Erklärung des Sternenglühens

Sterne sind im Wesentlichen Gaskugeln, daher emittieren sie während ihrer Existenz und der in ihnen ablaufenden chemischen Prozesse Licht. Im Gegensatz zum Mond, der lediglich das Licht der Sonne reflektiert, leuchten Sterne wie unsere Sonne von selbst. Wenn wir über unsere Sonne sprechen, ist sie mittelgroß und vom Alter her auch ein Stern. In der Regel sind die Sterne, die optisch größer am Himmel erscheinen, näher, die kaum sichtbaren sind weiter entfernt. Es gibt immer noch Millionen davon, die mit bloßem Auge überhaupt nicht sichtbar sind. Die Menschen wurden mit ihnen bekannt, als das erste Teleskop erfunden wurde.

Obwohl ein Stern nicht lebt, hat er seinen eigenen Lebenszyklus, weshalb er in verschiedenen Stadien unterschiedlich leuchtet. Als ihre Lebensreise zu Ende geht, verwandelt sie sich nach und nach in einen Roten Zwerg. In diesem Fall ist sein Licht dementsprechend rötlich, Impulse sind möglich, das Licht scheint zu flackern, wie das Leuchten einer Glühlampe bei plötzlichen Spannungsänderungen im Netz. Bestimmte Teile davon werden entweder verkrustet oder explodieren mit neuer Kraft erneut und bilden optisch solche blinkenden Lichter.

Ein weiterer Grund für die unterschiedlichen Querschnitte von Sternen liegt in ihrer Spektralität. Es ist wie die Länge und Frequenz der Lichtstrahlen, die sie aussenden. Dies hängt von der chemischen Zusammensetzung des Sterns sowie seiner Größe ab.

Alle Sterne sind auch unterschiedlich groß. Damit ist aber nicht gemeint, wie sie für uns aussehen, wenn wir abends oder nachts in den Himmel schauen, sondern ihre tatsächliche Größe, die von Astronomen mit unterschiedlicher Genauigkeit berechnet wird.

Es muss gesagt werden, dass die Sterne nicht nur nachts, sondern auch tagsüber leuchten. Es ist nur so, dass die Sonne tagsüber die Atmosphäre beleuchtet, wir sehen sie aus vielen Wolkenschichten bestehen. Nachts beleuchtet die Sonne die andere Seite der Erde und dort, wo es dunkel ist, wird die Atmosphäre durchsichtig. So sehen wir, was unseren Planeten umgibt – die Sterne, seinen Begleiter, den Mond, manchmal sogar Meteoriten, Kometen, sogar einen anderen Planeten des Sonnensystems – die Venus. Es scheint ein großer Stern zu sein, doch sein Leuchten ist wie das des Mondes auf die Tatsache zurückzuführen, dass er Sonnenlicht reflektiert. Venus ist hauptsächlich am frühen Abend oder im Morgengrauen sichtbar.

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Warum leuchten die Sterne

EINFÜHRUNG

Astronomie-Sternuniversum

Zu Beginn unseres Jahrhunderts hatten sich die Grenzen des erforschten Universums so weit ausgedehnt, dass sie die Galaxie einschlossen. Viele, wenn nicht alle, dachten damals, dass dieses riesige Sternensystem das gesamte Universum als Ganzes sei.

Doch in den 20er Jahren wurden neue Großteleskope gebaut und den Astronomen eröffneten sich völlig unerwartete Horizonte. Es stellte sich heraus, dass die Welt außerhalb der Galaxie nicht endet. Milliarden von Sternensystemen, Galaxien, die unserem ähneln und sich von ihm unterscheiden, sind hier und da über die Weiten des Universums verstreut.

Fotos von Galaxien, die mit Hilfe der größten Teleskope aufgenommen wurden, überraschen mit der Schönheit und Vielfalt der Formen: Dies sind mächtige Wirbel aus Sternenwolken und regelmäßige Kugeln, während andere Sternensysteme überhaupt keine bestimmten Formen erkennen lassen, sie sind zerklüftet und formlos . Alle diese Arten von Galaxien – spiralförmig, elliptisch, unregelmäßig – benannt nach ihrem Erscheinen auf Fotografien, wurden in den 20er und 30er Jahren unseres Jahrhunderts vom amerikanischen Astronomen E. Hubble entdeckt.

Wenn wir unsere Galaxie aus der Ferne sehen könnten, würde sie uns völlig anders erscheinen als die auf der schematischen Zeichnung. Wir würden weder eine Scheibe, noch einen Heiligenschein und natürlich auch keine Krone sehen. Aus großer Entfernung wären nur die hellsten Sterne sichtbar. Und wie sich herausstellte, sind sie alle in breiten Streifen gesammelt, die sich in Bögen von der Zentralregion der Galaxie erstrecken. Die hellsten Sterne bilden sein Spiralmuster. Nur dieses Muster wäre von weitem sichtbar. Unsere Galaxie würde auf einem Foto, das von einem Astronomen aus einer Sternenwelt aufgenommen wurde, dem Andromeda-Nebel sehr ähnlich sehen.

Forschungen der letzten Jahre haben gezeigt, dass viele große Spiralgalaxien, wie unsere Galaxie, ausgedehnte und massereiche unsichtbare Koronen haben. Das ist sehr wichtig: Wenn ja, dann bedeutet das schließlich, dass im Allgemeinen fast die gesamte Masse des Universums (oder auf jeden Fall der überwiegende Teil davon) eine mysteriöse, unsichtbare, aber gravitativ verborgene Masse ist

Viele und vielleicht fast alle Galaxien sind in verschiedenen Gruppen zusammengefasst, die je nach Anzahl Gruppen, Cluster und Superhaufen genannt werden. Eine Gruppe kann nur drei oder vier Galaxien enthalten, aber ein Superhaufen kann bis zu tausend oder sogar mehrere Zehntausend enthalten. Unsere Galaxie, der Andromedanebel und mehr als tausend ähnliche Objekte sind im sogenannten Lokalen Superhaufen enthalten. Es hat keine klar definierte Form.

Himmelskörper sind in ständiger Bewegung und Veränderung. Wann und wie genau sie aufgetreten sind, versucht die Wissenschaft herauszufinden, indem sie Himmelskörper und ihre Systeme untersucht. Der Zweig der Astronomie, der sich mit der Entstehung und Entwicklung von Himmelskörpern befasst, wird Kosmogonie genannt.

Moderne wissenschaftliche kosmogonische Hypothesen sind das Ergebnis einer physikalischen, mathematischen und philosophischen Verallgemeinerung zahlreicher Beobachtungsdaten. Die dieser Epoche innewohnenden kosmogonischen Hypothesen spiegeln weitgehend den allgemeinen Entwicklungsstand der Naturwissenschaften wider. Die Weiterentwicklung der Wissenschaft, zu der zwangsläufig auch astronomische Beobachtungen gehören, bestätigt oder widerlegt diese Hypothesen.

In diesem Papier werden die folgenden Probleme behandelt:

· Der Aufbau des Universums wird dargestellt, seine Hauptelemente werden charakterisiert;

· Die wichtigsten Methoden zum Erhalten von Informationen über Weltraumobjekte werden gezeigt;

· Das Konzept eines Sterns, seine Eigenschaften und seine Entwicklung werden definiert

· Die wichtigsten Quellen stellarer Energie werden vorgestellt

· Es wird eine Beschreibung des Sterns gegeben, der unserem Planeten am nächsten ist – der Sonne

1. HISTORISCHE ENTWICKLUNG VON KONZEPTEN ÜBER DAS UNIVERSUM

Schon zu Beginn der Zivilisation, als sich der neugierige menschliche Geist transzendentalen Höhen zuwandte, stellten sich große Philosophen das Universum als etwas Unendliches vor.

Der antike griechische Philosoph Anaximander (VI. Jahrhundert v. Chr.) führte die Idee einer bestimmten einzelnen Unendlichkeit ein, die keine üblichen Beobachtungen und Eigenschaften hatte. Die Elemente wurden zunächst als halbmaterielle, halbgöttliche, vergeistigte Substanzen angesehen. Er sagte also, dass der Anfang und das Element der Existenz das Unendliche sei, und gab dem Anfang als erster einen Namen. Darüber hinaus sprach er von der Existenz der ewigen Bewegung, in der die Entstehung des Himmels erfolgt. Die Erde schwebt in der Luft, ohne dass sie durch irgendetwas gestützt wird, bleibt aber aufgrund der gleichen Entfernung von allen Orten an Ort und Stelle. Seine Form ist gebogen und abgerundet, ähnlich einem Abschnitt einer Steinsäule. Wir gehen entlang einer seiner Ebenen, während die andere auf der gegenüberliegenden Seite liegt. Die Sterne stellen einen Feuerkreis dar, der vom Weltfeuer getrennt und von Luft umgeben ist. Aber in der Lufthülle gibt es Entlüftungsöffnungen, eine Art röhrenförmige, also schmale und lange Löcher, nach unten, aus denen die Sterne sichtbar sind. Wenn diese Lüftungsöffnungen blockiert sind, kommt es daher zu einer Sonnenfinsternis. Je nachdem, wie sich die Löcher schließen und öffnen, erscheint der Mond entweder voll oder matt. Der Sonnenkreis ist 27-mal größer als der der Erde und 19-mal größer als der Mondkreis, und die Sonne ist am höchsten und dahinter der Mond, und die Kreise der Fixsterne und Planeten sind am niedrigsten -V Jahrhunderte v. Chr.) argumentierten, dass die Erde kugelförmig sei. Auch Heraklides von Pontus (V-IV Jahrhundert v. Chr.) behauptete seine Rotation um seine Achse und übermittelte den Griechen die noch ältere Idee der Ägypter, dass die Sonne selbst als Rotationszentrum einiger Planeten (Venus, Merkur) dienen könnte ).

