Shpjegimi i shkëlqimit të yjeve

Yjet janë në thelb topa gazi, prandaj, gjatë ekzistencës së tyre dhe proceseve kimike që ndodhin në to, ata lëshojnë dritë. Ndryshe nga hëna, e cila thjesht pasqyron dritën e diellit, yjet, si dielli ynë, shkëlqejnë vetë. Nëse flasim për diellin tonë, ai është me përmasa mesatare, si dhe një yll në moshë. Si rregull, ata yje që vizualisht duken më të mëdhenj në qiell janë më afër, ata që mezi duken janë më larg. Ka ende miliona të tilla që nuk shihen fare me sy të lirë. Njerëzit u njohën me ta kur u shpik teleskopi i parë.

Një yll, megjithëse nuk është i gjallë, ka ciklin e tij të jetës, prandaj në faza të ndryshme ai ka një shkëlqim të ndryshëm. Kur rrugëtimi i saj i jetës përfundon, ajo gradualisht kthehet në një xhuxh të kuq. Në këtë rast, drita e saj është, në përputhje me rrethanat, e kuqërremtë, pulset janë të mundshme, drita duket se dridhet, si shkëlqimi i një llambë inkandeshente gjatë ndryshimeve të papritura të tensionit në rrjet. Disa pjesë të tij ose bëhen kore ose shpërthejnë përsëri me energji të përtërirë, duke formuar vizualisht drita të tilla vezulluese.

Një arsye tjetër për ndryshimin në seksionet kryq të yjeve qëndron në spektralitetin e tyre. Është si gjatësia dhe frekuenca e rrezeve të dritës që lëshojnë. Kjo varet nga përbërja kimike e yllit, si dhe nga madhësia e tij.

Të gjithë yjet janë gjithashtu të ndryshëm në madhësi. Por ajo që nënkuptohet këtu nuk është se si na duken ata kur shikojmë qiellin në mbrëmje ose natën, por madhësitë e tyre aktuale, të cilat llogariten me shkallë të ndryshme saktësie nga astronomët.

Duhet thënë se yjet shkëlqejnë jo vetëm natën, por edhe ditën. Vetëm se dielli ndriçon atmosferën gjatë ditës, ne e shohim atë të përbërë nga shumë shtresa resh. Natën dielli ndriçon anën tjetër të tokës dhe aty ku është errësirë ​​atmosfera bëhet transparente. Kështu shohim atë që rrethon planetin tonë - yjet, shoqëruesin e tij, Hënën, ndonjëherë edhe meteoritët, kometat, madje edhe një planet tjetër të sistemit diellor - Venusin. Duket të jetë një yll i madh, por shkëlqimi i tij, si ai i Hënës, është për shkak të faktit se reflekton rrezet e diellit. Venusi është i dukshëm kryesisht në mbrëmjen e hershme ose në agim.

A e dini?

• Gjirafa konsiderohet kafsha më e gjatë në botë, lartësia e saj arrin 5.5 metra. Kryesisht për shkak të qafës së gjatë. Pavarësisht se në [...]
• Shumë do të pajtohen se gratë në këtë pozicion bëhen veçanërisht supersticioze, ato janë më të ndjeshme se të tjerat ndaj të gjitha llojeve të besëtytnive dhe […]
• Është e rrallë të takosh një person që nuk i duket i bukur shkurrja e trëndafilit. Por, në të njëjtën kohë, është e njohur. Që bimë të tilla janë mjaft të buta [...]
• Kushdo që mund të thotë me siguri se nuk e di që burrat shikojnë filma porno, do të gënjejë në mënyrën më flagrante. Sigurisht që duken, ata vetëm [...]
• Ndoshta nuk ka asnjë faqe interneti ose forum automobilistik në World Wide Web ku pyetja rreth […]
• Harabeli është një zog mjaft i zakonshëm në botën e përmasave të vogla dhe ngjyrës së larmishme. Por e veçanta e saj qëndron në faktin se [...]
• E qeshura dhe lotët, ose më mirë, e qara, janë dy emocione të kundërta. Ajo që dihet për ta është se të dy janë të lindur, dhe jo [...]

Dërgoni punën tuaj të mirë në bazën e njohurive është e thjeshtë. Përdorni formularin e mëposhtëm

Studentët, studentët e diplomuar, shkencëtarët e rinj që përdorin bazën e njohurive në studimet dhe punën e tyre do t'ju jenë shumë mirënjohës.

Postuar ne http://allbest.ru

Pse shkëlqejnë yjet

PREZANTIMI

universi i yjeve të astronomisë

Në fillim të shekullit tonë, kufijtë e Universit të eksploruar ishin zgjeruar aq shumë sa që përfshinin Galaktikën. Shumë, nëse jo të gjithë, menduan atëherë se ky sistem i madh yjor ishte i gjithë Universi në tërësi.

Por në vitet 20, u ndërtuan teleskopë të rinj të mëdhenj dhe u hapën horizonte krejtësisht të papritura për astronomët. Doli se bota nuk përfundon jashtë Galaxy. Miliarda sisteme yjore, galaktika të ngjashme me tonat dhe të ndryshme nga ajo, janë të shpërndara aty-këtu nëpër pafundësinë e Universit.

Fotografitë e galaktikave të marra me ndihmën e teleskopëve më të mëdhenj mahniten me bukurinë dhe shumëllojshmërinë e formave: këto janë vorbulla të fuqishme të reve të yjeve dhe topa të rregullt, ndërsa sistemet e tjera të yjeve nuk zbulojnë fare forma të caktuara, ato janë të rreckosura dhe pa formë. . Të gjitha këto lloje galaktikash - spirale, eliptike, të parregullta - të emërtuara sipas paraqitjes së tyre në fotografi, u zbuluan nga astronomi amerikan E. Hubble në vitet 20-30 të shekullit tonë.

Nëse mund ta shihnim galaktikën tonë nga larg, do të na dukej krejtësisht ndryshe nga ajo në vizatimin skematik. Ne nuk do të shihnim as një disk, një halo, as, natyrisht, një kurorë. Nga distanca të mëdha, vetëm yjet më të shndritshëm do të shiheshin. Dhe të gjithë, siç doli, janë mbledhur në vija të gjera që shtrihen në harqe nga rajoni qendror i Galaxy. Yjet më të shndritshëm formojnë modelin e saj spirale. Vetëm ky model do të ishte i dukshëm nga larg. Galaktika jonë në një foto të marrë nga një astronom nga një botë yjore do të dukej shumë e ngjashme me mjegullnajën e Andromedës.

Hulumtimet në vitet e fundit kanë treguar se shumë galaktika të mëdha spirale, si Galaktika jonë, kanë korona të padukshme të zgjeruara dhe masive. Kjo është shumë e rëndësishme: në fund të fundit, nëse po, atëherë do të thotë që në përgjithësi pothuajse e gjithë masa e Universit (ose, në çdo rast, pjesa dërrmuese e tij) është një masë e fshehur misterioze, e padukshme, por gravituese.

Shumë, dhe ndoshta pothuajse të gjitha, galaktikat janë mbledhur në grupe të ndryshme, të cilat quhen grupe, grupime dhe supergrupe, në varësi të numrit të tyre. Një grup mund të përmbajë vetëm tre ose katër galaktika, por një supergrup mund të përmbajë deri në një mijë apo edhe disa dhjetëra mijëra. Galaktika jonë, mjegullnaja Andromeda dhe më shumë se një mijë objekte të ngjashme janë të përfshira në të ashtuquajturin Supergrup Lokal. Nuk ka një formë të përcaktuar qartë.

Trupat qiellorë janë në lëvizje dhe ndryshim të vazhdueshëm. Kur dhe si kanë ndodhur saktësisht, shkenca kërkon të zbulojë duke studiuar trupat qiellorë dhe sistemet e tyre. Dega e astronomisë që merret me origjinën dhe evolucionin e trupave qiellorë quhet kozmogonia.

Hipotezat moderne shkencore kozmogonike janë rezultat i një përgjithësimi fizik, matematikor dhe filozofik të të dhënave të shumta vëzhguese. Hipotezat kozmogonike të natyrshme në këtë epokë pasqyrojnë kryesisht nivelin e përgjithshëm të zhvillimit të shkencës natyrore. Zhvillimi i mëtejshëm i shkencës, i cili përfshin domosdoshmërisht vëzhgimet astronomike, i vërteton ose i hedh poshtë këto hipoteza.

Ky punim trajton çështjet e mëposhtme:

· Prezantohet struktura e universit, karakterizohen elementet kryesore të tij;

· Tregohen metodat kryesore për marrjen e informacionit për objektet hapësinore;

· Përcaktohet koncepti i një ylli, karakteristikat dhe evolucioni i tij

· Paraqiten burimet kryesore të energjisë yjore

· Jepet një përshkrim i yllit më të afërt me planetin tonë - Diellit

1. ZHVILLIMI HISTORIK I KONCEPTEVE PËR UNIVERSIN

Edhe në agimin e qytetërimit, kur mendja kërkuese njerëzore u kthye në lartësitë transcendentale, filozofët e mëdhenj e konceptuan idenë e tyre për Universin si diçka të pafundme.

