalji od sonca. Tudi če asteroid segreje Sonce, hitro odda toploto.

Astronomi imajo dve najbolj priljubljeni hipotezi glede izvora asteroidov. Po enem od njih gre za drobce nekoč obstoječih planetov, ki so bili uničeni zaradi trka ali eksplozije. Po drugi različici so asteroidi nastali iz ostankov snovi, iz katere so nastali planeti sončnega sistema.

meteoriti- majhni drobci nebesnih teles, sestavljeni predvsem iz kamna in železa, padejo na površje Zemlje iz medplanetarnega prostora. Za astronome so meteoriti pravi zaklad: v laboratoriju je le redko mogoče natančno preučiti kos prostora. Večina strokovnjakov meni, da so meteoriti drobci asteroidov, ki nastanejo med trkom vesoljskih teles.

4. TEORIJA ZVEZD

Zvezda je ogromna plinska krogla, ki oddaja svetlobo in jo drži lastna gravitacija in notranji tlak, v globinah katere potekajo (ali so se že zgodile) termonuklearne fuzijske reakcije.

Glavne značilnosti zvezd:

Svetlost

Svetlost je določena, če sta znani navidezna magnituda in razdalja do zvezde. Če ima astronomija precej zanesljive metode za določanje navidezne magnitude, potem ni tako enostavno določiti razdalje do zvezd. Za razmeroma blizu zvezde je razdalja določena s trigonometrično metodo, znano od začetka prejšnjega stoletja, ki je sestavljena iz merjenja zanemarljivih kotnih premikov zvezd, ko jih opazujemo z različnih točk zemeljske orbite, torej v različnih časih leto. Ta metoda ima precej visoko natančnost in je precej zanesljiva. Za večino drugih bolj oddaljenih zvezd pa ni več primeren: izmeriti je treba premajhne premike v položajih zvezd – manj kot stotinko ločne sekunde. Na pomoč priskočijo druge metode, veliko manj natančne, a kljub temu precej zanesljive. V številnih primerih je mogoče absolutno magnitudo zvezd določiti tudi neposredno, brez merjenja razdalje do njih, iz nekaterih opaznih značilnosti njihovega sevanja.

Zvezde se zelo razlikujejo po svoji svetilnosti. Obstajajo bele in modre zvezde supergiganta (vendar jih je razmeroma malo), katerih svetilnosti presegajo svetilnost Sonca za desetine in celo sto tisočkrat. Toda večina zvezd je "palčkov", katerih svetilnost je veliko manjša od sonca, pogosto tisočkrat. Značilnost svetilnosti je tako imenovana "absolutna vrednost" zvezde. Navidezna zvezdna velikost je na eni strani odvisna od njene svetilnosti in barve, na drugi strani pa od oddaljenosti do nje. Zvezde visoke svetilnosti imajo negativne absolutne magnitude, npr. -4, -6. Za zvezde z nizko svetilnostjo so značilne velike pozitivne vrednosti, kot so +8, +10.

Kemična sestava zvezd

Za kemično sestavo zunanjih plasti zvezde, od koder prihaja njihovo sevanje "neposredno" k nam, je značilna popolna prevlada vodika. Na drugem mestu je helij, številčnost ostalih elementov pa je razmeroma majhna. Na vsakih 10.000 atomov vodika je približno tisoč atomov helija, približno deset atomov kisika, nekoliko manj atomov ogljika in dušika ter le en atom železa. Število drugih elementov je popolnoma zanemarljivo.

Lahko rečemo, da so zunanje plasti zvezd velikanske vodikovo-helijeve plazme z majhno primesjo težjih elementov.

Čeprav je kemična sestava zvezd v prvem približku enaka, še vedno obstajajo zvezde, ki kažejo določene značilnosti v tem pogledu. Na primer, obstaja zvezda z nenormalno visoko vsebnostjo ogljika ali pa so predmeti z nenormalno visoko vsebnostjo redkih zemelj. Če ima velika večina zvezd, da je litija v izobilju povsem zanemarljivo (približno 10 11 vodika), potem se občasno najdejo tudi "edinstvene", kjer je tega redkega elementa precej.

