Ако хлапето е пораснало до възрастта „защо“ и ви бомбардира с въпроси защо звездите блестят, колко далеч до слънцето и какво представлява кометата, време е да го запознаете с основите на астрономията, да му помогнете да разбере структурата на света около него и подкрепят неговия изследователски интерес.

"Ако имаше само едно място на Земята, откъдето можеше да се видят звездите, тогава хората щяха да се стичат там на тълпи, за да съзерцават чудесата на небето и да им се възхищават." (Сенека, I век след Христа) Трудно е да не се съгласим, че в този смисъл малко се е променило на земята в продължение на хиляди години.

Безкрайността и необятността на звездното небе все още необяснимо привлича гледките на хората,

омагьосва, хипнотизира, изпълва душата с тиха и нежна радост, чувство за единство с цялата Вселена. И ако дори въображението на възрастните понякога рисува невероятни картини, тогава какво можем да кажем за нашите деца, мечтатели и изобретатели, които живеят в приказни светове, летят в мечтите си и мечтаят за космически пътувания и срещи с извънземни умове ...

Откъде да започна?

Запознаването с астрономията не трябва да започва с "теорията за големия взрив". Понякога дори за възрастен човек е трудно да осъзнае безкрайността на Вселената и още повече за троха, за която засега собственият му дом е подобен на Вселената. Не е нужно да купувате телескоп веднага. Това е единица за "напреднали" млади астрономи. Освен това с бинокъл могат да се направят много интересни наблюдения. И е по -добре да започнете с закупуването на добра книга за астрономия за деца, с посещение на детската програма в планетариума, космическия музей и, разбира се, с интересни и разбираеми истории от мама и татко за планети и звезди.

Кажете на детето си, че нашата Земя е огромна топка, на която имаше място за реки, планини, гори, пустини и, разбира се, всички ние, нейните жители. Нашата Земя и всичко, което я заобикаля, се нарича Вселена или пространство. Космосът е много голям и колкото и да летим в ракета, никога няма да можем да стигнем до ръба му. В допълнение към нашата Земя има и други планети, както и звезди. Звездите са огромни, светещи огнени топки. Слънцето също е звезда. Той се намира близо до Земята и затова виждаме светлината му и усещаме топлината му. Има звезди, многократно по -големи и по -горещи от Слънцето, но те греят толкова далеч от Земята, че ни се струват само малки точки на нощното небе. Често децата питат защо звездите не се виждат през деня. Сравнете с детето си светлината на фенерче през деня и вечер на тъмно. През деня при ярка светлина лъчът на фенерчето е почти невидим, но вечер свети ярко. Светлината на звездите е като светлината на фенер: през деня тя е засенчена от слънцето. Следователно звездите могат да се видят само през нощта.

В допълнение към нашата Земя около Слънцето се въртят още 8 планети, много малки астероиди и комети. Всички тези небесни тела образуват Слънчевата система, чийто център е Слънцето. Всяка планета има свой собствен път, който се нарича орбита. „Астрономическа рима“ от А. Усачев ще помогне на хлапето да запомни имената и реда на планетите:

Астролог е живял на Луната, Той е броил планетите. Меркурий - един, Венера - две -с, Три - Земя, четири - Марс. Пет - Юпитер, шест - Сатурн, Седем - Уран, осми - Нептун, Девет - най -далеч - Плутон. Който не вижда - излезте.

Кажете на детето си, че всички планети в Слънчевата система са много различни по размер. Ако си представите, че най -големият от тях, Юпитер, е с размерите на голяма диня, тогава най -малката планета, Плутон, ще изглежда като грах. Всички планети в Слънчевата система, с изключение на Меркурий и Венера, имат спътници. Нашата Земя също го има ...

Загадъчна луна

Дори едно и половина малко дете вече гледа луната с наслада в небето. А за пораснало дете този спътник на Земята може да се превърне в интересен обект на изследване. В края на краищата Луната е толкова различна и постоянно се променя от едва забележим „полумесец“ до кръгла ярка красота. Кажете на детето или още по -добре, демонстрирайте с помощта на глобус, малка топка (това ще е Луната) и фенерче (това ще бъде Слънцето), как Луната се върти около Земята и как е осветена от слънцето.

За да разберете по -добре и запомните фазите на Луната, водете дневник за наблюдение с троха, където всеки ден ще скицирате луната, както се вижда в небето. Ако в някои дни облаците пречат на наблюденията ви, това няма значение. Както и да е, такъв дневник ще бъде отлична визуална помощ. И да се определи дали луната расте или намалява пред вас е много лесно. Ако сърпът й прилича на буквата "C" - тя е стара, ако на буквата "P" без пръчка - нарастваща.

Разбира се, на детето ще му е интересно да знае какво има на Луната. Кажете му, че лунната повърхност е покрита с кратери от кратери от сблъсъци на астероиди. Ако погледнете Луната през бинокъл (по -добре е да я инсталирате на фотостатив), можете да видите неравностите на нейния релеф и дори кратери. Луната няма атмосфера, така че не е имунизирана срещу астероиди. Но Земята е защитена. Ако каменен отломък влезе в атмосферата му, той веднага изгаря. Въпреки че понякога астероидите са толкова пъргави, че все пак успяват да летят до повърхността на Земята. Такива астероиди се наричат ​​метеорити.

Звездни загадки

Докато релаксирате с баба си на село или на село, посветете няколко вечери на наблюдаването на звезди. Няма нищо лошо, ако детето наруши малко обичайната рутина и си легне по -късно. Но колко незабравими минути ще прекара с майка си или баща си под огромното звездно небе, надничайки в трептящите мистериозни точки. Именно август е най -добрият месец за подобни наблюдения. Вечерите са доста тъмни, въздухът е прозрачен и изглежда, че можете да достигнете небето с ръце. През август е лесно да се види интересен феномен, наречен „падаща звезда“. Разбира се, това всъщност не е звезда, а горящ метеор. Но все пак е много красиво. По същия начин нашите далечни предци гледаха към небето, отгатвайки в купчините от звезди различни животни, предмети, хора, митологични герои. Много съзвездия са кръстени от незапомнени времена. Научете детето си да намери това или онова съзвездие в небето. Подобна дейност е най -добрият начин за събуждане на въображението и развитие на абстрактно мислене. Ако вие самите не сте много добри в навигацията в съзвездията, това няма значение. Почти всички детски книги по астрономия имат карта на звездното небе и описания на съзвездията. Общо на небесната сфера са идентифицирани 88 съзвездия, 12 от които са зодиакални. Звездите в съзвездията са обозначени с букви от латинската азбука, а най -ярките имат свои собствени имена (като например звездата Altair в съзвездието Орел). За да улесните детето да види определено съзвездие на небето, има смисъл първо внимателно да го разгледате на снимката, а след това да нарисувате или изложите от картонени звезди. Можете да направите съзвездия на тавана, като използвате специални светещи звездни стикери. Веднъж открил съзвездие в небето, детето никога няма да го забрави.

Различните народи биха могли да наричат ​​едно и също съзвездие по различен начин. Всичко зависеше от това, което фантазията им каза на хората. И така, добре известната мечка мечка беше представена и като кофа, и като кон на каишка. Много съзвездия са свързани с невероятни легенди. Би било чудесно, ако мама или татко прочетат някои от тях предварително и след това ги преразкажат на бебето, като гледат светещите точки с него и се опитват да видят легендарните същества. Древните гърци например са имали такава легенда за съзвездията Голяма мечка и Малка мечка. Всемогъщият бог Зевс се влюби в красивата нимфа Калисто. Съпругата на Зевс, Хера, като научила за това, ужасно се ядосала и превърнала Калисто и нейния приятел в мечки. Синът на Калисто Аракс срещнал две мечки, докато ловувал и искал да ги убие. Но Зевс предотврати това, като хвърли Калисто и нейната приятелка в небето и ги превърна в ярки съзвездия. И, хвърляйки, Зевс държеше мечките за опашките. Така опашките станаха дълги. И ето още една красива легенда за няколко съзвездия наведнъж. Преди много време крал Цефей е живял в Етиопия. Съпругата му беше красивата Касиопея. Те имаха дъщеря, красивата принцеса Андромеда. Тя порасна и стана най -красивото момиче в Етиопия. Касиопея беше толкова горда с красотата на дъщеря си, че започна да я сравнява с богините. Боговете се ядосаха и изпратиха ужасно нещастие в Етиопия. Всеки ден чудовищен кит изплува от морето и най -красивото момиче му беше дадено да бъде изядено. Дойде ред и на красивата Андромеда. Без значение как Цефей молеше боговете да пощадят дъщеря му, боговете останаха непреклонни. Андромеда беше прикована към скала край морето. Но по това време герой Персей в крилати сандали прелетя. Той току -що постигна подвига да убие страшната Медуза Горгона. На главата й, вместо на косата, се движеха змии и единственият й поглед превърна всичко живо в камък. Персей видя едно бедно момиче и ужасно чудовище, извади отрязаната глава на Медуза от чантата си и я показа на кита. Китът се превърна в камък и Персей освободи Андромеда. Възхитен, Цефей даде Андромеда на Персей за своя съпруга. И боговете толкова харесаха тази история, че превърнаха всичките й герои в ярки звезди и ги поставиха на небето. Оттогава там можете: да намерите Касиопея, и Цефей, и Персей, и Андромеда. И китът се превърна в остров край бреговете на Етиопия.

Не е трудно да намериш Млечния път в небето. Той е ясно видим с просто око. Кажете на детето си, че Млечният път (точно така се нарича нашата галактика) е голям клъстерзвезди, която изглежда в небето като светеща лента от бели точки и прилича на пътека, направена от мляко. Древните римляни приписват произхода на Млечния път на богинята на небето Юнона. Когато кърмеше Херкулес, няколко капки паднаха и, превръщайки се в звезди, образуваха Млечния път в небето ...

Избор на телескоп

Ако едно дете се интересува сериозно от астрономията, има смисъл да му закупите телескоп. Вярно е, че един добър телескоп не е евтин. Но евтините модели детски телескопи ще позволят на младия астроном да наблюдава много небесни обекти и да направи първите си астрономически открития. Мама и татко трябва да помнят, че дори най -простият телескоп е доста трудно нещо за предучилищна възраст. Следователно, първо, детето не може без вашата активна помощ. И второ, колкото по -опростен е телескопът, толкова по -лесно ще бъде детето да го борави. Ако в бъдеще детето сериозно се интересува от астрономия, ще бъде възможно да се закупи по -мощен телескоп.