Filozofi i lashtë grek Anaksimandri (shekulli VI para Krishtit) prezantoi idenë e një pafundësie të vetme të caktuar që nuk kishte ndonjë vëzhgim dhe cilësi të zakonshme. Elementet fillimisht u menduan si substanca gjysmë materiale, gjysmë hyjnore, të shpirtëruara. Pra, ai tha se fillimi dhe elementi i ekzistencës është Pafundësia, duke qenë i pari që i dha një emër fillimit. Përveç kësaj, ai foli për ekzistencën e lëvizjes së përjetshme, në të cilën ndodh origjina e qiejve. Toka noton në ajër, e pambështetur nga asgjë, por mbetet në vend për shkak të distancës së barabartë nga kudo. Forma e saj është e lakuar, e rrumbullakosur, e ngjashme me një seksion të një kolone guri. Ne ecim përgjatë njërit prej avionëve të tij, ndërsa tjetri është në anën e kundërt. Yjet përfaqësojnë një rreth zjarri, të ndarë nga zjarri botëror dhe i rrethuar nga ajri. Por në guaskën e ajrit ka vrima, një lloj tubi, domethënë vrima të ngushta dhe të gjata, poshtë nga të cilat duken yjet. Si rezultat, kur këto hapje bllokohen, ndodh një eklips. Hëna shfaqet ose e plotë ose në humbje, në varësi të mbylljes dhe hapjes së vrimave. Rrethi diellor është 27 herë më i madh se ai i tokës dhe 19 herë më i madh se ai hënor, dhe dielli është më i larti, dhe pas tij hëna, dhe rrathët e yjeve dhe planetëve të palëvizshëm janë më të ulëtat (VI -Shek. V para Krishtit) argumentoi se Toka ishte sferike pas Krishtit). Heraklidi i Pontit (shek. V-IV p.e.s.) gjithashtu pretendoi rrotullimin e tij rreth boshtit të tij dhe u përcolli grekëve idenë edhe më të lashtë të egjiptianëve se vetë dielli mund të shërbente si qendra e rrotullimit të disa planetëve (Venus, Merkuri. ).

Filozofi dhe shkencëtari francez, fizikani, matematikani, fiziologu Rene Descartes (1596-1650) krijoi një teori rreth modelit të vorbullës evolucionare të Universit bazuar në heliocentralizmin. Në modelin e tij, ai konsideroi trupat qiellorë dhe sistemet e tyre në zhvillimin e tyre. Për shekullin e 17-të ideja e tij ishte jashtëzakonisht e guximshme.

Sipas Dekartit, të gjithë trupat qiellorë u formuan si rezultat i lëvizjeve të vorbullës që ndodhën në lëndën e botës, e cila në fillim ishte homogjene. Grimcat materiale ekzaktësisht identike, duke qenë në lëvizje dhe ndërveprim të vazhdueshëm, ndryshuan formën dhe madhësinë e tyre, gjë që çoi në diversitetin e pasur të natyrës që vëzhguam.

Shkencëtari dhe filozofi i madh gjerman Immanuel Kant (1724-1804) krijoi konceptin e parë universal të Universit në zhvillim, duke pasuruar pamjen e strukturës së tij uniforme dhe duke e paraqitur Universin si të pafund në një kuptim të veçantë.

Ai vërtetoi mundësitë dhe probabilitetin domethënës të shfaqjes së një universi të tillë vetëm nën ndikimin e forcave mekanike të tërheqjes dhe zmbrapsjes dhe u përpoq të zbulonte fatin e mëtejshëm të këtij Universi në të gjitha nivelet e tij - nga sistemi planetar në botën e mjegullnaja.

Ajnshtajni solli një revolucion radikal shkencor me teorinë e tij të relativitetit. Teoria speciale ose e pjesshme e relativitetit të Ajnshtajnit ishte rezultat i një përgjithësimi të mekanikës galileane dhe elektrodinamikës së Maksuel Lorencit.

Ai përshkruan ligjet e të gjitha proceseve fizike me shpejtësi afër shpejtësisë së dritës. Për herë të parë, pasojat thelbësisht të reja kozmologjike të teorisë së përgjithshme të relativitetit u zbuluan nga matematikani dhe fizikani teorik i shquar sovjetik Alexander Friedman (1888-1925). Duke performuar në 1922-24. ai kritikoi konkluzionet e Ajnshtajnit se Universi është i fundëm dhe ka formë si një cilindër katër-dimensionale. Ajnshtajni bëri përfundimin e tij bazuar në supozimin se Universi është i palëvizshëm, por Friedman tregoi pabazën e postulatit të tij fillestar.

Friedman dha dy modele të Universit. Së shpejti, këto modele gjetën një konfirmim çuditërisht të saktë në vëzhgimet e drejtpërdrejta të lëvizjeve të galaktikave të largëta për shkak të efektit të "zhvendosjes së kuqe" në spektrat e tyre. Në vitin 1929, Hubble zbuloi një model të jashtëzakonshëm që u quajt "Ligji i Hubble" ose "Ligji i zhvendosjes së kuqe": linjat e galaktikave u zhvendosën në të kuqe, me zhvendosjen që rritet sa më larg që është galaktika.

2. MJETET E ASTRONOMISE VËZHGUESE

teleskopët

Instrumenti kryesor astronomik është teleskopi. Një teleskop me një lente pasqyre konkave quhet reflektor, dhe një teleskop me një thjerrëz quhet refraktor.

Qëllimi i një teleskopi është të mbledhë më shumë dritë nga burimet qiellore dhe të rrisë këndin e shikimit nga i cili shihet një objekt qiellor.

Sasia e dritës që hyn në teleskop nga objekti i vëzhguar është në proporcion me sipërfaqen e thjerrëzës. Sa më e madhe të jetë thjerrëza e teleskopit, aq më të zbehta mund të shihen objekte me shkëlqim përmes saj.

Shkalla e imazhit të prodhuar nga thjerrëza e teleskopit është proporcionale me gjatësinë fokale të thjerrëzës, d.m.th., distancën nga lentet që mbledh dritën deri në rrafshin ku merret imazhi i ndriçuesit. Imazhi i një objekti qiellor mund të fotografohet ose të shihet përmes një okular.

Një teleskop rrit përmasat e dukshme këndore të Diellit, Hënës, planetëve dhe detajeve mbi to, si dhe distancat këndore midis yjeve, por yjet, edhe në një teleskop shumë të fortë, për shkak të distancës së tyre të madhe, janë të dukshëm vetëm si pika shkëlqyese. .

Në një refraktor, rrezet që kalojnë nëpër thjerrëza thyhen, duke formuar një imazh të objektit në planin fokal. . Në një reflektor, rrezet nga një pasqyrë konkave reflektohen dhe më pas mblidhen në rrafshin fokal. Kur bëjnë një lente teleskopi, ata përpiqen të minimizojnë të gjitha shtrembërimet që ndodhin në mënyrë të pashmangshme në imazhin e objekteve. Një lente e thjeshtë shtrembëron dhe ngjyros shumë skajet e imazhit. Për të reduktuar këto disavantazhe, thjerrëzat janë bërë nga disa lente me lakime të ndryshme sipërfaqësore dhe nga lloje të ndryshme xhami. Për të reduktuar shtrembërimin, sipërfaqeve të një pasqyre xhami konkave u jepet një formë sferike, por një formë paksa e ndryshme (parabolike).

Okulisti sovjetik D.D. Maksutov zhvilloi një sistem teleskopi të quajtur menisk. Ai kombinon avantazhet e një refraktori dhe një reflektori. Një nga modelet e teleskopit shkollor bazohet në këtë sistem. Ka sisteme të tjera teleskopike.

Teleskopi prodhon një imazh të përmbysur, por kjo nuk ka asnjë rëndësi kur vëzhgon objektet hapësinore.

Kur vëzhgoni përmes një teleskopi, zmadhimet që tejkalojnë 500 herë përdoren rrallë. Arsyeja për këtë janë rrymat e ajrit që shkaktojnë shtrembërime të imazhit, të cilat janë më të dukshme sa më i madh të jetë zmadhimi i teleskopit.

Refraktori më i madh ka një lente me një diametër prej rreth 1 m. Kjo ju lejon të fotografoni yje 107 herë më të zbehta se ato që shihen me sy të lirë.

Certifikata spektrale

Deri në mesin e shekullit të 20-të. Ne ia detyrojmë njohuritë tona për Universin pothuajse ekskluzivisht rrezeve misterioze të dritës. Një valë drite, si çdo valë tjetër, karakterizohet nga frekuenca x dhe gjatësia e valës l. Ekziston një lidhje e thjeshtë midis këtyre parametrave fizikë:

ku c është shpejtësia e dritës në vakum (zbrazëti). Dhe energjia e fotoneve është proporcionale me frekuencën e rrezatimit.

Në natyrë, valët e dritës përhapen më së miri në pafundësinë e Universit, pasi ka më pak ndërhyrje në rrugën e tyre. Dhe njeriu, i armatosur me instrumente optike, mësoi të lexonte shkrime misterioze me dritë. Duke përdorur një instrument të veçantë - një spektroskop, të përshtatur me një teleskop, astronomët filluan të përcaktojnë temperaturën, shkëlqimin dhe madhësinë e yjeve; shpejtësitë e tyre, përbërja kimike dhe madje edhe proceset që ndodhin në thellësitë e yjeve të largët.

Isaac Newton zbuloi se rrezet e bardha të diellit përbëhen nga një përzierje rrezesh të të gjitha ngjyrave të ylberit. Gjatë kalimit nga ajri në xhami, rrezet e ngjyrave përthyhen në shkallë të ndryshme. Prandaj, nëse një prizëm trekëndor vendoset në shtegun e një rrezeje të ngushtë diellore, atëherë pasi rrezja largohet nga prizmi, në ekran shfaqet një shirit ylber, i cili quhet spektër.

Spektri përmban informacionin më të rëndësishëm në lidhje me trupin qiellor që lëshon dritë. Pa asnjë ekzagjerim, mund të themi se astrofizika sukseset e saj të jashtëzakonshme i detyrohet kryesisht analizës spektrale. Analiza spektrale është në ditët e sotme metoda kryesore për studimin e natyrës fizike të trupave qiellorë.

