Как звездите се различават от планетите: подробности и интересни точки. Такива невероятни и красиви планети

Спомняте ли си как в разказа на Чехов „Кащанка“ собственикът на кучето й казва: „Срещу човека си същото като дърводелец срещу дърводелец“? Така се намират звездите спрямо планетите.

Звезди

звездав астрономията се нарича небесно тяло, в което протичат термоядрени реакции. Това са масивни светещи газови (плазмени) топки. Образуват се от газово-прахова среда (главно от водород и хелий) в резултат на гравитационно свиване. В дълбините на звездите има огромна температура - милиони келвини, протичат термоядрени реакции на превръщане на водород в хелий (°С = K−273.15). На повърхността им - хиляди келвини. Звездите се наричат ​​основните тела на Вселената, защото те съдържат по-голямата част от светещата материя в природата. Нашето Слънце е типична звезда от спектрален клас G с температура 5000-6000 K. Спектрални класове- класификация на звездите според техния спектър на излъчване, предимно според температурата на фотосферата. Има общо 7 класа: O, B, A, F, G, K, M. В рамките на класа звездите са разделени на подкласове от 0 (най-горещите) до 9 (най-студените). Слънцето има спектрален тип G2 и еквивалентна температура на фотосферата 5780 K.
Най-близката до Слънцето звезда е Проксима Кентавър. Намира се на 4,2 светлинни години (3,9 1013 км) от центъра слънчева система.
Когато гледаме звездното небе, тогава при ясно време просто оков небето можем да видим около 6000 звезди, по 3000 във всяко полукълбо. Всички звезди, видими от Земята (включително тези, които се виждат в най-мощните телескопи), са в местната група галактики.

местна група галактики- гравитационно свързана група от галактики, включително галактиките на Млечния път, галактиката Андромеда (M31) и галактиката Триъгълник (M33) - това е показано на снимката по-горе.
Няма да навлизаме в подробни характеристики на класификацията на звездите, само ще кажем, че цялото разнообразие от видове звезди е само отражение на количествените характеристики на звездите (като маса и химичен състав) и еволюционния етап, на който този моментима звезда.

Звезди от главната последователност

Това е най-многобройният клас звезди. Към него принадлежи и нашето Слънце. Това е мястото в класацията, където звездата прекарва по-голямата част от живота си. Загубите на енергия поради радиация се компенсират от енергията, освободена по време на ядрени реакции. Има и други видове звезди.

кафяви джуджета

Това е тип звезда, в която ядрените реакции никога не могат да компенсират енергията, загубена от радиация. Съществуването им е предсказано в средата на 20-ти век въз основа на идеи за процесите, протичащи по време на формирането на звездите, а през 2004 г. за първи път е открито кафяво джудже. Към днешна дата са открити много звезди от този тип. Техният спектрален тип е M - T.

бели джуджета

бели джуджетаса компактни звезди с маси, сравними с масата на Слънцето, но с радиуси ~100 и съответно светимост ~10 000 пъти по-малка от слънчевата. Те са лишени от собствени източници на термоядрена енергия. Белите джуджета започват своята еволюция като открити дегенерирали ядра на червени гиганти, които са изхвърлили черупката си - тоест като централни звезди на млади планетарни мъглявини. Температурите на фотосферите на ядрата на младите планетарни мъглявини са изключително високи. Големите звезди (7-10 пъти по-тежки от Слънцето) в даден момент "изгарят" водород, хелий и въглерод и се превръщат в бели джуджета с богато на кислород ядро. Температурата на повърхността на младите бели джуджета - изотропни звездни ядра след изхвърляне на черупката е много висока - повече от 2105 K, но тя спада доста бързо поради охлаждане на неутрино и радиация от повърхността.

червени гиганти

Червени гиганти и свръхгиганти- звезди от късни спектрални типове с висока светимост и разширени черупки. Звездите в хода на своята еволюция могат да достигнат късни спектрални класове и висока светимост на два етапа от своето развитие: на етапа на звездообразуване и късните етапи на еволюцията. Етапът, на който младите звезди се наблюдават като червени гиганти, зависи от тяхната маса - този етап продължава от ~ 103 до ~ 108 години. По това време излъчването на звездата се дължи на гравитационната енергия, освободена по време на компресията. С компресията температурата на повърхността на такива звезди се увеличава, но поради намаляване на размера и площта на излъчващата повърхност, светимостта намалява. В крайна сметка реакцията на термоядрен синтез на хелий от водород започва в техните ядра и младата звезда влиза в основната последователност. На по-късните етапи от еволюцията на звездите, след като водородът изгори във вътрешността им, звездите се спускат от главната последователност и се преместват в областта на червените гиганти и свръхгигантите. И "младите" и "старите" червени гиганти имат сходни характеристики, поради сходството на техните вътрешна структура- всички те имат горещо плътно ядро ​​и много разредена и разширена обвивка.

Слънцето е червен гигант

В момента Слънцето е звезда на средна възраст, чиято възраст се оценява на около 4,57 милиарда години. Слънцето ще остане на основната последователност още около 5 милиарда години, като постепенно ще увеличава яркостта си с 10% на всеки милиард години, след което водородът в ядрото ще бъде изчерпан. След това температурата и плътността в слънчевото ядро ​​ще се повишат толкова много, че ще започне изгаряне на хелий и хелият ще започне да се превръща във въглерод. Размерът на Слънцето ще се увеличи около 200 пъти, тоест почти до съвременната земна орбита. Меркурий и Венера ще бъдат погълнати от него и ще се изпарят напълно. Земята, ако не сподели тяхната съдба, ще се нагрее толкова много, че няма да има шанс за спасяване на живота. Океаните ще се изпарят много преди Слънцето да премине в етапа на червения гигант, след около 1,1 милиарда години.
На етапа на червен гигант Слънцето ще бъде приблизително 100 милиона години, след което ще се превърне в планетарна мъглявина и след това ще стане бяло джудже.

променливи звезди

променлива звезда- звезда, чиято яркост се променя с времето в резултат на събития, случващи се в нейната област физически процеси. Строго погледнато, яркостта на всяка звезда се променя с времето в една или друга степен. За да се класифицира една звезда като променлива, е достатъчно яркостта на звездата да претърпи промяна поне веднъж.
Променливите звезди са много различни една от друга. Промените в яркостта може да са периодични. Основните наблюдателни характеристики са периодът, амплитудата на промените на яркостта, формата на светлинната крива и кривата на радиалната скорост.
Забележка: не бъркайте променливостта на звездите с тяхното мигане, което се дължи на колебания във въздуха на земната атмосфера. Звездите не блестят, когато се гледат от космоса.

Звезди на Волф-Райе

Звезди на Волф-Райе- клас звезди, които се характеризират с много висока температура и яркост; Звездите на Wolf-Rayet се различават от другите горещи звезди по наличието в спектъра на широки емисионни ленти на водород, хелий, както и кислород, въглерод и азот.

T Tauri звезди (T Tauri, T Tauri звезди, TTS)- клас променливи звезди, кръстен на неговия прототип T Телец. Те обикновено могат да бъдат намерени близо до молекулярни облаци и идентифицирани по тяхната променливост. Основният източник на тяхната енергия е гравитационната компресия. Спектърът на звездите T Телец съдържа литий, който отсъства от спектрите на Слънцето и други звезди от главната последователност, тъй като се разрушава при температури над 2 500 000 K.

нови звезди

новнаречени звезди, чиято яркост внезапно се увеличава с коефициент ~103-106. Всички нови звезди са близки двойни системи, състоящи се от бяло джудже и придружаваща звезда, която е в главната последователност или е достигнала етапа на червен гигант в хода на еволюцията. В такива системи материята от външните слоеве на звездата-компаньон се влива в бялото джудже. Съставът на газа, падащ върху бялото джудже, е типичен за външните слоеве на червените гиганти и звездите от главната последователност – повече от 90% водород. Тъй като водородът се натрупва в повърхностния слой и температурата се повишава, термоядрените реакции започват да протичат в богатия на водород слой, което се улеснява от проникването на въглерод от долните слоеве на бялото джудже в дегенериралия повърхностен слой. Малко след факела започва нов цикъл и натрупване на водороден слой и след известно време факелът се повтаря. Интервалът между изблиците варира от десетки години за повтарящи се нови до хиляди години за класически нови.
Новите звезди се използват като индикатори за разстояние. Определянето на разстоянията на галактиките и клъстерите от галактики с помощта на нови звезди дава същата точност, както при използване на цефеиди.