Der französische Philosoph und Wissenschaftler, Physiker, Mathematiker und Physiologe Rene Descartes (1596-1650) erstellte eine auf Heliozentralismus basierende Theorie über das evolutionäre Wirbelmodell des Universums. In seinem Modell betrachtete er Himmelskörper und ihre Systeme in ihrer Entwicklung. Für das 17. Jahrhundert seine Idee war ungewöhnlich kühn.

Nach Descartes entstanden alle Himmelskörper durch Wirbelbewegungen in der anfangs homogenen Materie der Welt. Genau identische Materialpartikel veränderten in ständiger Bewegung und Wechselwirkung ihre Form und Größe, was zu der von uns beobachteten reichen Vielfalt der Natur führte.

Der große deutsche Wissenschaftler und Philosoph Immanuel Kant (1724-1804) schuf das erste universelle Konzept des sich entwickelnden Universums, bereicherte das Bild seiner gleichmäßigen Struktur und stellte das Universum in einem besonderen Sinne als unendlich dar.

Er begründete die Möglichkeiten und die erhebliche Wahrscheinlichkeit der Entstehung eines solchen Universums allein unter dem Einfluss mechanischer Anziehungs- und Abstoßungskräfte und versuchte, das weitere Schicksal dieses Universums auf allen seinen Skalenebenen herauszufinden – vom Planetensystem bis zur Welt von der Nebel.

Einstein löste mit seiner Relativitätstheorie eine radikale wissenschaftliche Revolution aus. Einsteins spezielle oder partielle Relativitätstheorie war das Ergebnis einer Verallgemeinerung der Galileischen Mechanik und der Elektrodynamik von Maxwell Lorentz.

Es beschreibt die Gesetze aller physikalischen Prozesse bei Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit. Der herausragende sowjetische Mathematiker und theoretische Physiker Alexander Friedman (1888-1925) enthüllte erstmals grundlegend neue kosmologische Konsequenzen der Allgemeinen Relativitätstheorie. Nach Auftritten in den Jahren 1922–24. Er kritisierte Einsteins Schlussfolgerungen, dass das Universum endlich sei und die Form eines vierdimensionalen Zylinders habe. Einstein zog seine Schlussfolgerung auf der Grundlage der Annahme, dass das Universum stationär sei, doch Friedman zeigte, dass sein ursprüngliches Postulat unbegründet war.

Friedman gab zwei Modelle des Universums. Bald fanden diese Modelle überraschend genaue Bestätigungen in direkten Beobachtungen der Bewegungen entfernter Galaxien aufgrund des „Rotverschiebungseffekts“ in ihren Spektren. Im Jahr 1929 entdeckte Hubble ein bemerkenswertes Muster, das „Hubbles Gesetz“ oder „Rotverschiebungsgesetz“ genannt wurde: Galaxienlinien sind rotverschoben, wobei die Verschiebung zunimmt, je weiter die Galaxie entfernt ist.

2. BEOBACHTUNGS-ASTRONOMIE-WERKZEUGE

Teleskope

Das wichtigste astronomische Instrument ist das Teleskop. Ein Teleskop mit einer konkaven Spiegellinse wird als Reflektor bezeichnet, ein Teleskop mit einer Linsenlinse als Refraktor.

Der Zweck eines Teleskops besteht darin, mehr Licht von Himmelsquellen zu sammeln und den Blickwinkel zu vergrößern, aus dem ein Himmelsobjekt gesehen wird.

Die Lichtmenge, die vom beobachteten Objekt in das Teleskop gelangt, ist proportional zur Fläche der Linse. Je größer die Teleskoplinse ist, desto schwächere leuchtende Objekte können durch sie gesehen werden.

Der Maßstab des von der Teleskoplinse erzeugten Bildes ist proportional zur Brennweite der Linse, d. h. zum Abstand von der Linse, die das Licht sammelt, zu der Ebene, in der das Bild der Leuchte entsteht. Das Bild eines Himmelsobjekts kann fotografiert oder durch ein Okular betrachtet werden.

Ein Teleskop vergrößert die scheinbare Winkelgröße von Sonne, Mond, Planeten und Details auf ihnen sowie die Winkelabstände zwischen Sternen, aber Sterne sind aufgrund ihrer enormen Entfernung selbst in einem sehr starken Teleskop nur als leuchtende Punkte sichtbar .

In einem Refraktor werden die durch die Linse fallenden Strahlen gebrochen und erzeugen so ein Bild des Objekts in der Brennebene . In einem Reflektor werden Strahlen eines Hohlspiegels reflektiert und anschließend ebenfalls in der Brennebene gesammelt. Bei der Herstellung eines Teleskopobjektivs streben sie danach, alle Verzerrungen zu minimieren, die bei der Abbildung von Objekten zwangsläufig auftreten. Ein einfaches Objektiv verzerrt und verfärbt die Bildränder stark. Um diese Nachteile zu reduzieren, wird die Linse aus mehreren Linsen mit unterschiedlichen Oberflächenkrümmungen und aus unterschiedlichen Glasarten hergestellt. Um Verzerrungen zu reduzieren, erhalten die Oberflächen eines konkaven Glasspiegels keine Kugelform, sondern eine etwas andere (parabolische) Form.

Sowjetischer Optiker D.D. Maksutov entwickelte ein Teleskopsystem namens Meniskus. Es vereint die Vorteile eines Refraktors und eines Reflektors. Eines der Schulteleskopmodelle basiert auf diesem System. Es gibt andere Teleskopsysteme.

Das Teleskop erzeugt ein seitenverkehrtes Bild, das jedoch bei der Beobachtung von Weltraumobjekten keine Bedeutung hat.

Bei der Beobachtung durch ein Teleskop werden selten Vergrößerungen über dem 500-fachen verwendet. Der Grund dafür sind Luftströmungen, die zu Bildverzerrungen führen, die umso stärker auffallen, je höher die Vergrößerung des Teleskops ist.

Der größte Refraktor hat eine Linse mit einem Durchmesser von etwa 1 m. Der weltweit größte Reflektor mit einem Hohlspiegeldurchmesser von 6 m wurde in der UdSSR hergestellt und im Kaukasus installiert. Damit können Sie Sterne fotografieren, die 107-mal schwächer sind als die mit bloßem Auge sichtbaren.

Spectral-Zertifikat

Bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts. Unser Wissen über das Universum verdanken wir fast ausschließlich geheimnisvollen Lichtstrahlen. Eine Lichtwelle ist wie jede andere Welle durch die Frequenz x und die Wellenlänge l gekennzeichnet. Zwischen diesen physikalischen Parametern besteht ein einfacher Zusammenhang:

wobei c die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum (Leere) ist. Und die Energie der Photonen ist proportional zur Frequenz der Strahlung.

In der Natur breiten sich Lichtwellen am besten in den Weiten des Universums aus, da auf ihrem Weg die geringsten Störungen auftreten. Und der mit optischen Instrumenten bewaffnete Mensch lernte, geheimnisvolle Lichtschriften zu lesen. Mit einem speziellen Instrument – ​​einem an ein Teleskop angepassten Spektroskop – begannen Astronomen, die Temperatur, Helligkeit und Größe von Sternen zu bestimmen; ihre Geschwindigkeiten, chemische Zusammensetzung und sogar Prozesse, die in den Tiefen entfernter Sterne ablaufen.

Isaac Newton entdeckte, dass weißes Sonnenlicht aus einer Mischung von Strahlen aller Farben des Regenbogens besteht. Beim Übergang von Luft zu Glas werden Farbstrahlen unterschiedlich stark gebrochen. Wenn also ein dreieckiges Prisma in den Weg eines schmalen Sonnenstrahls gestellt wird, erscheint auf dem Bildschirm ein Regenbogenstreifen, der als Spektrum bezeichnet wird, nachdem der Strahl das Prisma verlässt.