Çdo gaz, çdo element kimik prodhon linjat e veta unike në spektër. Ato mund të jenë të ngjashme në ngjyrë, por ato domosdoshmërisht ndryshojnë nga njëri-tjetri në vendndodhjen e tyre në shiritin spektral. Me një fjalë, spektri i një elementi kimik është "pasaporta" e tij unike. Dhe një spektroskopist me përvojë duhet vetëm të shikojë një grup vijash me ngjyra për të përcaktuar se cila substancë lëshon dritë. Rrjedhimisht, për të përcaktuar përbërjen kimike të një trupi të ndritshëm, nuk ka nevojë të merret dhe t'i nënshtrohet kërkimit të drejtpërdrejtë laboratorik. Distancat këtu, madje edhe distancat kozmike, gjithashtu nuk janë pengesë. Është e rëndësishme vetëm që trupi në studim të jetë në një gjendje të kuqe të nxehtë - ai shkëlqen me shkëlqim dhe prodhon një spektër. Kur studion spektrin e Diellit ose një ylli tjetër, një astronom merret me linjat e errëta, të ashtuquajturat linja thithëse. Linjat e absorbimit përkojnë saktësisht me linjat e emetimit të një gazi të caktuar. Falë kësaj, përbërja kimike e Diellit dhe yjeve mund të studiohet nga spektrat e përthithjes. Duke matur energjinë e emetuar ose të përthithur në linja individuale spektrale, është e mundur të kryhet një analizë sasiore kimike e trupave qiellorë, domethënë të mësohet për përmbajtjen në përqindje të elementeve të ndryshëm kimikë. Kështu, u vërtetua se atmosferat e yjeve dominohen nga hidrogjeni dhe heliumi.

Një karakteristikë shumë e rëndësishme e një ylli është temperatura e tij. Në një përafrim të parë, temperatura e një trupi qiellor mund të gjykohet nga ngjyra e tij. Spektroskopia bën të mundur përcaktimin e temperaturës së sipërfaqes së yjeve me saktësi shumë të lartë.

Temperatura e shtresës sipërfaqësore të shumicës së yjeve varion nga 3000 në 25000 K.

Mundësitë e analizës spektrale janë pothuajse të pashtershme! Ai tregoi bindshëm se përbërja kimike e Tokës, Diellit dhe yjeve është e njëjtë. Vërtetë, në trupa individualë qiellorë mund të ketë pak a shumë disa elementë kimikë, por prania e ndonjë "substancëje të patoksueshme" të veçantë nuk është zbuluar askund. Ngjashmëria e përbërjes kimike të trupave qiellorë shërben si një konfirmim i rëndësishëm i unitetit material të Universit.

Astrofizika, një departament i madh i astronomisë moderne, studion vetitë fizike dhe përbërjen kimike të trupave qiellorë dhe të mediumit ndëryjor. Ajo zhvillon teoritë e strukturës së trupave qiellorë dhe proceseve që ndodhin në to. Një nga detyrat më të rëndësishme me të cilat përballet astrofizika sot është të qartësojë strukturën e brendshme të Diellit dhe yjeve dhe burimet e energjisë së tyre dhe të vendosë procesin e origjinës dhe zhvillimit të tyre. Dhe ne i detyrohemi të gjithë informacionit të pasur që na vjen nga thellësitë e Universit lajmëtarëve të botëve të largëta - rrezet e dritës.

Kushdo që ka vëzhguar qiellin me yje e di se yjësitë nuk e ndryshojnë formën e tyre. Arusha e Madhe dhe Arusha e Vogël duken si një lugë, yjësia Cygnus ka formën e një kryqi dhe yjësia e zodiakut Leo i ngjan një trapezi. Megjithatë, përshtypja se yjet janë të palëvizshëm është mashtruese. Ajo është krijuar vetëm sepse dritat qiellore janë shumë larg nesh, dhe madje edhe pas shumë qindra vitesh syri i njeriut nuk është në gjendje të vërejë lëvizjen e tyre. Aktualisht, astronomët matin lëvizjen e duhur të yjeve nga fotografitë e qiellit me yje të marra në intervale prej 20, 30 ose më shumë vitesh.

Lëvizja e duhur e yjeve është këndi në të cilin një yll lëviz nëpër qiell në një vit. Nëse matet edhe distanca deri në këtë yll, atëherë është e mundur të llogaritet shpejtësia e tij, d.m.th., ajo pjesë e shpejtësisë së trupit qiellor që është pingul me vijën e shikimit, përkatësisht drejtimi "vrojtues-yll". Por për të marrë shpejtësinë e plotë të yllit në hapësirë, është gjithashtu e nevojshme të dihet shpejtësia e drejtuar përgjatë vijës së shikimit - drejt ose larg vëzhguesit.

Fig. 1 Përcaktimi i shpejtësisë hapësinore të një ylli në një distancë të njohur me të

Shpejtësia radiale e një ylli mund të përcaktohet nga vendndodhja e linjave të absorbimit në spektrin e tij. Siç dihet, të gjitha linjat në spektrin e një burimi drite lëvizës zhvendosen në proporcion me shpejtësinë e lëvizjes së tij. Për një yll që fluturon drejt nesh, valët e dritës shkurtohen dhe linjat spektrale zhvendosen drejt skajit vjollcë të spektrit. Ndërsa një yll largohet nga ne, valët e dritës zgjaten dhe vijat zhvendosen drejt fundit të kuq të spektrit. Në këtë mënyrë, astronomët gjejnë shpejtësinë e lëvizjes së yllit përgjatë vijës së shikimit. Dhe kur të dyja shpejtësitë (të brendshme dhe radiale) janë të njohura, nuk është e vështirë të përdoret teorema e Pitagorës për të llogaritur shpejtësinë totale hapësinore të yllit në raport me Diellin.

Doli se shpejtësitë e yjeve janë të ndryshme dhe, si rregull, arrijnë në disa dhjetëra kilometra në sekondë.

Duke studiuar lëvizjet e duhura të yjeve, astronomët ishin në gjendje të imagjinonin pamjen e qiellit me yje (yjësitë) në të kaluarën e largët dhe në të ardhmen e largët. "Lutja" e famshme e Arushës së Madhe në 100 mijë vjet do të kthehet, për shembull, në një "hekur me një dorezë të thyer".

Radio valët dhe radio teleskopët

Deri kohët e fundit, trupat qiellorë janë studiuar pothuajse ekskluzivisht në rrezet e dukshme të spektrit. Por në natyrë ka edhe rrezatime elektromagnetike të padukshme. Ata nuk perceptohen as me teleskopët optikë më të fuqishëm, megjithëse diapazoni i tyre është shumë herë më i gjerë se rajoni i dukshëm i spektrit. Pra, përtej skajit vjollcë të spektrit janë rrezet ultravjollcë të padukshme, të cilat ndikojnë në mënyrë aktive në pllakën fotografike - duke e bërë atë të errësohet. Pas tyre janë rrezet X dhe, së fundi, rrezet gama me gjatësinë më të shkurtër valore.

Për të kapur rrezatimin radio që vjen tek ne nga hapësira, përdoren instrumente speciale radiofizike - radio teleskopë. Parimi i funksionimit të një radioteleskopi është i njëjtë me teleskopin optik: ai mbledh energji elektromagnetike. Vetëm në vend të thjerrëzave ose pasqyrave, radioteleskopët përdorin antena. Shumë shpesh, një antenë radioteleskopi ndërtohet në formën e një tasi të madh parabolik, ndonjëherë të ngurtë dhe nganjëherë grilë. Sipërfaqja e saj metalike reflektuese përqendron emetimin radio të objektit të vëzhguar në një furnizues të vogël antenash marrëse, i cili vendoset në fokusin e paraboloidit. Si rezultat, rryma të dobëta alternative lindin në radiator. Rrymat elektrike transmetohen përmes shiritave të valëve në një marrës radio shumë të ndjeshëm të akorduar në gjatësinë e valës operative të teleskopit radio. Këtu ato amplifikohen dhe duke lidhur një altoparlant me marrësin, mund të dëgjohen "zërat e yjeve". Por zërat e yjeve nuk kanë asnjë muzikalitet. Këto nuk janë aspak “melodi kozmike” që magjepsin veshin, por një fërshëllimë kërcitëse apo një bilbil shpues... Prandaj, zakonisht në marrësin e radioteleskopit ngjitet një pajisje e veçantë regjistrimi. Dhe tani, në shiritin lëvizës, regjistruesi vizaton një kurbë të intensitetit të sinjalit radio hyrës të një gjatësi vale të caktuar. Rrjedhimisht, astronomët e radios nuk "dëgjojnë" shushurimën e yjeve, por "e shohin" atë në letër grafit.

Siç e dini, me një teleskop optik ne vëzhgojmë menjëherë gjithçka që bie në fushën e tij të shikimit.

Me një radio teleskop situata është më e ndërlikuar. Ekziston vetëm një element marrës (ushqyes), kështu që imazhi ndërtohet rresht pas rreshti - duke kaluar në mënyrë sekuenciale një burim radioje përmes rrezes së antenës, domethënë, e ngjashme me atë në një ekran televiziv.

Ligji i verës

Ligji i verës- varësia që përcakton gjatësinë e valës kur energjia emetohet nga një trup absolutisht i zi. Ajo u zhvillua nga fizikani gjerman dhe laureati i Nobelit Wilhelm Wien në 1893.

Ligji i Wien-it: Gjatësia e valës në të cilën një trup i zi lëshon sasinë më të madhe të energjisë është në përpjesëtim të zhdrejtë me temperaturën e atij trupi.

Një trup plotësisht i zi është një sipërfaqe që thith plotësisht rrezatimin që bie mbi të. Koncepti i një trupi absolutisht të zi është thjesht teorik: në realitet, objektet me një sipërfaqe kaq ideale që thith plotësisht të gjitha valët nuk ekzistojnë.