Spektri zvezd

Izjemno bogate informacije daje preučevanje spektrov zvezd. Zdaj je bila sprejeta tako imenovana Harvardska spektralna klasifikacija. Ima deset razredov, označenih z latinskimi črkami: O, B, A, F, G, K, M. Obstoječi sistem za razvrščanje zvezdnih spektrov je tako natančen, da vam omogoča, da določite spekter z natančnostjo ene desetine razredu. Na primer, del zaporedja zvezdnih spektrov med razredoma B in A je označen kot B0, B1 ... B9, A0 itd. Spekter zvezd v prvem približku je podoben spektru sevajočega "črnega" telesa z določeno temperaturo T. Te temperature se gladko spreminjajo od 40-50 tisoč kelvinov za zvezde spektralnega razreda O do 3000 kelvinov za zvezde spektralnega razreda O. spektralni razred M. V skladu s tem pade glavni del sevanja zvezd spektralnih razredov O in B na ultravijolični del spektra, nedostopen za opazovanje z zemeljskega površja.

Druga značilnost zvezdnih spektrov je prisotnost ogromnega števila absorpcijskih linij, ki pripadajo različnim elementom. Natančna analiza teh linij je omogočila pridobitev posebno dragocenih informacij o naravi zunanjih plasti zvezd. Razlike v spektrih so predvsem posledica razlike v temperaturah zunanjih plasti zvezde. Zaradi tega se stanje ionizacije in vzbujanja različnih elementov v zunanjih plasteh zvezd močno razlikujeta, kar vodi do močnih razlik v spektrih.

Temperatura

Temperatura določa barvo zvezde in njen spekter. Torej, na primer, če je temperatura površine plasti zvezd 3-4 tisoč. K., potem je njegova barva rdečkasta, 6-7 tisoč K. - rumenkasta. Zelo vroče zvezde s temperaturami nad 10-12 tisoč K. imajo belo ali modrikasto barvo. V astronomiji obstajajo precej objektivne metode za merjenje barve zvezd. Slednjega določa tako imenovani "barvni indeks", ki je enak razliki med fotografsko in vizualno vrednostjo. Vsaka vrednost barvnega indeksa ustreza določeni vrsti spektra.

Za spektre hladnih rdečih zvezd so značilne absorpcijske linije nevtralnih kovinskih atomov in pasovi nekaterih najpreprostejših spojin (na primer CN, SP, H20 itd.). Ko se površinska temperatura poveča, molekularni pasovi izginejo v spektrih zvezd, oslabijo številne linije nevtralnih atomov, pa tudi črte nevtralnega helija. Sama oblika spektra se radikalno spremeni. Na primer, v vročih zvezdah s temperaturo površinske plasti, ki presega 20 tisoč K, opazimo pretežno črte nevtralnega in ioniziranega helija, neprekinjen spekter pa je zelo intenziven v ultravijoličnem. Zvezde s temperaturo površinske plasti okoli 10 tisoč K imajo najintenzivnejše vodikove linije, medtem ko imajo zvezde s temperaturo okoli 6 tisoč K ionizirane kalcijeve črte, ki se nahajajo na meji vidnega in ultravijoličnega dela spektra.

masa zvezd

Astronomija ni imela in trenutno nima metode neposrednega in neodvisnega določanja mase (torej ni del več sistemov) izolirane zvezde. In to je zelo resna pomanjkljivost naše znanosti o vesolju. Če bi taka metoda obstajala, bi bil napredek našega znanja veliko hitrejši. Mase zvezd se razlikujejo v razmeroma ozkih mejah. Zelo malo je zvezd, katerih masa je 10-krat večja ali manjša od sončne. V takšni situaciji astronomi tiho sprejemajo, da imajo zvezde z enako svetilnostjo in barvo enake mase. Določeni so samo za binarne sisteme. Izjavo, da ima posamezna zvezda z enako svetilnostjo in barvo enako maso kot njena "sestra", ki je del binarnega sistema, je treba vedno jemati previdno.