свръхнови

свръхнови- това са звезди, чиято яркост по време на светкавица се увеличава с десетки звездни величини за няколко дни. При максимална яркост свръхнова е сравнима по яркост с цялата галактика, в която е избухнала, и дори може да я надмине. Терминът "свръхнови" се използва за обозначаване на звезди, които пламват много по-силно от така наречените "нови звезди". Всъщност нито едното, нито другото са физически нови: вече съществуващи звезди пламват. Но в няколко исторически случая тези звезди, които преди това бяха почти или напълно невидими в небето, пламнаха, това явление създаде ефекта на появата на нова звезда.

Други видове звезди

ХиперноваТова е много голяма свръхнова. ярко сини променливи- много ярко сини пулсиращи хипергиганти. Свръхярки рентгенови източници- небесно тяло със силно рентгеново излъчване. неутронни звезди- астрономически обект, който е един от крайните продукти на еволюцията на звездите, състоящ се от неутронно ядро ​​и относително тънка (~1 km) кора от изродена материя, съдържаща тежки атомни ядра. Масата на неутронната звезда е почти същата като тази на Слънцето, но радиусът е около 10 км. Следователно средната плътност на материята на такава звезда е няколко пъти по-висока от плътността на атомното ядро. Смята се, че неутронните звезди се раждат по време на експлозия на свръхнова.

звездни системи

звездни системимогат да бъдат единични и многократни: двойни, тройни и др. Ако системата включва повече от десет звезди, тогава е обичайно да я наричате звезден куп. Много често се срещат двойни (множествени) звезди. Според някои оценки повече от 70% от звездите в галактиката са кратни.

двойни звезди

, или двойна система- две гравитационно свързани звезди, циркулиращи в затворени орбити около общ център на масата. С помощ двойни звездивъзможно е да се открият масите на звездите и да се изградят различни зависимости. Всички кандидати за черни дупки са в двоични системи.

звездни купове

звезден куп- група от звезди, които имат общ произход, положение в пространството и посока на движение. Членовете на такива групи са свързани помежду си чрез взаимно привличане. Повечето от известните клъстери са в нашата галактика.

кълбовидни купове

кълбовиден куп- клъстер от звезди, който има сферична или леко сплескана форма. Диаметърът им варира от 20 до 100 парсека. Това са едни от най-старите обекти във Вселената. Типичната възраст на кълбовидните купове е над 10 милиарда години. Кълбовидните купове се характеризират с висока концентрация на звезди. В Млечния път има повече от 150 кълбовидни купа, повечето от които са концентрирани към центъра на галактиката.

отворени клъстери

отворен клъстер- вторият клас звездни купове. Това е звездна система, чиито компоненти са разположени на достатъчно голямо разстояние една от друга. По това той се различава от кълбовидните купове, където концентрацията на звезди е относително висока. Поради тази причина отворените клъстери са много трудни за откриване и изследване. Ако звездите на същото разстояние от наблюдателя се движат в една и съща посока, има причина да се смята, че те са част от отворен куп.
Най-известните представители на този клас клъстери са Плеяди и Хиадиразположен в съзвездието Телец.

звездни асоциации

Звездни асоциации- разреден клъстер от млади звезди с висока яркост, който се различава от другите видове клъстери по своя размер. Асоциациите, като отворените клъстери, са нестабилни. Те бавно се разширяват и компонентите им се отдалечават един от друг.

галактики

Галактикае голяма колекция от звезди, междузвезден газ и прах, тъмна материя(форма на материя, която не излъчва електромагнитно излъчване и не взаимодейства с нея. Това свойство на тази форма на материята прави невъзможно директното й наблюдение. Въпреки това е възможно да се открие наличието на тъмна материя чрез гравитационните ефекти, които тя създава).

Как се раждат звездите?

Първоначално това е студен разреден облак от междузвезден газ, който се компресира под въздействието на собствената си гравитация. В този случай гравитационната енергия се превръща в топлина. Когато температурата в ядрото достигне няколко милиона Келвина, започват реакциите на нуклеосинтеза (процесът на образуване на ядра химически елементипо-тежък от водорода) и компресията спира. В това състояние звездата остава през по-голямата част от живота си, намирайки се в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, докато запасите от гориво в нейното ядро ​​не свършат. Когато целият водород в центъра на звездата се превърне в хелий, термоядреното изгаряне на водорода продължава в периферията на хелиевото ядро.
През този период структурата на звездата започва забележимо да се променя. Неговата яркост расте, външните слоеве се разширяват, докато вътрешните, напротив, се свиват. И за момента яркостта на звездата също намалява. Температурата на повърхността намалява - звездата се превръща в червен гигант. В това състояние звездата прекарва много по-малко време, отколкото в основната последователност. Когато масата на неговото изотермично хелиево ядро ​​стане значителна, то не може да издържи собственото си тегло и започва да се свива; същевременно повишаването на температурата стимулира термоядреното превръщане на хелия в по-тежки елементи.
Най-масивните звезди живеят сравнително кратко време - няколко милиона години. Фактът за съществуването на такива звезди означава, че процесите на звездообразуване не са приключили преди милиарди години, а се извършват в настоящата ера.
Звездите, чиято маса е многократно по-голяма от масата на Слънцето, имат огромни размери, висока яркост и температура през по-голямата част от живота си. защото висока температурате имат синкав цвят и затова се наричат ​​сини свръхгиганти. Повечето сини свръхгиганти се наблюдават в района на Млечния път, т.е. близо до равнината на Галактиката, където концентрацията на газ и прах междузвездна материя е особено висока.
В близост до равнината на Галактиката младите звезди са неравномерно разпределени. Почти никога не се срещат насаме. Най-често тези звезди образуват отворени купове и по-разредени звездни групи. големи размери, наречени звездни асоциации, които имат десетки, а понякога и стотици сини свръхгиганти. Най-младият от звездните купове и асоциации е на по-малко от 10 милиона години. В почти всички случаи тези млади образувания се наблюдават в области с повишена плътност на междузвездния газ. Това показва, че процесът на звездообразуване е свързан с междузвездния газ.
Пример за звездообразуващ регион е гигантският газов комплекс в съзвездието Орион. Той заема почти цялата площ на това съзвездие в небето и включва голяма маса неутрален и молекулярен газ, прах и редица ярки газови мъглявини. Образуването на звезди в него продължава и в момента.

планети

Планета(преведено от старогръцки като „скитник“) е небесно тяло, обикалящо около звезда или нейни останки, достатъчно масивно, за да се закръгли под въздействието на собствената си гравитация, но не достатъчно масивно, за да започне термоядрена реакция, и успяло да изчисти околностите на своята орбита от планетезимали (небесно тяло в орбита около протозвезда, образувано в резултат на постепенното нарастване на по-малки тела, състоящи се от прахови частици на протопланетен диск. Непрекъснато привличане нов материали натрупвайки маса, планетезималите образуват по-голямо тяло, докато под въздействието на гравитацията отделните фрагменти, които го съставят, започват да се кондензират). Има достатъчно статии за планетите от нашата слънчева система на нашия уебсайт в раздела „За планетите от слънчевата система“: http://site/index.php/earth/glubini-vselennoy/15-o-planetah.

Но има планети извън Слънчевата система, те се наричат ​​екзопланети. Екзопланета или извънслънчева планета- планета, обикаляща около звезда извън Слънчевата система. Планетите са изключително малки и тъмни в сравнение със звездите, а самите звезди са далеч от Слънцето (най-близката е на разстояние 4,22 светлинни години). Следователно дълго време задачата за откриване на планети в близост до други звезди беше неразрешима, първите екзопланети бяха открити в края на 80-те години. Сега такива планети започнаха да се откриват благодарение на подобрени научни методи. В момента е надеждно потвърдено съществуването на 843 екзопланети в 665 планетарни системи, от които 126 имат повече от една планета. Обща сумаекзопланети в галактиката Млечен път според нови данни от 100 милиарда, от които ~ 5 до 20 милиарда вероятно са „подобни на Земята“. Около 34 процента от подобните на слънце звезди имат планети, сравними със Земята в обитаемата зона.
Планемо- това е небесно тяло, чиято маса му позволява да попадне в обхвата на дефиницията на планета, тоест масата му е по-голяма от тази на малките тела, но недостатъчна, за да започне термоядрена реакция по образ и подобие на кафяво джудже или звезда.