И така, какво е телескоп и какво да търсите при избора му? Принципът на действие на телескопа не се основава на увеличение на обект, както си мислят много хора. По -правилно би било да се каже, че телескопът не увеличава, а приближава обекта. Основната задача на телескопа е да създаде изображение на далечен обект, близък до наблюдателя и да направи възможно разграничаването на детайли; недостъпен с невъоръжено око; Втората задача е да съберем възможно най -много светлина от далечен обект и да я предадем на окото си. Така че, колкото по -голям е обективът, толкова повече светлина събира телескопът и толкова по -добри ще бъдат детайлите на въпросните обекти.

Всички телескопи са разделени на три оптични класа. Рефрактори(пречупващи телескопи) използват голяма леща като елемент за събиране на светлина. IN рефлексВ (отразяващите) телескопи вдлъбнатите огледала действат като лещи. Най-често срещаният и най-лесният за производство рефлектор е направен по оптичната схема на Нютон (кръстен на Исак Нютон, който за първи път го приложи на практика). Тези телескопи често се наричат ​​"Нютон". Огледален обективтелескопите използват едновременно лещи и огледала. Поради това те ви позволяват да постигнете изображения с отлично качество с висока разделителна способност. Повечето от детските телескопи, които намирате в магазините, са рефрактори.

Важен параметър, на който трябва да обърнете внимание, е диаметър на лещата(бленда). Той определя способността на телескопа да събира светлина и обхвата на възможните увеличения. Измерено в милиметри, сантиметри или инчове (например 4,5 инча е 114 мм). Колкото по -голям е диаметърът на лещата, толкова по -слабите звезди могат да се видят през телескопа. Втората важна характеристика е фокусно разстояние... Яркостта на телескопа зависи от него (както в аматьорската астрономия наричат ​​съотношението на диаметъра на обектива към фокусното му разстояние). Обърни внимание на окуляр... Ако основната оптика (обектив, огледало или система от лещи и огледала) се използва за образуване на изображение, тогава целта на окуляра е да увеличи това изображение. Окулярите се предлагат в различни диаметри и фокусни разстояния. Смяната на окуляра също ще промени увеличението на телескопа. За да изчислите увеличението, трябва да разделите фокусното разстояние на обектива на телескопа (например 900 мм) на фокусното разстояние на окуляра (например 20 мм). Получаваме увеличение от 45 пъти. Това е напълно достатъчно за начинаещ млад астроном да види Луната, звездните купове и много други интересни неща. Комплектът телескоп може да включва обектив на Барлоу. Той е инсталиран пред окуляра, което увеличава увеличението на телескопа. В прости телескопи двойното Обектив Barlow... Тя ви позволява да удвоите увеличението на телескопа. В нашия случай увеличението ще бъде 90 пъти.

Телескопите се предлагат с много полезни аксесоари. Те могат да бъдат включени в телескопа или да бъдат поръчани отделно. По този начин повечето телескопи са оборудвани с визьори... Това е малък телескоп с ниско увеличение и голямо зрително поле, което улеснява намирането на обектите, които ви интересуват. Визьорът и телескопът са насочени успоредно един на друг. Първо обектът се открива във визьора и едва след това в полето на основния телескоп. Почти всички рефрактори са оборудвани с диагонално огледалоили призма... Това устройство улеснява наблюдението, ако обектът е директно над главата на астронома. Ако освен небесни обекти ще наблюдавате и земни обекти, не можете без коригираща призма... Това е така, защото всички телескопи получават изображение, което е обърнато с главата надолу и огледално. При наблюдение на небесни тела това няма особено значение. Но да видите земните обекти е все още по -добре в правилната позиция.

Всеки телескоп има стойка - механично устройство за закрепване на телескопа към статив и насочване към обект. Тя може да бъде азимутна или екваториална. Азимуталната стойка позволява на телескопа да се движи хоризонтално (наляво-надясно) и вертикално (нагоре-надолу). Този монтаж е подходящ за наблюдение както на земни, така и на небесни обекти и най -често се инсталира в телескопи за начинаещи астрономи. Друг тип монтиране, екваториалният, е подреден по различен начин. При дългосрочни астрономически наблюдения, дължащи се на въртенето на земята, обектите се изместват. Благодарение на специалния си дизайн, екваториалното монтиране позволява на телескопа да следва извития път на звездата в небето. Понякога такъв телескоп е оборудван със специален двигател, който автоматично контролира движението. Телескоп на екваториална планина е по-подходящ за дългосрочни астрономически наблюдения и фотография. И накрая, цялото това устройство е свързано към статив... Най -често е метален, по -рядко дървен. По -добре е краката на триножника да не са фиксирани, а разтегателни.

Как да работи

Да видиш нещо през телескоп не е толкова лесна задача за начинаещ, колкото може да изглежда на пръв поглед. Трябва да знаете какво да търсите. Този път. Трябва да знаете къде да търсите. Това са две. И, разбира се, знаете как да изглеждате. Това са три. Нека започнем в края и да се опитаме да разберем основните правила за боравене с телескоп. Не се притеснявайте, че вие ​​самите не сте много добри в астрономията (или дори изобщо не сте). Намирането на необходимата литература не е проблем. Но колко интересно ще бъде за вас и детето ви да откриете заедно тази трудна, но толкова вълнуваща наука.

Така че, преди да започнете да търсите някакъв обект в небето, трябва да регулирате визьора с телескопа. Тази процедура изисква известни умения. По -добре е да го правите през деня. Изберете неподвижен, лесно разпознаваем наземен обект на разстояние от 500 метра до един километър. Насочете телескопа към него, така че обектът да е в центъра на окуляра. Закрепете телескопа така, че да е неподвижен. Сега погледнете през визьора. Ако избраният обект не се вижда, разхлабете болта за регулиране на визьора и завъртете самия визьор, докато обектът се появи в зрителното поле. След това използвайте регулиращите винтове (винтове за фина настройка на визьора), за да се уверите, че обектът е позициониран точно в центъра на окуляра. Сега погледнете отново през телескопа. Ако обектът все още е в центъра, всичко е наред. Телескопът вече е готов за употреба. Ако не, повторете настройката.

Както знаете, по -добре е да погледнете през телескоп в тъмна кула някъде високо в планините. Разбира се, едва ли ще отидем в планината. Но несъмнено е по -добре да гледате звездите извън града (например на вилата), отколкото от прозореца на градски апартамент. В града има твърде много излишна светлина и топлинни вълни, което ще влоши имиджа. Колкото по -далеч от градската светлина правите наблюдения, толкова повече небесни обекти ще можете да видите. Ясно е, че небето трябва да бъде възможно най -ясно.

Първо намерете обекта във визьора. След това регулирайте фокуса на телескопа - завъртете фокусиращия винт, докато изображението стане ясно. Ако имате няколко окуляра, започнете с най -ниското увеличение. Поради много фината настройка на телескопа, трябва да го погледнете внимателно, без да правите резки движения и да задържите дъха си. В противен случай настройката може лесно да се загуби. Научете детето си да прави това веднага. Между другото, подобни наблюдения ще тренират издръжливостта, а за прекалено активните пъргави ще се превърнат в един вид психотерапевтична процедура. Трудно е да се намери по -добро успокоително от гледането на безкрайното звездно небе.

В зависимост от модела на телескопа през него могат да се видят няколкостотин различни небесни обекта. Това са планети, звезди, галактики, астероиди, комети.

Астероиди(малки планети) са големи парчета скала, понякога съдържащи метал. Повечето астероиди се въртят около Слънцето между Марс и Юпитер.

Комети- това са небесни тела, които имат ядро ​​и светеща опашка. За да може хлапето да си представи поне малко този „опашен скитник“, кажете, че прилича на огромна снежна топка, смесена с космически прах... В телескоп кометите се появяват като мъгляви петна, понякога със светла опашка. Опашката винаги е обърната от Слънцето.

луна... Дори и с най -простия телескоп ясно се виждат кратери, пукнатини, планински вериги и тъмни морета. Най -добре е да наблюдавате Луната не по време на пълнолуние, а в една от нейните фази. По това време можете да видите много повече детайли, особено на границата на светлината и сянката.

Планети... Във всеки телескоп можете да видите всички планети на Слънчевата система, с изключение на най -далечната - Плутон (тя се вижда само в мощни телескопи). Меркурий и Венера, подобно на Луната, имат фази, гледани през телескоп. На Юпитер можете да видите тъмни и светли ивици (които са облачни пояси) и гигантското вихрово Голямо червено петно. Поради бързото въртене на планетата, външният й вид се променя постоянно. Четирите хелиеви луни на Юпитер са ясно видими. На мистериозната червена планета Марс, с добър телескоп, можете да видите бели ледени шапки на полюсите. Известният пръстен на Сатурн, който децата обичат да виждат толкова много на снимки, също може ясно да се види през телескоп. Това е невероятна картина. Най -голямата луна на Сатурн, Титан, обикновено е ясно видима. А в по -мощните телескопи можете да видите пролуката в пръстените (пролука Касини) и сянката, която пръстените хвърлят върху планетата. Уран и Нептун ще бъдат видими като малки точки, а в по -мощни телескопи като дискове.

Между орбитите на Марс и Юпитер могат да се наблюдават много астероиди. Понякога се срещат комети.

Звездни купове... В нашата галактика има много звездни купове, които са разделени на отворени (значителен куп звезди в определена област на небето) и кълбовидни (плътна група звезди, оформени като топка). Например съзвездието Плеяди, ясно видимо с просто око (седем малки звезди, притиснати една към друга) в окуляра дори на най -простия телескоп се превръща в искрящо поле от стотици звезди.

Мъглявина... Газови струпвания са разпръснати из цялата ни галактика. Това са мъглявини. Обикновено са осветени от близки звезди и са много красива гледка.

Галактики... Това са огромни струпвания от милиарди звезди, отделни „острови“ на Вселената. Най -ярката галактика в нощното небе е галактиката Андромеда. Без телескоп изглежда като слабо, неясно място. Голямо елипсовидно светещо поле може да се види през телескоп. А с по -мощен телескоп се вижда структурата на галактиката.