Menijo, da objekti z maso manj kot 0,02 M niso več zvezde. So brez notranjih virov energije, njihova svetilnost pa je blizu nič. Običajno so ti predmeti razvrščeni kot planeti. Največje neposredno izmerjene mase ne presegajo 60 M.

KLASIFIKACIJA ZVEZD

Klasifikacije zvezd so se začele graditi takoj po tem, ko so začele prejemati svoje spektre. Na začetku 20. stoletja sta Hertzsprung in Russell narisala različne zvezde na diagram in izkazalo se je, da jih je večina združenih vzdolž ozke krivulje. Hertzsprung diagram--kaže razmerje med absolutno magnitudo, svetilnostjo, spektralno vrsto in površinsko temperaturo zvezde. Zvezde v tem diagramu niso razporejene naključno, ampak tvorijo dobro opredeljena območja.

Diagram omogoča iskanje absolutne vrednosti glede na vrsto spektra. Še posebej za spektralne razrede O--F. Za kasnejše razrede je to zapleteno zaradi potrebe po izbiri med velikanom in škratom. Vendar pa nam določene razlike v intenzivnosti nekaterih črt omogočajo samozavestno izbiro.

Približno 90 % zvezd je v glavnem zaporedju. Njihova svetilnost je posledica termonuklearnih reakcij pretvorbe vodika v helij. Obstaja tudi več vej razvitih zvezd - velikanov, v katerih zgorevajo helij in težji elementi. V spodnjem levem kotu diagrama so popolnoma razviti beli palčki.

VRSTE ZVEZD

Velikani-- vrsta zvezde z veliko večjim polmerom in visoko svetilnostjo kot zvezde glavnega zaporedja, ki imajo enako površinsko temperaturo. Običajno imajo zvezde velikanke polmer od 10 do 100 sončnih polmerov in svetilnosti od 10 do 1000 sončnih sijalk. Zvezde s svetilnostjo, ki je večja od svetilnosti velikanov, se imenujejo supergiganti in hipergiganti. Vroče in svetle zvezde glavnega zaporedja lahko uvrstimo tudi med bele velikane. Poleg tega zaradi velikega polmera in visoke svetilnosti velikani ležijo nad glavnim zaporedjem.

Škrati-vrsta zvezd majhnih velikosti od 1 do 0,01 polmera. Sonca in nizke svetilnosti od 1 do 10-4 svetilnosti Sonca z maso od 1 do 0,1 sončne mase.

· beli škrat- razvite zvezde z maso, ki ne presega 1,4 sončne mase, brez lastnih virov termonuklearne energije. Premer takšnih zvezd je lahko stokrat manjši od sonca, zato je lahko gostota 1.000.000-krat večja od gostote vode.

· rdeči palček-- majhna in razmeroma hladna zvezda glavnega zaporedja, ki ima spektralni tip M ali zgornji K. Precej se razlikujejo od drugih zvezd. Premer in masa rdečih pritlikavk ne presegata tretjine sončne mase (spodnja meja mase je 0,08 sončne, sledijo rjavi palčki).

· rjavi pritlikavec- subzvezdni objekti z masami v območju 5--75 Jupitrovih mas (in premerom, približno enakim premeru Jupitra), v globinah katerih za razliko od zvezd glavnega zaporedja ni termonuklearne fuzijske reakcije s pretvorbo vodika v helij.

· Podrjavi palčki ali rjavi pritlikavi so hladne tvorbe pod masno mejo rjavih pritlikavk. Na splošno veljajo za planete.

· črni škrat so beli palčki, ki so se ohladili in zato ne sevajo v vidnem območju. Predstavlja zadnjo stopnjo v evoluciji belih pritlikavk. Mase črnih pritlikavk, tako kot mase belih, so od zgoraj omejene z 1,4 sončne mase.

nevtronska zvezda- zvezdne formacije z maso reda 1,5 sončne mase in velikostmi, ki so opazno manjše od belih pritlikavk, s premerom reda 10-20 km. Gostota takšnih zvezd lahko doseže 1.000.000.000.000 gostote vode. In magnetno polje je tolikokrat večje od zemeljskega magnetnega polja. Takšne zvezde so sestavljene predvsem iz nevtronov, ki jih tesno stisnejo gravitacijske sile. Pogosto so te zvezde pulsarji.