ТакаВсички планети се въртят около звезди. В Слънчевата система всички планети се въртят по своите орбити в посоката, в която се върти слънцето (обратно на часовниковата стрелка, когато се гледа отстрани Северен полюсслънце).
Освен факта, че планетите се въртят по своята орбита около звездата, те се въртят и около оста си. Периодът на въртене на планетата около оста си е известен като ден. Повечето планети в Слънчевата система се въртят около оста си в същата посока, в която обикалят около слънцето, обратно на часовниковата стрелка, когато се гледат от северния полюс на слънцето, с изключение на Венера, която се върти по посока на часовниковата стрелка, и Уран, чийто екстремен аксиален наклон предизвиква противоречия , кой полюс се счита за южен и кой за северен и дали се върти обратно или по посока на часовниковата стрелка. Но независимо от мнението на страните, въртенето на Уран е ретроградно спрямо орбитата му.
Един от критериите, който ни позволява да определим небесното тяло като класическа планета, е орбиталните съседства, които са чисти от други обекти. Планета, която е изчистила околностите си, е натрупала достатъчно маса, за да събере или, обратно, да разпръсне всички планетезимали в своята орбита. Това означава, че планетата обикаля около своята звезда в изолация (с изключение на своите спътници и троянци), за разлика от споделянето на орбитата си с много обекти с подобен размер. Този критерий за планетарен статус беше предложен от IAU през август 2006 г. Този критерий лишава такива тела на Слънчевата система като Плутон, Ерида и Церера от статута на класическа планета, класифицирайки ги като планети джуджета. Въпреки факта, че този критерий засега се прилага само за планетите на Слънчевата система, редица млади звездни системи, които са на етапа на протопланетен диск, имат признаци на „чисти орбити“ за протопланети.

Австрийският физик Кристиан Доплер (1803–1853) би се изненадал, ако знаеше, че благодарение на физическия ефект, описан от него през 1842 г. и по-късно наречен на негово име, в началото на 20 век ще бъде направено най-неочакваното астрономическо откритие, и в края на 20 век ще се случи най-дългоочакваното откритие в историята на астрономията.

Много древни авторитети бяха сигурни, че по принцип е невъзможно да се направи такова откритие. Например великият Аристотел е вярвал, че Земята е уникална и няма други като нея. Но някои мислители изразиха надежда за съществуването на "екстрасоларни" планети - спомнете си Джордано Бруно! Но дори онези, които вярваха в „множеството светове“, разбираха, че е технически изключително трудно, ако не и невъзможно, да се открият планети в близост до най-близките звезди. Преди изобретяването на телескопа такава задача дори не е била поставена и възможността за съществуването на други планетарни системи се обсъжда само спекулативно. Но още преди половин век астрономите, въоръжени с вече много напреднали телескопи, смятаха търсенето на екзопланети - планети около други звезди - за неуместно занимание, като задача за далечни потомци.

Наистина, от техническа гледна точка ситуацията изглеждаше безнадеждна. И така, в началото на 60-те години на миналия век астрономи и физици обсъждат възможността за откриване на три вида хипотетични обекти - черни дупки, неутронни звезди и екзопланети. Вярно е, че от тези три термина два дори не са измислени - това са черни дупки и екзопланети, но мнозина сами вярваха в съществуването на обекти от този вид. Що се отнася до черните дупки, възможността за тяхното откриване като цяло изглеждаше извън разума - в крайна сметка те по дефиниция са невидими. През 1967 г. случайно беше възможно да се открият бързо въртящи се неутронни звезди с мощно магнитно поле - радиопулсари. Но това беше неочакван „подарък“ от радиоастрономията, който никой не очакваше в началото на 60-те години. Няколко години по-късно бяха открити акрециращи рентгенови пулсари - неутронни звезди, които улавят материя от нормална съседна звезда. И само 30 години след като проблемът беше признат за „безнадежден“, почти едновременно (1995–96) бяха открити единични охлаждащи неутронни звезди и планети около други звезди! В известен смисъл прогнозата се оказа вярна: откритията на двата обекта се оказаха еднакво трудни, но се случиха много по-рано от очакваното.

Разнообразие от планети

Любопитно е, че по същото време, през 1996 г., са открити друг тип хипотетични обекти, заемащи междинно положение между звезди и планети - кафяви джуджета, които се различават от гигантски планети като Юпитер само по това, че на ранен етап от еволюцията термоядрени реакция с участието на рядък тежък изотоп на водорода - деутерий, който обаче няма съществен принос за светимостта на джуджето. И през същите години бяха открити множество малки планети в периферията на Слънчевата система - в пояса на Кайпер. Към 1995 г. става ясно, че тази област е обитавана от много тела с характерен размер от стотици и хиляди километри, някои от които са по-големи от Плутон и имат свои спътници. По отношение на техните маси, обектите от пояса на Кайпер запълниха празнината между планетите и астероидите, а кафявите джуджета запълниха празнината между планетите и звездите. В тази връзка беше необходимо да се дефинира точно понятието "планета".

Горната граница на планетарните маси, разделяща ги от кафявите джуджета и от звездите като цяло, е определена въз основа на техния вътрешен източник на енергия. Общоприето е, че планетата е обект, в който през цялата му история не са протичали реакции на ядрен синтез. Както показват изчисленията, извършени за тела с нормален (т.е. слънчев) химичен състав, по време на формирането на космически обекти с маса над 13 маси на Юпитер ( МЮ) в края на етапа на тяхното гравитационно компресиране температурата в центъра достига няколко милиона келвина, което води до развитието на термоядрена реакция с участието на деутерий. При по-малки маси на обекти ядрени реакции не протичат в техните дълбини. Следователно масата в 13 МЮ се счита за максималната маса на планетата. Обекти с маса от 13 до 70 МЮ се наричат ​​кафяви джуджета. И още по-масивни са звездите, в които се случва термоядрено изгаряне на обикновения лек изотоп на водорода. (За справка: 1 М Yu = 318 земни маси ( М H) = 0,001 слънчеви маси ( МВ) \u003d 2 10 27 кг.)

Във външните си прояви кафявите джуджета са по-близо до планетите, отколкото до звездите. В процеса на образуване, в резултат на гравитационно свиване, всички тези тела първо се нагряват и светимостта им бързо нараства. Тогава, след достигане на хидростатично равновесие и спиране на компресията, повърхността им започва да се охлажда и светимостта намалява. При звездите охлаждането спира за дълго време след началото на термоядрените реакции и влизането им в стационарен режим. При кафявите джуджета охлаждането се забавя само леко по време на изгаряне на деутерий. А повърхността на планетите се охлажда монотонно. В резултат на това и планетите, и кафявите джуджета практически се охлаждат в продължение на стотици милиони години, докато звездите с ниска маса остават горещи хиляди пъти по-дълго. Въпреки това, според формален признак - наличието или отсъствието на термоядрени реакции - планетите и кафявите джуджета са разделени една от друга.

Долната граница на планетарните маси, която ги отделя от астероидите, също има физическа обосновка. Минималната маса на планетата е тази, при която налягането на гравитацията в недрата на планетата все още надвишава силата на нейния материал. По този начин, в най-общия си вид, "планета" се определя като небесно тяло, което е достатъчно масивно, за да може собствената му гравитация да му придаде сфероидна форма, но не е достатъчно масивно, за да протичат термоядрени реакции в неговите дълбини. Този диапазон от маси се простира от приблизително 1% от масата на Луната до 13 маси на Юпитер, т.е. от 7·10 20 kg до 2·10 28 kg.

Въпреки това, самата концепция за "планета" астрономите разделят на няколко подвида във връзка с естеството на орбиталното движение. Първо, ако тяло с планетарна маса се върти около по-голямо подобно тяло, тогава то се нарича сателит (пример е нашата Луна). Самата планета (понякога наричана „класическа планета“) се определя като обект от слънчевата система, който е достатъчно масивен, за да приеме хидростатично равновесна (сфероидална) форма под въздействието на собствената си гравитация и в същото време не има тяло, сравнимо с него до орбиталната му маса. Само Меркурий, Венера, Земя, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун отговарят на тези условия. Най-накрая е въведен нов клас обекти в Слънчевата система - "планети джуджета", или "планети джуджета". Тези тела трябва да отговарят на следните условия: да се въртят около Слънцето; да не е спътник на планетата; имат достатъчна маса, така че силата на гравитацията да надвишава съпротивлението на материята и тялото на планетата има сфероидна форма; няма толкова голяма маса, за да може да изчисти околността на своята орбита от други тела. Прототипът на планетите джуджета е Плутон (диаметър 2310 км), като досега има пет от тях: в допълнение към Плутон, това са Ерида (2330 км), Хаумеа (1200 км), Макемаке (1400 км) и Церера ( 975 × 909 км), считан преди за най-големия астероид.

