Пояснення світіння зірок

Зірки за своєю сутністю є газовими кулями, отже, вони у процесі свого існування та хімічних процесів, що відбуваються в них, випромінюють світло. На відміну від місяця, який просто відбиває світло сонця, зірки, як і наше сонце, світяться самі. Якщо говорити про наше сонце, воно є середньою за величиною, як і за віком зіркою. Як правило, ті зірки, які візуально на небі здаються більшими, знаходяться ближче, ті, які ледь видно – далі. Є ще мільйони тих, які неозброєним оком зовсім не видно. Люди познайомилися з ними тоді, коли було винайдено перший телескоп.

У зірки, хоч вона і не жива, є свій життєвий цикл, тому на різних етапах вона має різне світіння. Коли її життєвий шлях добігає кінця, вона поступово перетворюється на червоного карлика. У такому разі її світло, відповідно, червоне, можливі як би імпульси, світло здається миготливим, немов свічення лампи розжарювання при різких перепадах напруги в мережі. Певні її частини то покриваються кіркою, то знову вибухають з новою силою, візуально утворюючи такі миготіння.

Ще одна причина в різниці перерізу зірок криється в їхній спектральності. Це як би довжина та частота світлових променів, які вони випромінюють. Це залежить від хімічного складу зірки та її розмірів.

За величиною всі зірки також різні. Але тут мається на увазі не те, як вони нам виглядають при погляді ввечері або вночі на небо, а їх справжні розміри, які з тим чи іншим рівнем точності обчислюються астрономами.

Треба сказати, що зірки світяться не лише вночі, а й вдень. Просто сонце вдень висвітлює атмосферу, ми бачимо її, що складається з багатьох шарів хмар. Вночі сонце висвітлює інший бік землі і там, де темно, атмосфера стає прозорою. Так ми бачимо те, що оточує нашу планету – зірки, її супутницю, Місяць, іноді навіть метеорити, комети, навіть іншу планету сонячної системи – Венеру. Вона здається великою зіркою, але її свічення, як і Місяця, пов'язане з тим, що вона відбиває сонячне світло. Венеру видно в основному рано ввечері або на світанку.

А чи знаєте ви?

• Жираф вважається найвищою твариною у світі, її зростання сягає 5,5 метрів. В основному за рахунок довгої шиї. Не дивлячись на те, що в […]
• Багато хто погодиться з тим, що жінки в становищі стають особливо забобонними, вони більше за інших схильні до всіляких повір'їв і [...]
• Рідко можна зустріти людину, яка б не знаходила рожевий кущ гарним. Але при цьому загальновідомо. Що такі рослини досить ніжні […]
• Хто з упевненістю скаже, що не знає про те, що чоловіки дивляться порнофільми, нахабно збреше. Звичайно ж, дивляться, просто […]
• Ні, мабуть, у просторах всесвітньої павутини такого сайту автомобільної тематики або такого автофоруму, на якому не ставили б питання про [...]
• Горобець є досить поширеним у світі птахом невеликого розміру та строкатого забарвлення. Але її особливість полягає в тому, що […]
• Сміх та сльози, а точніше, плач, являють собою дві прямо протилежні емоції. Про них відомо те, що вони є вродженими, а не [...]

Надіслати свою гарну роботу до бази знань просто. Використовуйте форму нижче

Студенти, аспіранти, молоді вчені, які використовують базу знань у своєму навчанні та роботі, будуть вам дуже вдячні.

Розміщено на http://allbest.ru

Чому світять зірки

ВСТУП

астрономія зірка всесвіт

До початку нашого століття межі розвіданого Всесвіту розсунулися настільки, що включили Галактику. Багато хто, якщо не всі, думали тоді, що ця величезна зіркова система і є весь Всесвіт загалом.

Але в 20-ті роки були побудовані нові великі телескопи, і перед астрономами відкрилися зовсім несподівані горизонти. Виявилося, що за межами Галактики світ не закінчується. Мільярди зоряних систем, галактик, схожих на нашу і відрізняються від неї, розпорошені тут і там просторами Всесвіту.

Фотографії галактик, зроблені за допомогою найбільших телескопів, вражають красою та різноманітністю форм: це і могутні вихори зоряних хмар, і правильні кулі, а інші зіркові системи взагалі не виявляють жодних певних форм, вони клочковаті і безформні. Всі ці типи галактик спіральні, еліптичні, неправильні, - отримали назви на вигляд на фотографіях, відкриті американським астрономом Еге. Хабблом в 20 30-ті роки ХХ століття.

Якби ми могли побачити нашу Галактику здалеку, вона постала б перед нами зовсім не такою, як на схематичному малюнку. Ми не побачили б ні диска, ні гало, ні, звісно, ​​корони. З великих відстаней було б видно лише найяскравіші зірки. А всі вони, як з'ясувалося, зібрані у широкі смуги, що дугами виходять із центральної області Галактики. Найяскравіші зірки утворюють її спіральний візерунок. Тільки цей візерунок і був би помітний здалеку. Наша Галактика на знімку, зробленому астрономом з якогось зіркового світу, виглядала б дуже схожою на туманність Андромеди.

Дослідження останніх років показали, що багато великих спіральних галактик володіють, як і наша Галактика протяжними і масивними невидимими коронами. Це дуже важливо: адже якщо так, то, значить, і взагалі чи не вся маса Всесвіту (або принаймні переважна її частина) це загадкова, невидима, але тяжка прихована маса

Багато, а можливо, і майже всі галактики зібрані в різні колективи, які називають групами, скупченнями і скупченнями, дивлячись по тому, скільки їх там. У групу може входити лише три чи чотири галактики, а до скупчення до тисячі чи навіть кількох десятків тисяч. Наша Галактика, туманність Андромеди та ще більше тисячі таких самих об'єктів входять у так зване Місцеве надскупчення. Воно немає чітко окресленої форми.

Небесні тіла перебувають у безперервному русі та зміні. Коли і як саме вони сталися, наука прагне з'ясувати, вивчаючи небесні тіла та їхні системи. Розділ астрономії, що займається проблемами походження та еволюції небесних тіл, називається космогонією.

Сучасні наукові космогонічні гіпотези – результат фізичного, математичного та філософського узагальнення численних спостережних даних. У космогонічних гіпотезах, властивих цій епосі, значною мірою знаходить своє відображення загальний рівень розвитку природознавства. Подальший розвиток науки, що обов'язково включає астрономічні спостереження, підтверджує або спростовує ці гіпотез.

У цій роботі розглянуті такі питання:

· представлена ​​структура всесвіту, дана характеристика основним її елементам;

· Показано основні методи отримання інформації про космічні об'єкти;

· Визначається поняття зірка, її характеристики та еволюція

· Представлені основні джерела енергії зірок

· Дано опис найближчої до нашої планети зірки - Сонця

1.ІСТОРИЧНИЙ РОЗВИТОК ПРЕДСТАВ ПРО ВСЕСВІТ

Ще на зорі цивілізації, коли допитливий людський розум звернувся до захмарних висот, великі філософи мислили своє уявлення про Всесвіт, як про щось нескінченне.