Nova zvezda Zvezde, ki nenadoma povečajo svetilnost za faktor 10.000. Nova je binarni sistem, sestavljen iz belega pritlikavka in spremljevalne zvezde glavnega zaporedja. V takšnih sistemih plin iz zvezde postopoma teče v belo pritlikavko in tam občasno eksplodira, kar povzroči izbruh svetilnosti.

Supernova je zvezda, ki konča svoj razvoj v katastrofalnem eksplozivnem procesu. Izbruh je v tem primeru lahko za nekaj redov velikosti večji kot v primeru nove zvezde. Tako močna eksplozija je posledica procesov, ki potekajo v zvezdi na zadnji stopnji evolucije.

dvojna zvezda sta dve gravitacijsko vezani zvezdi, ki se vrtita okoli skupnega središča mase. Včasih obstajajo sistemi treh ali več zvezd, v takem splošnem primeru se sistem imenuje večkratna zvezda. V primerih, ko tak zvezdni sistem ni preveč oddaljen od Zemlje, lahko posamezne zvezde ločimo s teleskopom. Če je razdalja velika, potem je mogoče razumeti, da je dvojna zvezda pred astronomi možna le po posrednih znakih - nihanjih svetlosti, ki jih povzročajo občasni mrki ene zvezde ob drugi in nekaterih drugih.

Pulsarji- To so nevtronske zvezde, v katerih je magnetno polje nagnjeno k osi vrtenja in pri vrtenju povzročajo modulacijo sevanja, ki prihaja na Zemljo.

Prvi pulsar so odkrili na radijskem teleskopu Mullardovega radijskega astronomskega observatorija. Univerza v Cambridgeu. Odkritje je podiplomska študentka Jocelyn Bell junija 1967 pri valovni dolžini 3,5 m, to je 85,7 MHz. Ta pulsar se imenuje PSR J1921+2153. Opazovanja pulzarja so bila več mesecev skrivnost, nato pa je dobil ime LGM-1, kar pomeni "mali zeleni možje". Razlog za to so bili radijski impulzi, ki so dosegli Zemljo z enotno periodičnostjo, zato se je domnevalo, da so ti radijski impulzi umetnega izvora.

Jocelyn Bell je bila v Hewishovi skupini, našli so še 3 vire podobnih signalov, potem pa nihče ni dvomil, da signali niso umetnega izvora. Do konca leta 1968 je bilo odkritih že 58 pulsarjev. In leta 2008 je bilo znanih že 1790 radijskih pulsarjev. Najbližji pulsar našemu sončnemu sistemu je oddaljen 390 svetlobnih let.

kvazarji so peneči predmeti, ki izžarevajo največjo količino energije, ki jo najdemo v vesolju. Ker so na ogromni razdalji od Zemlje, kažejo večjo svetlost kot kozmična telesa, ki se nahajajo 1000-krat bližje. Po sodobni definiciji je kvazar aktivno galaktično jedro, kjer potekajo procesi, ki sproščajo ogromno energije. Sam izraz pomeni "zvezdi podoben radijski vir". Prvi kvazar sta opazila ameriška astronoma A. Sandage in T. Matthews, ki sta opazovala zvezde na kalifornijskem observatoriju. Leta 1963 je M. Schmidt z reflektorskim teleskopom, ki na eni točki zbira elektromagnetno sevanje, odkril rdečo odstopanje v spektru opazovanega predmeta, ki določa, da se njegov vir odmika od našega sistema. Kasnejše študije so pokazale, da je nebesno telo, zabeleženo kot 3C 273, oddaljeno 3 milijarde svetlobnih let. let in se oddaljuje z ogromno hitrostjo - 240.000 km / s. Moskovska znanstvenika Šarov in Efremov sta preučila razpoložljive zgodnje fotografije predmeta in ugotovila, da je večkrat spremenil svojo svetlost. Nepravilna sprememba intenzivnosti svetlosti kaže na majhno velikost vira.