Слънцето... Строго е забранено да гледате Слънцето през телескоп, освен ако то не е оборудвано със специални слънчеви филтри. Обяснете това първо на детето си. Това ще повреди телескопа. Но това не е толкова лошо. Има един тъжен афоризъм, че можете да гледате Слънцето през телескоп само два пъти в живота си: веднъж с дясното око, втория път с лявото. Такива експерименти наистина могат да доведат до загуба на зрение. И е по -добре да не оставяте телескопа в сглобена форма през деня, за да не изкушите малкия астроном.

В допълнение към астрономическите наблюдения, повечето телескопи позволяват наблюдение на земни обекти, което също може да бъде много интересно. Но, много по -важно, не толкова самите наблюдения, а съвместното хоби на бебето и родителите, общи интереси, които правят приятелството между детето и възрастния по -силно, по -пълно и интересно.

Чисто небе и невероятни астрономически открития!

Всяка звезда е огромна светеща газова топка, подобно на нашето Слънце. Звездата блести, защото излъчва колосално количество енергия. Тази енергия се образува в резултат на така наречените термоядрени реакции.

Всяка звезда е огромна светеща газова топка, подобно на нашето Слънце. Звездата блести, защото излъчва колосално количество енергия. Тази енергия се образува в резултат на така наречените термоядрени реакции.Съставът на всяка звезда включва много химични елементи. Например, на Слънцето е установено наличието на поне 60 елемента. Сред тях са водород, хелий, желязо, калций, магнезий и др.
Защо виждаме Слънцето толкова малко? Защото е много далеч от нас. Защо звездите изглеждат толкова сладки? Спомнете си колко ни изглежда нашето огромно Слънце - точно толкова голямо, колкото футболна топка. Това е така, защото е много далеч от нас. А звездите са много, много по -далеч!
Звезди, подобни на нашето Слънце, осветяват Вселената около тях, затоплят, заобикалящите ги планети, дават живот. Защо светят само през нощта? Не, не, през деня те също блестят, просто не се виждат. През деня нашето слънце осветява със сините си лъчи синята атмосфера на планетата, поради което космосът се крие така или иначе зад завеса. През нощта този воал се отваря и ние виждаме цялото великолепие на космоса - звезди, галактики, мъглявини, комети и много други чудеса на нашата Вселена.

Изпратете вашата добра работа в базата знания е проста. Използвайте формата по -долу

Студенти, аспиранти, млади учени, които използват базата знания в обучението и работата си, ще ви бъдат много благодарни.

публикувано на http://allbest.ru

Защо звездите греят

ВЪВЕДЕНИЕ

звездна астрономия

До началото на този век границите на изследваната Вселена са се разширили толкова много, че са включили и Галактиката. Мнозина, ако не всички, тогава си мислеха, че тази огромна звездна система е цялата Вселена като цяло.

Но през 20 -те години на миналия век бяха построени нови големи телескопи и пред астрономите се отвориха напълно неочаквани хоризонти. Оказа се, че светът не свършва извън Галактиката. Милиарди звездни системи, галактики, подобни на нашата и различни от нея, са разпръснати тук -там из необятността на Вселената.

Снимки на галактики, направени с най -големите телескопи, са поразителни със своята красота и разнообразие от форми: това са както мощни вихри от звездни облаци, така и правилни топки, а други звездни системи изобщо не откриват определени форми, те са тромави и безформени. Всички тези видове галактики са спираловидни, елипсовидни, неправилни, - кръстени на появата им на снимките, са открити от американския астроном Е. Хъбъл през 1920 -те и 1930 -те години.

Ако можехме да видим нашата Галактика отдалеч, тогава тя изобщо нямаше да се появи пред нас, както на схематичния чертеж. Не бихме видели диск, ореол или, разбира се, корона. Само най -ярките звезди биха били видими от големи разстояния. И всички те, както се оказа, са събрани в широки ивици, които се издигат от централната област на Галактиката. Най -ярките звезди образуват нейния спирален модел. Само този модел би бил забележим отдалеч. Нашата Галактика на снимка, направена от астроном от някой звезден свят, би изглеждала много подобна на мъглявината Андромеда.

Последните проучвания показват, че много големи спираловидни галактики, като нашата галактика, имат разширена и масивна невидима корона. Това е много важно: ако е така, тогава това означава, че като цяло почти цялата маса на Вселената (или във всеки случай преобладаващата част от нея) е мистериозна, невидима, но гравитираща скрита маса

Много, а може би и почти всички галактики са събрани в различни групи, които се наричат ​​групи, клъстери и суперклъстери, в зависимост от това колко са. Групата може да включва само три или четири галактики и свръхкластер до хиляда или дори няколко десетки хиляди. Нашата галактика, мъглявината Андромеда и повече от хиляда същите обекти са включени в т. Нар. Местен суперклъстър. Той няма добре дефинирана форма.

Небесните тела са в постоянно движение и се променят. Кога и как точно са възникнали, науката се стреми да разбере, като изучава небесните тела и техните системи. Клонът на астрономията, който се занимава с проблемите на произхода и еволюцията на небесните тела, се нарича космогония.

Съвременните научни космогонични хипотези са резултат от физически, математически и философски обобщения на множество данни от наблюденията. В космогоничните хипотези, присъщи на тази епоха, до голяма степен е отразено общото ниво на развитие на естествената наука. По -нататъшното развитие на науката, което задължително включва астрономически наблюдения, потвърждава или опровергава тези хипотези.

Този документ разглежда следните проблеми:

· Представена е структурата на Вселената, дадени са характеристиките на основните й елементи;

· Показва основните методи за получаване на информация за космически обекти;

Дефинира концепцията за звезда, нейните характеристики и еволюция

Представени са основните източници на енергия на звездите

Дадено е описание на най -близката звезда до нашата планета - Слънцето

1. ИСТОРИЧЕСКО РАЗВИТИЕ НА ВСЕМИРНИТЕ КОНЦЕПЦИИ

Дори в зората на цивилизацията, когато любознателният човешки ум се обърна към трансцендентални висоти, големите философи мислеха за представата си за Вселената като за нещо безкрайно.

Древногръцкият философ Анаксимандър (VI в. Пр. Н. Е.) Въвежда концепцията за определена единна безкрайност, която не притежава никакви обичайни наблюдения и качества. Първоначално елементите се смятаха за полуматериални, полубожествени, одухотворени вещества. И така, той каза, че началото и елементът на съществуването е Безкрайното, като първо дава името на началото. В допълнение, той говори за съществуването на вечно движение, в което се появява появата на небесата. Земята витае във въздуха, не се поддържа от нищо, но остава на място поради еднаквото разстояние отвсякъде. Формата му е извита, заоблена, подобна на сегмент от каменна колона. Вървим по един от неговите самолети, а другият е от другата страна. Звездите, от друга страна, представляват огнен кръг, отделен от световния огън и заобиколен от въздух. Но във въздушната обвивка има отвори, някакви тръбни, тоест тесни и дълги дупки, надолу, от които се виждат звездите. В резултат на това, когато тези отвори са блокирани, настъпва затъмнение. Луната, от друга страна, изглежда пълна, понякога повредена, в зависимост от затварянето и отварянето на дупките. Слънчевият кръг е 27 пъти по -голям от земния и 19 пъти по -голям от лунния, а Слънцето е над всичко, последвано от Луната и под всички кръгове от неподвижни звезди и планети. Сл. Хр.). Хераклид от Понт (V-IV пр. Н. Е.) Също потвърждава въртенето му около оста си и донася на гърците още по-древната представа за египтяните, че самото слънце може да служи като център на въртене на някои планети (Венера, Меркурий) .

Френският философ и учен, физик, математик, физиолог Рене Декарт (1596-1650) създава теория за еволюционния вихров модел на Вселената, основан на хелиоцентрализъм. В своя модел той разглежда небесните тела и техните системи в тяхното развитие. За XVII век. идеята му беше изключително дръзка.

Според Декарт всички небесни тела са се образували в резултат на вихрови движения, които са се случвали в хомогенната в началото световна материя. Абсолютно идентични материални частици, намиращи се в непрекъснато движение и взаимодействие, промениха формата и размера си, което доведе до богатото разнообразие от природата, което наблюдаваме.

Големият немски учен, философ Имануел Кант (1724-1804) създава първия универсална концепцияразвиващата се Вселена, обогатяваща картината на нейната равномерна структура и представяща Вселената като безкрайна в специален смисъл.

Той обосновава възможностите и значителната вероятност за появата на такава вселена единствено под въздействието на механичните сили на привличане и отблъскване и се опитва да открие по -нататъшна съдбатази Вселена на всичките й мащабни нива - започвайки от планетарната система и завършвайки със света на мъглявината.

Айнщайн направи радикал научна революциякато представи своята теория на относителността. Специалната или особена теория на относителността на Айнщайн е резултат от обобщение на галилеевата механика и електродинамиката на Максуел Лоренц.

Той описва законите на всички физически процеси при скорости, близки до скоростта на светлината. За първи път фундаментално нова космогологична последица от общата теория на относителността беше разкрита от изключителния съветски математик и физик - теоретик Александър Фридман (1888-1925). Говорейки през 1922-24 г. той критикува заключенията на Айнщайн, че Вселената е крайна и има формата на четириизмерен цилиндър. Айнщайн направи своето заключение въз основа на предположението за стационарността на Вселената, но Фридман показа неоснователността на първоначалния си постулат.

Фридман даде два модела на Вселената. Скоро тези модели намериха изненадващо точно потвърждение при директни наблюдения на движението на далечни галактики в ефекта на "червено изместване" в техните спектри. През 1929 г. Хъбъл открива забележителна закономерност, наречена „законът на Хъбъл“ или „закон на червеното изместване“: линиите на галактиките се изместват към червения край, а изместването е по -голямо, колкото по -далеч е галактиката.

2. СРЕДСТВА НА НАБЛЮДАВАЩА АСТРОНОМИЯ

Телескопи

Основният астрономически инструмент е телескопът. Телескоп с вдлъбната огледална леща се нарича рефлектор, а телескоп с леща, направена от лещи, се нарича рефрактор.

Целта на телескопа е да събира повече светлина от небесните източници и да увеличи ъгъла на видимост, от който се вижда небесен обект.