Така в Слънчевата система има: 1) класически планети; 2) планети джуджета; 3) спътници с маса планети (има около дузина от тях), които могат да се нарекат "сателитни планети". Обект с масата на планета извън Слънчевата система се нарича "екзопланета" или "екстрасоларна планета". Досега тези термини са еднакви както по отношение на честотата на употреба, така и по значение (припомнете си, че гръцкият префикс екзо-означава "отвън", "отвън"). И двата термина сега се прилагат почти без изключение за планети, гравитационно свързани с всяка звезда, различна от Слънцето. Въпреки това независими планети, живеещи в междузвездното пространство, вече са открити и вероятно съществуват в значителен брой. По отношение на тях обикновено се използва терминът "свободно плаващи планети".

Към 14 март 2012 г. е потвърдено откриването на 760 екзопланети в 609 планетарни системи. В същото време сто системи съдържат най-малко две планети, а две - най-малко шест. Най-близката екзопланета е открита около звездата ε Еридани, на 10 светлинни години от Слънцето. По-голямата част от екзопланетите са открити с помощта на различни косвени методи за откриване, но някои вече са наблюдавани директно. Повечето от наблюдаваните екзопланети са газови гиганти като Юпитер и Сатурн, орбитиращи близо до звездата. Очевидно това се дължи на ограничените възможности на методите за регистрация: масивна планета в орбита с кратък период е по-лесна за откриване. Но всяка година е възможно да се откриват по-малко масивни и по-отдалечени планети от звездата. Вече са открити обекти, които почти не се различават от Земята по маса и орбитални параметри.

Методи за търсене на екзопланети

Предложено е доста. различни методитърсене на екзопланети, но ще отбележим само тези (Таблица 1), които вече са доказали своята стойност и ще ги разгледаме накратко. Други методи са или в процес на разработка, или все още не са дали резултати.

Директно наблюдение на екзопланети.Планетите са студени тела, самите те не излъчват светлина, а само отразяват лъчите на своето слънце. Следователно планета, разположена далеч от звездата, е почти невъзможна за откриване в оптичния диапазон. Но дори ако планетата се движи близо до звезда и е добре осветена от нейните лъчи, за нас е трудно да я различим поради много по-яркия блясък на самата звезда.

Нека се опитаме да погледнем нашата слънчева система отстрани, например от най-близката до нас звезда α Кентавър. Разстоянието до него е 4,34 светлинни години или 275 хиляди астрономически единици (напомняме: 1 астрономическа единица = 1 AU = 150 милиона км - това е разстоянието от Земята до Слънцето). За наблюдателя там Слънцето ще свети толкова ярко, колкото звездата Вега в земното небе. А яркостта на нашите планети ще се окаже много слаба и освен това силно зависима от ориентацията на дневното полукълбо на планетата в нейната посока. Таблица 2 показва най-"благоприятните" стойности на ъгловото разстояние на планетите от Слънцето и тяхната оптична яркост. Ясно е, че те не могат да се реализират едновременно: при максималното ъглово разстояние на планетата от Слънцето нейната яркост ще бъде приблизително половината от максималната. Както можете да видите, Юпитер е лидер по откриваемост, следван от Венера, Сатурн и Земята. Най-общо казано, най-големите съвременни телескопи биха могли лесно да открият такива тъмни обекти, ако в небето до тях нямаше изключително ярка звезда. Но за далечен наблюдател ъгловото разстояние на планетите от Слънцето е много малко, което прави задачата за откриването им изключително трудна.

Сега обаче астрономите създават инструменти, които ще решат този проблем. Например изображението на ярка звезда може да бъде покрито с екран, така че светлината му да не пречи на търсенето на близка планета. Такъв инструмент се нарича звезден коронограф. Друг метод включва "гасене" на светлината на звезда поради ефекта от интерференцията на нейните светлинни лъчи, събрани от два или повече близки телескопа - така нареченият звезден интерферометър. Тъй като звездата и планетата, разположена до нея, се наблюдават в малко по-различни посоки, с помощта на звезден интерферометър (чрез промяна на разстоянието между телескопите или чрез избор на правилния момент на наблюдение) е възможно да се постигне почти пълно изчезване на светлината на звездата и същевременно – усилване на светлината на планетата. И двата описани инструмента - коронографът и интерферометърът - са много чувствителни към влиянието на земната атмосфера, следователно, за успешна работа, очевидно, ще трябва да ги достави на ниска околоземна орбита.

Измерване на яркостта на звезда.Косвен метод за откриване на екзопланети - методът на пасажите - се основава на наблюдението на яркостта на звездата, на фона на диска, на който се движи планетата. Само за наблюдател, намиращ се в равнината на орбитата на екзопланетата, тя трябва да засенчва своята звезда от време на време. Ако това е звезда като Слънцето и екзопланета като Юпитер, чийто диаметър е 10 пъти по-малък от слънцето, тогава в резултат на такова затъмнение яркостта на звездата ще намалее с 1%. Това може да се види с наземен телескоп. Но екзопланета с размерите на Земята би покрила само 0,01% от повърхността на звездата и такова малко намаление на яркостта е трудно да се измери чрез турбулентна земна атмосфера; това изисква космически телескоп.

Вторият проблем с този метод е, че делът на екзопланетите, чиято орбитална равнина е точно ориентирана към Земята, е много малък. Освен това затъмнението продължава няколко часа, а интервалът между затъмненията е години. Въпреки това многократно са наблюдавани преминавания на екзопланети пред звезди.

Съществува и много екзотичен метод за търсене на единични планети, свободно „носещи се“ в междузвездното пространство. Такова тяло може да бъде открито чрез ефекта на гравитационната леща, която възниква в момента, когато невидима планета преминава на фона на далечна звезда. С гравитационното си поле планетата изкривява хода на светлинните лъчи, идващи от звездата към Земята; като обикновена леща, тя концентрира светлината и увеличава яркостта на звезда за земен наблюдател. Това е много времеемък метод за търсене на екзопланети, изискващ дългосрочно наблюдение на яркостта на хиляди и дори милиони звезди. Но автоматизацията на астрономическите наблюдения вече позволява използването му.

Поради тези причини основната роля в търсенето на екзопланети като Земята се отрежда на космическите инструменти. От 2007 г. европейският спътник COROT наблюдава с 27 cm телескоп, оборудван с чувствителен фотометър. Търсенето на планети се извършва по метода на пасажите. Вече са открити няколко гигантски планети и дори една планета, чийто размер е само малко по-голям от този на Земята. През 2009 г. спътникът Kepler (NASA) беше изстрелян в хелиоцентрична орбита с телескоп с диаметър 95 cm, способен непрекъснато да измерва яркостта на повече от 100 000 звезди. С този телескоп вече са открити стотици екзопланети.

Измерване на позицията на звезда.Методите, които измерват движението на звезда, причинено от въртенето на планета около нея, се считат за много обещаващи. Като пример, помислете отново за слънчевата система. Масивният Юпитер влияе най-силно на Слънцето: в първото приближение нашата планетарна система може да се разглежда като двойна система от Слънце и Юпитер, разделени на разстояние от 5,2 AU. и циркулиращ с период от около 12 години около общ център на масата. Тъй като Слънцето е около 1000 пъти по-масивно от Юпитер, то е същия брой пъти по-близо до центъра на масата. Това означава, че Слънцето с период от около 12 години се върти около кръг с радиус 5,2 AU / 1000 = 0,0052 AU, което е само малко по-голямо от радиуса на самото Слънце. От звездата α Кентавър радиусът на този кръг се вижда под ъгъл 0,004 "" . (Това е много малък ъгъл: под този ъгъл виждаме дебелината на молив от разстояние почти 360 км.) Но астрономите са в състояние да измерват толкова малки ъгли и затова от няколко десетилетия те наблюдават близките звезди в надеждата да забележите периодичното им „мърдане“, причинено от присъствието на планети. В самото последно времетова беше направено от повърхността на Земята, но перспективите за астрометрично търсене на екзопланети, разбира се, са свързани с изстрелването на специализирани сателити, способни да измерват позициите на звездите с точност до милиарксекунди.

Измерване на скоростта на звезда.забележете периодични колебаниязвездите могат да се видят не само чрез промяна на видимото им положение в небето, но и чрез промяна на разстоянието до тях. Помислете отново за системата Юпитер-Слънце, която има масово съотношение 1:1000. Тъй като Юпитер обикаля с 13 km/s, скоростта на Слънцето в неговата собствена малка орбита около центъра на масата на системата е 13 m/s. За далечен наблюдател, намиращ се в равнината на орбитата на Юпитер, Слънцето с период от около 12 години променя скоростта си с амплитуда 13 m/s.