3. KONCEPTE MODERNE PËR STRUKTURËN, ELEMENTET THEMELORE TË UNIVERSIT TË DUKSHEM DHE SISTEMATIZIMIN E TYRE

Nëse e përshkruajmë strukturën e Universit siç u duket shkencëtarëve tani, do të marrim shkallën hierarkike të mëposhtme. Ka planetë - trupa qiellorë që rrotullohen në orbitë rreth një ylli ose mbetjeve të tij, mjaftueshëm masivë për t'u rrumbullakosur nën ndikimin e gravitetit të tyre, por jo aq masivë sa për të nisur një reaksion termonuklear, të cilët janë "të lidhur" me një yll të caktuar, që është, e vendosur në zonën e ndikimit gravitacional të saj. Kështu, Toka dhe disa planetë të tjerë me satelitët e tyre janë në zonën e ndikimit gravitacional të një ylli të quajtur Dielli, duke lëvizur në orbitat e tyre rreth tij dhe duke formuar kështu Sistemin Diellor. Sisteme të ngjashme yjesh, të vendosura afër në një numër të madh, formojnë një galaktikë - një sistem kompleks me qendrën e vet. Nga rruga, në lidhje me qendrën e galaktikave, ende nuk ka konsensus se çfarë janë ato - është sugjeruar se ka vrima të zeza në qendër të galaktikave.

Galaktikat, nga ana tjetër, formojnë një lloj zinxhiri, duke krijuar një lloj rrjeti. Qelizat e këtij rrjeti krijohen nga zinxhirë galaktikash dhe "zbrazëtira" qendrore, të cilat ose janë plotësisht pa galaktika ose kanë një numër shumë të vogël të tyre. Pjesa kryesore e universit është e zënë nga vakuumi, që megjithatë nuk do të thotë zbrazëti absolute e kësaj hapësire: atome individuale janë gjithashtu të pranishme në vakum, fotone janë të pranishëm (rrezatimi relikt), dhe grimcat dhe antigrimcat gjithashtu shfaqen si një rezultat i dukurive kuantike. Pjesa e dukshme e Universit, pra ajo pjesë e tij që është e arritshme për studimin e njerëzimit, karakterizohet nga homogjeniteti dhe qëndrueshmëria në kuptimin që, siç besohet zakonisht, të njëjtat ligje veprojnë në këtë pjesë. Nuk mund të përcaktohet nëse situata është e njëjtë edhe në pjesë të tjera të Universit.

Përveç planetëve dhe yjeve, elementët e Universit janë trupa të tillë qiellorë si kometat, asteroidët dhe meteoritët.

Një kometë është një trup i vogël qiellor që rrotullohet rreth Diellit përgjatë një seksioni konik me një orbitë shumë të zgjatur. Ndërsa kometa i afrohet Diellit, ajo formon një koma dhe ndonjëherë një bisht gazi dhe pluhuri.

Në mënyrë konvencionale, një kometë mund të ndahet në tre pjesë - bërthama, koma dhe bishti. Çdo gjë në kometat është absolutisht e ftohtë, dhe shkëlqimi i tyre është vetëm reflektimi i dritës së diellit nga pluhuri dhe shkëlqimi i gazit të jonizuar nga drita ultravjollcë.

Bërthama është pjesa më e rëndë e këtij trupi qiellor. Pjesa më e madhe e kometës është e përqendruar në të. Përbërja e bërthamës së kometës është mjaft e vështirë për t'u studiuar me saktësi, pasi në një distancë të arritshme për një teleskop, ajo është e rrethuar vazhdimisht nga një mantel gazi. Në këtë drejtim, teoria e astronomit amerikan Whipple u miratua si bazë për teorinë për përbërjen e bërthamës së kometës.

Sipas teorisë së tij, bërthama e kometës është një përzierje e gazrave të ngrirë të përzier me pluhur të ndryshëm. Prandaj, kur një kometë i afrohet Diellit dhe nxehet, gazrat fillojnë të "shkrihen", duke formuar një bisht.

Bishti i një komete është pjesa më ekspresive e saj. Ajo është formuar nga një kometë ndërsa i afrohet Diellit. Bishti është një shirit i ndritshëm që shtrihet nga thelbi në drejtim të kundërt me Diellin, "i fryrë" nga era diellore.

Koma është një guaskë në formë kupe, e lehtë, me mjegull që rrethon bërthamën, e përbërë nga gazra dhe pluhur. Zakonisht shtrihet nga 100 mijë në 1.4 milion kilometra nga thelbi. Presioni i lehtë mund të deformojë koma, duke e shtrirë atë në një drejtim anti-solar. Koma, së bashku me bërthamën, përbëjnë kokën e kometës.

Asteroidët janë trupa qiellorë që kanë një formë kryesisht të parregullt, të ngjashme me shkëmbin dhe variojnë në madhësi nga disa metra në një mijë kilometra. Asteroidet, si meteoritët, janë bërë nga metale (kryesisht hekur dhe nikel) dhe shkëmbinj. Në latinisht, fjala asteroid do të thotë "si një yll". Asteroidët e morën këtë emër për ngjashmërinë e tyre me yjet kur u vëzhguan duke përdorur teleskopë jo shumë të fuqishëm.

Asteroidët mund të përplasen me njëri-tjetrin, me satelitë dhe me planetë të mëdhenj. Si rezultat i përplasjes së asteroidëve, formohen trupa më të vegjël qiellorë - meteorite. Kur ata përplasen me një planet ose satelit, asteroidët lënë gjurmë në formën e kratereve të mëdha shumë kilometra të gjatë.

Sipërfaqja e të gjithë asteroidëve, pa përjashtim, është shumë e ftohtë, pasi ata vetë janë si shkëmbinj të mëdhenj dhe nuk gjenerojnë nxehtësi dhe ndodhen në një distancë të konsiderueshme nga dielli. Edhe nëse asteroidi nxehet nga Dielli, ai lëshon nxehtësi mjaft shpejt.

Astronomët kanë dy hipoteza më të njohura në lidhje me origjinën e asteroidëve. Sipas njërit prej tyre, ato janë fragmente të planetëve dikur ekzistues që u shkatërruan si rezultat i një përplasjeje ose shpërthimi. Sipas një versioni tjetër, asteroidët u formuan nga mbetjet e substancës nga e cila u formuan planetët e sistemit diellor.

Meteoritët- fragmente të vogla trupash qiellorë, të përbërë kryesisht nga guri dhe hekuri, që bien në sipërfaqen e Tokës nga hapësira ndërplanetare. Për astronomët, meteoritët janë një thesar i vërtetë: nuk ndodh shpesh që ata të jenë në gjendje të ekzaminojnë tërësisht një pjesë të hapësirës në një mjedis laboratorik. Shumica e ekspertëve i konsiderojnë meteoritët si fragmente asteroidësh që formohen gjatë përplasjes së trupave kozmikë.

4. TEORIA E YJEVE

Një yll është një top masiv gazi që lëshon dritë dhe mbahet nga forcat e gravitetit dhe presionit të brendshëm të tij, në thellësi të të cilit ndodhin reaksione të shkrirjes termonukleare (ose kanë ndodhur më parë).

Karakteristikat kryesore të yjeve:

Shkëlqim

Shkëlqimi përcaktohet nëse dihet madhësia e dukshme dhe distanca nga ylli. Ndërsa astronomia ka metoda mjaft të besueshme për përcaktimin e madhësisë së dukshme, distanca nga yjet nuk është aq e lehtë për t'u përcaktuar. Për yjet relativisht të afërt, distanca përcaktohet me metodën trigonometrike, e njohur që nga fillimi i shekullit të kaluar, e cila konsiston në matjen e zhvendosjeve të papërfillshme këndore të yjeve kur ato vëzhgohen nga pika të ndryshme të orbitës së tokës, domethënë në kohë të ndryshme. i vitit. Kjo metodë ka saktësi mjaft të lartë dhe është mjaft e besueshme. Megjithatë, për shumicën e yjeve të tjerë më të largët nuk është më i përshtatshëm: zhvendosjet në pozicionet e yjeve duhet të maten shumë të vogla - më pak se një e qindta e sekondës së harkut. Metoda të tjera vijnë në shpëtim, shumë më pak të sakta, por megjithatë mjaft të besueshme. Në një numër rastesh, madhësia absolute e yjeve mund të përcaktohet drejtpërdrejt, pa matur distancën prej tyre, nga disa veçori të vëzhguara të rrezatimit të tyre.

Yjet ndryshojnë shumë në shkëlqimin e tyre. Ka yje supergjigantë të bardhë dhe blu (megjithëse ka relativisht pak prej tyre), shkëlqimi i të cilave tejkalon shkëlqimin e Diellit me dhjetëra dhe madje qindra mijëra herë. Por shumica e yjeve janë "xhuxhë", shkëlqimi i të cilëve është shumë më i vogël se Dielli, shpesh mijëra herë. Karakteristika e shkëlqimit është e ashtuquajtura "madhësia absolute" e yllit. Madhësia e dukshme e një ylli varet, nga njëra anë, nga shkëlqimi dhe ngjyra e tij, nga ana tjetër, nga distanca me të. Yjet me shkëlqim të lartë kanë vlera absolute negative, për shembull -4, -6. Yjet me shkëlqim të ulët karakterizohen nga vlera të mëdha pozitive, për shembull +8, +10.

Përbërja kimike e yjeve

Përbërja kimike e shtresave të jashtme të yllit, nga ku rrezatimi i tyre "drejtpërdrejt" vjen tek ne, karakterizohet nga një mbizotërim i plotë i hidrogjenit. Heliumi është në vendin e dytë, dhe bollëku i elementëve të tjerë është relativisht i vogël. Për çdo 10,000 atome hidrogjeni, ka një mijë atome helium, rreth dhjetë atome oksigjen, pak më pak karbon dhe azot, dhe vetëm një atom hekuri. Bollëku i elementëve të tjerë është krejtësisht i papërfillshëm.