Das Spektrum enthält die wichtigsten Informationen über den leuchtenden Himmelskörper. Ohne Übertreibung kann man sagen, dass die Astrophysik ihre bemerkenswerten Erfolge vor allem der Spektralanalyse verdankt. Die Spektralanalyse ist heutzutage die wichtigste Methode zur Untersuchung der physikalischen Natur von Himmelskörpern.

Jedes Gas, jedes chemische Element erzeugt seine eigenen, einzigartigen Linien im Spektrum. Sie mögen farblich ähnlich sein, unterscheiden sich aber notwendigerweise in ihrer Lage im Spektralstreifen. Kurz gesagt, das Spektrum eines chemischen Elements ist sein einzigartiger „Pass“. Und ein erfahrener Spektroskopiker muss sich nur eine Reihe farbiger Linien ansehen, um festzustellen, welche Substanz Licht aussendet. Um die chemische Zusammensetzung eines Leuchtkörpers zu bestimmen, ist es daher nicht erforderlich, ihn in die Hand zu nehmen und einer direkten Laboruntersuchung zu unterziehen. Auch hier sind Entfernungen, auch kosmische Distanzen, kein Hindernis. Wichtig ist nur, dass sich der zu untersuchende Körper in einem glühenden Zustand befindet – er leuchtet hell und erzeugt ein Spektrum. Bei der Untersuchung des Spektrums der Sonne oder eines anderen Sterns beschäftigt sich ein Astronom mit dunklen Linien, den sogenannten Absorptionslinien. Die Absorptionslinien stimmen genau mit den Emissionslinien eines bestimmten Gases überein. Dadurch kann die chemische Zusammensetzung der Sonne und der Sterne anhand von Absorptionsspektren untersucht werden. Durch die Messung der in einzelnen Spektrallinien emittierten oder absorbierten Energie ist es möglich, eine quantitative chemische Analyse der Himmelskörper durchzuführen, also den prozentualen Gehalt verschiedener chemischer Elemente zu ermitteln. So wurde festgestellt, dass die Atmosphären von Sternen von Wasserstoff und Helium dominiert werden.

Ein sehr wichtiges Merkmal eines Sterns ist seine Temperatur. In erster Näherung lässt sich die Temperatur eines Himmelskörpers anhand seiner Farbe beurteilen. Mit der Spektroskopie ist es möglich, die Oberflächentemperatur von Sternen mit sehr hoher Genauigkeit zu bestimmen.

Die Temperatur der Oberflächenschicht der meisten Sterne liegt zwischen 3000 und 25000 K.

Die Möglichkeiten der Spektralanalyse sind nahezu unerschöpflich! Er zeigte überzeugend, dass die chemische Zusammensetzung der Erde, der Sonne und der Sterne gleich ist. Zwar kann es auf einzelnen Himmelskörpern mehr oder weniger chemische Elemente geben, aber das Vorhandensein einer besonderen „überirdischen Substanz“ wurde nirgends entdeckt. Die Ähnlichkeit der chemischen Zusammensetzung der Himmelskörper dient als wichtige Bestätigung der materiellen Einheit des Universums.

Die Astrophysik, eine große Abteilung der modernen Astronomie, untersucht die physikalischen Eigenschaften und die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern und dem interstellaren Medium. Sie entwickelt Theorien über den Aufbau von Himmelskörpern und die in ihnen ablaufenden Prozesse. Eine der wichtigsten Aufgaben der heutigen Astrophysik besteht darin, den inneren Aufbau der Sonne und der Sterne sowie die Quellen ihrer Energie aufzuklären und den Prozess ihrer Entstehung und Entwicklung aufzuklären. Und all die reichen Informationen, die uns aus den Tiefen des Universums erreichen, verdanken wir den Boten ferner Welten – den Lichtstrahlen.

Jeder, der den Sternenhimmel beobachtet hat, weiß, dass Sternbilder ihre Form nicht ändern. Ursa Major und Ursa Minor sehen aus wie eine Kelle, das Sternbild Schwan hat die Form eines Kreuzes und das Sternbild Löwe ähnelt einem Trapez. Der Eindruck, die Sterne seien bewegungslos, trügt jedoch. Es entsteht nur, weil die Himmelslichter sehr weit von uns entfernt sind und das menschliche Auge ihre Bewegung auch nach vielen hundert Jahren nicht wahrnehmen kann. Derzeit messen Astronomen die Eigenbewegung von Sternen anhand von Fotografien des Sternenhimmels, die in Abständen von 20, 30 oder mehr Jahren aufgenommen werden.

Die Eigenbewegung von Sternen ist der Winkel, in dem sich ein Stern in einem Jahr über den Himmel bewegt. Wird auch die Entfernung zu diesem Stern gemessen, so lässt sich dessen eigene Geschwindigkeit berechnen, also der Teil der Geschwindigkeit des Himmelskörpers, der senkrecht zur Sichtlinie, nämlich der „Beobachter-Stern“-Richtung, verläuft. Um aber die volle Geschwindigkeit des Sterns im Weltraum zu erhalten, ist es auch notwendig, die Geschwindigkeit zu kennen, die entlang der Sichtlinie – zum Beobachter hin oder von ihm weg – gerichtet ist.

Abb. 1 Bestimmung der Raumgeschwindigkeit eines Sterns in bekannter Entfernung zu ihm

Die Radialgeschwindigkeit eines Sterns kann durch die Lage der Absorptionslinien in seinem Spektrum bestimmt werden. Bekanntlich verschieben sich alle Linien im Spektrum einer bewegten Lichtquelle proportional zur Geschwindigkeit ihrer Bewegung. Bei einem auf uns zufliegenden Stern verkürzen sich die Lichtwellen und die Spektrallinien verschieben sich zum violetten Ende des Spektrums. Wenn sich ein Stern von uns entfernt, werden die Lichtwellen länger und die Linien verschieben sich zum roten Ende des Spektrums. Auf diese Weise ermitteln Astronomen die Bewegungsgeschwindigkeit des Sterns entlang der Sichtlinie. Und wenn beide Geschwindigkeiten (intrinsische und radiale) bekannt sind, ist es nicht schwierig, den Satz des Pythagoras zu verwenden, um die gesamte räumliche Geschwindigkeit des Sterns relativ zur Sonne zu berechnen.

Es stellte sich heraus, dass die Geschwindigkeiten von Sternen unterschiedlich sind und in der Regel mehrere zehn Kilometer pro Sekunde betragen.

Durch die Untersuchung der Eigenbewegungen von Sternen konnten sich Astronomen das Aussehen des Sternenhimmels (Sternbilder) in der fernen Vergangenheit und in der fernen Zukunft vorstellen. Die berühmte „Schöpfkelle“ des Großen Wagens wird sich in 100.000 Jahren beispielsweise in ein „Eisen mit gebrochenem Griff“ verwandeln.

Radiowellen und Radioteleskope

Bis vor Kurzem wurden Himmelskörper fast ausschließlich im sichtbaren Bereich des Spektrums untersucht. Aber auch in der Natur gibt es unsichtbare elektromagnetische Strahlungen. Sie werden selbst mit den leistungsstärksten optischen Teleskopen nicht wahrgenommen, obwohl ihre Reichweite um ein Vielfaches größer ist als der sichtbare Bereich des Spektrums. Jenseits des violetten Endes des Spektrums befinden sich also unsichtbare ultraviolette Strahlen, die aktiv auf die Fotoplatte einwirken und diese verdunkeln. Dahinter verbergen sich Röntgenstrahlen und schließlich Gammastrahlen mit der kürzesten Wellenlänge.

Um die aus dem Weltraum zu uns kommende Radiostrahlung einzufangen, werden spezielle radiophysikalische Instrumente eingesetzt – Radioteleskope. Das Funktionsprinzip eines Radioteleskops ist das gleiche wie bei einem optischen Teleskop: Es sammelt elektromagnetische Energie. Nur dass Radioteleskope anstelle von Linsen oder Spiegeln Antennen verwenden. Sehr oft ist eine Radioteleskopantenne in Form einer riesigen parabolischen Schüssel konstruiert, manchmal massiv und manchmal gitterförmig. Seine reflektierende Metalloberfläche konzentriert die Funkemission des beobachteten Objekts auf eine kleine Empfangsantenne, die im Brennpunkt des Paraboloids platziert ist. Dadurch entstehen im Strahler schwache Wechselströme. Elektrische Ströme werden über Wellenleiter an einen sehr empfindlichen Funkempfänger übertragen, der auf die Betriebswellenlänge des Radioteleskops abgestimmt ist. Hier werden sie verstärkt und durch den Anschluss eines Lautsprechers an den Receiver könnte man den „Stimmen der Sterne“ lauschen. Doch den Stimmen der Stars mangelt es an jeglicher Musikalität. Dabei handelt es sich keineswegs um „kosmische Melodien“, die das Ohr verzaubern, sondern um ein knisterndes Zischen oder einen durchdringenden Pfiff... Deshalb ist am Empfänger des Radioteleskops meist ein spezielles Aufnahmegerät angebracht. Und nun zeichnet der Recorder auf dem laufenden Band eine Kurve der Intensität des eingegebenen Funksignals einer bestimmten Wellenlänge. Folglich „hören“ Radioastronomen das Rascheln von Sternen nicht, sondern „sehen“ es auf Millimeterpapier.