Количеството светлина, което влиза в телескопа от наблюдавания обект, е пропорционално на площта на лещата. Колкото по -голяма е целта на телескопа, толкова по -слаби светлинни обекти могат да се видят през нея.

Мащабът на изображението, дадено от обектива на телескопа, е пропорционален на фокусното разстояние на обектива, тоест разстоянието от лещата, събираща светлина до равнината, където се получава изображението на светилото. Изображение на небесен обект може да бъде снимано или гледано през окуляр.

Телескопът увеличава видимите ъглови размери на Слънцето, Луната, планетите и детайлите върху тях, както и ъгловите разстояния между звездите, но звездите, дори и в много силен телескоп, поради голямото си разстояние, се виждат само като светещи точки .

В рефрактора лъчите, преминаващи през лещата, се пречупват, образувайки изображение на обекта във фокалната равнина . В рефлектора лъчите от вдлъбнатото огледало се отразяват и след това също се събират във фокалната равнина. Когато правят обектив на телескоп, те се стремят да сведат до минимум всички изкривявания, които изображение на обекти неизбежно има. Един обикновен обектив силно ще изкриви и оцвети ръбовете на изображението. За да се намалят тези недостатъци, лещата е направена от няколко лещи с различна кривина на повърхностите и от различни видове стъкло. За да се намалят изкривяванията, повърхностите на вдлъбнатото стъклено огледало не са сферични, а донякъде различни (параболични).

Съветският оптик D.D. Максутов разработи телескопна система, наречена менискус. Той съчетава достойнствата на рефрактор и рефлектор. Един от моделите на училищния телескоп е базиран на тази система. Има и други телескопични системи.

В телескоп се получава обърнато изображение, но това няма значение при наблюдение на космически обекти.

При наблюдение през телескоп рядко се използват увеличения над 500 пъти. Причината за това са въздушните течения, които причиняват изкривявания на изображението, които са по -забележими, колкото по -голямо е увеличението на телескопа.

Най -големият рефрактор има леща с диаметър около 1 м. Най -големият в света рефлектор с вдлъбнат огледален диаметър 6 м е произведен в СССР и инсталиран в Кавказките планини. Позволява ви да снимате звезди 107 пъти по -слаби от тези, видими с невъоръжено око.

Спектрален сертификат

До средата на ХХ век. ние дължахме познанията си за Вселената почти изключително на мистериозни лъчи светлина. Светлинна вълна, както всяка друга вълна, се характеризира с честота x и дължина на вълната n. Между тези физични параметри има проста връзка:

където c е скоростта на светлината във вакуум (празнота). И енергията на фотона е пропорционална на честотата на излъчване.

В природата светлинните вълни се разпространяват най -добре в необятността на Вселената, тъй като по пътя им има най -малко смущения. И човекът, въоръжен с оптични инструменти, се научи да чете мистериозни светли букви. С помощта на специален инструмент - спектроскоп, адаптиран към телескоп, астрономите започнаха да определят температурата, яркостта и размера на звездите; тяхната скорост, химичен състав и дори процесите, протичащи в дълбините на далечни звезди.

Исак Нютон установи, че бялото слънчева светлинасе състои от смес от лъчи от всички цветове на дъгата. При преминаване от въздух към стъкло цветните лъчи се пречупват в различна степен. Следователно, ако триъгълна призма бъде поставена на пътя на тесен слънчев лъч, след като лъчът напусне призмата, на екрана се появява дъгова лента, която се нарича спектър.

Спектърът съдържа най -важната информация за небесно тяло, излъчващо светлина. Може да се каже без преувеличение, че астрофизиката дължи своите забележителни успехи преди всичко на спектралния анализ. Спектралният анализ сега е основният метод за изучаване на физическата природа на небесните тела.

Всеки газ, всеки химичен елемент дава свой собствен, само един присъщ за спектъра. Те могат да бъдат сходни по цвят, но задължително се различават един от друг по местоположението си в спектралната ивица. С една дума, спектърът на химически елемент е неговият вид „паспорт“. А опитен спектроскоп трябва само да разгледа набор от цветни линии, за да определи кое вещество излъчва светлина. Следователно, за да се определи химическият състав на светещо тяло, няма нужда да се взема и да се подлага на директни лабораторни изследвания. Разстоянията тук, дори и да са космически, също не са пречка. Важно е само изследваното тяло да е в нажежено състояние - да свети ярко и да дава спектър. Когато изследва спектъра на Слънцето или друга звезда, астрономът се занимава с тъмни линии, така наречените абсорбционни линии. Абсорбционните линии точно съвпадат с емисионните линии на дадения газ. Благодарение на това химичният състав на Слънцето и звездите може да се изследва от спектрите на поглъщане. Чрез измерване на енергията, излъчвана или погълната в отделни спектрални линии, е възможно да се извърши количествен химичен анализ на небесните тела, тоест да се установи процентът на различните химични елементи. Така беше установено, че водородът и хелият преобладават в атмосферата на звездите.

Много важна характеристика на звездата е нейната температура. Като първо приближение температурата на небесното тяло може да се прецени по цвета му. Спектроскопията дава възможност за определяне на повърхностната температура на звездите с много висока точност.

Повърхностната температура на повечето звезди е в диапазона от 3000 до 25000 K.

Възможностите за спектрален анализ са почти безкрайни! Той убедително показа, че химическият състав на Земята, Слънцето и звездите е един и същ. Вярно е, че на отделни небесни тела на някои химични елементи може да има повече или по -малко, но никъде не е установено наличието на някакво специално „неземно вещество“. Сходството в химичния състав на небесните тела служи като важно потвърждение на материалното единство на Вселената.

Астрофизиката - голям отдел по съвременна астрономия - се занимава с изследването физични свойстваи химическия състав на небесните тела и междузвездната среда. Тя разработва теории за структурата на небесните тела и процесите, протичащи в тях. Една от най -важните задачи пред астрофизиката днес е да изясни вътрешната структура на Слънцето и звездите и техните енергийни източници, да установи процеса на тяхното възникване и развитие. И ние дължим цялата най -богата информация, идваща към нас от дълбините на Вселената, на пратениците на далечни светове - лъчите на светлината.

Всеки, който е наблюдавал звездното небе, знае, че съзвездията не променят формата си. Голямата мечка и малка мечка са подобни на кофа, съзвездието Лебед прилича на кръст, а зодиакалното съзвездие Лъв прилича на трапец. Впечатлението обаче, че звездите са неподвижни, е измамно. Той е създаден само защото небесните светлини са много далеч от нас и дори след много стотици години човешкото око не е в състояние да забележи движението им. В момента астрономите измерват правилното движение на звездите от снимки на звездното небе, направени на интервали от 20, 30 или повече години.

Правилното движение на звездите е ъгълът, под който звездата се движи по небето за една година. Ако се измерва и разстоянието до тази звезда, тогава е възможно да се изчисли нейната собствена скорост, тоест онази част от скоростта на небесното тяло, която е перпендикулярна на линията на зрението, а именно посоката „наблюдател-звезда ". Но за да се получи пълната скорост на звезда в космоса, е необходимо също така да се знае скоростта, насочена по линията на зрението - към или далеч от наблюдателя.

Фиг. 1 Определяне на пространствената скорост на звезда на известно разстояние до нея

Радиалната скорост на звездата може да се определи от местоположението на абсорбционните линии в нейния спектър. Както знаете, всички линии в спектъра на движещ се източник на светлина се изместват пропорционално на скоростта на неговото движение. За звезда, летяща към нас, светлинните вълни се скъсяват и спектралните линии се изместват към виолетовия край на спектъра. За звезда, отдалечаваща се от нас, светлинните вълни се удължават и линиите се изместват към червения край на спектъра. По този начин астрономите намират скоростта на звездата по линията на зрението. И когато са известни и двете скорости (собствена и радиална), не е трудно да се изчисли общата пространствена скорост на една звезда спрямо Слънцето, като се използва Питагоровата теорема.

Оказа се, че скоростите на звездите са различни и като правило са няколко десетки километра в секунда.

След като изучават правилното движение на звездите, астрономите успяват да си представят появата на звездното небе (съзвездия) в далечното минало и в далечното бъдеще. Известната „кофа“ на Голямата мечка след 100 хиляди години ще се превърне например в „желязо със счупена дръжка“.

Радиовълни и радиотелескопи

Доскоро небесните тела бяха изследвани почти изключително във видимите лъчи на спектъра. Но в природата все още има невидимо електромагнитно излъчване. Те не се възприемат дори с най -мощните оптични телескопи, въпреки че обхватът им е многократно по -широк от видимата област на спектъра. И така, зад виолетовия край на спектъра са невидими ултравиолетови лъчи, които активно въздействат върху фотографската плоча - причинявайки нейното потъмняване. Зад тях са рентгенови лъчи и накрая гама лъчи с най-късата дължина на вълната.

За улавяне на радиоизлъчване, идващо към нас от космоса, се използват специални радио -физически устройства - радиотелескопи. Принципът на действие на радиотелескопа е същият като този на оптичния: той събира електромагнитна енергия. Само вместо обективи или огледала радиотелескопите използват антени. Много често антената на радиотелескоп е изградена под формата на огромна параболична купа, понякога плътна, а понякога решетъчна. Неговата отразяваща метална повърхност концентрира радиоизлъчването на наблюдавания обект върху малка приемна захранваща антена, която е поставена във фокуса на параболоида. В резултат на това в захранването се генерират слаби променливи токове. Чрез вълноводи електрически токове се предават към много чувствителен радиоприемник, настроен към работната дължина на вълната на радиотелескопа. Тук те се усилват и чрез свързване на високоговорител към приемника, човек може да слуша "гласовете на звездите". Но гласовете на звездите са лишени от всякаква музикалност. Това изобщо не са „космически мелодии“, омагьосващи ухото, а пращящо съскане или пронизваща свирка ... Затова към приемника на радиотелескопа обикновено се прикрепя специален рекордер. И сега, на движещата се лента, записващото устройство изчертава крива на интензитета на входящия радиосигнал с определена дължина на вълната. Следователно, радиоастрономите не „чуват“ шумоленето на звездите, а го „виждат“ на надраскана хартия.