За да измерят точно скоростите на звездите, астрономите използват ефекта на Доплер. Проявява се във факта, че в спектъра на звезда, движеща се спрямо земен наблюдател, дължината на вълната на всички линии се променя: ако звездата се приближи до Земята, линиите се изместват към синия край на спектъра, ако се отдалечи, до червено. При нерелативистични скорости ефектът на Доплер е чувствителен само към радиалната скорост на звездата, т.е. към проекцията пълен векторнеговата скорост спрямо зрителната линия на наблюдателя (това е права линия, свързваща наблюдателя със звездата). Следователно скоростта на звездата, а оттам и масата на планетата, се определят до фактор cos β, където β е ъгълът между равнината на орбитата на планетата и зрителната линия на наблюдателя. Вместо точната стойност на масата на планетата ( М) методът на Доплер дава само долната граница на неговата маса ( М cos β).

Обикновено ъгълът β е неизвестен. Само в случаите, когато се наблюдава преминаването на планетата през диска на звездата, можете да сте сигурни, че ъгълът β е близо до нула. Таблица 3 показва характерните стойности на скоростта на Доплер и ъгловото изместване на Слънцето под влиянието на всяка от планетите, когато се наблюдава от съседни звезди. Плутон и Ерида присъстват тук като представители на планетите джуджета.

Както можете да видите, влиянието на планетата кара звездата да се движи със скорост в най-добрия случай няколко метра в секунда. Възможно ли е да забележите движението на звезда със скоростта на пешеходец? До края на 80-те години на миналия век грешката при измерване на скоростта на оптична звезда по метода на Доплер беше най-малко 500 m/s. Но тогава бяха разработени фундаментално нови спектрални инструменти, които позволиха да се повиши точността до 10 m/s. Тази техника направи възможно откриването на първите екзопланети с маса, по-голяма от тази на Юпитер.

Напредъкът към планети с маса, по-малка от тази на Юпитер, изисква увеличаване на точността на измерване на скоростта на звезда с 10–100 пъти. Напредъкът в тази посока е доста осезаем. Сега един от най-точните звездни спектрометри работи на 3,6-метровия телескоп на Европейската южна обсерватория La Silla (Чили). В него спектърът на звездата се сравнява със спектъра на ториево-аргонова лампа. За да се елиминира влиянието на колебанията в температурата и налягането на въздуха, целият инструмент се поставя във вакуумен контейнер, а светлината на звездата и референтната лампа се подава към него от телескопа чрез кабел от фибростъкло. Точността на измерване на скоростта на звездите в този случай е 1 m/s. Може ли Кристиан Доплер да си представи това?!

Открития на екзопланети

астрометрично търсене.Исторически първите опити за откриване на екзопланети са свързани с наблюдения на позицията на близките звезди. През 1916 г. американският астроном Едуард Барнард (1857–1923) открива, че слабата червена звезда в съзвездието Змиеносец се движи бързо по небето спрямо други звезди – с 10 "" през годината. По-късно астрономите го нарекоха "Летящата звезда на Барнард". Въпреки че всички звезди произволно се движат в пространството със скорости 20–50 km/s, когато се гледат от голямо разстояние, тези движения остават почти незабележими. Звездата на Барнард е съвсем обикновено светило, така че се подозираше, че причината за наблюдавания й "полет" не е особено висока скорост, а просто необичайна близост до нас. Наистина, звездата на Барнард беше на второ място от Слънцето след системата α Кентавър.

Масата на звездата на Барнард е почти 7 пъти по-малка от масата на Слънцето, което означава, че влиянието на нейните планетарни съседи (ако има такива) трябва да бъде много забележимо. Повече от половин век, от 1938 г., американският астроном Питър ван де Камп (1901–1995) изучава движението на тази звезда. Той измерва нейната позиция върху хиляди фотографски плочи и заявява, че звездата показва вълнообразна траектория с амплитуда на мърдане от около 0,02 "" , което означава, че около него се върти невидим спътник. От изчисленията следва, че масата на спътника е малко по-голяма от масата на Юпитер, а радиусът на орбитата му е 4,4 AU. В началото на 60-те години това послание се разпространява по света и получава широк отзвук. В крайна сметка това беше първото десетилетие на практическа астронавтика и търсене на извънземни цивилизации, така че ентусиазмът на хората за нови открития в космоса беше изключително голям.

Други астрономи също се присъединиха към изследването на звездата на Барнард. До 1973 г. те установиха, че тази звезда се движи плавно, без колебание, което означава, че тя няма масивни планети като спътници. Така първият опит за намиране на екзопланета завърши с неуспех. А първото надеждно астрометрично откриване на екзопланета се състоя едва през 2009 г. След 12 години наблюдение на тридесет звезди с 5-метровия телескоп Паломар, американските астрономи Стивън Правдо и Стюарт Шаклан откриха планета около малката променлива звезда „ван Бисбрук 10“ в двоичната система Gliese 752. Тази звезда е една от най-малките в Галактиката: това е червено джудже от спектралния клас M8, по-ниско от Слънцето с 12 пъти маса и 10 пъти диаметър. И светимостта на тази звезда е толкова малка, че ако заменим нашето Слънце с нея, тогава през деня Земята ще бъде осветена, както е сега в лунна нощ. Благодарение на малката маса на звездата откритата планета успя да я „разклати“ до забележима амплитуда: с период от около 272 дни позицията на звездата в небето се променя с 0,006 "" (Фактът, че това е измерено, е истински триумф за наземната астрометрия). Самата гигантска планета орбитира с голяма полуос от 0,36 AU. (като Меркурий) и има маса 6,4 МЮ, т.е. той е само 14 пъти по-лек от звездата си, а по размер дори не й отстъпва.

Успехът на метода Доплер.Първата екзопланета е открита през 1995 г. от астрономите от Женевската обсерватория Michel Mayor и Didier Queloz, които построиха оптичен спектрометър, който определя доплеровото изместване на линиите с точност от 13 m/s. Любопитното е, че американски астрономи, ръководени от Джефри Марси, са създали подобен инструмент по-рано и още през 1987 г. са започнали систематично да измерват скоростите на няколкостотин звезди, но не са имали късмета първи да направят откритието. През 1994 г. Майор и Келоз започнаха да измерват скоростите на 142 звезди, които са най-близо до нас и са подобни по характеристики на Слънцето. Доста бързо те откриха "мърдането" на звезда 51 в съзвездието Пегас, на 49 светлинни години от Слънцето. Трептенията на тази звезда се случват с период от 4,23 дни и, както заключиха астрономите, са причинени от влиянието на планета с маса 0,47 МЮ.

Този удивителен квартал озадачи учените: много близо до звездата, като две капки вода, подобни на Слънцето, гигантска планета се втурва около нея само за четири дни; разстоянието между тях е 20 пъти по-малко, отколкото от Земята до Слънцето. Астрономите не повярваха веднага в това откритие. В края на краищата откритата гигантска планета, поради близостта си до звездата, трябва да бъде нагрята до 1000 K. "Горещ Юпитер"? Никой не очакваше такава комбинация. Допълнителни наблюдения обаче потвърдиха откриването на тази планета. За нея дори е предложено име - Епикур, но то все още не е получило признание. Тогава бяха открити и други системи, в които гигантската планета обикаля много близо до своята звезда.

"Затъмнения" на звезди от планети.Методът на преминаване също се оказа ефективен. Сега фотометричните наблюдения на звездите се извършват както от борда на космическите обсерватории, така и от Земята. Всички съвременни фотометрични инструменти имат широко зрително поле. Като измерват едновременно блясъка на милиони звезди, астрономите значително увеличават шанса си да открият преминаването на планета през диска на звезда. В този случай по правило се откриват планети, които често показват "затъмнение" на звездата, т.е. имат кратък орбитален период и следователно компактна орбита.

Терминът „горещ Юпитер“ стана толкова познат, че никой не беше особено изненадан от откриването през 2009 г. на планета (WASP-18b) с маса 10 МЮ и циркулиращ в почти кръгова орбита на разстояние 0,02 AU. д. от вашата звезда. Орбиталният период на тази планета е само 23 часа! Като се има предвид, че звездата има по-голяма светимост от Слънцето, температурата на повърхността на планетата трябва да достигне 3800 K - това вече не е просто горещ, а "горещ Юпитер". Поради близостта си до звездата и поради голямата си маса, планетата предизвиква силни приливни смущения на повърхността на звездата, които от своя страна забавят планетата и водят до нейното падане в звездата в бъдеще.