Wie Sie wissen, beobachten wir mit einem optischen Teleskop sofort alles, was in sein Sichtfeld fällt.

Bei einem Radioteleskop ist die Situation komplizierter. Da es nur ein Empfangselement (Feeder) gibt, wird das Bild Zeile für Zeile aufgebaut – indem eine Radioquelle nacheinander durch den Antennenstrahl geleitet wird, also ähnlich wie auf einem Fernsehbildschirm.

Weingesetz

Weingesetz- Abhängigkeit, die die Wellenlänge bestimmt, wenn Energie von einem absolut schwarzen Körper emittiert wird. Es wurde 1893 vom deutschen Physiker und Nobelpreisträger Wilhelm Wien entwickelt.

Wiensches Gesetz: Die Wellenlänge, bei der ein schwarzer Körper die größte Energiemenge aussendet, ist umgekehrt proportional zur Temperatur dieses Körpers.

Ein vollständig schwarzer Körper ist eine Oberfläche, die auf ihn einfallende Strahlung vollständig absorbiert. Das Konzept eines absolut schwarzen Körpers ist rein theoretisch: In Wirklichkeit gibt es keine Objekte mit einer so idealen Oberfläche, die alle Wellen vollständig absorbiert.

3. MODERNE KONZEPTE ÜBER DIE STRUKTUR, GRUNDELEMENTE DES SICHTBAREN UNIVERSUMS UND IHRE SYSTEMATISIERUNG

Wenn wir die Struktur des Universums beschreiben, wie sie den Wissenschaftlern jetzt erscheint, erhalten wir die folgende hierarchische Leiter. Es gibt Planeten – Himmelskörper, die sich im Orbit um einen Stern oder seine Überreste drehen, massiv genug, um unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft rund zu werden, aber nicht massiv genug, um eine thermonukleare Reaktion auszulösen, die an einen bestimmten Stern „gebunden“ sind liegt in seiner Zone des Gravitationseinflusses. So befinden sich die Erde und mehrere andere Planeten mit ihren Satelliten in der Zone des gravitativen Einflusses eines Sterns namens Sonne, bewegen sich auf ihren eigenen Umlaufbahnen um ihn und bilden so das Sonnensystem. Ähnliche Sternsysteme, die in großer Zahl in der Nähe liegen, bilden eine Galaxie – ein komplexes System mit einem eigenen Zentrum. Was die Zentren von Galaxien betrifft, gibt es übrigens noch keinen Konsens darüber, was sie sind – es wurde vermutet, dass es Schwarze Löcher im Zentrum von Galaxien gibt.

Galaxien wiederum bilden eine Art Kette und bilden so eine Art Gitter. Die Zellen dieses Gitters bestehen aus Galaxienketten und zentralen „Leerräumen“, die entweder völlig frei von Galaxien sind oder nur eine sehr geringe Anzahl davon aufweisen. Der Hauptteil des Universums ist vom Vakuum eingenommen, was jedoch nicht die absolute Leere dieses Raumes bedeutet: Im Vakuum sind auch einzelne Atome vorhanden, Photonen sind vorhanden (Reliktstrahlung) und auch Teilchen und Antiteilchen erscheinen als a Ergebnis von Quantenphänomenen. Der sichtbare Teil des Universums, also der Teil davon, der für das Studium der Menschheit zugänglich ist, zeichnet sich durch Homogenität und Konstanz in dem Sinne aus, dass, wie allgemein angenommen wird, in diesem Teil die gleichen Gesetze gelten. Ob die Situation auch in anderen Teilen des Universums die gleiche ist, kann nicht geklärt werden.

Zu den Elementen des Universums zählen neben Planeten und Sternen auch Himmelskörper wie Kometen, Asteroiden und Meteoriten.

Ein Komet ist ein kleiner Himmelskörper, der auf einem konischen Abschnitt mit einer sehr ausgedehnten Umlaufbahn um die Sonne kreist. Wenn sich der Komet der Sonne nähert, bildet er eine Koma und manchmal einen Schweif aus Gas und Staub.

Herkömmlicherweise kann ein Komet in drei Teile unterteilt werden – den Kern, die Koma und den Schweif. Alles in Kometen ist absolut kalt und ihr Leuchten ist nur die Reflexion des Sonnenlichts durch Staub und das Leuchten von durch ultraviolettes Licht ionisiertes Gas.

Der Kern ist der schwerste Teil dieses Himmelskörpers. Der Großteil des Kometen ist darin konzentriert. Die Zusammensetzung des Kometenkerns lässt sich nur schwer genau untersuchen, da er in einer für ein Teleskop zugänglichen Entfernung ständig von einem Gasmantel umgeben ist. In diesem Zusammenhang wurde die Theorie des amerikanischen Astronomen Whipple als Grundlage für die Theorie über die Zusammensetzung des Kometenkerns übernommen.

Nach seiner Theorie ist der Kern des Kometen eine Mischung aus gefrorenen Gasen, vermischt mit verschiedenen Stäuben. Wenn sich ein Komet der Sonne nähert und sich erwärmt, beginnen die Gase daher zu „schmelzen“ und bilden einen Schweif.

Der Schweif eines Kometen ist sein ausdrucksstärkster Teil. Es entsteht durch einen Kometen, der sich der Sonne nähert. Der Schweif ist ein leuchtender Streifen, der sich vom Kern in die der Sonne entgegengesetzte Richtung erstreckt und vom Sonnenwind „geblasen“ wird.

Koma ist eine becherförmige, helle, neblige Hülle, die den Kern umgibt und aus Gasen und Staub besteht. Erstreckt sich typischerweise zwischen 100.000 und 1,4 Millionen Kilometern vom Kern entfernt. Leichter Druck kann die Koma verformen und sie in eine antisolare Richtung dehnen. Die Koma bildet zusammen mit dem Kern den Kopf des Kometen.

Asteroiden sind Himmelskörper, die eine meist unregelmäßige, felsartige Form haben und eine Größe von wenigen Metern bis zu tausend Kilometern haben. Asteroiden bestehen wie Meteoriten aus Metallen (hauptsächlich Eisen und Nickel) und Gesteinen. Im Lateinischen bedeutet das Wort „Asteroid“ „wie ein Stern“. Asteroiden erhielten diesen Namen wegen ihrer Ähnlichkeit mit Sternen, wenn sie mit nicht sehr leistungsstarken Teleskopen beobachtet wurden.

Asteroiden können untereinander, mit Satelliten und mit großen Planeten kollidieren. Durch die Kollision von Asteroiden entstehen kleinere Himmelskörper – Meteoriten. Wenn Asteroiden mit einem Planeten oder Satelliten kollidieren, hinterlassen sie Spuren in Form riesiger, kilometerlanger Krater.

Die Oberfläche aller Asteroiden ist ausnahmslos sehr kalt, da sie selbst wie große Felsen sind, keine Wärme erzeugen und sich in beträchtlicher Entfernung von der Sonne befinden. Selbst wenn der Asteroid von der Sonne erhitzt wird, gibt er schnell genug Wärme ab.

Astronomen haben zwei beliebteste Hypothesen bezüglich der Entstehung von Asteroiden. Einer von ihnen zufolge handelt es sich um Fragmente einst existierender Planeten, die durch eine Kollision oder Explosion zerstört wurden. Einer anderen Version zufolge entstanden Asteroiden aus den Überresten der Substanz, aus der die Planeten des Sonnensystems entstanden.

Meteoriten- kleine Fragmente von Himmelskörpern, die hauptsächlich aus Stein und Eisen bestehen und aus dem interplanetaren Raum auf die Erdoberfläche fallen. Für Astronomen sind Meteoriten ein wahrer Schatz: Es kommt nicht oft vor, dass sie ein Stück Weltraum im Labor gründlich untersuchen können. Die meisten Experten betrachten Meteoriten als Fragmente von Asteroiden, die bei der Kollision kosmischer Körper entstehen.

4. THEORIE DER STERNE

Ein Stern ist eine massive Gaskugel, die Licht aussendet und durch die Kräfte ihrer eigenen Schwerkraft und ihres Innendrucks gehalten wird, in deren Tiefen thermonukleare Fusionsreaktionen stattfinden (oder bereits stattgefunden haben).