5. VIRI ZVEZDNE ENERGIJE

Sto let po oblikovanju zakona o ohranjanju energije s strani R. Mayerja leta 1842 so bile izražene številne hipoteze o naravi energijskih virov zvezd, zlasti je bila predlagana hipoteza o padanju meteoroidov na zvezdo. , radioaktivni razpad elementov in uničenje protonov in elektronov. Resničnega pomena sta le gravitacijsko krčenje in termonuklearna fuzija.

Termonuklearna fuzija v notranjosti zvezd

Do leta 1939 je bilo ugotovljeno, da je vir zvezdne energije termonuklearna fuzija, ki se dogaja v notranjosti zvezd. Večina zvezd seva, ker se v njihovi notranjosti štirje protoni združijo skozi vrsto vmesnih korakov v en sam alfa delec. Ta transformacija lahko poteka na dva glavna načina, imenovana proton-proton ali p-p-cikel in ogljik-dušik ali CN-cikel. Pri zvezdah z nizko maso sproščanje energije zagotavlja predvsem prvi cikel, pri težkih zvezdah - drugi. Zaloga jedrske energije v zvezdi je končna in se nenehno porablja za sevanje. Proces termonuklearne fuzije, ki sprošča energijo in spreminja sestavo zvezdne snovi, v kombinaciji z gravitacijo, ki teži k stiskanju zvezde in tudi sprošča energijo, ter sevanje s površine, ki sproščeno energijo odnaša, sta glavna gonilne sile evolucije zvezd.

Hans Albrecht Bethe je ameriški astrofizik, ki je leta 1967 prejel Nobelovo nagrado za fiziko. Glavna dela so posvečena jedrski fiziki in astrofiziki. Prav on je odkril protonsko-protonski cikel termonuklearnih reakcij (1938) in predlagal šeststopenjski cikel ogljik-dušik, ki omogoča razlago procesa termonuklearnih reakcij v masivnih zvezdah, za kar je prejel Nobelovo nagrado za fiziko. za "prispevek k teoriji jedrskih reakcij, zlasti za odkritja, povezana z viri energije zvezd.

Gravitacijsko krčenje

Gravitacijsko stiskanje je notranji proces zvezde, zaradi katerega se sprosti njena notranja energija.

Naj se v nekem trenutku, zaradi hlajenja zvezde, temperatura v njenem središču nekoliko zniža. Zmanjšal se bo tudi pritisk v središču in ne bo več kompenziral teže zgornjih plasti. Sile gravitacije bodo začele stiskati zvezdo. V tem primeru se bo potencialna energija sistema zmanjšala (ker je potencialna energija negativna, se bo njen modul povečal), medtem ko se bo notranja energija in s tem temperatura znotraj zvezde povečala. Toda le polovica sproščene potencialne energije bo porabljena za dvig temperature, druga polovica pa bo šla za vzdrževanje sevanja zvezde.

6. RAZVOJ ZVEZD

Zvezdna evolucija v astronomiji je zaporedje sprememb, ki jih zvezda doživi v svojem življenju, torej v milijonih ali milijardah let, medtem ko oddaja svetlobo in toploto. V takih ogromnih časovnih obdobjih so spremembe precej pomembne.

Glavne faze evolucije zvezde so njeno rojstvo (nastajanje zvezde), dolgo obdobje (običajno stabilnega) obstoja zvezde kot integralnega sistema v hidrodinamičnem in toplotnem ravnovesju in končno obdobje njene "smrti". , tj. nepopravljivo neravnovesje, ki vodi do uničenja zvezde ali do njene katastrofalne kompresije. Razvoj zvezde je odvisen od njene mase in začetne kemične sestave, ki pa je odvisna od časa nastanka zvezde in njenega položaja v Galaksiji v trenutku nastanka. Večja kot je masa zvezde, hitrejša je njena evolucija in krajše je njeno "življenje".

Zvezda začne svoje življenje kot hladen redčen oblak medzvezdnega plina, ki se pod lastno gravitacijo skrči in postopoma dobi obliko krogle. Ko se stisne, se gravitacijska energija pretvori v toploto in temperatura predmeta se poveča. Ko temperatura v središču doseže 15-20 milijonov K, se začnejo termonuklearne reakcije in stiskanje se ustavi. Objekt postane polnopravna zvezda.