Давньогрецький філософ Анаксимандр (VI ст. до н.е.) ввів уявлення про якусь єдину безмежність, яка не мала жодних звичних спостережень і якостей. Стихії мислилися спочатку як напівматеріальні, напівбожественні, одухотворені субстанції. Отже, він сказав, що початок і стихія сущого є безмежним, перший давши назву початку. З іншого боку, він говорив існування вічного руху, у якому відбувається виникнення небес. Земля ж ширяє в повітрі, нічим не підтримується, залишається ж на місці внаслідок рівної відстані звідусіль. Форма ж її крива, закруглена, подібна до відрізку кам'яної колони. По одній із її площин ми ходимо, інша ж знаходиться на протилежному боці. Зірки ж являють собою вогняне коло, що відокремилося від світового вогню та оточене повітрям. Але в повітряній оболонці є віддушини, якісь трубкоподібні, тобто вузькі та довгі отвори, у напрямку вниз від яких видно зірки. Внаслідок цього при закупорці цих отдушин відбувається затемнення. Місяць же здається то повним, то на шкоді залежно від закриття та відкриття отворів. Сонячне ж коло в 27 разів більше земного і в 19 разів більше місячного, і сонце знаходиться вище всього, а за ним місяць, і нижче всього кола нерухомих зірок і планет. н.е.). Гераклід Понтійський (V-IV до н.е.) стверджував так само її обертання навколо своєї осі і доніс до греків ще більш давню ідею єгиптян про те, що саме сонце може бути центром обертання деяких планет (Венера, Меркурій).

Французький філософ і вчений, фізик, математик, фізіолог Рене Декарт (1596-1650) створив теорію про еволюційну вихрову модель Всесвіту на основі геліоцентралізму. У своїй моделі він розглядав небесні тіла та їх системи у їх розвитку. Для XVII ст. його ідея була надзвичайно сміливою.

За Декартом, всі небесні тіла утворювалися внаслідок вихрових рухів, що відбувалися в однорідній на початку світової матерії. Абсолютно однакові матеріальні частинки перебуваючи в безперервному русі і взаємодії, змінювали свою форму і розміри, що призвело до багатого розмаїття природи, що спостерігалося нами.

Великий німецький учений, філософ Іммануїл Кант (1724-1804) створив першу універсальну концепцію Всесвіту, що еволюціонує, збагативши картину її рівної структури і представляв Всесвіт нескінченним в особливому сенсі.

Він обґрунтував можливості і значну ймовірність виникнення такого Всесвіту виключно під дією механічних сил тяжіння та відштовхування і спробував з'ясувати подальшу долю цього Всесвіту на всіх її масштабних рівнях - починаючи з планетної системної та кінчаючи світом туманності.

Ейнштейн здійснив радикальну наукову революцію, запровадивши свою теорію відносності. Спеціальна чи приватна теорія відносності Ейнштейна стала результатом узагальнення механіки Галілея та електродинаміки Максвелла Лоренца.

Вона визначає закони всіх фізичних процесів при швидкостях руху близьких до швидкості світла. Вперше принципово нові космогологічні наслідки загальної теорії відносності розкрив видатний радянський математик і фізик - теоретик Олександр Фрідман (1888-1925 рр.). Виступивши у 1922-24 pp. він розкритикував висновки Ейнштейна про те, що Всесвіт кінцевий і має форму чотиривимірного циліндра. Ейнштейн зробив свій висновок виходячи із припущення про стаціонарність Всесвіту, але Фрідман показав необґрунтованість його вихідного постулату.

Фрідман навів дві моделі Всесвіту. Незабаром ці моделі знайшли напрочуд точне підтвердження у безпосередніх спостереженнях рухів далеких галактик в ефекті «червоного зміщення» в їх спектрах. У 1929 р. Хаббл відкрив чудову закономірність, яка була названа «законом Хаббла» або «закон червоного зміщення»: лінії галактик, зміщених до червоного кінця, причому зміщення тим більше, чим далі галактика.

2. ЗАСОБИ СПОСТЕРЕЖНОЇ АСТРОНОМІЇ

Телескопи

Основним астрономічним приладом є телескоп. Телескоп з об'єктивом із увігнутого дзеркала називається рефлектором, а телескоп із об'єктивом із лінз - рефрактором.

Призначення телескопа – зібрати більше світла від небесних джерел та збільшити кут зору, під яким видно небесний об'єкт.

Кількість світла, яке потрапляє в телескоп від об'єкта, що спостерігається, пропорційно площі об'єктива. Чим більший розмір об'єктива телескопа, тим більш слабкі об'єкти, що світяться в нього можна побачити.

Масштаб зображення, що дається об'єктивом телескопа, пропорційний фокусній відстані об'єктива, тобто відстані від об'єктива, що збирає світло, до тієї площини, де виходить зображення світила. Зображення небесного об'єкта можна фотографувати або переглядати через окуляр.

Телескоп збільшує видимі кутові розміри Сонця, Місяця, планет і деталей на них, а також кутові відстані між зірками, але зірки навіть у дуже сильний телескоп через величезну віддаленість видно лише як крапки, що світяться.

У рефракторі промені, пройшовши через об'єктив, заломлюються, утворюючи зображення об'єкта у фокальній площині. . У рефлекторі промені від увігнутого дзеркала відбиваються і потім також збираються у фокальній площині. При виготовленні об'єктива телескопа прагнуть звести до мінімуму всі спотворення, якими неминуче має зображення об'єктів. Проста лінза сильно спотворює та забарвлює краї зображення. Для зменшення цих недоліків об'єктив виготовляють із кількох лінз з різною кривизною поверхонь та з різних сортів скла. Поверхні увігнутого скляного дзеркала надають зменшення спотворень не сферичну форму, а трохи іншу (параболическую).

Радянський оптик Д.Д. Максутов розробив систему телескопа, яку називають менісковою. Вона поєднує в собі переваги рефрактора та рефлектора. За цією системою влаштовано одну з моделей шкільного телескопа. Існують інші телескопічні системи.

У телескопі виходить перевернуте зображення, але це має значення при спостереженні космічних об'єктів.

При спостереженнях телескоп рідко використовуються збільшення понад 500 разів. Причина цього - повітряні течії, що викликають спотворення зображення, що тим помітніше, що більше збільшення телескопа.

Найбільший рефрактор має об'єктив діаметром близько 1 м. Найбільший у світі рефлектор із діаметром увігнутого дзеркала 6 м виготовлений у СРСР та встановлений у горах Кавказу. Він дозволяє фотографувати зірки у 107 разів слабші, ніж видимі неозброєним оком.

Спектральна грамота

До середини XX ст. нашим знанням про Всесвіт ми були зобов'язані майже винятково загадковим світловим променям. Світлова хвиля, як і будь-яка інша хвиля, характеризується частотою х та довжиною хвилі л. Між цими фізичними параметрами існує проста залежність:

де з - швидкість світла у вакуумі (порожнечі). А енергія фотонів пропорційна частоті випромінювання.

У природі світлові хвилі поширюються найкраще в просторах Всесвіту, тому що там на їхньому шляху найменше перешкод. І людина, яка озброїлася оптичними приладами, навчилася читати загадкові світлові письмена. За допомогою спеціального приладу – спектроскопа, пристосованого до телескопа, астрономи стали визначати температуру, яскравість та розміри зірок; їх швидкості, хімічний склад і навіть процеси, що відбуваються у надрах далеких світил.

Ще Ісаак Ньютон встановив, що біле сонячне світло складається із суміші променів усіх кольорів веселки. При переході з повітря в скло кольорові промені заломлюються різною мірою. Тому якщо на шляху вузького сонячного променя поставити тригранну призму, то після виходу променя із призми на екрані виникає райдужна смужка, яка називається спектром.