Както знаете, в оптичен телескоп виждаме всичко, което попада в полезрението му наведнъж.

Положението с радиотелескопа е по -сложно. Има само един приемащ елемент (облъчвател), така че изображението се изгражда ред по ред - чрез последователно преминаване на източника на радиоизлъчване през антенния лъч, тоест по същия начин, както на телевизионен екран.

Законът за виното

Законът за виното- зависимостта, която определя дължината на вълната, когато енергията се излъчва от абсолютно черно тяло. Той е разработен от немския физик и Нобелов лауреат Вилхелм Виен през 1893 г.

Законът на Виен: Дължината на вълната, при която едно черно тяло излъчва най -много енергия, е обратно пропорционална на температурата на това тяло.

Абсолютно черно тяло е повърхност, която напълно абсорбира падащата върху него радиация. Концепцията за черно тяло е чисто теоретична: в действителност не съществуват обекти с такава идеална повърхност, която напълно поглъща всички вълни.

3. СЪВРЕМЕННИ КОНЦЕПЦИИ НА СТРУКТУРАТА, ОСНОВНИ ЕЛЕМЕНТИ НА ВИДИМАТА ВСЕЛЕНА И ТЕХНАТА СИСТЕМАТИЗАЦИЯ

Ако опишем структурата на Вселената така, както изглежда на учените сега, ще получим следната йерархична стълба. Има планети - небесни тела, обикалящи около звезда или нейните останки, достатъчно масивни, за да се закръглят под въздействието на собствената си гравитация, но не достатъчно масивни, за да започнат термоядрена реакция, които са „обвързани“ с определена звезда, т.е. са в зоната си на гравитационно действие. И така, Земята и още няколко планети със своите спътници са в зоната на гравитационното влияние на звезда, наречена Слънце, движещи се по собствените си орбити около нея и по този начин образуват Слънчевата система. Такива звездни системи, които са наблизо в огромни количества, образуват галактика - сложна система със своя център. Между другото, по отношение на центъра на галактиките все още няма консенсус какви са те - предполага се, че в центъра на галактиките има черни дупки.

Галаксите от своя страна образуват един вид верига, създаваща някаква мрежа. Клетките от тази мрежа са създадени от вериги галактики и централни „кухини“, които или са напълно лишени от галактики, или имат много малък брой от тях. Основната част от Вселената е заета от вакуум, което обаче не означава абсолютната празнота на това пространство: отделни атоми също присъстват във вакуума, има фотони (реликтово излъчване), а частиците и античастиците се появяват като резултат от квантови явления. Видимата част на Вселената, тоест онази част от нея, която е достъпна за изучаването на човечеството, е присъща на хомогенността и постоянството в смисъл, че както обикновено се смята, същите закони действат в тази част. Дали ситуацията е същата в други части на Вселената е невъзможно да се определи.

В допълнение към планетите и звездите, елементите на Вселената са такива небесни тела като комети, астероиди и метеорити.

Кометата е малко небесно тяло, което обикаля около Слънцето в конична секция с много разширена орбита. При приближаване към Слънцето кометата образува кома, а понякога и опашка от газ и прах.

Условно кометата може да бъде разделена на три части - ядро, кома, опашка. Всичко в кометите е абсолютно студено и техният блясък е само отражението на слънчевата светлина от праха и блясъка на ултравиолетовия йонизиран газ.

Ядрото е най -тежката част от това небесно тяло. Той съдържа по -голямата част от кометата. Съставът на ядрото на кометата не е лесен за точно проучване, тъй като на разстояние, достъпно за телескоп, то постоянно е заобиколено от газова мантия. В тази връзка теорията на американския астроном Уипъл е взета като основа за теорията за състава на ядрото на кометата.

Според неговата теория ядрото на кометата е смес от замръзнали газове, смесени с различен прах. Следователно, когато комета се приближи до Слънцето и се нагрее, газовете започват да се „топят“, образувайки опашка.

Опашката на кометата е най -изразителната й част. Той се образува от комета, когато се приближава към Слънцето. Опашката е светеща ивица, която се простира от сърцевината в посока, противоположна на Слънцето, „издухана“ от слънчевия вятър.

Кома е лека, мъглива, с форма на купа обвиваща ядрото, състояща се от газове и прах. Обикновено се простира от 100 хиляди до 1,4 милиона километра от ядрото. Налягането на светлината може да деформира комата, като я издърпа в антисоларна посока. Комата, заедно с ядрото, съставлява главата на кометата.

Астероидите са небесни тела, които са основно неправилни скални форми, с размери от няколко метра до хиляди километри. Астероидите, подобно на метеоритите, са съставени от метали (главно желязо и никел) и скалисти скали. На латински думата астероид означава „като звезда“. Астероидите са получили това име заради приликата си със звезди, когато ги наблюдават с помощта на не много мощни телескопи.

Астероидите могат да се сблъскват помежду си, със спътници и с големи планети. В резултат на сблъсъка на астероиди се образуват по -малки небесни тела - метеорити. При сблъсък с планета или спътник астероидите оставят следи под формата на огромни многокилометрови кратери.

Повърхността на всички без изключение астероиди е много студена, тъй като самите те са подобие на големи камъни и не образуват топлина, но са разположени на значително разстояние от слънцето. Дори ако астероидът се нагрява от Слънцето, той отделя топлина доста бързо.

Астрономите имат две от най -популярните хипотези относно произхода на астероидите. Според една от тях те са фрагменти от някога съществували планети, които са се срутили в резултат на сблъсък или експлозия. Според друга версия астероидите са образувани от остатъците от материята, от които са се образували планетите на Слънчевата система.

Метеорити- малки фрагменти от небесни тела, състоящи се предимно от камък и желязо, падащи на повърхността на Земята от междупланетното пространство. За астрономите метеоритите са истинско съкровище: рядко е възможно да се изследва цялостно парче пространство в лабораторни условия. Повечето експерти смятат метеоритите за фрагменти от астероиди, които се образуват при сблъсък на космически тела.

4. ТЕОРИЯ ЗА ЗВЕЗДИТЕ

Звездата е масивна газова топка, която излъчва светлина и се задържа от силите на собствената си гравитация и вътрешно налягане, в дълбочината на които протичат реакции (или са настъпили по -рано) термоядрен синтез.

Основните характеристики на звездите:

Осветеност

Яркостта се определя, ако видимата величина и разстоянието до звездата са известни. Ако астрономията има доста надеждни методи за определяне на видимата величина, тогава разстоянието до звездите не е толкова лесно да се определи. За относително близки звезди разстоянието се определя по тригонометричния метод, известен от началото на миналия век, който се състои в измерване на незначителни ъглови измествания на звездите, когато те се наблюдават от различни точкиземната орбита, тоест по различно време на годината. Този метод е доста точен и надежден. Въпреки това, за повечето други по -далечни звезди, той вече не е подходящ: трябва да се измерват твърде малки измествания на положението на звездите - по -малко от една стотна от секундата на дъгата. На помощ идват други методи, много по -малко точни, но въпреки това доста надеждни. В редица случаи абсолютната величина на звездите може да бъде определена директно, без да се измерва разстоянието до тях, чрез някои наблюдавани характеристики на тяхното излъчване.

Звездите се различават значително по своята яркост. Има бели и сини свръхгигантски звезди (има обаче сравнително малко от тях), чиито яркости надвишават светимостта на Слънцето с десетки и дори стотици хиляди пъти. Но повечето от звездите са "джуджета", чиято яркост е много по -малка от слънцето, често хиляди пъти. Характеристиката на светимостта е така наречената "абсолютна величина" на звездата. Привидната звездна величина зависи, от една страна, от нейната яркост и цвят, от друга, от разстоянието до нея. Звездите с висока яркост имат отрицателни абсолютни стойности, например -4, -6. Звездите с ниска яркост се характеризират с големи положителни стойности, например +8, +10.

Химическият състав на звездите

Химическият състав на външните слоеве на звездата, откъдето радиацията им „директно“ идва към нас, се характеризира с пълното преобладаване на водорода. Хелият е на второ място, докато изобилието от други елементи е относително малко. За около всеки 10 000 водородни атома има хиляда хелиеви атоми, около десет кислородни атома, малко по -малко въглерод и азот и само един железен атом. Изобилието от други елементи е абсолютно нищожно.

Можем да кажем, че външните слоеве на звездите са гигантски водород-хелиеви плазми с малка примес от по-тежки елементи.

Въпреки че химическият състав на звездите е един и същ в първото приближение, има звезди, които показват определени характеристики в това отношение. Например, има звезда с необичайно високо съдържание на въглерод или има обекти с необичайно високо съдържание на редкоземни вещества. Ако в преобладаващото мнозинство от звездите изобилието на литий е абсолютно незначително (приблизително 10 11 водорода), то понякога има "уникални" такива, където този рядък елемент е доста изобилен.

Спектри на звезди

Изключително богата информация се предоставя от изследването на спектрите на звездите. Сега е приета така наречената Харвардска спектрална класификация. Той има десет класа, обозначени с латински букви: O, B, A, F, G, K, M. Съществуващата класификационна система за звездни спектри е толкова точна, че позволява да се определи спектърът с точност от една десета от клас. Например част от поредицата от звездни спектри между класове В и А се обозначава като В0, В1 ... В9, А0 и т.н. Спектърът на звездите в първото приближение е подобен на спектъра на излъчващо "черно" тяло с определена температура T. Тези температури плавно варират от 40-50 хиляди келвина за звезди от спектрален клас О до 3000 келвина за звезди от спектрален клас М. В съответствие с това основната част от излъчването на звездите спектрални класове О и В падат върху ултравиолетовата част на спектъра, недостъпна за наблюдение от земната повърхност.

Характерна особеност на звездните спектри е наличието на огромен брой абсорбционни линии, принадлежащи към различни елементи. Финият анализ на тези линии направи възможно получаването на особено ценна информация за природата на външните слоеве на звездите. Разликите в спектрите се обясняват преди всичко с разликата в температурите на външните слоеве на звездата. Поради тази причина състоянието на йонизация и възбуждане на различни елементи във външните слоеве на звездите се различава рязко, което води до силни разлики в спектрите.