Hauptmerkmale von Sternen:

Helligkeit

Die Leuchtkraft wird bestimmt, wenn die scheinbare Helligkeit und die Entfernung zum Stern bekannt sind. Während die Astronomie über recht zuverlässige Methoden zur Bestimmung der scheinbaren Helligkeit verfügt, ist die Bestimmung der Entfernung zu Sternen nicht so einfach. Bei relativ nahen Sternen wird die Entfernung nach der seit Anfang des letzten Jahrhunderts bekannten trigonometrischen Methode bestimmt, die darin besteht, vernachlässigbare Winkelverschiebungen von Sternen zu messen, wenn sie von verschiedenen Punkten der Erdumlaufbahn, also zu unterschiedlichen Zeiten, beobachtet werden des Jahres. Diese Methode weist eine recht hohe Genauigkeit auf und ist recht zuverlässig. Für die meisten anderen weiter entfernten Sterne ist es jedoch nicht mehr geeignet: Die Positionsverschiebungen der Sterne müssen zu klein gemessen werden – weniger als eine Hundertstel Bogensekunde. Abhilfe schaffen andere Methoden, die deutlich ungenauer, aber dennoch recht zuverlässig sind. In einer Reihe von Fällen kann die absolute Helligkeit von Sternen aus einigen beobachteten Merkmalen ihrer Strahlung direkt bestimmt werden, ohne die Entfernung zu ihnen zu messen.

Sterne variieren stark in ihrer Leuchtkraft. Es gibt weiße und blaue Überriesensterne (obwohl es relativ wenige davon gibt), deren Leuchtkraft die Leuchtkraft der Sonne um das Zehn- oder sogar Hunderttausendfache übersteigt. Aber die meisten Sterne sind „Zwerge“, deren Leuchtkraft viel geringer ist als die der Sonne, oft tausende Male. Die Leuchtkrafteigenschaft ist die sogenannte „absolute Helligkeit“ des Sterns. Die scheinbare Helligkeit eines Sterns hängt einerseits von seiner Leuchtkraft und Farbe ab, andererseits von der Entfernung zu ihm. Sterne mit hoher Leuchtkraft haben negative Absolutwerte, zum Beispiel -4, -6. Sterne mit geringer Leuchtkraft zeichnen sich durch große positive Werte aus, zum Beispiel +8, +10.

Chemische Zusammensetzung von Sternen

Die chemische Zusammensetzung der äußeren Schichten des Sterns, von wo aus ihre Strahlung „direkt“ zu uns gelangt, ist durch ein vollständiges Vorherrschen von Wasserstoff gekennzeichnet. An zweiter Stelle steht Helium, und die Häufigkeit anderer Elemente ist relativ gering. Auf etwa 10.000 Wasserstoffatome kommen tausend Heliumatome, etwa zehn Sauerstoffatome, etwas weniger Kohlenstoff und Stickstoff und nur ein Eisenatom. Die Fülle anderer Elemente ist völlig vernachlässigbar.

Wir können sagen, dass die äußeren Schichten von Sternen riesige Wasserstoff-Helium-Plasmen mit einer kleinen Beimischung schwererer Elemente sind.

Obwohl die chemische Zusammensetzung von Sternen in erster Näherung gleich ist, gibt es dennoch Sterne, die diesbezüglich bestimmte Merkmale aufweisen. Es gibt zum Beispiel einen Stern mit einem ungewöhnlich hohen Kohlenstoffgehalt oder es gibt Objekte mit einem ungewöhnlich hohen Gehalt an Seltenen Erden. Wenn die überwiegende Mehrheit der Sterne eine völlig vernachlässigbare Menge an Lithium aufweist (ungefähr 10 11 aus Wasserstoff), dann gibt es gelegentlich „Einzigartige“, in denen dieses seltene Element ziemlich häufig vorkommt.

Spektren von Sternen

Die Untersuchung der Spektren von Sternen liefert außergewöhnlich reichhaltige Informationen. Mittlerweile wurde die sogenannte Harvard-Spektralklassifikation übernommen. Es gibt zehn Klassen, die mit lateinischen Buchstaben bezeichnet werden: O, B, A, F, G, K, M. Das bestehende System zur Klassifizierung von Sternspektren ist so genau, dass es eine Bestimmung des Spektrums mit einer Genauigkeit von einem Zehntel ermöglicht Klasse. Beispielsweise wird ein Teil der Folge von Sternspektren zwischen den Klassen B und A als B0, B1 ... B9, A0 usw. bezeichnet. Das Spektrum von Sternen ähnelt in erster Näherung dem Spektrum eines strahlenden „schwarzen“ Körpers mit einer bestimmten Temperatur T. Diese Temperaturen ändern sich sanft von 40-50.000 Kelvin für Sterne der Spektralklasse O bis 3000 Kelvin für Sterne Spektralklasse M. Demnach fällt der Hauptteil der Strahlung der Sterne der Spektralklassen O und B in den ultravioletten Teil des Spektrums, der für die Beobachtung von der Erdoberfläche aus unzugänglich ist.

Ein weiteres charakteristisches Merkmal von Sternspektren ist das Vorhandensein einer großen Anzahl von Absorptionslinien, die zu verschiedenen Elementen gehören. Die genaue Analyse dieser Linien lieferte besonders wertvolle Informationen über die Beschaffenheit der äußeren Schichten von Sternen. Die Unterschiede in den Spektren werden hauptsächlich durch Unterschiede in den Temperaturen der äußeren Schichten des Sterns erklärt. Aus diesem Grund unterscheiden sich die Ionisations- und Anregungszustände verschiedener Elemente in den äußeren Schichten von Sternen dramatisch, was zu starken Unterschieden in den Spektren führt.

Temperatur

Die Temperatur bestimmt die Farbe eines Sterns und sein Spektrum. Wenn also beispielsweise die Oberflächentemperatur der Sternenschichten 3-4.000 beträgt. K., dann ist seine Farbe rötlich, 6-7 Tausend K. ist gelblich. Sehr heiße Sterne mit Temperaturen über 10-12.000 K haben eine weiße oder bläuliche Farbe. In der Astronomie gibt es völlig objektive Methoden zur Messung der Farbe von Sternen. Letzteres wird durch den sogenannten „Farbindex“ bestimmt, der der Differenz zwischen fotografischem und visuellem Wert entspricht. Jeder Farbindexwert entspricht einem bestimmten Spektrumtyp.

Bei kühlen roten Sternen sind die Spektren durch Absorptionslinien neutraler Metallatome und Bänder einiger einfacher Verbindungen (z. B. CN, SP, H20 usw.) gekennzeichnet. Mit steigender Oberflächentemperatur verschwinden Molekülbänder in den Spektren von Sternen, viele Linien neutraler Atome sowie Linien neutralen Heliums werden schwächer. Das Erscheinungsbild des Spektrums selbst verändert sich radikal. Beispielsweise werden in heißen Sternen mit Oberflächentemperaturen über 20.000 K überwiegend Linien aus neutralem und ionisiertem Helium beobachtet, und das kontinuierliche Spektrum ist im ultravioletten Teil sehr intensiv. Sterne mit einer Oberflächentemperatur von etwa 10.000 K haben die intensivsten Wasserstofflinien, während Sterne mit einer Temperatur von etwa 6.000 K Linien aus ionisiertem Kalzium haben, die an der Grenze zwischen dem sichtbaren und dem ultravioletten Teil des Spektrums liegen.

Masse von Sternen

Die Astronomie hatte und verfügt derzeit nicht über eine Methode zur direkten und unabhängigen Bestimmung der Masse (d. h. nicht in mehreren Systemen enthalten) eines isolierten Sterns. Und das ist ein sehr schwerwiegender Mangel unserer Wissenschaft über das Universum. Wenn es eine solche Methode gäbe, würde der Fortschritt unseres Wissens viel schneller voranschreiten. Die Massen der Sterne schwanken in relativ engen Grenzen. Es gibt nur sehr wenige Sterne, deren Masse zehnmal größer oder kleiner als die Sonnenmasse ist. In einer solchen Situation akzeptieren Astronomen stillschweigend, dass Sterne mit derselben Leuchtkraft und Farbe dieselben Massen haben. Sie sind nur für Binärsysteme definiert. Die Aussage, dass ein einzelner Stern mit gleicher Leuchtkraft und Farbe die gleiche Masse wie seine „Schwester“ in einem Doppelsternsystem hat, ist immer mit Vorsicht zu genießen.

Es wird angenommen, dass Objekte mit einer Masse von weniger als 0,02 M keine Sterne mehr sind. Sie verfügen über keine internen Energiequellen und ihre Leuchtkraft liegt nahe bei Null. Normalerweise werden diese Objekte als Planeten klassifiziert. Die größten direkt gemessenen Massen überschreiten nicht 60 M.