Спектр містить найважливішу інформацію про небесне тіло, що випромінює світло. Без жодного перебільшення можна сказати, що астрофізика своїми чудовими успіхами зобов'язана передусім спектральному аналізу. Спектральний аналіз у наш час є основним методом вивчення фізичної природи небесних тіл.

Кожен газ, кожен хімічний елемент дає свої тільки йому властиві лінії в спектрі. Вони можуть бути схожими за кольором, але обов'язково відрізняються одна від одної своїм розташуванням у спектральній смужці. Одним словом, спектр хімічного елемента – це його своєрідний паспорт. І досвідченому спектроскопісту достатньо лише поглянути на набір кольорових ліній, щоб визначити, яка речовина випромінює світло. Отже, для визначення хімічного складу тіла, що світиться, немає жодної необхідності брати його в руки і піддавати безпосереднім лабораторним дослідженням. Відстань тут, хай навіть космічні, також не перешкода. Важливо тільки, щоб тіло, що досліджується, було в розпеченому стані - яскраво світилося і давало спектр. Досліджуючи спектр Сонця чи іншої зірки, астроном має справу з темними лініями, так званими лініями поглинання. Лінії поглинання точно збігаються з лініями випромінювання даного газу. Саме завдяки цьому за спектрами поглинання можна вивчати хімічний склад Сонця та зірок. Вимірюючи енергію, випромінювану чи поглинену в окремих спектральних лініях, можна провести кількісний хімічний аналіз небесних світил, тобто дізнатися про відсотковий вміст різних хімічних елементів. Так було встановлено, що в атмосферах зірок переважають водень та гелій.

Дуже важлива характеристика зірки – її температура. У першому наближенні про температуру небесного світила можна судити з його кольору. Спектроскопія дозволяє визначати поверхневу температуру зірок із дуже високою точністю.

Температура поверхневого шару більшості зірок укладена в межах від 3000 до 25000 К.

Можливості спектрального аналізу майже невичерпні! Він переконливо показав, що хімічний склад Землі, Сонця та зірок однаковий. Щоправда, на окремих небесних тілах деяких хімічних елементів може бути більше чи менше, але ніде не було виявлено присутності якоїсь особливої ​​«неземної речовини». Подібність хімічного складу небесних тіл є важливим підтвердженням матеріальної єдності Всесвіту.

Астрофізика - великий відділ сучасної астрономії - займається вивченням фізичних властивостей та хімічного складу небесних тіл та міжзоряного середовища. Вона розробляє теорії будови небесних тіл і які у них процесів. Одне з найважливіших завдань, що стоять сьогодні перед астрофізикою, полягає в уточненні внутрішньої будови Сонця та зірок та джерел їх енергії, у встановленні процесу їх виникнення та розвитку. І всією найбагатшою інформацією, що надходить до нас із глибин Всесвіту, ми завдячуємо вісникам далеких світів – променям світла.

Кожен, хто спостерігав зоряне небо, знає, що сузір'я не змінюють своєї форми. Велика та Мала Ведмедиці схожі на ківш, сузір'я Лебедя має вигляд хреста, а зодіакальне сузір'я Лева нагадує трапецію. Проте враження, що зірки нерухомі, оманливе. Воно створюється лише тому, що небесні світочі дуже далекі від нас, і навіть через багато сотень років людське око не в змозі помітити їхнє переміщення. В даний час астрономи вимірюють власний рух зірок за фотографіями зоряного неба, отриманими з інтервалом 20, 30 і більше років.

Власний рух зірок - це кут, який зірка переміщається небом протягом року. Якщо виміряно і відстань до цієї зірки, то можна обчислити її власну швидкість, тобто ту частину швидкості небесного світила, яка перпендикулярна до променя зору, а саме, напрямку «спостерігач-зірка». Але щоб отримати повну швидкість зірки у просторі, необхідно знати ще швидкість, спрямовану з променю зору – до спостерігача чи від нього.

Рис.1 Визначення просторової швидкості зірки на відомій до неї відстані

Визначити променеву швидкість зірки можна за розташуванням ліній поглинання в її спектрі. Як відомо, всі лінії в спектрі джерела світла, що рухається, зміщуються пропорційно швидкості його руху. У зірки, що летить до нас, світлові хвилі коротшають і спектральні лінії зміщуються до фіолетового кінця спектру. У зірки, що віддаляється від нас, світлові хвилі подовжуються і лінії зміщуються до червоного кінця спектру. Таким шляхом астрономи знаходить швидкість руху зірки вздовж променя зору. А коли обидві швидкості (власна та променева) відомі, то не становить особливих труднощів за теоремою Піфагора обчислити повну просторову швидкість зірки щодо Сонця.

Виявилося, що швидкості зірок різні і, зазвичай, становлять кілька десятків кілометрів на секунду.

Вивчивши власні рухи зірок, астрономи отримали можливість уявити вигляд зоряного неба (сузір'ї) у далекому минулому і у віддаленому майбутньому. Знаменитий «ківш» Великої Ведмедиці через 100 тис. років перетвориться, наприклад, на «праску з поламаною ручкою».

Радіохвилі та радіотелескопи

Донедавна небесні світила вивчалися майже виключно у видимих ​​променях спектра. Але у природі існують ще невидимі електромагнітні випромінювання. Вони не сприймаються навіть за допомогою найпотужніших оптичних телескопів, хоча їх діапазон у багато разів ширший за видиму область спектра. Так, за фіолетовим кінцем спектру йдуть невидимі ультрафіолетові промені, які активно впливають на фотографічну платівку - викликають її потемніння. За ними розташовуються рентгенівські промені і, нарешті, гамма-промені з найкоротшою довжиною хвилі.

Для уловлювання радіовипромінювання, що надходить до нас із космосу, застосовуються спеціальні радіофізичні прилади – радіотелескопи. Принцип дії радіотелескопа той самий, що й оптичного: він збирає електромагнітну енергію. Тільки замість лінз чи дзеркал у радіотелескопах використовуються антени. Дуже часто антена радіотелескопа споруджується у вигляді величезної параболічної чаші, іноді суцільної, а іноді ґратчастої. Її металева поверхня, що відображає, концентрує радіовипромінювання об'єкта, що спостерігається, на невеликій приймальній антене-опромінювачі, яка міститься у фокусі параболоїда. Внаслідок цього в опромінювачі виникають слабкі змінні струми. По хвилеводам електричні струми передаються дуже чутливий радіоприймач, налаштований на довжину робочої хвилі радіотелескопа. Тут вони посилюються, і підключивши до приймача репродуктор, можна було б прослухати «голоси зірок». Але голоси зірок позбавлені будь-якої музичності. Це зовсім не чарівні слух «космічні мелодії», а шипіння, що потріскує, або пронизливий свист… Тому до приймача радіотелескопа приєднують зазвичай спеціальний самописний прилад. І ось вже на стрічці, що рухається, самописець викреслює криву інтенсивності вхідного радіосигналу певної довжини хвилі. Отже, радіоастрономи не «чують» шарудіння зірок, а «бачать» його на розграфленому папері.

Як відомо, в оптичний телескоп ми спостерігаємо відразу все, що потрапляє до його зору.

З радіотелескопом справа складніша. Там лише один прийомний елемент (опромінювач), тому зображення будується рядково - шляхом послідовного проходження джерела радіовипромінювання через промінь антени, тобто аналогічно тому, як на телевізійному екрані.