Mund të themi se shtresat e jashtme të yjeve janë plazma gjigante hidrogjen-helium me një përzierje të vogël elementësh më të rëndë.

Edhe pse përbërja kimike e yjeve është, në një përafrim të parë, e njëjtë, ka ende yje që tregojnë veçori të caktuara në këtë drejtim. Për shembull, ekziston një yll me një përmbajtje anormalisht të lartë të karbonit, ose ka objekte me një përmbajtje anormalisht të lartë të tokave të rralla. Nëse shumica dërrmuese e yjeve kanë një bollëk krejtësisht të papërfillshëm të litiumit (afërsisht 10 11 nga hidrogjeni), atëherë herë pas here ka "unike" ku ky element i rrallë është mjaft i bollshëm.

Spektri i yjeve

Studimi i spektrave të yjeve jep informacion jashtëzakonisht të pasur. Tani është miratuar i ashtuquajturi klasifikim spektral i Harvardit. Ai ka dhjetë klasa, të përcaktuara me shkronja latine: O, B, A, F, G, K, M. Sistemi ekzistues për klasifikimin e spektrave yjor është aq i saktë sa lejon që dikush të përcaktojë spektrin me një saktësi prej një të dhjetës së klasës. Për shembull, një pjesë e sekuencës së spektrave yjor midis klasave B dhe A është caktuar si B0, B1 ... B9, A0 e kështu me radhë. Spektri i yjeve, në një përafrim të parë, është i ngjashëm me spektrin e një trupi "të zi" rrezatues me një temperaturë të caktuar T. Këto temperatura ndryshojnë pa probleme nga 40-50 mijë kelvin për yjet e klasës spektrale O në 3000 kelvin për yjet e klasa spektrale M. Në përputhje me këtë, pjesa kryesore e rrezatimit të yjeve të klasave spektrale O dhe B bien në pjesën ultravjollcë të spektrit, e paarritshme për vëzhgim nga sipërfaqja e tokës.

Një tipar tjetër karakteristik i spektrave yjor është prania e një numri të madh të linjave thithëse që i përkasin elementëve të ndryshëm. Analiza e imët e këtyre linjave dha informacion veçanërisht të vlefshëm për natyrën e shtresave të jashtme të yjeve. Dallimet në spektra shpjegohen kryesisht nga ndryshimet në temperaturat e shtresave të jashtme të yllit. Për këtë arsye, gjendjet e jonizimit dhe ngacmimit të elementeve të ndryshëm në shtresat e jashtme të yjeve ndryshojnë në mënyrë dramatike, duke çuar në dallime të forta në spektra.

Temperatura

Temperatura përcakton ngjyrën e një ylli dhe spektrin e tij. Kështu, për shembull, nëse temperatura e sipërfaqes së shtresave të yjeve është 3-4 mijë. K., pastaj ngjyra e saj është e kuqërremtë, 6-7 mijë K. është e verdhë. Yjet shumë të nxehtë me temperatura mbi 10-12 mijë K. kanë ngjyrë të bardhë ose kaltërosh. Në astronomi, ekzistojnë metoda plotësisht objektive për matjen e ngjyrës së yjeve. Ky i fundit përcaktohet nga i ashtuquajturi "indeksi i ngjyrave", i barabartë me diferencën midis vlerave fotografike dhe vizuale. Çdo vlerë e indeksit të ngjyrës korrespondon me një lloj të caktuar spektri.

Për yjet e kuq të ftohtë, spektrat karakterizohen nga linja thithëse të atomeve metalike neutrale dhe breza të disa përbërjeve të thjeshta (për shembull, CN, SP, H20, etj.). Ndërsa temperatura e sipërfaqes rritet, brezat molekularë zhduken në spektrat e yjeve, shumë linja të atomeve neutrale, si dhe linja të heliumit neutral, dobësohen. Vetë pamja e spektrit po ndryshon rrënjësisht. Për shembull, në yjet e nxehtë me temperatura sipërfaqësore që tejkalojnë 20 mijë K, vërehen kryesisht linja të heliumit neutral dhe të jonizuar, dhe spektri i vazhdueshëm është shumë intensiv në pjesën ultravjollcë. Yjet me temperaturë sipërfaqësore rreth 10 mijë K kanë linjat më intensive të hidrogjenit, ndërsa yjet me temperaturë rreth 6 mijë K kanë vija të kalciumit të jonizuar, të vendosura në kufirin e pjesëve të dukshme dhe ultravjollcë të spektrit.

Masa e yjeve

Astronomia nuk kishte dhe nuk ka aktualisht një metodë për përcaktimin e drejtpërdrejtë dhe të pavarur të masës (d.m.th., jo të përfshirë në sisteme të shumta) të një ylli të izoluar. Dhe kjo është një mangësi shumë serioze e shkencës sonë për Universin. Nëse do të ekzistonte një metodë e tillë, përparimi i njohurive tona do të ishte shumë më i shpejtë. Masat e yjeve ndryshojnë brenda kufijve relativisht të ngushtë. Ka shumë pak yje, masa e të cilëve është 10 herë më e madhe ose më e vogël se masa diellore. Në një situatë të tillë, astronomët pranojnë në heshtje se yjet me të njëjtën shkëlqim dhe ngjyrë kanë të njëjtat masa. Ato janë të përcaktuara vetëm për sistemet binare. Deklarata se një yll i vetëm me të njëjtën shkëlqim dhe ngjyrë ka të njëjtën masë si "motra" e tij në një sistem binar duhet të merret gjithmonë me kujdes.

Besohet se objektet me masë më të vogël se 0,02 M nuk janë më yje. Ata nuk kanë burime të brendshme të energjisë, dhe shkëlqimi i tyre është afër zeros. Zakonisht këto objekte klasifikohen si planetë. Masat më të mëdha të matura drejtpërdrejt nuk i kalojnë 60 M.

KLASIFIKIMI I YJEVE

Klasifikimet e yjeve filluan të ndërtohen menjëherë pasi filluan të merren spektrat e tyre. Në fillim të shekullit të 20-të, Hertzsprung dhe Russell vizatuan yje të ndryshëm në një diagram, dhe doli që shumica e tyre ishin grupuar përgjatë një kurbë të ngushtë. Diagrami i Hertzsprung--tregon lidhjen midis madhësisë absolute, shkëlqimit, klasës spektrale dhe temperaturës së sipërfaqes së yllit. Yjet në këtë diagram nuk janë të vendosura rastësisht, por formojnë zona qartësisht të dukshme.

Diagrami bën të mundur gjetjen e vlerës absolute sipas klasës spektrale. Veçanërisht për klasat spektrale O--F. Për klasat e mëvonshme kjo është e ndërlikuar nga nevoja për të zgjedhur midis një gjiganti dhe një xhuxhi. Sidoqoftë, disa dallime në intensitetin e disa linjave na lejojnë ta bëjmë këtë zgjedhje me besim.

Rreth 90% e yjeve janë në sekuencën kryesore. Shkëlqimi i tyre është për shkak të reaksioneve termonukleare që shndërrojnë hidrogjenin në helium. Ekzistojnë gjithashtu disa degë të yjeve gjigantë të evoluar në të cilat digjen helium dhe elementë më të rëndë. Në fund të majtë të diagramit janë xhuxhët e bardhë të evoluar plotësisht.

LLOJET E YJEVE

Gjigantët-- një lloj ylli me një rreze dukshëm më të madhe dhe shkëlqim më të lartë se yjet e sekuencës kryesore që kanë të njëjtën temperaturë sipërfaqësore. Në mënyrë tipike, yjet gjigantë kanë rreze nga 10 deri në 100 rreze diellore dhe shkëlqim nga 10 deri në 1000 ndriçim diellor. Yjet me shkëlqim më të madh se ato të gjigantëve quhen supergjigantë dhe hipergjigantë. Yjet e sekuencës kryesore të nxehtë dhe të ndritshëm mund të klasifikohen gjithashtu si gjigantë të bardhë. Për më tepër, për shkak të rrezes së tyre të madhe dhe shkëlqimit të lartë, gjigantët shtrihen mbi sekuencën kryesore.

Xhuxhët- një lloj yjesh të vegjël nga 1 deri në 0,01 rreze. Dielli dhe shkëlqimet e ulëta nga 1 në 10-4 shkëlqimi i Diellit me një masë nga 1 në 0,1 masë diellore.

· xhuxh i bardhë- yje të evoluar me një masë jo më të madhe se 1.4 masa diellore, të privuar nga burimet e tyre të energjisë termonukleare. Diametri i yjeve të tillë mund të jetë qindra herë më i vogël se ai i Diellit, dhe për këtë arsye dendësia mund të jetë 1.000.000 herë më e madhe se dendësia e ujit.

· xhuxh i kuq- një yll i vogël dhe relativisht i ftohtë i sekuencës kryesore me një klasë spektrale M ose K të sipërme. Ata janë mjaft të ndryshëm nga yjet e tjerë. Diametri dhe masa e xhuxhëve të kuq nuk e kalon një të tretën e masës diellore (kufiri i poshtëm i masës është 0,08 diellor, i ndjekur nga xhuxhët kafe).

· xhuxh kafe-- objekte nënyjore me masa në intervalin 5-75 masa të Jupiterit (dhe një diametër afërsisht të barabartë me diametrin e Jupiterit), në thellësi të të cilave, ndryshe nga yjet e sekuencës kryesore, nuk ndodh asnjë reaksion shkrirjeje termonukleare me shndërrimin e hidrogjenit në helium.

· Xhuxhët nënkafe ose nënxhuxhët kafe-- formacione të ftohta me masa nën kufirin e xhuxhëve kafe. Në përgjithësi ata konsiderohen si planetë.