KLASSIFIZIERUNG DER STERNE

Unmittelbar nach Beginn der Aufnahme ihrer Spektren begann man mit der Klassifizierung von Sternen. Zu Beginn des 20. Jahrhunderts trugen Hertzsprung und Russell verschiedene Sterne in ein Diagramm ein und es stellte sich heraus, dass die meisten von ihnen entlang einer schmalen Kurve gruppiert waren. Hertzsprung-Diagramm--zeigt den Zusammenhang zwischen absoluter Helligkeit, Leuchtkraft, Spektralklasse und Oberflächentemperatur des Sterns. Die Sterne in diesem Diagramm sind nicht zufällig angeordnet, sondern bilden deutlich sichtbare Bereiche.

Das Diagramm ermöglicht es, den Absolutwert nach Spektralklasse zu ermitteln. Speziell für die Spektralklassen O–F. Für spätere Klassen wird dies dadurch erschwert, dass man sich zwischen einem Riesen und einem Zwerg entscheiden muss. Gewisse Unterschiede in der Intensität einiger Linien ermöglichen es uns jedoch, diese Wahl sicher zu treffen.

Etwa 90 % der Sterne befinden sich in der Hauptreihe. Ihre Leuchtkraft beruht auf thermonuklearen Reaktionen, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Es gibt auch mehrere Zweige entwickelter Riesensterne, in denen Helium und schwerere Elemente brennen. Unten links im Diagramm sind vollständig entwickelte Weiße Zwerge zu sehen.

ARTEN VON STERNEN

Riesen– ein Sterntyp mit deutlich größerem Radius und höherer Leuchtkraft als Hauptreihensterne mit gleicher Oberflächentemperatur. Typischerweise haben Riesensterne Radien von 10 bis 100 Sonnenradien und Leuchtstärken von 10 bis 1000 Sonnenleuchtstärken. Sterne mit einer größeren Leuchtkraft als die der Riesen werden Überriesen und Hyperriesen genannt. Heiße und helle Hauptreihensterne können auch als Weiße Riesen klassifiziert werden. Darüber hinaus liegen die Riesen aufgrund ihres großen Radius und ihrer hohen Leuchtkraft über der Hauptreihe.

Zwerge- eine Art kleiner Sterne mit einem Radius von 1 bis 0,01. Die Sonne und geringe Leuchtkräfte von 1 bis 10-4 die Leuchtkraft der Sonne mit einer Masse von 1 bis 0,1 Sonnenmasse.

· weißer Zwerg- entwickelte Sterne mit einer Masse von nicht mehr als 1,4 Sonnenmassen, denen ihre eigenen thermonuklearen Energiequellen entzogen sind. Der Durchmesser solcher Sterne kann hunderte Male kleiner sein als der der Sonne, und daher kann die Dichte 1.000.000 Mal größer sein als die Dichte von Wasser.

· roter Zwerg- ein kleiner und relativ kühler Hauptreihenstern mit einer Spektralklasse von M oder oberem K. Sie unterscheiden sich deutlich von anderen Sternen. Der Durchmesser und die Masse von Roten Zwergen überschreiten nicht ein Drittel der Sonnenmasse (die Untergrenze der Masse liegt bei 0,08 Sonnenmassen, gefolgt von Braunen Zwergen).

· Brauner Zwerg-- substellare Objekte mit Massen im Bereich von 5-75 Jupitermassen (und einem Durchmesser, der etwa dem Durchmesser des Jupiter entspricht), in deren Tiefen im Gegensatz zu Hauptreihensternen keine thermonukleare Fusionsreaktion mit Umwandlung von Wasserstoff in stattfindet Helium.

· Subbraune Zwerge oder braune Subzwerge-- Kalte Formationen mit Massen unterhalb der Grenze Brauner Zwerge. Sie werden allgemein als Planeten betrachtet.

· Schwarzer Zwerg- Weiße Zwerge, die abgekühlt sind und daher nicht im sichtbaren Bereich emittieren. Stellt die letzte Phase der Entwicklung der Weißen Zwerge dar. Die Massen der Schwarzen Zwerge sind ebenso wie die Massen der Weißen Zwerge auf über 1,4 Sonnenmassen begrenzt.

Neutronenstern- Sternformationen mit Massen in der Größenordnung von 1,5 Sonnenmassen und deutlich kleiner als Weiße Zwerge, etwa 10–20 km im Durchmesser. Die Dichte solcher Sterne kann 1000.000.000.000 Wasserdichten erreichen. Und das Magnetfeld ist genauso oft größer als das Erdmagnetfeld. Solche Sterne bestehen hauptsächlich aus Neutronen, die durch die Gravitationskräfte stark komprimiert werden. Oft sind solche Sterne Pulsare.

Neuer Stern- Sterne, deren Leuchtkraft plötzlich um das 10.000-fache zunimmt. Die Nova ist ein Doppelsternsystem, das aus einem Weißen Zwerg und einem Begleitstern auf der Hauptreihe besteht. In solchen Systemen strömt Gas vom Stern nach und nach zum Weißen Zwerg und explodiert dort regelmäßig, was zu einem Leuchtkraftausbruch führt.

Supernova- Dies ist ein Stern, der seine Entwicklung in einem katastrophalen Explosionsprozess beendet. Der Flare kann in diesem Fall mehrere Größenordnungen größer sein als im Fall einer Nova. Eine solch gewaltige Explosion ist eine Folge der Prozesse, die im letzten Stadium der Evolution im Stern ablaufen.

Doppelstern- das sind zwei gravitativ gebundene Sterne, die sich um einen gemeinsamen Massenschwerpunkt drehen. Manchmal gibt es Systeme mit drei oder mehr Sternen. In diesem allgemeinen Fall wird das System als Mehrfachstern bezeichnet. In Fällen, in denen ein solches Sternensystem nicht allzu weit von der Erde entfernt ist, können einzelne Sterne durch ein Teleskop unterschieden werden. Wenn die Entfernung erheblich ist, kann man verstehen, dass Astronomen einen Doppelstern nur anhand indirekter Zeichen sehen können – Helligkeitsschwankungen, die durch periodische Verfinsterungen eines Sterns durch einen anderen und einige andere verursacht werden.

Pulsare- Dabei handelt es sich um Neutronensterne, bei denen das Magnetfeld zur Rotationsachse geneigt ist und die beim Rotieren eine Modulation der auf die Erde gelangenden Strahlung bewirken.

Der erste Pulsar wurde mit dem Radioteleskop des Mallard Radio Astronomy Observatory entdeckt. Universität von Cambridge. Die Entdeckung wurde von der Doktorandin Jocelyn Bell im Juni 1967 bei einer Wellenlänge von 3,5 m, also 85,7 MHz, gemacht. Dieser Pulsar heißt PSR J1921+2153. Die Beobachtungen des Pulsars wurden mehrere Monate lang geheim gehalten und er erhielt dann den Namen LGM-1, was „kleine grüne Männchen“ bedeutet. Der Grund dafür waren Radioimpulse, die in regelmäßigen Abständen die Erde erreichten, weshalb man davon ausging, dass diese Radioimpulse künstlichen Ursprungs waren.

Jocelyn Bell war in Hewishs Gruppe, sie fanden drei weitere Quellen ähnlicher Signale, woraufhin niemand mehr daran zweifelte, dass die Signale nicht künstlichen Ursprungs waren. Bis Ende 1968 wurden bereits 58 Pulsare entdeckt. Und im Jahr 2008 waren bereits 1.790 Radiopulsare bekannt. Der unserem Sonnensystem am nächsten gelegene Pulsar ist 390 Lichtjahre entfernt.

Quasare sind brillante Objekte, die die größten Energiemengen abgeben, die es im Universum gibt. Da sie enorm von der Erde entfernt sind, weisen sie eine größere Helligkeit auf als kosmische Körper, die 1000-mal näher sind. Nach moderner Definition ist ein Quasar der aktive Kern einer Galaxie, in dem Prozesse ablaufen, die große Energiemengen freisetzen. Der Begriff selbst bedeutet „sternähnliche Radioquelle“. Der erste Quasar wurde von den amerikanischen Astronomen A. Sandage und T. Matthews bemerkt, die an einem kalifornischen Observatorium Sterne beobachteten. Im Jahr 1963 entdeckte M. Schmidt mithilfe eines Spiegelteleskops, das an einem Punkt elektromagnetische Strahlung sammelte, eine Abweichung im Spektrum des beobachteten Objekts in Richtung Rot, was darauf hindeutete, dass sich seine Quelle von unserem System entfernte. Nachfolgende Studien zeigten, dass sich der als 3C 273 registrierte Himmelskörper in einer Entfernung von 3 Milliarden Lichtjahren befindet. Jahre und entfernt sich mit enormer Geschwindigkeit - 240.000 km/s. Die Moskauer Wissenschaftler Sharov und Efremov untersuchten die verfügbaren frühen Fotos des Objekts und stellten fest, dass es seine Helligkeit wiederholt änderte. Unregelmäßige Änderungen der Helligkeitsintensität lassen auf eine kleine Quellengröße schließen.