Снимки на екзопланети

Въпреки огромните трудности, астрономите все пак успяха да снимат екзопланети с наличните средства! Вярно е, че тези инструменти бяха най-добрите от най-добрите: космическият телескоп Хъбъл и най-големите наземни телескопи. Сред техническите трикове са амортисьор, който прекъсва светлината на звезда, и светлинни филтри, които предават главно инфрачервено лъчениепланети в диапазона на дължината на вълната 2–4 μm, което съответства на температура от приблизително 1000 К (в този диапазон планетата изглежда по-контрастна по отношение на звездата).

Планета 2M1207b ( наляво) е първото изображение на екзопланета. Има маса от 3 до 10 М Yu i се върти около кафяво джудже с маса 25 МЮ. Ъгловото разстояние между тях е 0,781, което на разстояние от 173 светлинни години до тази система съответства на линейно разстояние от 41 AU. (приблизително същото като от Слънцето до Плутон). Изображението е направено в близкия инфрачервен диапазон с 8,2-метровия телескоп на Европейската южна обсерватория (Чили) през 2004 г.

От началото на 2004 г. до март 2012 г. са получени 31 изображения на екзопланети в 27 планетарни системи. Например в протопланетарния диск, заобикалящ младата звезда β Pivotsa, е заснета планета, която е много подобна на Юпитер, само че е по-масивна. Ситуацията там напомня на младата слънчева система, в която новороденият Юпитер активно е влиял върху формирането на други планети в околослънчевия диск. Астрономите отдавна мечтаят да наблюдават този процес "на живо".

Първото изображение на планетата ( горе вляво) близо до нормална звезда от слънчев тип. Тази звезда е на 490 светлинни години от нас и има маса 0,85 М c и повърхностна температура 4060 K. А планетата е 8 пъти по-масивна от Юпитер, а повърхностната й температура е 1800 K (така че свети сама). Звездата и планетата вероятно са на около 5 милиона години. Разстоянието между тях в проекцията е около 330 AU. е. Снимка, направена през 2008 г. в близкия инфрачервен диапазон от телескопа Джемини Север (Обсерватория Мауна Кеа, Хавай)

В края на 2008 г. космическият телескоп Хъбъл снима планетата в прахов диск около ярката звезда Фомалхаут (α Южни Риби). Въпреки че тази звезда свети почти 20 пъти по-мощно от Слънцето, тя не би могла да освети планетата си толкова много, че да се вижда от Земята. В крайна сметка откритата планета е 115 пъти по-далеч от Фомалхаут, отколкото Земята от Слънцето. Затова астрономите предполагат, че планетата е заобиколена от гигантски светлоотразителен пръстен, много по-голям от този на Сатурн. В него, очевидно, се формират спътниците на тази планета, както в ерата на младостта на Слънчевата система са се образували спътниците на планетите гиганти.

Не по-малко любопитна е снимката на три планети едновременно в близост до звездата HR 8799 в съзвездието Пегас, получена с помощта на наземните телескопи Кек и Джемини. Тази система е на около 130 светлинни години от нас. Всяка от неговите планети е почти с порядък по-масивна от Юпитер, но те се движат на приблизително същите разстояния от своята звезда като нашите гигантски планети. Проектирани върху небето, тези разстояния са 24, 38 и 68 AU. Много е вероятно на мястото на Венера, Земята и Марс в тази система да се открият подобни на Земята планети. Но засега това е извън техническите възможности.

Получаването на директни изображения на екзопланети е най-важният етап от тяхното изследване. Първо, окончателно потвърждава тяхното съществуване. Второ, открит е пътят за изучаване на свойствата на тези планети: техния размер, температура, плътност, повърхностни характеристики. И най-вълнуващото е, че не е далеч дешифрирането на спектрите на тези планети, което означава изясняване на газовия състав на тяхната атмосфера. Екзобиолозите отдавна мечтаят за такава възможност.

Напред - най-интересното!

Откриването на първите извънслънчеви планетарни системи е едно от най-големите научни постижения на 20 век. Най-важният проблем е решен: сега знаем със сигурност, че Слънчевата система не е уникална, че образуването на планети близо до звезди е естествен етап от еволюцията. От няколко века астрономите се борят с мистерията за произхода на Слънчевата система. Основният проблем е, че нашата планетна система все още няма с какво да се сравнява. Сега ситуацията се промени: наскоро астрономите откриха средно по 2-3 планетарни системи на седмица. На първо място, което е естествено, в тях се забелязват планети гиганти, но вече се срещат планети от земен тип. Става възможно класифицирането и сравнителното изследване на планетарните системи. Това значително ще улесни избора на жизнеспособни хипотези и изграждането на правилна теория за формирането и ранната еволюция на планетарните системи, включително нашата слънчева система.

В същото време стана ясно, че нашата планетна система е нетипична: нейните гигантски планети, движещи се по кръгови орбити извън „зоната на живота“ (регион с умерени температури около Слънцето), позволяват на планетите от земния тип да съществуват в тази зона за дълго време, една от които е Земята - дори има биосфера. Сред откритите екзопланетни системи повечето не притежават това качество. Ние, разбира се, разбираме, че масовото откриване на „горещи юпитери“ е временно явление, свързано с ограничените възможности на нашата технология. Но самият факт за съществуването на такива системи е удивителен: очевидно е, че газов гигант не може да се образува близо до звезда, но тогава как е попаднал там?

В търсене на отговор на този въпрос теоретиците моделират формирането на планети в околозвездни газово-прахови дискове и научават много в процеса. Оказва се, че планетата по време на своя растеж може да пътува (мигрира) през диска, приближавайки се до звездата или отдалечавайки се от нея, в зависимост от структурата на диска, масата на планетата и нейното взаимодействие с други планети. Тези теоретични изследванияса изключително интересни, тъй като резултатите от симулацията могат незабавно да бъдат проверени спрямо нов материал от наблюдения. Изчисляването на еволюцията на протопланетен диск отнема добър компютъроколо седмица, през което време наблюдателите успяват да открият няколко нови планетарни системи.

Без преувеличение може да се каже, че откриването на извънслънчеви планети е голямо събитие в историята на науката. Произведен в края на 20-ти век, в бъдеще ще се превърне в един от големи събитияна миналия век, заедно с овладяването на ядрената енергия, космическите разходки и откриването на механизмите на наследствеността. Вече е ясно, че наскоро започналият XXI век ще бъде разцветът на планетарната наука - дял от астрономията, който изучава природата и еволюцията на планетите. В продължение на няколко века лабораторията на планетарните учени беше ограничена до дузина обекти в Слънчевата система и изведнъж, само за няколко години, броят на наличните обекти се увеличи стотици пъти и диапазонът от условия, в които те съществуват, се оказа да бъде обезсърчително широк. Един съвременен планетарен учен може да бъде оприличен на биолог, който дълги години е изучавал само флората и фауната на пустинята и изведнъж се е озовал в тропическа гора. Сега планетологите са в състояние на лек шок, но скоро ще се възстановят и ще се ориентират в гигантското разнообразие от новооткрити планети.

Втората наука, или по-скоро протонаука, която усеща мощния ефект от откриването на планети около други звезди, е биологията на извънземния живот, екзобиологията. Имайки предвид скоростта на откриване и изследване на екзопланети, можем да очакваме, че 21 век ще ни донесе откриването на биосфери на някои от тях и ще отбележи дългоочакваното и окончателно раждане на екзобиологията, която досега се е развивала в латентно състояние поради липса на реален обект на изследване.

Добра видимост в ясна нощ.

планети

Сред безбройните звезди могат лесно да бъдат разграничени по техния блясък планети,което е преведено от старогръцки - скитащи звезди. Тези небесни тела са били наречени така от древните гърци, защото от ден на ден са се движели спрямо привидно неподвижните звезди и в нощното небе са изглеждали ярки светила.

Планети от Вселената

Както знаете, планетите изобщо не са: те получават светлина от и се движат около нея по орбити, които са близки до формата на кръг.

Комети

В много удължени орбити, след определен период от време, далечни гости на нашата слънчева система летят от междупланетните пространства - комети, или опашати звезди(превод от гръцки). Внезапната поява на комета винаги е плашела невежия човек.

Те казаха, че ще започнат опустошителни кървави войни, беди, глад, епидемия ще има навсякъде и дори ще дойде краят на света.

Много по-често може да се наблюдава, особено в края на лятото, августовски звезден дъжд. В старите времена се е смятало, че всеки човек има своя звезда на небето и когато умре, звездата му също избледнява, пада.
Звездите със сигурност не падат. Това са фрагменти от небесни тела и разпаднали се комети: те се нагряват до няколко хиляди градуса и започват да светят, когато навлязат в земната атмосфера.