· Xhuxh i zi- xhuxhët e bardhë që janë ftohur dhe, si rezultat, nuk lëshojnë në rrezen e dukshme. Përfaqëson fazën përfundimtare të evolucionit të xhuxhëve të bardhë. Masat e xhuxhëve të zinj, si masat e xhuxhëve të bardhë, janë të kufizuara mbi 1.4 masa diellore.

Ylli neutron- formacione yjore me masa të rendit 1.5 diellor dhe madhësi dukshëm më të vogla se xhuxhët e bardhë, rreth 10-20 km në diametër. Dendësia e yjeve të tillë mund të arrijë 1000,000,000,000 dendësi uji. Dhe fusha magnetike është po aq herë më e madhe se fusha magnetike e Tokës. Yje të tillë përbëhen kryesisht nga neutrone, të ngjeshur fort nga forcat gravitacionale. Shpesh yje të tillë janë pulsarë.

Yll i ri- yje, shkëlqimi i të cilëve rritet papritur 10,000 herë. Nova është një sistem binar i përbërë nga një xhuxh i bardhë dhe një yll shoqërues i vendosur në sekuencën kryesore. Në sisteme të tilla, gazi nga ylli gradualisht rrjedh te xhuxhi i bardhë dhe periodikisht shpërthen atje, duke shkaktuar një shpërthim shkëlqimi.

Supernova- ky është një yll që përfundon evolucionin e tij në një proces shpërthyes katastrofik. Ndezja në këtë rast mund të jetë disa gradë më e madhe se në rastin e një nova. Një shpërthim i tillë i fuqishëm është pasojë e proceseve që ndodhin në yll në fazën e fundit të evolucionit.

Yll i dyfishtë- Këta janë dy yje të lidhur me gravitacion që rrotullohen rreth një qendre të përbashkët të masës. Ndonjëherë ka sisteme me tre ose më shumë yje, në këtë rast të përgjithshëm sistemi quhet një yll i shumëfishtë. Në rastet kur një sistem i tillë yjor nuk është shumë larg nga Toka, yjet individualë mund të dallohen përmes teleskopit. Nëse distanca është e rëndësishme, atëherë është e mundur të kuptohet se astronomët mund të shohin një yll të dyfishtë vetëm me shenja indirekte - luhatje në shkëlqim të shkaktuara nga eklipset periodike të një ylli nga një tjetër dhe disa të tjerë.

Pulsarët- këto janë yje neutron në të cilët fusha magnetike është e prirur nga boshti i rrotullimit dhe, duke rrotulluar, ata shkaktojnë modulim të rrezatimit që vjen në Tokë.

Pulsari i parë u zbulua duke përdorur radioteleskopin e Observatorit të Astronomisë së Radios Mallard. Universiteti i Kembrixhit. Zbulimi u bë nga studentja e diplomuar Jocelyn Bell në qershor 1967 në një gjatësi vale prej 3.5 m, domethënë 85.7 MHz. Ky pulsar quhet PSR J1921+2153. Vëzhgimet e pulsarit u mbajtën sekret për disa muaj, dhe më pas u emërua LGM-1, që do të thotë "burra të vegjël të gjelbër". Arsyeja për këtë ishin pulset e radios që arrinin në Tokë në intervale të rregullta, dhe për këtë arsye supozohej se këto pulse radio ishin me origjinë artificiale.

Jocelyn Bell ishte në grupin e Hewish, ata gjetën 3 burime të tjera të sinjaleve të ngjashme, pas së cilës askush nuk dyshoi se sinjalet nuk ishin me origjinë artificiale. Deri në fund të vitit 1968, tashmë ishin zbuluar 58 pulsarë. Dhe në vitin 2008, 1790 radio pulsarë ishin të njohur tashmë. Pulsari më i afërt me sistemin tonë diellor është 390 vite dritë larg.

Kuazarët janë objekte të shkëlqyera që lëshojnë sasitë më të rëndësishme të energjisë që gjenden në Univers. Duke qenë në një distancë kolosale nga Toka, ata demonstrojnë shkëlqim më të madh se trupat kozmikë të vendosur 1000 herë më afër. Sipas përkufizimit modern, një kuazar është bërthama aktive e një galaktike, ku ndodhin procese që lëshojnë një sasi të madhe energjie. Vetë termi do të thotë "burim radio si yll". Kuazari i parë u vu re nga astronomët amerikanë A. Sandage dhe T. Matthews, të cilët po vëzhgonin yjet në një observator në Kaliforni. Në vitin 1963, M. Schmidt, duke përdorur një teleskop reflektor që mblidhte rrezatimin elektromagnetik në një pikë, zbuloi një devijim në spektrin e objektit të vëzhguar drejt së kuqes, i cili përcaktoi se burimi i tij po largohej nga sistemi ynë. Studimet e mëvonshme treguan se trupi qiellor, i regjistruar si 3C 273, ndodhet në një distancë prej 3 miliardë vite dritë. vjet dhe po tërhiqet me një shpejtësi të jashtëzakonshme - 240,000 km/s. Shkencëtarët e Moskës Sharov dhe Efremov studiuan fotografitë e hershme të disponueshme të objektit dhe zbuluan se ai ndryshonte vazhdimisht shkëlqimin e tij. Ndryshimet e parregullta në intensitetin e ndriçimit sugjerojnë një madhësi të vogël burimi.

5. BURIMET E ENERGJISË TË YJEVE

Gjatë njëqind viteve pasi R. Mayer formuloi ligjin e ruajtjes së energjisë në 1842, u shprehën shumë hipoteza për natyrën e burimeve të energjisë së yjeve, në veçanti, u propozua një hipotezë për rënien e meteoroideve në një yll. , zbërthimi radioaktiv i elementeve dhe asgjësimi i protoneve dhe elektroneve. Vetëm ngjeshja gravitacionale dhe shkrirja termonukleare kanë një rëndësi të vërtetë.

Shkrirja termonukleare në brendësi të yjeve

Deri në vitin 1939, u vërtetua se burimi i energjisë yjore ishte shkrirja termonukleare që ndodhte në thellësitë e yjeve. Shumica e yjeve rrezatojnë sepse në bërthamat e tyre katër protone bashkohen përmes një sërë hapash të ndërmjetëm në një grimcë alfa. Ky transformim mund të ndodhë në dy mënyra kryesore, të quajtura cikli proton-proton ose p-p dhe cikli karbon-azot ose CN. Në yjet me masë të ulët, çlirimi i energjisë sigurohet kryesisht nga cikli i parë, në yjet e rëndë - nga i dyti. Furnizimi me energji bërthamore në një yll është i kufizuar dhe shpenzohet vazhdimisht në rrezatim. Procesi i shkrirjes termonukleare, i cili çliron energji dhe ndryshon përbërjen e materies së yllit, në kombinim me gravitetin, i cili tenton të ngjesh yllin dhe gjithashtu çliron energji, dhe rrezatimi nga sipërfaqja, i cili mbart energjinë e çliruar, janë kryesorët. forcat lëvizëse të evolucionit yjor.

Hans Albrecht Bethe është një astrofizikan amerikan i cili fitoi çmimin Nobel në Fizikë në vitin 1967. Punimet kryesore i kushtohen fizikës bërthamore dhe astrofizikës. Ishte ai që zbuloi ciklin proton-proton të reaksioneve termonukleare (1938) dhe propozoi një cikël karbon-azoti me gjashtë faza për të shpjeguar procesin e reaksioneve termonukleare në yjet masive, për të cilin ai mori çmimin Nobel në fizikë për "kontributet në teoria e reaksioneve bërthamore, veçanërisht për zbulimet në lidhje me burimet e energjisë së yjeve."

Kompresimi gravitacional

Kompresimi gravitacional është një proces i brendshëm i një ylli për shkak të të cilit lirohet energjia e tij e brendshme.

Supozoni se në një moment në kohë, për shkak të ftohjes së yllit, temperatura në qendër të tij do të ulet paksa. Presioni në qendër gjithashtu do të ulet dhe nuk do të kompensojë më peshën e shtresave të sipërme. Forcat e gravitetit do të fillojnë të ngjeshin yllin. Në këtë rast, energjia potenciale e sistemit do të ulet (duke qenë se energjia potenciale është negative, moduli i tij do të rritet), ndërsa energjia e brendshme, pra dhe temperatura brenda yllit, do të rritet. Por vetëm gjysma e energjisë potenciale të lëshuar do të shpenzohet për rritjen e temperaturës, gjysma tjetër do të përdoret për të ruajtur rrezatimin e yllit.

6. EVOLUCIONI I YJEVE

Evolucioni yjor në astronomi është sekuenca e ndryshimeve që pëson një yll gjatë jetës së tij, domethënë gjatë miliona ose miliarda viteve ndërsa lëshon dritë dhe nxehtësi. Gjatë periudhave kaq të mëdha kohore, ndryshimet janë mjaft domethënëse.

Fazat kryesore në evolucionin e një ylli janë lindja e tij (formimi i yjeve), një periudhë e gjatë e ekzistencës (zakonisht e qëndrueshme) e yllit si një sistem integral në ekuilibrin hidrodinamik dhe termik dhe, së fundi, periudha e "vdekjes" së tij, ” d.m.th. një çekuilibër i pakthyeshëm që çon në shkatërrimin e një ylli ose tkurrjen katastrofike të tij. Ecuria e evolucionit të një ylli varet nga masa e tij dhe përbërja kimike fillestare, e cila, nga ana tjetër, varet nga koha e formimit të yllit dhe pozicioni i tij në galaktikë në kohën e formimit. Sa më e madhe të jetë masa e një ylli, aq më i shpejtë është evolucioni i tij dhe aq më e shkurtër "jeta".