5. ENERGIEQUELLEN DER STERNE

Im Laufe von hundert Jahren, nachdem R. Mayer 1842 das Energieerhaltungsgesetz formulierte, wurden viele Hypothesen über die Natur der Energiequellen von Sternen aufgestellt, insbesondere wurde eine Hypothese über den Fall von Meteoroiden auf einen Stern aufgestellt , der radioaktive Zerfall von Elementen und die Vernichtung von Protonen und Elektronen. Von wirklicher Bedeutung sind nur die Gravitationskompression und die Kernfusion.

Thermonukleare Fusion im Inneren von Sternen

Im Jahr 1939 wurde festgestellt, dass die Quelle der Sternenergie die Kernfusion ist, die im Inneren der Sterne stattfindet. Die meisten Sterne strahlen, weil sich in ihrem Kern vier Protonen durch eine Reihe von Zwischenschritten zu einem Alphateilchen verbinden. Diese Umwandlung kann im Wesentlichen auf zwei Arten erfolgen: dem sogenannten Proton-Proton- oder p-p-Zyklus und dem Kohlenstoff-Stickstoff- oder CN-Zyklus. Bei massearmen Sternen erfolgt die Energiefreisetzung hauptsächlich durch den ersten Zyklus, bei schweren Sternen durch den zweiten. Der Vorrat an Kernenergie in einem Stern ist endlich und wird ständig für Strahlung aufgewendet. Der Prozess der thermonuklearen Fusion, der Energie freisetzt und die Zusammensetzung der Materie des Sterns verändert, in Kombination mit der Schwerkraft, die dazu neigt, den Stern zu komprimieren und auch Energie freizusetzen, und Strahlung von der Oberfläche, die die freigesetzte Energie abtransportiert, sind die wichtigsten treibende Kräfte der Sternentwicklung.

Hans Albrecht Bethe ist ein amerikanischer Astrophysiker, der 1967 den Nobelpreis für Physik erhielt. Die Hauptwerke sind der Kernphysik und der Astrophysik gewidmet. Er war es, der den Proton-Proton-Zyklus thermonuklearer Reaktionen entdeckte (1938) und einen sechsstufigen Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus vorschlug, um den Prozess thermonuklearer Reaktionen in massereichen Sternen zu erklären, wofür er den Nobelpreis für Physik für „Beiträge zu“ erhielt die Theorie der Kernreaktionen, insbesondere für die Entdeckungen im Zusammenhang mit den Energiequellen von Sternen.

Gravitationskompression

Gravitationskompression ist ein innerer Prozess eines Sterns, durch den seine innere Energie freigesetzt wird.

Nehmen wir an, dass irgendwann aufgrund der Abkühlung des Sterns die Temperatur in seinem Zentrum leicht sinken wird. Auch der Druck in der Mitte nimmt ab und kann das Gewicht der darüber liegenden Schichten nicht mehr ausgleichen. Die Schwerkraft beginnt, den Stern zu komprimieren. In diesem Fall nimmt die potentielle Energie des Systems ab (da die potentielle Energie negativ ist, erhöht sich sein Modul), während die innere Energie und damit die Temperatur im Inneren des Sterns ansteigen. Aber nur die Hälfte der freigesetzten potentiellen Energie wird für die Temperaturerhöhung aufgewendet, die andere Hälfte wird für die Aufrechterhaltung der Strahlung des Sterns verwendet.

6. ENTWICKLUNG DER STERNE

Unter Sternentwicklung versteht man in der Astronomie die Abfolge von Veränderungen, die ein Stern im Laufe seines Lebens erfährt, also über Millionen oder Milliarden Jahre hinweg, während er Licht und Wärme aussendet. Über solch enorme Zeiträume hinweg sind die Veränderungen ziemlich bedeutsam.

Die Hauptphasen in der Entwicklung eines Sterns sind seine Geburt (Sternbildung), eine lange Periode der (normalerweise stabilen) Existenz des Sterns als integrales System im hydrodynamischen und thermischen Gleichgewicht und schließlich die Periode seines „Todes“. ” d.h. ein irreversibles Ungleichgewicht, das zur Zerstörung eines Sterns oder zu seiner katastrophalen Kontraktion führt. Der Verlauf der Entwicklung eines Sterns hängt von seiner Masse und seiner anfänglichen chemischen Zusammensetzung ab, die wiederum vom Zeitpunkt der Entstehung des Sterns und seiner Position in der Galaxie zum Zeitpunkt der Entstehung abhängt. Je größer die Masse eines Sterns ist, desto schneller entwickelt er sich und desto kürzer ist sein „Leben“.

Ein Stern beginnt sein Leben als kalte, verdünnte Wolke aus interstellarem Gas, die durch ihre eigene Schwerkraft komprimiert wird und nach und nach die Form einer Kugel annimmt. Beim Komprimieren wird die Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt und die Temperatur des Objekts steigt. Wenn die Temperatur im Zentrum 15–20 Millionen K erreicht, beginnen thermonukleare Reaktionen und die Kompression hört auf. Das Objekt wird zu einem vollwertigen Stern.

Nach einer bestimmten Zeit – von einer Million bis zu mehreren zehn Milliarden Jahren (abhängig von der Anfangsmasse) – erschöpft der Stern die Wasserstoffressourcen des Kerns. Bei großen und heißen Sternen geschieht dies viel schneller als bei kleinen und kühleren. Die Erschöpfung des Wasserstoffvorrats führt zum Stoppen thermonuklearer Reaktionen.

Ohne den Druck, der bei diesen Reaktionen entstand und die innere Schwerkraft im Körper des Sterns ausgleicht, beginnt der Stern wieder zu kontrahieren, wie es bereits bei seiner Entstehung der Fall war. Temperatur und Druck steigen wieder an, allerdings im Gegensatz zum Protosternstadium auf ein viel höheres Niveau. Der Kollaps setzt sich fort, bis bei einer Temperatur von etwa 100 Millionen K thermonukleare Reaktionen mit Helium beginnen.

Das auf einer neuen Ebene wieder aufgenommene thermonukleare „Verbrennen“ von Materie führt zu einer monströsen Expansion des Sterns. Der Stern „schwillt“ an, wird sehr „locker“ und seine Größe nimmt etwa um das Hundertfache zu. So wird der Stern zu einem Roten Riesen und die Phase der Heliumverbrennung dauert etwa mehrere Millionen Jahre. Fast alle Roten Riesen sind veränderliche Sterne.

Nachdem die thermonuklearen Reaktionen in ihrem Kern aufgehört haben, werden sie bei allmählicher Abkühlung weiterhin schwach im Infrarot- und Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums emittieren.

SONNE

Die Sonne ist der einzige Stern im Sonnensystem; alle Planeten des Systems sowie ihre Satelliten und andere Objekte, einschließlich kosmischer Staub, bewegen sich um sie.

Eigenschaften der Sonne

· Masse der Sonne: 2.1030 kg (332.946 Erdmassen)

Durchmesser: 1.392.000 km

· Radius: 696.000 km

Durchschnittliche Dichte: 1.400 kg/m3

Achsenneigung: 7,25° (relativ zur Ekliptikebene)

Oberflächentemperatur: 5.780 K

Temperatur im Zentrum der Sonne: 15 Millionen Grad

Spektralklasse: G2 V

Durchschnittliche Entfernung von der Erde: 150 Millionen km

· Alter: etwa 5 Milliarden Jahre

Rotationszeitraum: 25.380 Tage

Leuchtkraft: 3,86 1026 W

· Scheinbare Helligkeit: 26,75 m

Struktur der Sonne

Nach der Spektralklassifikation handelt es sich bei dem Stern um einen „Gelben Zwerg“-Typ; nach groben Berechnungen ist er knapp über 4,5 Milliarden Jahre alt, er befindet sich in der Mitte seines Lebenszyklus. Die Sonne besteht zu 92 % aus Wasserstoff und zu 7 % aus Helium und hat eine sehr komplexe Struktur. In seinem Zentrum befindet sich ein Kern mit einem Radius von etwa 150.000–175.000 km, was bis zu 25 % des Gesamtradius des Sterns ausmacht; in seinem Zentrum nähert sich die Temperatur 14.000.000 K. Der Kern dreht sich mit hoher Geschwindigkeit um seine Achse, und diese Geschwindigkeit übertrifft die Indikatoren der äußeren Hüllen des Sterns deutlich. Hier findet die Reaktion der Heliumbildung aus vier Protonen statt, was dazu führt, dass eine große Energiemenge durch alle Schichten geht und in Form von kinetischer Energie und Licht aus der Photosphäre emittiert wird. Oberhalb des Kerns befindet sich eine Zone des Strahlungstransfers, in der die Temperaturen im Bereich von 2 bis 7 Millionen K liegen. Daran schließt sich eine etwa 200.000 km dicke Konvektionszone an, in der es zur Energieübertragung keine Rückstrahlung mehr gibt, sondern Plasma mischen. An der Oberfläche der Schicht beträgt die Temperatur etwa 5800 K. Die Atmosphäre der Sonne besteht aus der Photosphäre, die die sichtbare Oberfläche des Sterns bildet, der Chromosphäre, die etwa 2000 km dick ist, und der Korona, der letzten äußeren Hülle der Sonne, deren Temperatur im Bereich von 1.000.000 bis 20.000.000 K liegt. Aus dem äußeren Teil der Korona werden ionisierte Teilchen freigesetzt, die als Sonnenwind bezeichnet werden.