метеорити

Горещият въздух около падащите тела също свети. В случай, че не изгорят напълно, превръщайки се в горещ газ, те падат на земята небесни камъни, както се наричаха, или метеорити. Понякога те достигат огромни размери.

Смята се, че метеоритът, паднал през февруари 1947 г. в района на хребета Сихоте-Алин с дъжд от фрагменти, е тежал до сто тона. На мястото на падането му намерих много дълбоки кратери с диаметър до 30 метра. За две години в този район са събрани около 23 тона метеоритни фрагменти.

Известният Тунгуски метеорит, паднал през лятото на 1908 г. в далечната тайга, близо до малкото селце Виновара, близо до реката. Podkamennaya Tunguska (Красноярска територия), все още не е намерена, въпреки много години търсене. Учените смятат, че той е избухнал при падането си и напълно се е разпаднал на малки частици. метален прах.

Той наистина е открит при анализа на почвата в района на експлозията, която се е чула на 1000 километра. Колоната на експлозията се издигна на височина най-малко 20 километра и се виждаше на 750 километра в кръг. На огромна площ - до 60 километра в диаметър - бяха изсечени дървета, върховете им във всички посоки от мястото на експлозията.

Учените смятат, че всеки ден на Земята падат около 10 тона метеоритен материал.

Обикновено сред слабо мигащите звезди могат да се разграничат по-ярки - синкаво-бели, жълти, червеникави. Повечето звезди в широка сребърна лента - млечен път, който като гигантски обръч опасва небесния свод.

С проницателния си поглед човекът проникна в най-съкровените дълбини на Вселената и накрая видя през мощни телескопи далечни светове като Млечния път. От това не е трудно да се заключи какво скромно място заема нашата във Вселената - безкрайна във времето и пространството, без начало и край.

Звезда - гореща самосветеща топка

На строга астрономическа отчетност - милиони. Звездите и планетите на Вселената, както се казва, се преброяват индивидуално, вписват се в специални списъци, в каталог, отбелязват се на специални карти.
всеки звезда - гореща самосветеща топкаподобно на нашето слънце.

Звездите са много далеч от нас. До най-близката звезда, така се казва Проксима, т.е. на латински, най-близкият, - ще отнеме много, много време, за да се изравни с помощта на ракета. Светлината от тази звезда до Земята отнема четири години, според астрономите.

Скоростта на светлината е много висока, 300 000 километра в секунда! От това можем да направим следния извод, ако, да речем, Проксима избледнее днес, хората ще наблюдават последния й лъч в небето цели четири години.

Сто и петдесет милиона километра, отделящи се от, светлината пътува за 8 минути 18 секунди. Колко близо до нас е Слънцето в сравнение с най-близкия му съсед!

Размерът на звездите е много различен. Гигантска звезда (от съзвездието Цефей) 2300 пъти повече слънце, а детските звезди (звездата на Кайпер) са почти половината от размера на Земята.

Температурата на звездите

различни и температурата на звездите. Синкавобелите звезди са най-горещи: повърхностната им температура е 30 000°; на жълтите звезди вече е по-хладно - 6000°, а на червените 3000° и надолу. Нашето слънце е доста слаба звезда, жълто джуджекакто го наричат ​​астрономите.

Раждането на звездите

Изследвайки небесните тела, учените са направили много интересни заключения раждането на звездите, за тяхното развитие и химичен състав. Химичният състав на небесните тела се изучава със специален уред – спектроскоп. Той дава възможност да се открият дори пренебрежимо малки количества от дадено вещество по характерните цветни линии на спектъра.

Спектър

Спектър(от лат. "спектър") - видимо, зрение.
Представа за спектъра може да се получи от дъгата след дъжд. Привлича с фини преходи от един цвят към друг: от червено - през оранжево, жълто, зелено, синьо и синьо - до лилаво.

Никога няма да забравите мястото на всеки цвят в спектъра, ако си спомните тази малка басня:

Всеки ловец иска да знае къде седи фазанът.

Тук началната буква на думата означава цвят.

Когато лъч светлина премине през тристенна стъклена призма и падне върху лист хартия или бяла стена, също се получава красива дъгова ивица. Ще видите същата цветна ивица на тавана или стената, ако слънчев лъч падне върху ръба на огледалото или светлината искри с цветни нюанси върху фасетираните топки и висулки на театралния полилей.

Горещи твърди и течни тела, както и газове под високо налягане, образуват непрекъснати спектри под формата на ирисцентни ивици, докато разредените газове дават при нагряване не непрекъснат, а линеен спектър; той се състои от отделни цветни линии, характерни за всяко вещество, разделени от тъмни празнини.

Адаптирането на спектроскопа към телескопа позволи да се получат снимки на спектрите на много далечни небесни тела и да се направи изводът от това, че на тях все още не е открит нито един химичен елемент, непознат на Земята. Същите резултати дава и химическият анализ на метеорити. Спектрален анализ на далечни звездни светове и химичен анализ на метеорити говорят убедително за единството на материята във Вселената.

Съдържанието на статията:

Небесните тела са обекти, разположени в Наблюдаваната Вселена. Такива обекти могат да бъдат естествени физически телаили техните асоциации. Всички те се характеризират с изолация и също така представляват една структура, свързана от гравитацията или електромагнетизма. Астрономията е изучаването на тази категория. Тази статия представя на вниманието класификацията на небесните тела на Слънчевата система, както и описание на основните им характеристики.

Класификация на небесните тела в Слънчевата система

Всяко небесно тяло има специални характеристики, като например метод на генериране, химичен състав, размер и т.н. Това дава възможност да се класифицират обектите чрез групирането им. Нека опишем какви са небесните тела в Слънчевата система: звезди, планети, спътници, астероиди, комети и др.

Класификация на небесните тела на Слънчевата система по състав:

• силикатни небесни тела. Тази групанебесни тела се нарича силикат, т.к. основният компонент на всички негови представители са каменно-метални скали (около 99% от общото телесно тегло). Силикатният компонент е представен от такива огнеупорни вещества като силиций, калций, желязо, алуминий, магнезий, сяра и др. Има и ледени и газови компоненти (вода, лед, азот, въглероден диоксид, кислород, хелий, водород), но тяхното съдържание е незначителен. Тази категория включва 4 планети (Венера, Меркурий, Земя и Марс), спътници (Луна, Йо, Европа, Тритон, Фобос, Деймос, Амалтея и др.), повече от милион астероиди, циркулиращи между орбитите на две планети - Юпитер и Марс (Палада, Хигия, Веста, Церера и др.). Индексът на плътност е от 3 грама на кубичен сантиметър или повече.
• Ледени небесни тела. Тази група е най-многобройната в Слънчевата система. Основният компонент е леденият компонент (въглероден диоксид, азот, воден лед, кислород, амоняк, метан и др.). Силикатният компонент присъства в по-малко количество, а обемът на газовия компонент е изключително малък. Тази група включва една планета Плутон, големи спътници (Ганимед, Титан, Калисто, Харон и др.), както и всички комети.
• Комбинирани небесни тела. Съставът на представителите на тази група се характеризира с наличието и на трите компонента в големи количества, т.е. силикат, газ и лед. Небесните тела с комбиниран състав включват Слънцето и гигантските планети (Нептун, Сатурн, Юпитер и Уран). Тези обекти се характеризират с бързо въртене.

Характеристики на звездата Слънце

Слънцето има ядро, около което се образува радиационна зона, където се извършва пренос на енергия. Следва конвекционна зона, в която магнитни полетаи движението на слънчевата материя. Видимата част на Слънцето може да се нарече повърхност на тази звезда само условно. По-правилна формулировка е фотосферата или светлинната сфера.

Привличането вътре в Слънцето е толкова силно, че са необходими стотици хиляди години на фотон от ядрото му, за да достигне повърхността на звезда. В същото време пътят му от повърхността на Слънцето до Земята е само 8 минути. Плътността и размерът на Слънцето правят възможно привличането на други обекти в Слънчевата система. Ускорението на свободното падане (гравитацията) в повърхностната зона е почти 28 m/s 2 .