Një yll e fillon jetën e tij si një re e ftohtë dhe e rrallë e gazit ndëryjor, e ngjeshur nën gravitetin e vet dhe gradualisht duke marrë formën e një topi. Kur kompresohet, energjia gravitacionale shndërrohet në nxehtësi dhe temperatura e objektit rritet. Kur temperatura në qendër arrin 15-20 milion K, reaksionet termonukleare fillojnë dhe kompresimi ndalon. Objekti bëhet një yll i plotë.

Pas një kohe të caktuar - nga një milion në dhjetëra miliarda vjet (në varësi të masës fillestare) - ylli shteron burimet e hidrogjenit të bërthamës. Në yjet e mëdhenj dhe të nxehtë kjo ndodh shumë më shpejt se në yjet e vegjël dhe më të ftohtë. Pakësimi i furnizimit me hidrogjen çon në ndalimin e reaksioneve termonukleare.

Pa presionin që u ngrit gjatë këtyre reaksioneve dhe balancoi gravitetin e brendshëm në trupin e yllit, ylli fillon të tkurret përsëri, siç ndodhi më parë në procesin e formimit të tij. Temperatura dhe presioni rriten përsëri, por, ndryshe nga faza e protostarit, në një nivel shumë më të lartë. Kolapsi vazhdon derisa reaksionet termonukleare që përfshijnë heliumin të fillojnë në një temperaturë prej afërsisht 100 milion K.

"Djegia" termonukleare e materies, e rifilluar në një nivel të ri, shkakton një zgjerim monstruoz të yllit. Ylli "fryhet", bëhet shumë "i lirshëm", dhe madhësia e tij rritet afërsisht 100 herë. Kështu ylli bëhet një gjigant i kuq dhe faza e djegies së heliumit zgjat rreth disa milionë vjet. Pothuajse të gjithë gjigantët e kuq janë yje të ndryshueshëm.

Pas ndërprerjes së reaksioneve termonukleare në thelbin e tyre, ato, duke u ftohur gradualisht, do të vazhdojnë të emetojnë dobët në rrezet infra të kuqe dhe mikrovalore të spektrit elektromagnetik.

DIELL

Dielli është i vetmi yll në Sistemin Diellor, të gjithë planetët e sistemit, si dhe satelitët e tyre dhe objektet e tjera, duke përfshirë pluhurin kozmik, lëvizin rreth tij.

Karakteristikat e Diellit

· Masa e Diellit: 2,1030 kg (332,946 masa tokësore)

Diametri: 1,392,000 km

· Rrezja: 696,000 km

Dendësia mesatare: 1400 kg/m3

Pjerrësia e boshtit: 7,25° (në raport me rrafshin ekliptik)

Temperatura e sipërfaqes: 5,780 K

Temperatura në qendër të Diellit: 15 milionë gradë

Klasa spektrale: G2 V

Distanca mesatare nga Toka: 150 milion km

· Mosha: rreth 5 miliardë vjet

Periudha e rrotullimit: 25,380 ditë

Shkëlqimi: 3,86 1026 W

· Magnituda e dukshme: 26.75m

Struktura e diellit

Sipas klasifikimit spektral, ylli është një lloj "xhuxhi i verdhë", sipas llogaritjeve të përafërta, mosha e tij është pak më shumë se 4.5 miliardë vjet, është në mes të ciklit të tij jetësor. Dielli, i përbërë nga 92% hidrogjen dhe 7% helium, ka një strukturë shumë komplekse. Në qendër të tij ka një bërthamë me një rreze prej përafërsisht 150,000-175,000 km, që është deri në 25% të rrezes totale të yllit në qendër të tij, temperatura i afrohet 14,000,000 K. Bërthama rrotullohet rreth boshtit të saj me shpejtësi të madhe; dhe kjo shpejtësi tejkalon ndjeshëm treguesit e predhave të jashtme të yllit. Këtu, ndodh reagimi i formimit të heliumit nga katër protone, duke rezultuar në një sasi të madhe energjie që kalon nëpër të gjitha shtresat dhe emetohet nga fotosfera në formën e energjisë kinetike dhe dritës. Mbi bërthamë ka një zonë të transferimit të rrezatimit, ku temperaturat janë në intervalin 2-7 milion K. Kjo pasohet nga një zonë konvektive me trashësi afërsisht 200,000 km, ku nuk ka më rirrezatim për transferimin e energjisë, por plazmë. përzierjen. Në sipërfaqen e shtresës, temperatura është afërsisht 5800 K. Atmosfera e Diellit përbëhet nga fotosfera, e cila formon sipërfaqen e dukshme të yllit, kromosfera, e cila është rreth 2000 km e trashë dhe korona, e jashtme e fundit. guaska e diellit, temperatura e së cilës është në intervalin 1.000.000-20.000.000 K. Nga pjesa e jashtme Korona shkakton lëshimin e grimcave jonizuese të quajtura erë diellore.

Fushat magnetike luajnë një rol të rëndësishëm në shfaqjen e fenomeneve që ndodhin në Diell. Lënda në Diell është kudo një plazmë e magnetizuar. Ndonjëherë në zona të caktuara forca e fushës magnetike rritet shpejt dhe fuqishëm. Ky proces shoqërohet me shfaqjen e një kompleksi të tërë fenomenesh të aktivitetit diellor në shtresa të ndryshme të atmosferës diellore. Këto përfshijnë fakulat dhe njollat ​​në fotosferë, flokulat në kromosferë dhe prominencat në koronë. Fenomeni më i shquar, që mbulon të gjitha shtresat e atmosferës diellore dhe me origjinë nga kromosfera, janë ndezjet diellore.

Gjatë vëzhgimeve, shkencëtarët zbuluan se Dielli është një burim i fuqishëm i emetimit të radios. Valët e radios depërtojnë në hapësirën ndërplanetare, të cilat emetohen nga kromosfera (valët centimetrale) dhe korona (valët decimetër dhe metër).

Emetimi i radios nga Dielli ka dy komponentë - konstant dhe të ndryshueshëm (shpërthime, "stuhi zhurmash"). Gjatë ndezjeve të forta diellore, emetimi i radios nga Dielli rritet mijëra dhe madje miliona herë në krahasim me emetimin e radios nga Dielli i qetë. Ky emision radio është natyrë jo termike.

Rrezet X vijnë kryesisht nga shtresat e sipërme të kromosferës dhe koronës. Rrezatimi është veçanërisht i fortë gjatë viteve të aktivitetit maksimal diellor.

Dielli nuk lëshon vetëm dritë, nxehtësi dhe të gjitha llojet e tjera të rrezatimit elektromagnetik. Ai është gjithashtu një burim i një rrjedhje të vazhdueshme të grimcave - korpuskulave. Neutrinot, elektronet, protonet, grimcat alfa dhe bërthamat atomike më të rënda të gjithë së bashku përbëjnë rrezatimin korpuskular të Diellit. Një pjesë e rëndësishme e këtij rrezatimi është një rrjedhje pak a shumë e vazhdueshme e plazmës - era diellore, e cila është një vazhdim i shtresave të jashtme të atmosferës diellore - korona diellore. Në sfondin e kësaj ere plazmatike që fryn vazhdimisht, rajone individuale në Diell janë burime të rrjedhave më të drejtuara, të zgjeruara, të ashtuquajturat korpuskulare. Me shumë mundësi, ato janë të lidhura me rajone të veçanta të koronës diellore - vrima koronare, dhe gjithashtu, ndoshta, me rajone aktive jetëgjata në Diell. Së fundi, flukset më të fuqishme afatshkurtëra të grimcave, kryesisht elektrone dhe protone, shoqërohen me ndezje diellore. Si rezultat i ndezjeve më të fuqishme, grimcat mund të fitojnë shpejtësi që janë një pjesë e dukshme e shpejtësisë së dritës. Grimcat me energji kaq të larta quhen rreze diellore kozmike.

Rrezatimi korpuskular diellor ka një ndikim të fortë në Tokë, dhe kryesisht në shtresat e sipërme të atmosferës dhe fushës magnetike të saj, duke shkaktuar shumë fenomene gjeofizike interesante.

Evolucioni i diellit

Besohet se Dielli u formua afërsisht 4.5 miliardë vjet më parë, kur ngjeshja e shpejtë nën ndikimin e gravitetit të një reje molekulare hidrogjeni çoi në formimin e një ylli të tipit 1 të popullsisë T Tauri në rajonin tonë të Galaxy.

Një yll aq masiv sa Dielli duhet të ekzistojë në sekuencën kryesore për një total prej rreth 10 miliardë vjetësh. Kështu, Dielli tani është afërsisht në mes të ciklit të tij jetësor. Në fazën e tanishme, reaksionet termonukleare po ndodhin në bërthamën diellore, duke e kthyer hidrogjenin në helium. Çdo sekondë në bërthamën e Diellit, rreth 4 milion ton lëndë shndërrohet në energji rrezatuese, duke rezultuar në gjenerimin e rrezatimit diellor dhe një fluks neutrinosh diellore.

Kur Dielli të arrijë një moshë rreth 7,5 - 8 miliardë vjet (d.m.th., në 4-5 miliardë vjet), ylli do të shndërrohet në një gjigant të kuq, guaskat e tij të jashtme do të zgjerohen dhe do të arrijnë orbitën e Tokës, duke e shtyrë planetin ndoshta më tej. larg. Nën ndikimin e temperaturave të larta, jeta siç e kuptojmë sot do të bëhet thjesht e pamundur. Dielli do ta kalojë ciklin e fundit të jetës së tij si një xhuxh i bardhë.

PËRFUNDIM

Nga kjo punë mund të nxirren përfundimet e mëposhtme:

· Elementet bazë të strukturës së Universit: galaktikat, yjet, planetët

Galaktikat janë sisteme me miliarda yje që rrotullohen rreth qendrës së galaktikës dhe të lidhura nga graviteti i ndërsjellë dhe origjina e përbashkët,

Planetët janë trupa që nuk lëshojnë energji dhe kanë një strukturë të brendshme komplekse.