Magnetfelder spielen eine wichtige Rolle bei der Entstehung von Phänomenen auf der Sonne. Die Materie auf der Sonne ist überall ein magnetisiertes Plasma. Manchmal steigt die magnetische Feldstärke in bestimmten Bereichen schnell und stark an. Dieser Prozess geht mit der Entstehung eines ganzen Komplexes solarer Aktivitätsphänomene in verschiedenen Schichten der Sonnenatmosphäre einher. Dazu gehören Faculae und Spots in der Photosphäre, Flocculi in der Chromosphäre und Protuberanzen in der Korona. Das bemerkenswerteste Phänomen, das alle Schichten der Sonnenatmosphäre abdeckt und seinen Ursprung in der Chromosphäre hat, sind Sonneneruptionen.

Bei Beobachtungen stellten Wissenschaftler fest, dass die Sonne eine starke Quelle für Radioemissionen ist. Radiowellen dringen in den interplanetaren Raum ein und werden von der Chromosphäre (Zentimeterwellen) und der Korona (Dezimeter- und Meterwellen) abgestrahlt.

Die Radioemission der Sonne besteht aus zwei Komponenten – einer konstanten und einer variablen Komponente (Ausbrüche, „Lärmstürme“). Bei starken Sonneneruptionen nimmt die Radioemission der Sonne im Vergleich zur Radioemission der stillen Sonne um das Tausend- und sogar Millionenfache zu. Diese Radioemission ist nicht-thermischer Natur.

Röntgenstrahlen kommen hauptsächlich aus den oberen Schichten der Chromosphäre und der Korona. Besonders stark ist die Strahlung in den Jahren maximaler Sonnenaktivität.

Die Sonne sendet nicht nur Licht, Wärme und alle anderen Arten elektromagnetischer Strahlung aus. Es ist auch eine Quelle eines ständigen Flusses von Teilchen – Korpuskeln. Neutrinos, Elektronen, Protonen, Alphateilchen und schwerere Atomkerne bilden zusammen die Korpuskularstrahlung der Sonne. Ein wesentlicher Teil dieser Strahlung ist ein mehr oder weniger kontinuierlicher Plasmaausfluss – der Sonnenwind, der eine Fortsetzung der äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre – der Sonnenkorona – darstellt. Vor dem Hintergrund dieses ständig wehenden Plasmawinds sind einzelne Regionen auf der Sonne Quellen gerichteterer, verstärkter, sogenannter Korpuskularströmungen. Höchstwahrscheinlich sind sie mit speziellen Regionen der Sonnenkorona verbunden – koronalen Löchern, und möglicherweise auch mit langlebigen aktiven Regionen auf der Sonne. Schließlich sind die stärksten kurzfristigen Teilchenflüsse, hauptsächlich Elektronen und Protonen, mit Sonneneruptionen verbunden. Durch die stärksten Flares können Teilchen Geschwindigkeiten erreichen, die einen merklichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit ausmachen. Teilchen mit solch hohen Energien werden solare kosmische Strahlung genannt.

Die solare Korpuskularstrahlung hat einen starken Einfluss auf die Erde und vor allem auf die oberen Schichten ihrer Atmosphäre und ihr Magnetfeld und verursacht viele interessante geophysikalische Phänomene.

Entwicklung der Sonne

Es wird angenommen, dass die Sonne vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden ist, als die schnelle Kompression einer Wolke aus molekularem Wasserstoff unter dem Einfluss der Schwerkraft zur Bildung eines Typ-1-Sterns der T-Tauri-Population in unserer Region der Galaxie führte.

Ein Stern mit der Masse der Sonne sollte insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe existieren. Damit befindet sich die Sonne nun etwa in der Mitte ihres Lebenszyklus. Derzeit finden im Sonnenkern thermonukleare Reaktionen statt, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Jede Sekunde werden im Kern der Sonne etwa 4 Millionen Tonnen Materie in Strahlungsenergie umgewandelt, was zur Erzeugung von Sonnenstrahlung und einem Fluss solarer Neutrinos führt.

Wenn die Sonne ein Alter von etwa 7,5 bis 8 Milliarden Jahren erreicht (also in 4 bis 5 Milliarden Jahren), verwandelt sich der Stern in einen Roten Riesen, seine äußeren Hüllen werden sich ausdehnen und die Erdumlaufbahn erreichen, was den Planeten möglicherweise weiter vorantreibt weg. Unter dem Einfluss hoher Temperaturen wird Leben, wie wir es heute verstehen, schlichtweg unmöglich. Die Sonne wird den letzten Zyklus ihres Lebens als Weißer Zwerg verbringen.

ABSCHLUSS

Aus dieser Arbeit lassen sich folgende Schlussfolgerungen ziehen:

· Grundelemente der Struktur des Universums: Galaxien, Sterne, Planeten

Galaxien sind Systeme aus Milliarden von Sternen, die das Zentrum der Galaxie umkreisen und durch gegenseitige Schwerkraft und gemeinsamen Ursprung verbunden sind.

Planeten sind Körper, die keine Energie abgeben und eine komplexe innere Struktur haben.

Die häufigsten Himmelskörper im beobachtbaren Universum sind Sterne.

Nach modernen Vorstellungen ist ein Stern ein Gas-Plasma-Objekt, in dem bei Temperaturen über 10 Millionen Grad K eine Kernfusion stattfindet.

· Die wichtigsten Methoden zur Untersuchung des sichtbaren Universums sind Teleskope und Radioteleskope, Spektralmessungen und Radiowellen;

· Die wichtigsten Konzepte zur Beschreibung von Sternen sind:

Sterngröße, die nicht die Größe des Sterns charakterisiert, sondern seine Brillanz, also die Beleuchtung, die der Stern auf der Erde erzeugt;

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Wer liebt es nicht, nachts den schönsten Blick auf den Sternenhimmel zu genießen und Tausende von hellen und nicht ganz so hellen Sternen zu betrachten? Warum die Sterne leuchten, erfahren Sie in unserem Artikel.

Sterne sind kosmische Objekte, die enorme Mengen an Wärmeenergie abgeben. Eine solch große Freisetzung von Wärmeenergie geht natürlich mit einer starken Lichtstrahlung einher. Wir können das Licht beobachten, das uns erreicht hat.

Wenn Sie den Sternenhimmel betrachten, werden Sie vielleicht feststellen, dass die meisten Sterne unterschiedlich sind. Manche Sterne erstrahlen in ihrem alten Glanz, andere in blauem Licht. Es gibt auch Sterne, die orange leuchten. Sterne sind große Kugeln aus sehr heißen Gasen. Da sie unterschiedlich erhitzt werden, haben sie unterschiedliche Leuchtfarben. Die heißesten Exemplare leuchten also mit blauem Licht. Sterne, die etwas kühler sind, sind weiß. Noch kühlere Sterne leuchten gelb. Dann gibt es noch die „orangenen“ und „roten“ Sterne.

Es kommt uns so vor, als ob die Sterne in einem instabilen Licht flackern und die Planeten in einem beständigen und gleichmäßigen Licht leuchten. Eigentlich stimmt das nicht. Die Sterne funkeln nicht, aber es scheint uns so zu sein, weil das Licht der Sterne die Dicke unserer Erdatmosphäre durchdringt. Infolgedessen erfährt ein Lichtstrahl, nachdem er die Distanz vom Stern selbst bis zur Oberfläche unseres Planeten zurückgelegt hat, eine große Anzahl von Brechungen, Veränderungen und vielem mehr.

Auch unsere Sonne ist ein Stern, wenn auch nicht sehr groß und hell. Im Vergleich zu anderen Sternen nimmt die Sonne gemäß den oben genannten Parametern eine durchschnittliche Position ein. Viele Millionen Sterne sind viel kleiner als unsere Sonne, während andere Sterne um ein Vielfaches größer sind als sie.

Aber warum leuchten Sterne nachts? Tatsächlich leuchten Sterne nicht nur nachts, sondern auch tagsüber. Tagsüber sind sie jedoch für uns nicht sichtbar, da die Sonne mit ihren Strahlen die gesamte Oberfläche unseres Planeten hell erleuchtet, und der Weltraum und die Sterne sind unserer Sicht verborgen. Am Abend, wenn die Sonne untergeht, öffnet sich dieser Vorhang und wir können die Sterne bis zum Morgen sehen, bis die Sonne wieder aufgeht.

Jetzt wissen Sie, warum die Sterne leuchten!

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