Закон Вина

Закон Вина- Залежність, що визначає довжину хвилі при випромінюванні енергії абсолютно чорним тілом. Була виведена німецьким фізиком, нобелівським лауреатом Вільгельмом Вином у 1893 році.

Закон Вина: довжина хвилі, на якій абсолютно чорне тіло випромінює найбільшу кількість енергії, обернено пропорційна температурі цього тіла.

Абсолютно чорним тілом називається поверхня, що повністю поглинає випромінювання, що падає на неї. Поняття абсолютно чорного тіла виключно теоретичне: насправді об'єктів з такою ідеальною поверхнею, яка повністю поглинає всі хвилі, не існує.

3. СУЧАСНІ ПРЕДСТАВЛЕННЯ ПРО СТРУКТУРУ, ОСНОВНІ ЕЛЕМЕНТИ ВИДИМУ ВСЕСВІТУ І ЇХ СИСТЕМАТИЗАЦІЇ

Якщо описувати структуру Всесвіту, як він представляється вченим сьогодні, то вийде наступна ієрархічна драбина. Існують планети-небесні тіла, що обертаються по орбіті навколо зірки або її залишків, досить масивні, щоб стати округлими під дією власної гравітації, але недостатньо масивні для початку термоядерної реакції, які «прив'язані» до тієї чи іншої зірки, тобто знаходяться в зоні її гравітаційного впливу. Так, Земля і ще кілька планет з їхніми супутниками знаходяться в зоні гравітаційного впливу зірки під назвою Сонце, рухаються власними орбітами навколо неї і тим самим утворюють Сонячну систему. Подібні зоряні системи, що знаходяться поряд у величезній кількості, утворюють галактику – складну систему зі своїм центром. До речі, щодо центру галактик немає поки єдиної думки, що вони є - висувається припущення, що в центрі галактик знаходяться чорні дірки.

Галактики, своєю чергою, становлять свого роду ланцюжка, що створює якесь подібність сітки. Осередки цієї сітки створені з ланцюжків галактик і центральних «пустот», які або зовсім позбавлені галактик, або мають дуже мале їхнє число. Основну частину Всесвіту займає вакуум, що, втім, означає абсолютної порожнечі цього простору: у вакуумі також присутні окремі атоми, наявні фотони (реліктове випромінювання), і навіть відбувається поява частинок і античастинок внаслідок квантових явищ. Видимої частини Всесвіту, тобто тієї її частини, яка доступна вивченню людства, притаманні однорідність і сталість у тому сенсі, що в цій частині діють, як вважається, одні й самі закономірності. Чи ситуація в інших частинах Всесвіту, визначити неможливо.

Крім планет та зірок елементами Всесвіту є такі небесні тіла, як комети, астероїди та метеорити.

Комета - невелике небесне тіло, що обертається навколо Сонця по конічному перерізу з розтягнутою орбітою. При наближенні до Сонця комета утворює комусь і іноді хвіст із газу та пилу.

Умовно комету можна розділити втричі частини - ядро, кома, хвіст. Все в кометах абсолютно холодне, а їхнє свічення - лише відображення сонячного світла пилом і свічення іонізованого ультрафіолетом газу.

Ядро – найважча частина цього небесного тіла. У ньому зосереджена переважна більшість комети. Склад ядра комети точно вивчити досить нелегко, тому що на відстані доступному телескопу воно постійно оточене газовою мантією. У зв'язку з цим за основу теорії про склад ядра комети прийнято теорію американського астронома Уіпла.

За його теорією ядро ​​комети є сумішшю заморожених газів з домішкою різного пилу. Тому коли комета наближається до Сонця і нагрівається, гази починають «танути», утворюючи хвіст.

Хвіст комети - найвиразніша її частина. Він утворюється у комети з наближенням до Сонця. Хвіст являє собою смужку, що світиться, яка тягнеться від ядра в протилежний від Сонця бік, «віддуваний» сонячним вітром.

Кома - навколишнє ядро ​​світла туманна оболонка чашоподібної форми, що складається з газів та пилу. Зазвичай тягнеться від 100 тисяч до 1,4 мільйонів кілометрів від ядра. Тиск світла може деформувати комусь, витягнувши її в антисонячному напрямку. Кома разом із ядром складає голову комети.

Астероїдами називаються небесні тіла, що мають в основному неправильну кам'яноподібну форму, розміром від кількох метрів до тисячі кілометрів. Астероїди, як і метеорити, складаються з металів (в основному заліза та нікелю) та кам'янистих порід. У перекладі латинського слово астероїд означає «подібний до зірки». Це найменування астероїди отримали за подібність зі зірками при спостереженні їх за допомогою не надто потужних телескопів.

Астероїди можуть стикатися один з одним, із супутниками та з великими планетами. Внаслідок зіткнення астероїдів утворюються дрібніші небесні тіла – метеорити. При зіткненні з планетою чи супутником астероїди залишають сліди як величезних багатокілометрових кратерів.

Поверхня всіх без винятку астероїдів дуже холодна, тому що самі вони являють собою подобу великих каменів і тепла не утворюють, а від сонця знаходяться на значній відстані. Навіть якщо астероїд і нагрівається від Сонця, він досить швидко віддає тепло.

У астрономів існує дві найбільш популярні гіпотези щодо походження астероїдів. За однією з них вони є уламками планет, що колись існували, що зруйнувалися в результаті зіткнення або вибуху. Згідно з іншою версією, астероїди утворилися з залишків речовини, з якої сформувалися планети Сонячної системи.

Метеорити- Невеликі фрагменти небесних тіл, що складаються в основному з каменю та заліза, що падають на поверхню Землі з міжпланетного простору. Для астрономів метеорити є справжнім скарбом: нечасто вдається ретельно дослідити у лабораторних умовах частинку космосу. Більшість фахівців вважають метеорити уламками астероїдів, які утворюються при зіткненні космічних тіл.

4. ТЕОРІЯ ЗІРОК

Зірка - масивна газова куля, що випромінює світло і утримується силами власної гравітації та внутрішнім тиском, у надрах якого відбуваються (або відбувалися раніше) реакції термоядерного синтезу.

Основні характеристики зірок:

Світність

Світність визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо визначення видимої величини астрономія має цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити непросто. Для порівняно близьких зірок, відстань визначається відомим ще з початку минулого століття тригонометричним методом, що полягає у вимірі мізерно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різні пори року. Цей метод має досить високу точність і досить надійний. Однак для більшості інших більш віддалених зірок він уже не годиться: занадто малі зміщення положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги. На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, проте досить надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, за деякими особливостями їх випромінювання.

За своєю світністю зірки дуже різняться. Є зірки білі та блакитні надгіганти (їх, щоправда, порівняно небагато), світності яких перевершують світність Сонця в десятки і навіть сотні тисяч разів. Але більшість зірок становлять «карлики», світності яких значно менші за сонячну, найчастіше в тисячі разів. Характеристика світності є так звана «абсолютна величина» зірки. Видима зоряна величина залежить, з одного боку, від її світності та кольору, з іншого – від відстані до неї. Зірки високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад -4, -6. Зірки низької світності характеризуються великими позитивними значеннями, наприклад +8, +10.

Хімічний склад зірок

Хімічний склад зовнішніх шарів зірки, звідки до нас «безпосередньо» приходить їхнє випромінювання, характеризується повною перевагою водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість інших елементів порівняно невелика. Приблизно на кожні 10000 атомів водню припадає тисяча атомів гелію, близько десяти атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту і лише один атом заліза. Різноманітність інших елементів зовсім мізерно.