Trupat qiellorë më të zakonshëm në Universin e vëzhgueshëm janë yjet.

Sipas koncepteve moderne, një yll është një objekt gaz-plazmatik në të cilin ndodh shkrirja termonukleare në temperatura mbi 10 milion gradë K.

· Metodat kryesore për studimin e Universit të dukshëm janë teleskopët dhe radioteleskopët, leximet spektrale dhe valët e radios;

· Konceptet kryesore që përshkruajnë yjet janë:

Madhësia yjore, e cila karakterizon jo madhësinë e yllit, por shkëlqimin e tij, domethënë ndriçimin që krijon ylli në Tokë;

Dokumente të ngjashme

Formimi i parimeve themelore të teorisë kozmologjike - shkenca e strukturës dhe evolucionit të Universit. Karakteristikat e teorive të origjinës së Universit. Teoria e Big Bengut dhe Evolucioni i Universit. Struktura e Universit dhe modelet e tij. Thelbi i konceptit të kreacionizmit.

prezantim, shtuar 11/12/2012


Idetë moderne fizike për kuarkët. Teoria sintetike e evolucionit. Hipoteza e Gaia (Tokës). Teoria e Darvinit në formën e saj moderne. Rrezet kozmike dhe neutrinot. Perspektivat për zhvillimin e astronomisë gravitacionale. Metodat moderne të studimit të universit.

abstrakt, shtuar më 18.10.2013


Ideja e Big Bengut dhe Universit në zgjerim. Teoria e universit të nxehtë. Karakteristikat e fazës aktuale në zhvillimin e kozmologjisë. Vakuumi kuantik në zemër të teorisë së inflacionit. Bazat eksperimentale për konceptin e vakumit fizik.

prezantim, shtuar 20.05.2012


Struktura e Universit dhe e ardhmja e tij në kontekstin e Biblës. Evolucioni i një ylli dhe pamja e Biblës. Teoritë e shfaqjes së Universit dhe jetës në të. Koncepti i rinovimit dhe transformimit të së ardhmes së Universit. Metagalaksi dhe yje. Teoria moderne e evolucionit yjor.

abstrakt, shtuar 04/04/2012


Ide hipotetike për universin. Parimet themelore të njohurive në shkencën e natyrës. Zhvillimi i universit pas Big Bengut. Modeli kozmologjik i Ptolemeut. Karakteristikat e teorisë së Big Bengut. Fazat e evolucionit dhe ndryshimet në temperaturën e universit.

puna e kursit, shtuar 28.04.2014


Parimet e pasigurisë, komplementaritetit, identitetit në mekanikën kuantike. Modelet e evolucionit të universit. Vetitë dhe klasifikimi i grimcave elementare. Evolucioni i yjeve. Origjina, struktura e sistemit diellor. Zhvillimi i ideve për natyrën e dritës.

fletë mashtrimi, shtuar 01/15/2009


Teoria e Big Bengut. Koncepti i rrezatimit kozmik të sfondit të mikrovalës. Teoria inflacioniste e vakumit fizik. Bazat e modelit të një Universi homogjen izotropik jo-stacionar në zgjerim. Thelbi i modeleve Lemaitre, de Sitter, Milne, Friedman, Einstein-de Sitter.

abstrakt, shtuar 24.01.2011


Struktura dhe evolucioni i Universit. Hipotezat e origjinës dhe strukturës së Universit. Gjendja e hapësirës para Big Bengut. Përbërja kimike e yjeve sipas analizës spektrale. Struktura e një gjiganti të kuq. Vrimat e zeza, masa e fshehur, kuazarët dhe pulsarët.

abstrakt, shtuar më 20.11.2011


Revolucioni në shkencën natyrore, shfaqja dhe zhvillimi i mëtejshëm i doktrinës së strukturës së atomit. Përbërja, struktura dhe koha e megabotës. Modeli kuark i hadroneve. Evolucioni i Metagalaktikës, galaktikave dhe yjeve individualë. Pamje moderne e origjinës së Universit.

puna e kursit, shtuar 16.07.2011


Hipotezat themelore të universit: nga Njutoni tek Ajnshtajni. Teoria e "Big Bang" (modeli i Universit në zgjerim) si arritja më e madhe e kozmologjisë moderne. Idetë e A. Friedman-it për zgjerimin e Universit. Modelja G.A. Gamow, formimi i elementeve.

Kujt nuk i pëlqen të admirojë pamjen më të bukur të qiellit me yje gjatë natës, të shikojë mijëra yje të ndritshëm dhe jo aq të shndritshëm. Artikulli ynë do t'ju tregojë pse yjet shkëlqejnë.

Yjet janë objekte kozmike që lëshojnë sasi të mëdha të energjisë termike. Një çlirim kaq i madh i energjisë termike, natyrisht, shoqërohet me rrezatim të fortë drite. Ne mund të vëzhgojmë dritën që na ka arritur.

Kur shikoni qiellin me yje, mund të vini re se shumica e yjeve janë të ndryshëm. Disa yje shkëlqejnë me lavdinë e tyre të mëparshme, të tjerët me dritën blu. Ka edhe yje që shkëlqejnë në ngjyrë portokalli. Yjet janë topa të mëdhenj të bërë nga gazra shumë të nxehtë. Për shkak se ato nxehen ndryshe, ato kanë ngjyra të ndryshme shkëlqimi. Pra, ato më të nxehtat shkëlqejnë me dritën blu. Yjet që janë pak më të ftohtë janë të bardhë. Edhe yjet më të ftohtë shkëlqejnë në të verdhë. Pastaj janë yjet "portokalli" dhe "të kuq".

Na duket sikur yjet dridhen nga një dritë e paqëndrueshme dhe planetët shkëlqejnë me një dritë që nuk vezullohet dhe madje. Në fakt kjo nuk është e vërtetë. Yjet nuk vezullojnë, por neve na duket kështu, sepse drita e yjeve kalon nëpër trashësinë e atmosferës së tokës sonë. Si rezultat, një rreze drite, pasi ka mbuluar distancën nga vetë ylli në sipërfaqen e planetit tonë, pëson një numër të madh përthyerjesh, ndryshimesh dhe shumë më tepër.

Dielli ynë është gjithashtu një yll, megjithëse jo shumë i madh dhe i ndritshëm. Krahasuar me yjet e tjerë, Dielli zë një pozicion mesatar sipas parametrave të mësipërm. Shumë miliona yje janë shumë më të vegjël se Dielli ynë, ndërsa yjet e tjerë janë shumë herë më të mëdhenj se ai.

Por pse yjet shkëlqejnë natën? Në fakt, yjet shkëlqejnë jo vetëm natën, por edhe ditën. Megjithatë, gjatë ditës ata nuk janë të dukshëm për ne për shkak të Diellit, i cili me rrezet e tij ndriçon shkëlqyeshëm të gjithë sipërfaqen e planetit tonë, dhe hapësira dhe yjet janë të fshehura nga pamja jonë. Në mbrëmje, kur dielli perëndon, kjo perde hapet dhe ne mund t'i shohim yjet deri në mëngjes, derisa Dielli të lindë përsëri.

Tani e dini pse shkëlqejnë yjet!

TË TJERA

Yje të bukur në qiellin e natës! Është shumë bukur t'i shikosh dhe të ëndërrosh, të bësh një dëshirë për një yll që bie... Por...

Duke parë qiellin e natës, ne shohim shumë yje që shkëlqejnë. Të gjithë fëmijët mendojnë se yjet janë të vegjël dhe madje mund të...

Duke admiruar yllin më të ndritshëm në qiellin e mbrëmjes, shpesh nuk e kuptojmë se ai nuk është një yll, por një planet. Po tamam -…

Ndoshta të gjithë e dinë për ekzistencën e planetëve dhe yjeve të tjerë, por vendndodhja e tyre në planetin tonë nuk është aspak e qartë...

Qielli me yje ka tërhequr gjithmonë shikimet e njerëzve me bukurinë e tij. Për shumë shekuj besohej se nuk kishte asgjë në të përveç yjeve ...

Ylli i Veriut ka qenë prej kohësh i njohur për njerëzimin. Poetët e lashtë grekë kompozuan legjenda për të dhe e kënduan në mite. Një…

Secili prej nesh, të paktën një herë, admiroi qiellin e bukur të natës, të shpërndarë me shumë yje. A keni menduar ndonjëherë për…

Struktura e botës përreth e ka interesuar prej kohësh njeriun. Nga kohët e lashta e deri në ditët e sotme, një pjesë e pandarë...

Ai bashkon romantikët dhe filozofët, gjuetarët dhe udhëtarët. Disa tërhiqen nga bukuria dhe shkëlqimi i saj,...

Siç e dini, qielli me yje, si globi, është i ndarë në mënyrë konvencionale në dy hemisfera: veriore dhe jugore. Dhe në çdo hemisferë ...

Si quhen yjet Secili prej nesh të paktën një herë e ka admiruar pamjen e qiellit me yje. Ka shumë legjenda për yjet -…

Për shumicën e njerëzve, pyetja se çfarë ngjyre ka dielli tingëllon e pakuptimtë. Ata do të ofrojnë të shikojnë vetëm qiellin dhe...

Ngjyra është ndoshta karakteristika më e lehtë e matur e yjeve. Madje mund të përkufizohet “nga...

Universi ynë ndodhet në Rrugën e Qumështit - një galaktikë që është unike dhe ndryshe nga të tjerat. Çdo planet, si dhe...

Për lehtësinë e orientimit, astronomët e kanë ndarë në mënyrë konvencionale sferën qiellore në yjësi - grupe yjesh të shndritshëm që...