Температура

Температурата определя цвета на звездата и нейния спектър. Така например, ако повърхностната температура на слоевете звезди е 3-4 хиляди. К., тогава цветът му е червеникав, 6-7 хиляди К. - жълтеникав. Много горещите звезди с температури над 10-12 хиляди К. имат бял или синкав цвят. В астрономията има доста обективни методи за измерване на цвета на звездите. Последното се определя от т. Нар. „Цветен индекс“, равен на разликата между фотографските и визуалните стойности. Всяка стойност на цветовия индекс съответства на определен тип спектър.

В хладни червени звезди спектрите се характеризират с абсорбционни линии на неутрални метални атоми и ленти на някои от най -простите съединения (например CN, SP, H20 и т.н.). С повишаването на повърхностната температура молекулните ленти изчезват в спектрите на звездите и много линии от неутрални атоми, както и линии от неутрален хелий, стават по -слаби. Самият спектър се променя радикално. Например горещите звезди с температури на повърхностния слой над 20 000 К показват предимно неутрални и йонизирани хелиеви линии, а непрекъснатият спектър е много интензивен в ултравиолетовата област. При звезди с температура на повърхностния слой около 10 хиляди К водородните линии са най -интензивни, докато при звезди с температура около 6 хиляди К линиите на йонизиран калций са разположени на границата на видимата и ултравиолетовата част спектър.

Маса от звезди

Астрономията не е имала и в момента няма метод за директно и независимо определяне на масата (тоест, която не е включена в множество системи) на изолирана звезда. И това е много сериозен недостатък в нашата наука за Вселената. Ако съществуваше такъв метод, напредъкът на нашите знания би бил много по -бърз. Масите на звездите варират в относително тесни граници. Има много малко звезди, чиито маси са 10 пъти по -големи или по -малки от слънчевата маса. В такава ситуация астрономите мълчаливо приемат, че звездите с еднаква яркост и цвят имат еднакви маси. Те са дефинирани само за двоични системи. Твърдението, че една звезда със същата яркост и цвят има същата маса като нейната двоична „сестра“, винаги трябва да се приема с известно внимание.

Смята се, че обекти с маса по -малка от 0,02 M вече не са звезди. Те са лишени от вътрешни енергийни източници, а светимостта им е близо до нула. Обикновено тези обекти се наричат ​​планети. Най -големите директно измерени маси не надвишават 60 M.

ЗВЕЗДНА КЛАСИФИКАЦИЯ

Класификациите на звезди започнаха да се изграждат веднага след като започнаха да получават своите спектри. В началото на 20 -ти век Херцшпрунг и Ръсел начертаха различни звезди на диаграмата и се оказа, че повечето от тях са групирани по тясна крива. Диаграма на Hertzsprung- показва връзката между абсолютната звездна величина, светимостта, спектралния тип и повърхностната температура на звездата. Звездите в тази диаграма не са разположени произволно, а образуват добре различими области.

Диаграмата дава възможност да се намери абсолютната стойност по спектрален клас. Особено за спектрални типове O - F. За по -късните класове това се усложнява от необходимостта да се избира между гигант и джудже. Въпреки това, някои разлики в интензитета на някои линии правят възможно да се направи този избор с увереност.

Около 90% от звездите са в основната последователност. Тяхната яркост се дължи на термоядрени реакции, които превръщат водорода в хелий. Има и няколко клона на еволюирали звезди - гиганти, в които горят хелий и по -тежки елементи. В долния ляв ъгъл на диаграмата са напълно еволюирали бели джуджета.

ЗВЕЗДНИ ВИДОВЕ

Гиганти- вид звезди с много по -голям радиус и висока яркост от звездите от основната последователност, които имат еднаква повърхностна температура. Обикновено гигантските звезди имат радиуси от 10 до 100 слънчеви радиуса и светимост от 10 до 1000 слънчеви радиуса. Звездите с яркост, по -голяма от тази на гигантите, се наричат ​​свръхгиганти и хипергиганти. Горещите и ярки звезди от главната последователност също могат да бъдат класифицирани като бели гиганти. В допълнение, поради големия си радиус и висока яркост, гигантите лежат над основната последователност.

Джуджета-тип звезди с малък размер от 1 до 0,01 радиус. Слънцето и ниски яркости от 1 до 10-4 светила на Слънцето с маса от 1 до 0,1 слънчеви маси.

· Бяло джудже- еволюирали звезди с маса, която не надвишава 1,4 слънчеви маси, лишени от собствени източници на термоядрена енергия. Диаметърът на такива звезди може да бъде стотици пъти по -малък от този на Слънцето и следователно плътността може да бъде 1 000 000 пъти по -голяма от плътността на водата.

· Червено джуджее малка и относително хладна звезда с основна последователност със спектрален тип М или горна К. Те са доста различни от другите звезди. Диаметърът и масата на червените джуджета не надвишават една трета от слънчевата маса (долната граница на масата е 0,08 слънчеви маси, последвана от кафяви джуджета).

· Кафяво джудже-Подзвездни обекти с маси в диапазона 5–75 маси на Юпитер (и диаметър приблизително равен на диаметъра на Юпитер), в чиито дълбочини, за разлика от звездите от основната последователност, няма реакция на термоядрен синтез с преобразуването водород в хелий.

· Подкафяли джуджета или кафяви подни джуджета- студени образувания, по маса, лежащи под границата на кафявите джуджета. По принцип те се считат за планети.

· Черно джудже- охладени и в резултат на това не излъчват във видимия диапазон бели джуджета. Той представлява последният етап от еволюцията на белите джуджета. Масите на черните джуджета, подобно на масите на белите джуджета, са ограничени отгоре с 1,4 слънчеви маси.

Неутронна звезда- звездни образувания с маси от порядъка на 1,5 слънчеви и размери забележимо по-малки от белите джуджета, от порядъка на 10-20 км в диаметър. Плътността на такива звезди може да достигне 1 000 000 000 000 пъти плътността на водата. А магнитното поле е толкова пъти по -голямо от магнитното поле на Земята. Такива звезди са съставени главно от неутрони, плътно компресирани от гравитационни сили. Тези звезди често са пулсари.

Нова звезда- звезди, чиято яркост внезапно се увеличава 10 000 пъти. Новата звезда е двоична система, състояща се от бяло джудже и придружителна звезда в основната последователност. В такива системи газът от звездата постепенно се влива в бялото джудже и периодично експлодира там, причинявайки светкавица.

Суперновае звезда, завършваща еволюцията си в катастрофален експлозивен процес. В този случай избликът може да бъде с няколко порядъка по -голям, отколкото в случая на нова. Такава мощна експлозия е следствие от процесите, протичащи в звездата на последния етап от еволюцията.

Двойна звездаса две гравитационно свързани звезди, обикалящи около общ център на масата. Понякога има системи с три или повече звезди; в този общ случай системата се нарича множествена звезда. В случаите, когато такава звездна система не е твърде далеч от Земята, отделни звезди могат да бъдат разграничени чрез телескоп. Ако разстоянието е значително, тогава е възможно да се разбере, че преди астрономите двойна звезда е възможна само чрез косвени знаци - колебания в яркостта, причинени от периодични затъмнения на една звезда от друга и някои други.

Пулсари- това са неутронни звезди, при които магнитното поле е наклонено към оста на въртене и въртене, те предизвикват модулация на радиацията, която идва на Земята.

Първият пулсар е открит в радиоастрономическата обсерватория на Малар Университет в Кеймбридж. Откритието е направено от аспирант Джоселин Бел през юни 1967 г. при дължина на вълната 3,5 m, тоест 85,7 MHz. Този пулсар е кръстен PSR J1921 + 2153. Наблюденията на пулсара се пазеха в тайна в продължение на няколко месеца, след което той получи името LGM-1, което означава „малки зелени човечета“. Причината за това са радиоимпулси, които достигат Земята с еднаква периодичност и затова се приема, че тези радиоимпулси са с изкуствен произход.

Джоселин Бел беше в групата на Хюиш, те откриха още 3 източника на подобни сигнали, след което никой не се съмняваше, че сигналите не са с изкуствен произход. До края на 1968 г. вече са открити 58 пулсара. А през 2008 г. вече бяха известни 1790 радиопулсара. Най -близкият пулсар до нашата Слънчева система е на 390 светлинни години.

Квазариса искрящи обекти, които излъчват най -значителното количество енергия, открито във Вселената. Намирайки се на колосално разстояние от Земята, те демонстрират по -голяма яркост от космическите тела, разположени 1000 пъти по -близо. Според съвременното определение, квазарът е активното ядро ​​на галактика, където протичат процеси, които освобождават огромна маса енергия. Самият термин означава „радиоизточник, подобен на звезда“. Първият квазар е забелязан от американските астрономи А. Сандаж и Т. Матюс, които наблюдават звезди в Калифорнийската обсерватория. През 1963 г. М. Шмид, използвайки рефлексен телескоп, който събира електромагнитно излъчване в една точка, открива отклонение в спектъра на наблюдавания обект към червената страна, което определя, че неговият източник се отдалечава от нашата система. Последващите проучвания показват, че небесното тяло, записано като 3C 273, е на разстояние от 3 милиарда sv. години и се отдалечава с огромна скорост - 240 000 км / с. Московските учени Шаров и Ефремов проучиха наличните ранни снимки на обекта и установиха, че той многократно променя яркостта си. Неравномерните промени в интензитета на яркостта предполагат малък размер на източника.

5. ИЗТОЧНИЦИ НА ЕНЕРГИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ

Сто години след като Р. Майер формулира закона за запазване на енергията през 1842 г., бяха изразени много хипотези за естеството на енергийните източници на звездите, по -специално беше предложена хипотеза за падането на метеорни тела върху звезда, радиоактивен разпад на елементи, унищожаване на протони и електрони. Само гравитационното компресиране и термоядреният синтез са от реално значение.

Термоядрен синтез в недрата на звездите

До 1939 г. е установено, че източникът на звездна енергия е термоядрен синтез, протичащ във вътрешността на звездите. Повечето звезди излъчват, защото във вътрешността си четири протона се комбинират чрез поредица от междинни етапи в една алфа частица. Тази трансформация може да протече по два основни начина, наречени протон-протонен или р-р-цикъл и въглерод-азотен или CN-цикъл. При звездите с ниска маса освобождаването на енергия се осигурява главно от първия цикъл, при тежките - от втория. Запасът от ядрена енергия в една звезда е ограничен и постоянно се изразходва за радиация. Процесът на термоядрен синтез, който освобождава енергия и променя състава на звездното вещество, в комбинация с гравитацията, която има тенденция да компресира звездата и също така освобождава енергия, а радиацията от повърхността, отнемаща освободената енергия, са основният двигател сили на звездната еволюция.