Можна сказати, що зовнішні шари зірок – це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою важчих елементів.

Хоча хімічний склад зірок у першому наближенні однаковий, все ж таки є зірки, що показують певні особливості в цьому відношенні. Наприклад, є зірка з аномально високим вмістом вуглецю або зустрічаються об'єкти з аномально високим вмістом рідкісних земель. Якщо в переважній більшості зірок велика кількість літію зовсім мізерна (приблизно 10 11 від водню), то зрідка трапляються «унікуми», де цей рідкісний елемент досить багатий.

Спектри зірок

Винятково багату інформацію пропонує вивчення спектрів зірок. Наразі прийнято так звану гарвардську спектральну класифікацію. У ній десять класів, позначених латинськими літерами: O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B та А позначається як В0, В1… В9, А0 тощо. Спектр зірок у першому наближенні схожий на спектр випромінюючого «чорного» тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40-50 тисяч кельвінів у зірок спектрального класу О до 3000 кельвінів у зірок спектрального класу М. Відповідно до цього основна частина випромінювання зірок Спектральних класів Про і В припадає на ультрафіолетову частину спектра, недоступну для спостереження з поверхні землі.

Характерною особливістю зоряних спектрів є наявність у них величезної кількості ліній поглинання, що належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх верств зірок. Відмінності в діапазонах насамперед пояснюються різницею в температурах зовнішніх шарів зірки. З цієї причини стан іонізації та збудження різних елементів у зовнішніх шарах зірок різко відрізняються, що призводить до сильних відмінностей у спектрах.

Температура

Температура визначає колір зірки та її спектр. Так, наприклад, якщо температура поверхні шарів зірок 3-4тис. то її колір червонуватий, 6-7 тис. до. - жовтуватий. Дуже гарячі зірки з температурою понад 10-12 тис. К. мають білий або блакитний колір. В астрономії є цілком об'єктивні методи вимірювання кольору зірок. Останній визначається так званим «показником кольору», рівним різниці фотографічної та візуальної величини. Кожному значенню показника кольору відповідає певний тип спектра.

У холодних червоних зірок спектри характеризуються лініями поглинання нейтральних атомів металів та смугами деяких найпростіших сполук (наприклад, CN, СП, Н20 та ін.). У міру підвищення температури поверхні в діапазонах зірок зникають молекулярні лінії, слабшають багато лінії нейтральних атомів, також лінії нейтрального гелію. Сам вид спектру змінюється радикально. Наприклад, у гарячих зірок з температурою поверхневих шарів, що перевищує 20 тис. К, спостерігаються переважно лінії нейтрального та іонізованого гелію, а безперервний спектр дуже інтенсивний в ультрафіолетовій частині. У зірок з температурою поверхневих шарів близько 10 тис. К. найбільш інтенсивні лінії водню, у той час як у зірок з температурою близько 6 тис. К. лінії іонізованого кальцію, розташовані на межі видимої та ультрафіолетової частини спектру.

Маса зірок

Астрономія не мала в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольованої зірки. І це дуже серйозна вада нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. Маси зірок змінюються у порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких більші або менші за сонячну в 10 разів. У такій ситуації астрономи мовчки сприймають, що зірки з однаковою світністю та кольором мають однакові маси. Вони визначаються лише для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її «сестра», що входить до складу подвійної системи, завжди слід обережно приймати.

Вважається, що об'єкти з меншими масами 0,02 М вже не є зірками. Вони позбавлені внутрішніх джерел енергії, і їхня світність близька до нуля. Зазвичай, ці об'єкти відносять до планет. Найбільші виміряні маси не перевищують 60 М.

КЛАСИФІКАЦІЯ ЗІРОК

Класифікації зірок почали будувати відразу після того, як почали одержувати їх спектри. На початку XX століття Герцщпрунг і Рассел нанесли на діаграму різні зірки, і виявилося, що більша їх частина згрупована вздовж вузькою кривою. Діаграма Герцшпрунга-Показує залежність між абсолютною зоряною величиною, світністю, спектральним класом і температурою поверхні зірки. Зірки на цій діаграмі розташовуються невипадково, а утворюють добре помітні ділянки.

Діаграма дає можливість знайти абсолютну величину за спектральним класом. Особливо для спектральних класів O-F. Для пізніх класів це ускладнюється необхідністю зробити вибір між гігантом та карликом. Однак певні відмінності в інтенсивності деяких ліній дають змогу впевнено зробити цей вибір.

Близько 90% зірок знаходяться на головній послідовності. Їхня світність обумовлена ​​термоядерними реакціями перетворення водню на гелій. Виділяється також кілька гілок зір, що проеволюціонували, - гігантів, в яких відбувається горіння гелію і більш важких елементів. У лівій нижній частині діаграми знаходяться білі карлики, що повністю проеволюціонували.

ВИДИ ЗІРОК

Гіганти-- тип зірок із значно більшим радіусом і високою світністю, ніж у зірок головної послідовності, що мають таку саму температуру поверхні. Зазвичай зірки-гіганти мають радіуси від 10 до 100 сонячних радіусів та світності від 10 до 1000 світимостей Сонця. Зірки зі світністю більшою, ніж у гігантів, називаються надгіганти та гіпергіганти. Гарячі та яскраві зірки головної послідовності також можуть бути віднесені до білих гігантів. Крім цього, через свій великий радіус і високу світність, гіганти лежать вище за головну послідовність.

Карліки-Тип зірок невеликих розмірів від 1 до 0,01 радіусу. Сонця та невисоких світимостей від 1 до 10-4 світності Сонця з масою від 1 до 0,1 сонячної маси.

· Білий карлик- зірки, що проеволюціонували, з масою, що не перевищує 1,4 сонячних маси, позбавлені власних джерел термоядерної енергії. Діаметр таких зірок може бути в сотні разів менший за сонячний, а тому щільність може бути в 1 000 000 разів більша за щільність води.

· Червоний карлик- Невелика і відносно холодна зірка головної послідовності, що має спектральний клас М або верхній К. Вони досить сильно відрізняються від інших зірок. Діаметр та маса червоних карликів не перевищує третини сонячної (нижня межа маси - 0,08 сонячної, за цим йдуть коричневі карлики).

· Коричневий карлик- субзіркові об'єкти з масами в діапазоні 5-75 мас Юпітера (і діаметром приблизно рівним діаметру Юпітера), в надрах яких, на відміну від зірок головної послідовності, не відбувається реакції термоядерного синтезу з перетворенням водню на гелій.

· Субкоричневі карлики або коричневі субкарлики- холодні формування, що по масі лежать нижче межі коричневих карликів. Їх більшою мірою прийнято вважати планетами.

· Чорний карлик- охололі і внаслідок цього білі карлики, що не випромінюють у видимому діапазоні. Являє собою кінцеву стадію еволюції білих карликів. Маси чорних карликів, подібно до мас білих карликів, обмежуються зверху 1,4 масами Сонця.

Нейтронна зірка- зіркові утворення з масами близько 1,5 сонячних та розмірами, помітно меншими за білих карликів, близько 10-20 км у діаметрі. Щільність таких зірки може досягати 1000000000000 щільностей води. А магнітне поле в стільки ж разів більше, ніж магнітне поле Землі. Такі зірки складаються переважно з нейтронів, щільно стиснутих гравітаційними силами. Часто такі зірки є пульсарами.