Po določenem času - od milijona do desetine milijard let (odvisno od začetne mase) - zvezda izčrpa zaloge vodika v jedru. Pri velikih in vročih zvezdah se to zgodi veliko hitreje kot pri majhnih in hladnejših. Zmanjšanje zalog vodika vodi do prenehanja termonuklearnih reakcij.

Brez pritiska, ki ga povzročajo te reakcije, da bi uravnotežil notranjo gravitacijo v telesu zvezde, se zvezda spet začne krčiti, kot je to storila prej v procesu svojega nastanka. Temperatura in tlak se ponovno dvigneta, vendar za razliko od stopnje protozvezde na veliko višjo raven. Kolaps se nadaljuje, dokler se pri temperaturi približno 100 milijonov K ne začnejo termonuklearne reakcije s helijem.

Termonuklearno "gorenje" snovi, ki se je nadaljevalo na novi ravni, povzroči pošastno širitev zvezde. Zvezda "nabrekne", postane zelo "ohlapna", njena velikost pa se poveča za približno 100-krat. Tako zvezda postane rdeči velikan, faza gorenja helija pa traja približno nekaj milijonov let. Skoraj vsi rdeči velikani so spremenljive zvezde.

Po prenehanju termonuklearnih reakcij v njihovem jedru bodo, postopoma se ohlajale, še naprej šibko sevale v infrardečem in mikrovalovnem območju elektromagnetnega spektra.

SONCE

Sonce je edina zvezda v sončnem sistemu, vsi planeti sistema, pa tudi njihovi sateliti in drugi objekti, se gibljejo okoli njega, vse do kozmičnega prahu.

Značilnosti Sonca

Sončeva masa: 2.1030 kg (332.946 zemeljskih mas)

Premer: 1.392.000 km

Polmer: 696.000 km

· Povprečna gostota: 1 400 kg/m3

Aksialni nagib: 7,25° (glede na ravnino ekliptike)

Temperatura površine: 5.780 K

Temperatura v središču Sonca: 15 milijonov stopinj

Spektralni razred: G2 V

Povprečna oddaljenost od Zemlje: 150 milijonov km

Starost: približno 5 milijard let

Obdobje rotacije: 25.380 dni

Svetlost: 3,86 1026 W

Navidezna magnituda: 26,75 m

Struktura sonca

Po spektralni klasifikaciji zvezda spada v tip "rumenih pritlikavk", po grobih izračunih je njena starost nekaj več kot 4,5 milijarde let, je sredi svojega življenjskega cikla. Sonce, ki je sestavljeno iz 92 % vodika in 7 % helija, ima zelo zapleteno strukturo. V njegovem središču je jedro s polmerom približno 150.000-175.000 km, kar je do 25% celotnega polmera zvezde, v njegovem središču se temperatura približa 14.000.000 K. Jedro se vrti okoli svoje osi z veliko hitrostjo, in ta hitrost znatno presega kazalnike zunanjih lupin zvezde. Tu poteka reakcija tvorbe helija iz štirih protonov, zaradi česar se pridobi velika količina energije, ki prehaja skozi vse plasti in seva iz fotosfere v obliki kinetične energije in svetlobe. Nad jedrom je cona sevalnega prenosa, kjer so temperature v območju 2-7 milijonov K. Nato sledi konvektivna cona z debelino okoli 200.000 km, kjer ni več presevanja za prenos energije, temveč mešanje plazme. Na površini plasti je temperatura približno 5800 K. Sončevo atmosfero sestavljajo fotosfera, ki tvori vidno površino zvezde, kromosfera, ki je debela približno 2000 km, in korona, zadnja zunanja sončna lupina, katere temperatura je v območju od 1.000.000-20.000.000 K. Iz zunanjega dela korone se sproščajo ionizirani delci, imenovani sončni veter.