Характеристиката на небесното тяло на звездата Слънце е следната:

1. Химичен състав. Основните компоненти на Слънцето са хелий и водород. Естествено звездата включва и други елементи, но те специфично тегломного оскъдно.
2. температура. Температурната стойност варира значително в различните зони, например в ядрото достига 15 000 000 градуса по Целзий, а във видимата част - 5500 градуса по Целзий.
3. Плътност. Това е 1,409 g / cm 3. Най-високата плътност се отбелязва в ядрото, най-ниската - на повърхността.
4. Тегло. Ако опишем масата на Слънцето без математически съкращения, тогава числото ще изглежда като 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Сила на звука. Пълната стойност е 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 кубически килограма.
6. Диаметър. Тази цифра е 1391 000 км.
7. Радиус. Радиусът на слънчевата звезда е 695 500 км.
8. Орбита на небесно тяло. Слънцето има собствена орбита около центъра млечен път. Една пълна революция отнема 226 милиона години. Изчисленията на учените показаха, че скоростта на движение е невероятно висока - почти 782 000 километра в час.

Характеристики на планетите от слънчевата система

Марс е втората най-изследвана планета. Той е 4-ти по разстояние от Слънцето. Размерите му позволяват да заеме 7-мо място в класацията на най-обемните небесни тела в Слънчевата система. Марс има вътрешно ядро, заобиколено от външно течно ядро. Следва силикатната мантия на планетата. А след междинния слой идва кората, която има различна дебелина в различните части на небесното тяло.

Разгледайте по-подробно характеристиките на Марс:

• Химическият състав на небесното тяло. Основните елементи, които изграждат Марс, са желязо, сяра, силикати, базалт, железен оксид.
• температура. Средната стойност е -50°C.
• Плътност - 3,94 g / cm 3.
• Тегло - 641.850.000.000.000.000.000.000 кг.
• Обем - 163 180 000 000 км 3.
• Диаметър - 6780 км.
• Радиус - 3390 км.
• Ускорение на гравитацията - 3,711 m / s 2.
• Орбита. Тича около слънцето. Има заоблена траектория, която далеч не е идеална, т.к в различно времеразстоянието на небесното тяло от центъра на слънчевата система има различни показатели - 206 и 249 милиона км.

Плутон има следните характеристики:

1. Съединение. Основните компоненти са камък и лед.
2. температура. Средната температура на Плутон е -229 градуса по Целзий.
3. Плътност - около 2 g на 1 cm 3.
4. Масата на небесното тяло е 13.105.000.000.000.000.000.000 кг.
5. Обем - 7 150 000 000 км 3.
6. Диаметър - 2374 км.
7. Радиус - 1187 км.
8. Ускорение на гравитацията - 0,62 m / s 2.
9. Орбита. Планетата се върти около Слънцето, но орбитата се характеризира с ексцентричност, т.е. в един период се отдалечава до 7,4 млрд. км, в друг се доближава до 4,4 млрд. км. Орбиталната скорост на небесното тяло достига 4,6691 km/s.

Основните характеристики на Уран:

• Химичен състав. Тази планета е съставена от комбинация от химически елементи. В големи количества включва силиций, метали, вода, метан, амоняк, водород и др.
• Температура на небесното тяло. средна температура- -224°С.
• Плътност - 1,3 g / cm 3.
• Тегло - 86.832.000.000.000.000.000.000 кг.
• Обем - 68 340 000 000 км 3.
• Диаметър - 50724 км.
• Радиус - 25362 км.
• Ускорение на гравитацията - 8,69 m / s 2.
• Орбита. Центърът, около който се върти Уран, също е Слънцето. Орбитата е леко удължена. Орбиталната скорост е 6,81 km/s.

Характеристики на спътниците на небесните тела

Деймос, спътник на Марс, който се счита за един от най-малките, е описан по следния начин:

1. Форма - подобна на триаксиален елипсоид.
2. Размери - 15х12,2х10,4 км.
3. Тегло - 1.480.000.000.000.000 кг.
4. Плътност - 1,47 g / cm 3.
5. Съединение. Съставът на спътника включва главно каменисти скали, реголит. Атмосферата липсва.
6. Ускорение на гравитацията - 0,004 m / s 2.
7. Температура - -40°С.

Характеристики на Калисто:

• Формата е кръгла.
• Диаметър - 4820 км.
• Тегло - 107.600.000.000.000.000.000.000 кг.
• Плътност - 1,834 g / cm 3.
• Състав - въглероден диоксид, молекулярен кислород.
• Ускорение на гравитацията - 1,24 m / s 2.
• Температура - -139,2 ° С.

Помислете за характеристиките на Oberon:

1. Формата е кръгла.
2. Диаметър - 1523 км.
3. Тегло - 3.014.000.000.000.000.000.000 кг.
4. Плътност - 1,63 g / cm 3.
5. Състав - камък, лед, органичен.
6. Ускорение на гравитацията - 0,35 m / s 2.
7. Температура - -198°С.

Характеристики на астероидите в Слънчевата система

Ярък представител на този клас е Хигия - един от най-големите астероиди. Това небесно тяло се намира в главния астероиден пояс. Можете да го видите дори с бинокъл, но не винаги. Добре се разграничава през периода на перихелий, т.е. в момента, когато астероидът е в точката на своята орбита, най-близка до Слънцето. Има матова тъмна повърхност.

Основните характеристики на Hygiea:

• Диаметър - 407 км.
• Плътност - 2.56 g/cm 3 .
• Тегло - 90.300.000.000.000.000.000 кг.
• Ускорение на гравитацията - 0,15 m / s 2.
• орбитална скорост. Средната стойност е 16,75 km/s.

Основните характеристики на Matilda са следните:

1. Диаметър - почти 53 км.
2. Плътност - 1,3 g / cm 3.
3. Тегло - 103.300.000.000.000.000 кг.
4. Ускорение на гравитацията - 0,01 m / s 2.
5. Орбита. Матилда завършва орбита за 1572 земни дни.

Този астероид има желязо-никелово ядро, покрито със скалиста мантия. Най-големият кратер на Веста е с дължина 460 км и дълбочина 13 км.

Изброяваме основните физически характеристики на Vesta:

• Диаметър - 525 км.
• Тегло. Стойността е в рамките на 260 000 000 000 000 000 000 кг.
• Плътност - около 3,46 g/cm 3 .
• Ускорение на свободно падане - 0,22 m / s 2.
• орбитална скорост. Средната орбитална скорост е 19,35 km/s. Един оборот около оста на Веста отнема 5,3 часа.

Характеристики на кометите на Слънчевата система

Халей е небесното тяло от група комети, познато на човечеството от древни времена, т.к. може да се види с просто око.

Характеристики на Halley:

1. Тегло. Приблизително равно на 220 000 000 000 000 кг.
2. Плътност - 600 kg / m 3.
3. Периодът на въртене около Слънцето е по-малко от 200 години. Приближаването до звездата се случва приблизително след 75-76 години.
4. Състав - замръзнала вода, метал и силикати.

Съставът на кометата: деутерий (тежка вода), органични съединения (мравчена, оцетна киселина и др.), Аргон, крипто и др. Периодът на революция около Слънцето е 2534 години. Няма надеждни данни за физическите характеристики на тази комета.

Кометата Темпел е известна с това, че е първата комета, която има сонда, доставена от Земята.

Характеристики на кометата Темпел:

• Тегло - в рамките на 79 000 000 000 000 кг.
• Размери. Дължина - 7,6 км, ширина - 4,9 км.
• Съединение. вода, въглероден двуокис, органични съединения и др.
• Орбита. Промени по време на преминаването на комета близо до Юпитер, постепенно намаляващи. Последни данни: един оборот около Слънцето е 5,52 години.

• Най-голямото небесно тяло по маса и диаметър е Слънцето, на второ място е Юпитер, а на трето Сатурн.
• Най-голямата гравитация е присъща на Слънцето, второто място заема Юпитер, а третото - Нептун.
• Гравитацията на Юпитер допринася за активното привличане на космическите отпадъци. Нивото му е толкова високо, че планетата е в състояние да изтегли отломки от орбитата на Земята.
• Най-горещото небесно тяло в Слънчевата система е Слънцето - това не е тайна за никого. Но следващият индикатор от 480 градуса по Целзий е записан на Венера - втората най-отдалечена от центъра планета. Би било логично да се предположи, че Меркурий трябва да има второ място, чиято орбита е по-близо до Слънцето, но всъщност температурният индикатор там е по-нисък - 430 ° C. Това се дължи на присъствието на Венера и липсата на атмосфера в Меркурий, която да задържа топлината.
• Най-студената планета е Уран.
• На въпроса кое небесно тяло има най-висока плътност в Слънчевата система, отговорът е прост - плътността на Земята. Меркурий е на второ място, а Венера е на трето.
• Траекторията на орбитата на Меркурий осигурява продължителността на един ден на планетата, равна на 58 земни дни. Продължителността на един ден на Венера е 243 земни дни, докато годината продължава само 225.