Нова зірка- Зірки, світність яких раптово збільшується в 10000 разів. Нова зірка є подвійною системою, що складається з білого карлика і зірки-компаньйона, що знаходиться на головній послідовності. У таких системах газ із зірки поступово перетікає на білий карлик і періодично там вибухає, викликаю спалах світності.

Наднова зірка- це зірка, які закінчують свою еволюцію у катастрофічному вибуховому процесі. Спалах при цьому може бути на кілька порядків більшим, ніж у випадку нової зірки. Такий потужний вибух є наслідком процесів, що протікають у зірці на останній стадії еволюції.

Подвійна зірка- це дві гравітаційно пов'язані зірки, що обертаються навколо загального центру мас. Іноді зустрічаються системи із трьох і більше зірок, у такому загальному випадку система називається кратною зіркою. У тих випадках, коли така зіркова система не надто далеко віддалена від Землі, телескоп вдається розрізнити окремі зірки. Якщо ж відстань значне, то зрозуміти, що перед астрономами подвійна зірка вдається лише за непрямими ознаками - коливанням блиску, викликаним періодичними затемненнями однієї зірки іншою та іншим.

Пульсари- це нейтронні зірки, у яких магнітне поле нахилене до осі обертання та обертаючись, вони викликають модуляцію випромінювання, що приходить на Землю.

Перший пульсар було відкрито на радіотелескопі Маллардської радіоастрономічної обсерваторії. Кембриджського університету. Відкриття зробила аспірантка Джоселін Белл у червні 1967 року на довжині хвилі 3.5 м, тобто 85.7 МГц. Цей пульсар має назву PSR J1921+2153. Спостереження за пульсаром зберігалися кілька місяців у таємниці, і він тоді отримав LGM-1, що означає - «маленькі зелені чоловічки». Причиною були радіоімпульси, які доходили до Землі з рівномірною періодичністю, і тому було припущено, що ці радіоімпульси штучного походження.

Джоселін Белл була у групі Х'юїша, вони знайшли ще 3 джерела аналогічних сигналів, після цього вже ніхто не сумнівався, що сигнали не штучного походження. До кінця 1968 року вже було виявлено 58 пульсарів. А 2008 року було відомо вже 1790 радіопульсарів. Найближчий пульсар до нашої Сонячної системи знаходиться на відстані 390 світлових років.

Квазари- це сяючі об'єкти, які випромінюють найбільшу кількість енергії, виявлену у Всесвіті. Перебуваючи на колосальній відстані від Землі, вони демонструють більшу яскравість, ніж космічні тіла, розташовані у 1000 разів ближче. Згідно з сучасним визначенням, квазар - це активне ядро ​​галактики, де протікають процеси, що звільняють величезну масу енергії. Сам термін означає «схожий на зірку радіоджерело». Перший квазар був помічений американськими астрономами А. Сендиджем і Т. Метьюзом, які спостерігали за зірками в каліфорнійській обсерваторії. У 1963 році М. Шмідт за допомогою рефлекторного телескопа, що збирає в одну точку електромагнітне випромінювання, виявив відхилення в спектрі об'єкта, що спостерігається, в червоний бік, що визначає, що його джерело віддаляється від нашої системи. Наступні дослідження показали, що небесне тіло, записане як 3C 273, знаходиться на відстані 3 млрд. св. років і віддаляється з величезною швидкістю – 240 000 км/с. Московські вчені Шаров і Єфремов вивчили ранні фотографії об'єкта і з'ясували, що він неодноразово змінював свою яскравість. Нерегулярна зміна інтенсивності блиску передбачає невеликий обсяг джерела.

5. ДЖЕРЕЛА ЕНЕРГІЇ ЗІРК

Протягом ста років після формулювання Р. Майером у 1842 році закону збереження енергії висловлювали багато гіпотез про природу джерел енергії зірок, зокрема було запропоновано гіпотезу про випадання на зірку метеорних тіл, радіоактивний розпад елементів, анігіляцію протонів та електронів. Реальне значення мають лише гравітаційне стиск та термоядерний синтез.

Термоядерний синтез у надрах зірок

До 1939 року було встановлено, що джерелом зоряної енергії є термоядерний синтез, що відбувається в надрах зірок. Більшість зірок випромінюють тому, що в їх надрах чотири протони з'єднуються через низку проміжних етапів в одну альфа-частинку. Це перетворення може йти двома основними шляхами, званими протон-протонним або p-p-циклом і вуглецево-азотним або CN-циклом. У маломасивних зірках енерговиділення переважно забезпечується першим циклом, у важких - другим. Запас ядерної енергії в зірці є кінцевим і постійно витрачається на випромінювання. Процес термоядерного синтезу, що виділяє енергію і змінює склад речовини зірки, у поєднанні з гравітацією, що прагне стиснути зірку і теж вивільняє енергію, і випромінюванням з поверхні, що забирає енергію, є основними рушійними силами зоряної еволюції.

Ханс Альбрехт Бете - американський астрофізик, лауреат Нобелівської премії з фізики у 1967 році. Основні роботи присвячені ядерній фізиці та астрофізиці. Саме він відкрив протон-протонний цикл термоядерних реакцій (1938) і запропонував шестиступінчастий вуглецево-азотний цикл, що дозволяє пояснити процес протікання термоядерних реакцій у масивних зірках, за що й отримав Нобелівську премію з фізики за «внесок у теорію ядерних реакцій, особливо за відкриття які стосуються джерел енергії зірок».

Гравітаційний стиск

Гравітаційне стиск - це внутрішній процес зірки рахунок якого виділяється її внутрішня енергія.

Нехай у певний момент часу через охолодження зірки температура в її центрі трохи знизиться. Тиск у центрі теж знизиться, і вже не компенсуватиме вага вищележачих шарів. Сили гравітації почнуть стискати зірку. При цьому потенційна енергія системи зменшиться (оскільки потенційна енергія негативна, то її модуль збільшиться), при цьому внутрішня енергія, а значить, і температура всередині зірки збільшаться. Але на підвищення температури витратиться тільки половина потенційної енергії, що виділилася, інша половина піде на підтримку випромінювання зірки.

6.ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК

Зоряна еволюція в астрономії - послідовність змін, яким зірка піддається протягом її життя, тобто протягом мільйонів або мільярдів років, поки вона випромінює світло та тепло. Протягом таких колосальних проміжків часу зміни виявляються дуже значними.

Основні фази в еволюції зірки - її народження (зіркоутворення), тривалий період (зазвичай стабільного) існування зірки як цілісної системи, яка перебуває у гідродинамічній та тепловій рівновазі, і, нарешті, період її смерті, тобто. незворотне порушення рівноваги, що веде до руйнування зірки або її катастрофічного стиску. Хід еволюції зірки залежить від її маси та вихідного хімічного складу, який, у свою чергу, залежить від часу утворення зірки та її положення у Галактиці в момент утворення. Чим більша маса зірки, тим швидше йде її еволюція і тим коротше її «життя».

Зірка починає своє життя як холодна розріджена хмара міжзоряного газу, що стискується під дією власного тяжіння і поступово набуває форми кулі. При стисканні енергія гравітації перетворюється на тепло, і температура об'єкта зростає. Коли температура в центрі досягає 15-20 мільйонів К, починаються термоядерні реакції і стиск припиняється. Об'єкт стає повноцінною зіркою.