Ханс Албрехт Бете е американски астрофизик, спечелил Нобелова награда за физика през 1967 г. Основните работи са посветени на ядрената физика и астрофизиката. Именно той открива протон-протонния цикъл на термоядрени реакции (1938) и предлага шестстепенен цикъл въглерод-азот, който дава възможност да се обясни процесът на термоядрени реакции в масивни звезди, за което той получава Нобелова награда през физика за „приноса му към теорията на ядрените реакции, особено за открития, свързани с източниците на енергия на звездите“.

Гравитационна компресия

Гравитационното компресиране е вътрешен процес на звезда, поради който се освобождава вътрешната й енергия.

Нека температурата в центъра й да се понижи донякъде поради охлаждането на звездата в даден момент от времето. Налягането в центъра също ще намалее и вече няма да компенсира теглото на горните слоеве. Силите на гравитацията ще започнат да притискат звездата. В този случай потенциалната енергия на системата ще намалее (тъй като потенциалната енергия е отрицателна, модулът й ще се увеличи), докато вътрешната енергия, а оттам и температурата вътре в звездата, ще се увеличат. Но само половината от освободената потенциална енергия ще бъде изразходвана за повишаване на температурата, другата половина ще бъде изразходвана за поддържане на радиацията на звездата.

6 ЕВОЛЮЦИЯ НА ЗВЕЗДИТЕ

Звездната еволюция в астрономията е последователност от промени, които звездата претърпява през живота си, тоест в продължение на милиони или милиарди години, докато излъчва светлина и топлина. През такива колосални периоди от време промените са много значителни.

Основните фази в еволюцията на една звезда са нейното раждане (образуване на звезда), дълъг период от (обикновено стабилно) съществуване на звезда като интегрална система в хидродинамично и термично равновесие и накрая периодът на нейната „смърт“ , т.е. необратим дисбаланс, който води до разрушаване на звездата или до нейното катастрофално свиване. Еволюцията на една звезда зависи от нейната маса и първоначалния химичен състав, който от своя страна зависи от времето на образуване на звездата и нейното положение в Галактиката в момента на образуването. Колкото по -голяма е масата на една звезда, толкова по -бързо се развива нейната еволюция и по -кратък е нейният "живот".

Една звезда започва живота си като студен, разреден облак от междузвезден газ, свива се под собствената си гравитация и постепенно приема формата на топка. При компресиране енергията на гравитацията се превръща в топлина и температурата на обекта се повишава. Когато температурата в центъра достигне 15-20 милиона K, започват термоядрени реакции и компресията спира. Обектът се превръща в пълноценна звезда.

След определено време - от милион до десетки милиарди години (в зависимост от първоначалната маса) - звездата изчерпва водородните ресурси на ядрото. При големите и горещи звезди това се случва много по -бързо, отколкото при малките и по -студените. Изчерпването на доставките на водород води до спиране на термоядрените реакции.

Без натиска, възникващ в хода на тези реакции и балансиращ вътрешната гравитация в тялото на звездата, звездата започва отново да се свива, както беше по -рано в процеса на нейното образуване. Температурата и налягането отново се повишават, но за разлика от етапа на протозвездата, до много повече високо ниво... Срутването продължава, докато при температура от около 100 милиона К не започнат термоядрени реакции с участието на хелий.

Термоядреното „изгаряне“ на материята, подновено на ново ниво, става причина за чудовищното разширяване на звездата. Звездата "набъбва", става много "хлабава", а размерът й се увеличава с около 100 пъти. Така звездата се превръща в червен гигант, а фазата на изгаряне на хелий продължава около няколко милиона години. Почти всички червени гиганти са променливи звезди.

След прекратяване на термоядрените реакции в сърцевината си, те постепенно се охлаждат, ще продължат да излъчват слабо в инфрачервения и микровълновия диапазон на електромагнитния спектър.

СЛЪНЦЕ

Слънцето е единствената звезда в Слънчевата система; всички планети на системата, както и техните спътници и други обекти, до космическия прах, се движат около него.

Характеристики на Слънцето

Маса на Слънцето: 2 1030 кг (332 946 земни маси)

Диаметър: 1 392 000 км

Радиус: 696 000 км

Средна плътност: 1400 кг / м3

Наклон на оста: 7,25 ° (спрямо равнината на еклиптиката)

Повърхностна температура: 5,780 K

Температура в центъра на слънцето: 15 милиона градуса

Спектрален клас: G2 V

Средно разстояние от Земята: 150 милиона км

Възраст: около 5 милиарда години

Период на ротация: 25 380 дни

Осветеност: 3,86 1026 W

Очевидна величина: 26,75 м

Структурата на слънцето

Според спектралната класификация звездата принадлежи към типа "жълто джудже", според грубите оценки възрастта й е малко над 4,5 милиарда години, тя е в средата на жизнения си цикъл. Слънцето, което е 92% водород и 7% хелий, има много сложна структура. В центъра му има ядро ​​с радиус около 150 000-175 000 км, което е до 25% от общия радиус на звездата, в центъра му температурата се доближава до 14 000 000 К. показатели на външните обвивки на звездата. Тук протича реакцията на образуване на хелий от четири протона, в резултат на което се получава голямо количество енергия, преминаваща през всички слоеве и излъчвана от фотосферата под формата на кинетична енергия и светлина. Над ядрото има зона на пренасяне на лъчи, където температурите са в диапазона 2-7 милиона К. След това следва конвективна зона с дебелина около 200 000 км, където вече няма повторно излъчване за пренос на енергия, но смесване на плазмата. На повърхността на слоя температурата е около 5800 К. Атмосферата на Слънцето се състои от фотосферата, която образува видимата повърхност на звездата, хромосферата с дебелина около 2000 км и короната, последната външна слънчева обвивка, температурата на което е в диапазона от 1 000 000-20 000 000 К. От външната част короната е изходът на йонизирани частици, наречени слънчев вятър.

Магнитните полета играят важна роля за появата на явления, възникващи на Слънцето. Материята на Слънцето е навсякъде магнетизирана плазма. Понякога в някои области силата на магнитното поле се увеличава бързо и силно. Този процес е придружен от появата на цял комплекс от явления на слънчевата активност в различни слоеве на слънчевата атмосфера. Те включват факли и петна във фотосферата, флокули в хромосферата, изпъкналости в короната. Най -забележителното явление, обхващащо всички слоеве на слънчевата атмосфера и произхождащо от хромосферата, са слънчевите изригвания.

В хода на наблюденията учените са установили, че Слънцето е мощен източник на радиоизлъчване. Радиовълните проникват в междупланетното пространство, което се излъчва от хромосферата (сантиметрови вълни) и короната (дециметрови и метрови вълни).

Радиоизлъчването от Слънцето има два компонента - постоянен и променлив (изблици, „шумови бури“). По време на силни слънчеви изригвания радиоизлъчването от Слънцето се увеличава хиляди и дори милиони пъти в сравнение с радиоизлъчването от тихото Слънце. Това радиоизлъчване е от нетермичен характер.

Рентгеновите лъчи идват главно от горните слоеве на хромосферата и короната. Радиацията е особено силна през годините на максимална слънчева активност.

Слънцето излъчва не само светлина, топлина и всички други видове електромагнитно излъчване. Той е и източник на постоянен поток от частици - корпускули. Неутрино, електрони, протони, алфа частици, както и по -тежки атомни ядра, всички заедно съставляват корпускуларната радиация на Слънцето. Значителна част от тази радиация е повече или по -малко непрекъснат изтичане на плазма - слънчевият вятър, който е продължение на външните слоеве на слънчевата атмосфера - слънчевата корона. На фона на този непрекъснато духащ плазмен вятър, отделните области на Слънцето са източници на по-насочени, засилени, така наречени корпускуларни потоци. Най -вероятно те са свързани със специални области на слънчевата корона - коронални дупки, както и, вероятно, с дълготрайни активни области на Слънцето. Накрая, с слънчеви светкавициса свързани най-мощните краткосрочни потоци от частици, главно електрони и протони. В резултат на това най -много мощни светкавицичастиците могат да придобият скорости, които съставляват значителна част от скоростта на светлината. Частици с такава висока енергия се наричат ​​слънчеви космически лъчи.

Слънчевата корпускуларна радиация има силно въздействие върху Земята и най -вече върху горните слоеве на атмосферата и магнитното поле, причинявайки много интересни геофизични явления.

Еволюцията на слънцето

Смята се, че Слънцето се е образувало преди около 4,5 милиарда години, когато бързото компресиране на облак от молекулен водород под действието на гравитационните сили доведе до образуването на звезда от първия тип звездна популация Т Таури в нашия регион на Галактика.

Звезда, толкова масивна, колкото Слънцето, би трябвало да съществува на основната последователност общо за около 10 милиарда години. По този начин Слънцето вече е приблизително в средата на своя жизнен цикъл. На настоящия етап в слънчевото ядро ​​протичат термоядрени реакции на превръщане на водорода в хелий. Всяка секунда в ядрото на Слънцето около 4 милиона тона материя се превръщат в лъчиста енергия, което води до генериране на слънчева радиация и поток от слънчеви неутрино.

Когато Слънцето достигне възраст от около 7,5 - 8 милиарда години (тоест след 4-5 милиарда години), звездата ще се превърне в червен гигант, външните му черупки ще се разширят и ще достигнат орбитата на Земята, което вероятно ще тласне планетата по -нататък далеч. Под влияние високи температуриживотът в днешното разбиране ще стане просто невъзможен. Слънцето ще прекара последния цикъл от живота си в състояние на бяло джудже.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Въз основа на тази работа могат да се направят следните изводи:

Основни елементи от структурата на Вселената: галактики, звезди, планети

Галактики - системи от милиарди звезди, обикалящи около центъра на галактиката и свързани с взаимна гравитация и общ произход,

Планетите са тела, които не излъчват енергия, със сложна вътрешна структура.

Най -често срещаното небесно тяло в наблюдаваната вселена са звездите.