Magnetna polja igrajo pomembno vlogo pri pojavu pojavov, ki se pojavljajo na Soncu. Snov na Soncu je povsod magnetizirana plazma. Včasih se na nekaterih območjih jakost magnetnega polja hitro in močno poveča. Ta proces spremlja pojav celotnega kompleksa pojavov sončne aktivnosti v različnih plasteh sončne atmosfere. Sem spadajo fakule in lise v fotosferi, kosmiči v kromosferi, izbokline v koroni. Najbolj izjemen pojav, ki pokriva vse plasti sončne atmosfere in izvira iz kromosfere, so sončni izbruhi.

Med opazovanjem so znanstveniki ugotovili, da je Sonce močan vir radijskega oddajanja. V medplanetarni prostor prodirajo radijski valovi, ki jih oddajata kromosfera (centimetrski valovi) in korona (decimetrski in metrski valovi).

Radijska emisija Sonca ima dve komponenti - konstantno in spremenljivo (izbruhi, "šumne nevihte"). Med močnimi sončnimi izbruhi se radijska emisija Sonca poveča tisoče in celo milijonkrat v primerjavi z radijsko emisijo tihega Sonca. Ta radijska emisija je netoplotne narave.

Rentgenski žarki prihajajo predvsem iz zgornjih plasti kromosfere in korone. Sevanje je še posebej močno v letih največje sončne aktivnosti.

Sonce ne oddaja le svetlobe, toplote in vseh drugih vrst elektromagnetnega sevanja. Je tudi vir stalnega toka delcev - telesc. Nevtrini, elektroni, protoni, alfa delci in težja atomska jedra skupaj sestavljajo korpuskularno sevanje Sonca. Pomemben del tega sevanja je bolj ali manj neprekinjen odtok plazme – sončnega vetra, ki je nadaljevanje zunanjih plasti sončne atmosfere – sončne korone. V ozadju tega nenehno pihajočega plazma vetra so posamezne regije na Soncu viri bolj usmerjenih, okrepljenih, tako imenovanih korpuskularnih tokov. Najverjetneje so povezani s posebnimi območji sončne korone - koronarnimi luknjami in morda tudi z dolgoživimi aktivnimi območji na Soncu. Končno so najmočnejši kratkotrajni tokovi delcev, predvsem elektroni in protoni, povezani s sončnimi izbruhi. Zaradi najmočnejših utripov lahko delci pridobijo hitrosti, ki predstavljajo pomemben del svetlobne hitrosti. Delce s tako visoko energijo imenujemo sončni kozmični žarki.

Sončno korpuskularno sevanje močno vpliva na Zemljo, predvsem pa na zgornje plasti njene atmosfere in magnetno polje ter povzroča številne zanimive geofizikalne pojave.

Evolucija sonca

Menijo, da je Sonce nastalo pred približno 4,5 milijarde let, ko je hitro stiskanje pod delovanjem gravitacijskih sil oblaka molekularnega vodika povzročilo nastanek zvezde prve vrste zvezdne populacije tipa T Bik v naše območje galaksije.

Zvezda enake mase kot Sonce bi morala obstajati na glavnem zaporedju skupno približno 10 milijard let. Tako je zdaj Sonce približno na sredini svojega življenjskega cikla. V sedanji fazi v sončnem jedru potekajo termonuklearne reakcije pretvorbe vodika v helij. Vsako sekundo se v jedru Sonca približno 4 milijone ton snovi pretvori v sevalno energijo, kar povzroči nastanek sončnega sevanja in tok sončnih nevtrinov.

Ko Sonce doseže starost približno 7,5 - 8 milijard let (to je po 4-5 milijardah let), se bo zvezda spremenila v rdečega velikana, njene zunanje lupine se bodo razširile in dosegle Zemljino orbito, kar bo morda potisnilo planet v večjo razdaljo. Pod vplivom visokih temperatur bo življenje v današnjem smislu preprosto nemogoče. Sonce bo zadnji cikel svojega življenja preživelo v stanju belega pritlikavka.