Після певного часу - від мільйона до десятків мільярдів років (залежно від початкової маси) - зірка виснажує водневі ресурси ядра. У великих і гарячих зірках це відбувається набагато швидше, ніж у маленьких та холодніших. Виснаження запасу водню призводить до зупинки термоядерних реакцій.

Без тиску, що виникав у ході цих реакцій і врівноважував внутрішню гравітацію у тілі зірки, зірка знову починає стискатися, як у процесі формування. Температура і тиск знову зростають, але, на відміну від стадії протозірки, до більш високого рівня. Колапс триває до тих пір, поки при температурі приблизно 100 мільйонів К не почнуться термоядерні реакції за участю гелію.

Термоядерне «горіння» речовини, що відновилося на новому рівні, стає причиною жахливого розширення зірки. Зірка «розпухає», стаючи дуже «пухкою», та її розмір збільшується приблизно 100 раз. Так зірка стає червоним гігантом, а фаза горіння гелію триває близько кількох мільйонів років. Майже всі червоні гіганти є змінними зірками.

Після припинення в їх ядрі термоядерних реакцій, вони, поступово остигаючи, продовжуватимуть слабо випромінювати в інфрачервоному та мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектра.

СОНЦЕ

Сонце є єдиною зіркою в Сонячній системі, навколо неї здійснюють свій рух усі планети системи, а також їхні супутники та інші об'єкти, аж до космічного пилу.

Характеристики Сонця

· Маса Сонця: 2 1030 кг (332 946 мас Землі)

· Діаметр: 1 392 000 км

· Радіус: 696 000 км

· Середня щільність: 1400 кг/м3

· Нахил осі: 7,25 ° (щодо площини екліптики)

· Температура поверхні: 5 780 К

· Температура в центрі Сонця: 15 млн градусів

· Спектральний клас: G2 V

· Середня відстань від Землі: 150 млн. км

· Вік: близько 5 млрд. років

· Період обертання: 25,380 діб

· Світність: 3,86 1026 Вт

· Видима зіркова величина: 26,75m

Будова сонця

За спектральною класифікацією зірка відноситься до типу «жовтий карлик», за приблизними розрахунками її вік становить трохи більше 4,5 мільярда років, вона знаходиться в середині свого життєвого циклу. Сонце, що складається на 92% з водню та на 7% з гелію, має дуже складну будову. У його центрі знаходиться ядро ​​з радіусом приблизно 150 000-175 000 км, що становить до 25% від загального радіусу зірки, в його центрі температура наближається до 14 000 000 К. Ядро з великою швидкістю обертається навколо осі, причому ця швидкість істотно перевищує показники зовнішніх оболонок зірки. Тут відбувається реакція утворення гелію з чотирьох протонів, внаслідок чого виходить великий обсяг енергії, що проходить через усі шари та випромінюється з фотосфери у вигляді кінетичної енергії та світла. Над ядром знаходиться зона променистого перенесення, де температури знаходяться в діапазоні 2-7 мільйонів К. Потім слідує конвективна зона товщиною приблизно 200 000 км, де спостерігається вже не перевипромінювання для перенесення енергії, а перемішування плазми. На поверхні шару температура становить приблизно 5800 К. Атмосфера Сонця складається з фотосфери, що утворює видиму поверхню зірки, хромосфери товщиною близько 2000 км і корони, останньої зовнішньої сонячної оболонки, температура якої знаходиться в діапазоні 1 000 000-20 000 000 До. корони відбувається вихід іонізованих частинок, які називаються сонячним вітром.

У появі явищ, що відбуваються на Сонці, велику роль грають магнітні поля. Речовина на Сонці всюди є намагніченою плазмою. Іноді в окремих областях напруженість магнітного поля швидко та сильно зростає. Цей процес супроводжується виникненням цілого комплексу явищ сонячної активності у різних шарах сонячної атмосфери. До них відносяться смолоскипи та плями у фотосфері, флоккули у хромосфері, протуберанці у короні. Найбільш чудовим явищем, що охоплює всі шари сонячної атмосфери і зароджується в хромосфері, є сонячні спалахи.

У ході спостережень вчені з'ясували, що Сонце є потужним джерелом радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають радіохвилі, які випромінює хромосфера (сантиметрові хвилі) та корона (дециметрові та метрові хвилі).

Радіовипромінювання Сонця має дві складові - постійну та змінну (сплески, «шумові бурі»). Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає у тисячі і навіть мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Це радіовипромінювання має нетеплову природу.

Рентгенівські промені походять в основному від верхніх шарів хромосфери та корони. Особливо сильним випромінювання буває у роки максимуму сонячної активності.

Сонце випромінює як світло, тепло і всі інші види електромагнітного випромінювання. Воно також є джерелом постійного потоку частинок корпускул. Нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також більш важкі атомні ядра разом складають корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання є більш менш безперервне закінчення плазми - сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів сонячної атмосфери - сонячної корони. На тлі цього постійно дме плазмового вітру окремі області на Сонці є джерелами більш спрямованих, посилених, так званих корпускулярних потоків. Швидше за все вони пов'язані з особливими областями сонячної корони - коронарними дірками, а також, можливо, з активними областями, що довго живуть, на Сонці. Нарешті, із сонячними спалахами пов'язані найбільш потужні короткочасні потоки частинок, головним чином електронів та протонів. В результаті найбільш потужних спалахів частинки можуть набувати швидкості, що становлять помітну частку швидкості світла. Частинки з такими великими енергіями називаються сонячними променями.

Сонячне корпускулярне випромінювання сильно впливає на Землю, і насамперед на верхні шари її атмосфери і магнітне поле, викликаючи безліч цікавих геофізичних явищ.

Еволюція сонця

Вважається, що Сонце сформувалося приблизно 4,5 млрд. років тому, коли швидке стиснення під дією сил гравітації хмари молекулярного водню призвело до утворення нашої області Галактики зірки першого типу зоряного населення типу Т Тельца.

Зірка такої маси, як Сонце, має існувати на головній послідовності загалом приблизно 10 млрд. років. Таким чином, зараз Сонце знаходиться приблизно у середині свого життєвого циклу. На сучасному етапі в сонячному ядрі йдуть термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Кожну секунду в ядрі Сонця близько 4 млн. тонн речовини перетворюється на променисту енергію, внаслідок чого генерується сонячне випромінювання та потік сонячних нейтрино.

Коли Сонце досягне віку приблизно 7,5 - 8 мільярдів років (тобто через 4-5 млрд. років) зірка перетвориться на червоного гіганта, її зовнішні оболонки розширяться і досягнуть орбіти Землі, можливо, відсунувши планету більш далеку відстань. Під впливом високих температур життя в сьогоднішньому розумінні стане просто неможливим. Завершальний цикл свого життя Сонце проведе у стані білого карлика.

ВИСНОВОК

По цій роботі можна зробити такі висновки:

· Основні елементи структури Всесвіту: галактики, зірки, планети

Галактики - системи з мільярдів зірок, що обертаються навколо центру галактики і пов'язані взаємним тяжінням та загальним походженням,

Планети-тіла, що не випускають енергію, зі складною внутрішньою структурою.

Найпоширенішим небесним тілом у Всесвіті, що спостерігається, є зірки.

За сучасними уявленнями зірка - це газоплазмовий об'єкт, у якому відбувається термоядерний синтез при температурах понад 10 млн. градусів К.С.