Според съвременните концепции звездата е газоплазмен обект, в който термоядрен синтез протича при температури над 10 милиона градуса К.

· Основните методи за изучаване на видимата Вселена са телескопи и радиотелескопи, спектрална граматика и радиовълни;

· Основните понятия, описващи звездите, са:

Звездна величина, която характеризира не размера на звездата, а нейния блясък, тоест осветлението, което една звезда създава на Земята;

...

Подобни документи

Формиране на основните положения на космологичната теория - науката за устройството и еволюцията на Вселената. Характеризиране на теориите за произхода на Вселената. Теория за Големия взрив и еволюцията на Вселената. Структурата на Вселената и нейните модели. Същността на концепцията за креационизъм.

презентация, добавена на 12.11.2012 г.


Съвременни физически концепции за кварките. Синтетична еволюционна теория. Хипотеза за Гея (Земята). Теорията на Дарвин в сегашния си вид. Космически лъчи и неутрино. Перспективи за развитието на гравитационната астрономия. Съвременни методи за изучаване на Вселената.

резюме, добавено на 18.10.2013 г.


Големият взрив и разширяващата се Вселена. Теория за горещата Вселена. Характеристики на настоящия етап в развитието на космологията. Квантовият вакуум в основата на теорията на инфлацията. Експериментална основа за концепцията за физически вакуум.

презентация, добавена на 20.05.2012 г.


Структурата на Вселената и нейното бъдеще в контекста на Библията. Еволюцията на звездата и възгледът на Библията. Теории за появата на Вселената и живота върху нея. Концепцията за обновяване и трансформация на бъдещето на Вселената. Метагалактика и звезди. Съвременната теория за звездната еволюция.

резюме, добавено на 04.04.2012 г.


Хипотетични идеи за Вселената. Основни принципи на познанието в естествените науки. Развитие на Вселената след Големия взрив. Космологичният модел на Птолемей. Характеристики на теорията за Големия взрив. Етапи на еволюция и промяна в температурата на Вселената.

курсова работа, добавена на 28.04.2014 г.


Принципите на несигурност, взаимно допълване, идентичност в квантова механика... Модели на еволюцията на Вселената. Свойства и класификация елементарни частици... Еволюция на звездите. Произход, структура на Слънчевата система. Развитие на идеи за природата на светлината.

мамят, добавен на 15.01.2009г


Теория за Големия взрив. Концепцията за реликтовата радиация. Инфлационната теория на физическия вакуум. Основи на модела на хомогенна изотропна нестационарна разширяваща се Вселена. Същността на моделите на Lemaitre, de Sitter, Milne, Friedman, Einstein-de Sitter.

резюме, добавено на 24.01.2011 г.


Структурата и еволюцията на Вселената. Хипотези за произхода и структурата на Вселената. Състоянието на космоса преди Големия взрив. Химически състав на звездите според данните от спектралния анализ. Структурата на червения гигант. Черни дупки, скрита маса, квазари и пулсари.

резюме, добавено на 20.11.2011 г.


Революция в естествените науки, появата и по -нататъшното развитие на учението за структурата на атома. Състав, структура и време на мегасвета. Кварк модел на адрони. Еволюция на Метагалактиката, галактиките и отделните звезди. Съвременната картина на произхода на Вселената.

курсова работа, добавена на 16.07.2011 г.


Основните хипотези на Вселената: от Нютон до Айнщайн. Теорията за Големия взрив (модел на разширяващата се Вселена) като най -голямото постижение на съвременната космология. Идеите на А. Фридман за разширяването на Вселената. Модел G.A. Гамов, образуването на елементите.

През 2013 г. се случи невероятно събитие в астрономията. Учените видяха светлината на звезда, която избухна ... преди 12 000 000 000 години, през Тъмни вековеВселена - така се нарича астрономия период от един милиард години след Големия взрив.


Когато звездата умря, нашата Земя все още не съществуваше. И чак сега земляните видяха нейната светлина - милиарди години скитаха из Вселената, сбогом.

Защо звездите греят?

Звездите блестят по природа. Всяка звезда е масивна газова топка, държана заедно от гравитацията и вътрешното налягане. Вътре в топката протичат интензивни реакции на термоядрен синтез, температурата е милиони келвин.

Тази структура осигурява чудовищното излъчване на космическото тяло, способно да преодолее не само трилиони километри (до най -близката звезда от Слънцето Проксима Кентавър - 39 трилиона километра), но и милиарди години.

Най -ярките звезди, наблюдавани от Земята, са Сириус, Канопус, Толиман, Арктур, Вега, Капела, Ригел, Алтаир, Алдебаран и др.


Явният им цвят директно зависи от яркостта на звездите: сините звезди превъзхождат силата на излъчване, последвани от синьо-бяло, бяло, жълто, жълто-оранжево и оранжево-червено.

Защо звездите не се виждат през деня?

Вината е най -близката до нас звезда, Слънцето, в системата на която е включена Земята. Въпреки че Слънцето не е най -яркото и не най -голямото голяма звезда, разстоянието между нея и нашата планета е толкова незначително по отношение на космическите мащаби, че слънчевата светлина буквално залива Земята, правейки всички останали слаби сияния невидими.

За да проверите лично горното, можете да извършите прост експеримент. Пробийте дупки в картонената кутия и маркирайте източника на светлина (настолна лампа или фенерче) навътре. В тъмна стая дупките ще започнат да светят като малки прилики на звезди. И сега „включете Слънцето“ - горната стайна светлина - „картонени звезди“ ще изчезнат.


Това е опростен механизъм, който напълно обяснява факта, че не виждаме звездна светлина през деня.

Виждат ли се звездите през деня от дъното на мини, дълбоки кладенци?

През деня звездите, макар и да не се виждат, все още са на небето - те, за разлика от планетите, са статични и винаги са в една и съща точка.

Има легенда, че дневните звезди могат да се видят от дъното. дълбоки кладенци, мини и дори достатъчно високи и широки (за да се поберат на човек) комини. Счита се за вярно за рекорден брой години - от Аристотел, древногръцки философ, живял през 4 век пр.н.е. д., на Джон Хершел, английския астроном и физик от 19 век.

Изглежда: какво е по -лесно - слезте в кладенеца и проверете! Но по някаква причина легендата продължи да живее, въпреки че се оказа абсолютно невярна. Звездите не се виждат от дълбините на мината. Просто защото няма обективни условия за това.

Може би причината за появата на такова странно и упорито изявление е опитът, предложен от Леонардо да Винчи. За да види истинското изображение на звездите, видяно от Земята, той направи малки дупки (с размер на зеницата или по-малки) в лист хартия и го приложи към очите си. Какво е видял? Малки светлинни точки - без трептене и без лъчи.

Оказва се, че сиянието на звездите е заслуга за структурата на окото ни, при която лещата огъва светлина, имаща влакнеста структура. Ако погледнем звездите през малка дупка, пропускаме толкова тънък лъч светлина в лещата, че тя преминава през центъра, почти без огъване. И звездите се появяват в истинския си облик - като малки точки.

Въпросът защо звездите блестят принадлежи към категорията деца, но въпреки това той смущава добра половина от възрастните, които или са забравили училищния си курс по физика и астрономия, или са прескочили много в детството.

Обяснение на сиянието на звездите

Звездите по своята същност са газообразни топки, следователно в процеса на своето съществуване и химични процесивъзникващите в тях излъчват светлина. За разлика от луната, която просто отразява светлината на слънцето, звездите, подобно на нашето слънце, греят сами. Ако говорим за нашето слънце, то е средностатистическа звезда, както и по възраст. По правило тези звезди, които визуално изглеждат по -големи на небето, са по -близо, тези, които едва се виждат, са по -далеч. Все още има милиони такива, които изобщо не се виждат с просто око. Хората ги опознаха, когато беше изобретен първият телескоп.

Звездата, макар и да не е жива, има своя кръговат на живота, следователно, на различни етапи от него, той има различно сияние. Когато нейният жизнен път свършва, тя постепенно се превръща в червено джудже. В този случай светлината му съответно е червеникава, сякаш са възможни импулси, светлината сякаш мига, подобно на сиянието на лампа с нажежаема жичка с резки спадове на напрежението в мрежата. Някои части от него понякога са покрити с коричка, след това отново експлодират с нова сила, визуално образувайки такива мигания.

Друга причина за разликата в напречните сечения на звездите се крие в тяхната спектралност. Това е като дължината и честотата на светлинните лъчи, които излъчват. Зависи от химичния състав на звездата, както и от нейния размер.

Всички звезди също са различни по размер. Но това не означава как ни изглеждат, когато гледаме небето вечер или през нощта, а действителните им размери, които се изчисляват с различна степен на точност от астрономите.

Трябва да кажа, че звездите греят не само през нощта, но и през деня. Просто слънцето осветява атмосферата през деня, ние го виждаме, състоящ се от много слоеве облаци. През нощта слънцето осветява другата страна на земята и там, където е тъмно, атмосферата става прозрачна. Така че ние виждаме какво заобикаля нашата планета - звезди, нейният спътник, Луната, понякога дори метеорити, комети, дори друга планета слънчева система- Венера. Изглежда, че е голяма звезда, но нейният блясък, подобно на Луната, се дължи на факта, че отразява слънчевата светлина. Венера се вижда най -вече в ранните вечери или призори.

Знаеш ли?

• Жирафът се счита за най -високото животно в света, височината му достига 5,5 метра. Най -вече поради дългия врат. Въпреки факта, че в [...]
• Мнозина ще се съгласят, че жените в положение стават особено суеверни, те са по -податливи на всякакви вярвания и [...]
• Рядко се среща човек, който не намира розов храст за красив. Но в същото време е добре известно. Че такива растения са доста деликатни [...]
• Който каже с увереност, че не знае, че мъжете гледат порно филми, ще лъже по най -нахалния начин. Разбира се, те гледат, просто [...]
• Вероятно в необятността на световната мрежа има такъв сайт, свързан с автомобили или такъв автофорум, който не би задал въпрос за [...]
• Врабчето е доста разпространена птица с малък размер и пъстър цвят в света. Но неговата особеност се крие във факта, че [...]
• Смехът и сълзите, или по -скоро плачът, са две директно противоположни емоции. Това, което се знае за тях, е, че и двете са вродени, а не [...]