ZAKLJUČEK

Iz tega dela je mogoče izpeljati naslednje zaključke:

Glavni elementi strukture vesolja: galaksije, zvezde, planeti

Galaksije - sistemi milijard zvezd, ki se vrtijo okoli središča galaksije in so povezane z medsebojno gravitacijo in skupnim izvorom,

Planeti so telesa, ki ne oddajajo energije, s kompleksno notranjo strukturo.

Najpogostejše nebesno telo v opazovanem vesolju so zvezde.

Po sodobnih konceptih je zvezda plinsko-plazemski objekt, v katerem pride do termonuklearne fuzije pri temperaturah nad 10 milijonov stopinj K.

· Glavne metode preučevanja vidnega vesolja so teleskopi in radijski teleskopi, spektralno branje in radijski valovi;

Glavni koncepti, ki opisujejo zvezde, so:

Velikost, ki ne označuje velikosti zvezde, temveč njen sijaj, torej osvetlitev, ki jo zvezda ustvarja na Zemlji;

Podobni dokumenti

Oblikovanje glavnih določb kozmološke teorije - znanosti o strukturi in razvoju vesolja. Značilnosti teorij o nastanku vesolja. Teorija velikega poka in evolucija vesolja. Struktura vesolja in njegovi modeli. Bistvo koncepta kreacionizma.

predstavitev, dodano 12.11.2012


Sodobni fizikalni koncepti kvarkov. Sintetična evolucijska teorija. Hipoteza Geje (Zemlje). Darwinova teorija v sedanji obliki. Kozmični žarki in nevtrini. Možnosti razvoja gravitacijske astronomije. Sodobne metode preučevanja vesolja.

povzetek, dodan 18.10.2013


Koncept velikega poka in širitve vesolja. teorija vročega vesolja. Značilnosti trenutne stopnje v razvoju kozmologije. Kvantni vakuum v središču teorije inflacije. Eksperimentalne podlage za koncept fizikalnega vakuuma.

predstavitev, dodano 20. 5. 2012


Struktura vesolja in njegova prihodnost v kontekstu Svetega pisma. Razvoj zvezde in pogled na Sveto pismo. Teorije o nastanku vesolja in življenja v njem. Koncept prenove in preobrazbe prihodnosti vesolja. Metagalaksija in zvezde. Sodobna teorija evolucije zvezd.

povzetek, dodan 4.4.2012


Hipotetične ideje o vesolju. Temeljna načela naravoslovnega znanja. Razvoj vesolja po velikem poku. Ptolomejev kozmološki model. Značilnosti teorije velikega poka. Faze evolucije in sprememba temperature vesolja.

seminarska naloga, dodana 28.04.2014


Načela negotovosti, komplementarnosti, identitete v kvantni mehaniki. Modeli evolucije vesolja. Lastnosti in klasifikacija elementarnih delcev. Evolucija zvezd. Izvor, zgradba sončnega sistema. Razvoj idej o naravi svetlobe.

goljufija, dodana 15.01.2009


Teorija velikega poka. Koncept reliktnega sevanja. Inflacijska teorija fizičnega vakuuma. Osnove modela homogenega izotropnega nestacionarnega razširjajočega se vesolja. Bistvo modelov Lemaitre, de Sitter, Milne, Friedman, Einstein-de Sitter.

povzetek, dodan 24.01.2011


Struktura in razvoj vesolja. Hipoteze o nastanku in zgradbi vesolja. Stanje vesolja pred Velikim pokom. Kemična sestava zvezd po spektralni analizi. Struktura rdečega velikana. Črne luknje, skrita masa, kvazarji in pulsarji.

povzetek, dodan 20. 11. 2011


Revolucija v naravoslovju, nastanek in nadaljnji razvoj doktrine o zgradbi atoma. Sestava, struktura in čas mega-sveta. Kvarkov model hadronov. Razvoj metagalaksije, galaksij in posameznih zvezd. Sodobna slika nastanka vesolja.

seminarska naloga, dodana 16.07.2011


Osnovne hipoteze vesolja: od Newtona do Einsteina. Teorija "velikega poka" (model širitve vesolja) kot največji dosežek sodobne kozmologije. A. Friedmanove ideje o širjenju vesolja. Model G.A. Gamow, nastanek elementov.