· Основними методами вивчення видимого Всесвіту є телескопи та радіотелескопи, спектральна грамота та радіохвилі;

· Основними поняттями, що описують зірки, є:

Зоряна величина, яка характеризує не розміри зірки, яке блиск, тобто освітленість, яку зірка створює Землі;

Подібні документи

Формування основних положень космологічної теорії - науки про будову та еволюцію Всесвіту. Характеристика теорій походження Всесвіту. Теорія Великого вибуху та еволюція Всесвіту. Будова Всесвіту та її моделі. Сутність концепції креаціонізму.

презентація , доданий 12.11.2012


Сучасні фізичні уявлення про кварки. Синтетична теорія еволюції. Гіпотеза Геї (Землі). Теорія Дарвіна у її сьогоднішній формі. Космічні промені та нейтрино. Перспективи розвитку гравітаційної астрономії. Сучасні методи вивчення Всесвіту.

реферат, доданий 18.10.2013


Уявлення про Великий Вибух і Всесвіт, що розширюється. Теорія гарячого Всесвіту. Особливості сучасного етапу у розвитку космології. Квантовий вакуум в основі теорії інфляції. Експериментальні підстави уявлення про фізичному вакуумі.

презентація , доданий 20.05.2012


Структура Всесвіту та його майбутнє в контексті Біблії. Еволюція зірки та погляд Біблії. Теорії появи Всесвіту та життя на ньому. Концепція відновлення та перетворення майбутнього Всесвіту. Метагалактика та зірки. Сучасна теорія еволюції зірок.

реферат, доданий 04.04.2012


Гіпотетичні уявлення про Всесвіт. Основні принципи пізнання у природознавстві. Розвиток Всесвіту після Великого Вибуху. Космологічна модель Птолемея. Особливості теорії Великого Вибуху. Етапи еволюції та зміна температури Всесвіту.

курсова робота , доданий 28.04.2014


Принципи невизначеності, додатковості, тотожності у квантовій механіці. Моделі еволюції Всесвіту. Властивості та класифікація елементарних частинок. Еволюція зірок. Походження, будова Сонячної системи. Розвиток уявлень про природу світла.

шпаргалка, доданий 15.01.2009


Теорія великого вибуху. Концепція реліктового випромінювання. Інфляційна теорія фізичного вакууму Основи моделі однорідного ізотропного нестаціонарного Всесвіту, що розширюється. Сутність моделей Леметра, де Сіттера, Мілна, Фрідмана, Ейнштейна де Сіттера.

реферат, доданий 24.01.2011


Структура та еволюція Всесвіту. Гіпотези походження та будови Всесвіту. Стан простору до Великого Вибуху. Хімічний склад зірок за даними спектрального аналізу. Будова червоного гіганта. Чорні дірки, прихована маса, квазари та пульсари.

реферат, доданий 20.11.2011


Революція в природознавстві, виникнення та подальший розвиток вчення про будову атома. Склад, будова та час мегасвіту. Кваркова модель адронів. Еволюція Метагалактики, галактик та окремих зірок. Сучасна картина походження Всесвіту.

курсова робота , доданий 16.07.2011


Основні гіпотези світобудови: від Ньютона до Ейнштейна. Теорія "великого вибуху" (модель Всесвіту, що розширюється) як найбільше досягнення сучасної космології. Уявлення А. Фрідмана про розширення Всесвіту. Модель Г.А. Гамова, освіта елементів.

Хто не любить вночі помилуватися красивим краєвидом зоряного неба, подивитися на тисячі яскравих і не дуже зірок. Про те, чому світять зірки, розповість наша стаття.

Зірки - це космічні об'єкти, які виділяють величезну кількість енергії тепла. Таке велике виділення енергії тепла, звичайно, супроводжується сильним світловим випромінюванням. Світло, яке дійшло до нас, ми й можемо спостерігати.

Коли Ви дивитеся на зоряне небо, можете помітити, що більшість зірок різні. Одні зірки світять колишнім, інші – блакитним світлом. Також є зірки, які світять помаранчевим світлом. Зірки - це великі кулі, що складаються із сильно розпечених газів. Оскільки вони розжарені по-різному, вони мають різний колір світіння. Так, найгарячі світять блакитним світлом. Зірки, які трохи холодніші – білим. Ще холодніші зірки світять жовтим світлом. Потім йдуть «помаранчеві» та «червоні» зірки.

Нам здається, ніби зірки мерехтять нестабільним світлом, а планети світять немиготливим і рівним світлом. Насправді, це не так. Зірки не мерехтять, а нам так здається тому, що світло зірок проходить через товщу нашої земної атмосфери. Внаслідок цього промінь світла, подолавши відстань від самої зірки до поверхні нашої планети, зазнає великої кількості заломлень, змін та багато іншого.

Наше Сонце - це також зірка, хоч і не дуже велика та яскрава. У порівнянні з іншими зірками Сонце займає за наведеними вище параметрами середнє положення. Багато мільйонів зірок набагато менше нашого Сонця, в той же час інші зірки - у багато разів більші за його.

Але чому зірки світяться вночі? Насправді світяться зірки не лише вночі, а й вдень. Однак у денний час доби нам вони не видно через Сонце, яке своїми променями яскраво висвітлює всю поверхню нашої планети, а космос та зірки ховаються від нашого погляду. Увечері, коли Сонце заходить, ця завіса відкривається, і ми можемо бачити зоряне сяйво до ранку, доки знову не зійде Сонце.

Тепер Ви знаєте, чому світять зірки!

ІНШЕ

Чудові зірки на нічному небі! Так приємно подивитися на них і помріяти, загадати бажання на зірку, що падає... Але до…

Дивлячись на нічне небо, ми бачимо безліч сяючих зірок. Всі діти думають, що зірочки маленькі і навіть можуть…

Милуючись найяскравішою зіркою на вечірньому небі, ми нерідко не здогадуємося, що це не зірка, а планета. Так саме -…

Про існування інших планет і зірок знають, мабуть, все, проте про їхнє розташування до нашої планети - далеко не…

Зоряне небо завжди притягувало погляди людей своєю красою. Довгі віки вважалося, що окрім зірок на ньому нічого…

Полярна зірка давно відома людству. Давньогрецькі поети складали неї легенди і оспівували їх у міфах. А…

Кожен із нас хоч раз, але милувався прекрасним нічним небом, усипаним безліччю зірок. Чи не замислювалися ви про те, що…

Улаштування навколишнього світу здавна цікавило людину. З найдавніших часів і до наших днів невід'ємною частиною.

Вона поєднує романтиків та філософів, мисливців та мандрівників. Одних вона приваблює своєю красою та яскравістю.

Як відомо, зоряне небо, як і земна куля, умовно ділиться на дві півкулі: північну та південну. І в кожній півкулі…

Як називаються зірки? Кожен із нас хоча б одного разу милувався виглядом зоряного неба. Про зірки ходить безліч легенд...

Більшість людей питання, якого кольору сонце, звучить безглуздо. Вони запропонують просто подивитися на небо та…

Колір є, мабуть, зірковою характеристикою, що найлегше вимірюється. Його можна визначити навіть на…

Наш всесвіт розташовується на Чумацькому шляху - галактиці, єдиній і несхожій на інші. Кожна планета, також як…

Для зручності орієнтування астрономи умовно розділили небесну сферу сузір'я – групи яскравих зірок, які…