Kuidas tähed planeetidest erinevad: üksikasjad ja huvitavad punktid. Sellised imelised ja ilusad planeedid

Mäletate, kuidas Tšehhovi loos "Kaštanka" ütleb koera omanik talle: "Mehe vastu oled sama, mis puusepp puusepa vastu"? Nii on tähed planeetide suhtes.

Tähed

täht astronoomias nimetatakse taevakeha, milles toimuvad termotuumareaktsioonid. Need on massiivsed hõõguvad gaasi (plasma) pallid. Need tekivad gaasi-tolmu keskkonnast (peamiselt vesinikust ja heeliumist) gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena. Tähtede sügavuses on tohutu temperatuur – miljoneid kelvineid, toimuvad termotuumareaktsioonid vesiniku muundumisel heeliumiks (°С = K−273,15). Nende pinnal - tuhandeid kelvineid. Tähti nimetatakse universumi põhikehadeks, kuna need sisaldavad suurema osa looduses leiduvast helendavast ainest. Meie Päike on tüüpiline spektriklassi G täht, mille temperatuur on 5000–6000 K. Spektriklassid- tähtede klassifitseerimine nende kiirgusspektri, eelkõige fotosfääri temperatuuri järgi. Kokku on 7 klasse: O, B, A, F, G, K, M. Klassi sees on tähed jagatud alaklassidesse 0 (kõige kuumem) kuni 9 (külm). Päikesel on spektraaltüüp G2 ja samaväärne fotosfääri temperatuur 5780 K.
Päikesele lähim täht on Proxima Centauri. See asub keskusest 4,2 valgusaasta (3,9 1013 km) kaugusel Päikesesüsteem.
Kui vaatame tähistaevast, siis selge ilmaga palja silmaga taevas näeme umbes 6000 tähte, 3000 igal poolkeral. Kõik Maalt nähtavad tähed (ka need, mis on nähtavad kõige võimsamates teleskoopides) kuuluvad kohalikku galaktikate rühma.

kohalik rühm galaktikad- gravitatsiooniliselt seotud galaktikate rühm, sealhulgas Linnutee galaktikad, Andromeeda galaktika (M31) ja galaktika kolmnurk (M33) - see on näidatud ülaloleval pildil.
Me ei lasku tähtede klassifikatsiooni üksikasjalikesse omadustesse, vaid ütleme vaid, et kogu tähetüüpide mitmekesisus peegeldab vaid tähtede kvantitatiivseid omadusi (nagu mass ja keemiline koostis) ja evolutsioonifaasi, milles Sel hetkel seal on täht.

Põhijada tähed

See on kõige arvukam tähtede klass. Selle juurde kuulub ka meie Päike. See on koht edetabelis, kus staar veedab suurema osa oma elust. Kiirgusest tingitud energiakaod kompenseeritakse tuumareaktsioonide käigus vabaneva energiaga. On ka teist tüüpi tähti.

pruunid kääbused

See on tähetüüp, mille tuumareaktsioonid ei suuda kunagi kompenseerida kiirgusele kaotatud energiat. Nende olemasolu ennustati 20. sajandi keskel, tuginedes ideedele tähtede tekkimisel toimuvate protsesside kohta ning 2004. aastal avastati esmakordselt pruun kääbus. Praeguseks on seda tüüpi tähti avastatud palju. Nende spektraaltüüp on M-T.

valged kääbused

valged kääbused on kompaktsed tähed, mille mass on võrreldav Päikese massiga, kuid mille raadiused on ~100 ja heledused on vastavalt ~10 000 korda väiksemad kui Päikese oma. Nad jäävad ilma omaenda termotuumaenergia allikatest. Valged kääbused alustavad oma arengut punaste hiiglaste paljastunud degenereerunud tuumadena, kes on oma kesta maha heitnud – see tähendab noorte planeetide udukogude kesksete tähtedena. Noorte planetaarsete udukogude tuumade fotosfääride temperatuurid on äärmiselt kõrged. Suured tähed (7-10 korda raskemad kui Päike) mingil hetkel “põletavad” vesinikku, heeliumi ja süsinikku ning muutuvad hapnikurikka tuumaga valgeteks kääbusteks. Noorte valgete kääbuste – isotroopsete tähesüdamike pinnatemperatuur pärast kestade väljutamist on väga kõrge – üle 2105 K, langeb see aga neutriinojahtumise ja pinnalt tuleva kiirguse tõttu üsna kiiresti.

punased hiiglased

Punased hiiglased ja superhiiglased- suure heledusega ja laiendatud kestadega hilist spektritüüpi tähed. Tähed võivad oma evolutsiooni käigus jõuda hilistesse spektriklassidesse ja suure heledusega oma kahes arenguetapis: tähtede tekkefaasis ja evolutsiooni hilises staadiumis. Etapp, mil noori tähti punaste hiiglastena vaadeldakse, sõltub nende massist – see etapp kestab ~ 103 kuni ~ 108 aastat. Sel ajal toimub tähe kiirgus kokkusurumisel vabaneva gravitatsioonienergia tõttu. Kokkusurumisel selliste tähtede pinnatemperatuur tõuseb, kuid kiirgava pinna suuruse ja pindala vähenemise tõttu heledus väheneb. Lõppkokkuvõttes algab vesiniku heeliumi termotuumasünteesi reaktsioon nende tuumades ja noor täht siseneb põhijadasse. Tähtede evolutsiooni hilisemates etappides, pärast seda, kui nende sisemuses olev vesinik on läbi põlenud, lahkuvad tähed põhijadast ja liiguvad punaste hiiglaste ja superhiiglaste piirkonda. Nii "noortel" kui "vanadel" punastel hiiglastel on nende sarnasuse tõttu sarnased omadused sisemine struktuur- neil kõigil on kuum tihe südamik ja väga haruldane ja pikendatud kest.

Päike on punane hiiglane

Päike on praegu keskealine täht, mille vanus on hinnanguliselt umbes 4,57 miljardit aastat. Päike jääb põhijadale veel umbes 5 miljardiks aastaks, suurendades järk-järgult oma heledust 10% iga miljardi aasta järel, misjärel vesinik tuumas ammendub. Pärast seda tõuseb temperatuur ja tihedus päikese tuumas nii palju, et algab heeliumi põlemine ja heelium hakkab muutuma süsinikuks. Päikese suurus suureneb umbes 200 korda ehk peaaegu tänapäevase Maa orbiidini. Merkuur ja Veenus neelavad selle alla ja aurustuvad täielikult. Maa, kui see ei jaga nende saatust, kuumeneb nii palju, et pole võimalust elusid päästa. Ookeanid aurustuvad ammu enne Päikese üleminekut punase hiiglase staadiumisse, umbes 1,1 miljardi aasta pärast.
Punase hiiglase staadiumis on Päike umbes 100 miljonit aastat vana, pärast mida muutub see planetaarseks udukoguks ja seejärel valgeks kääbuseks.

muutlikud tähed

muutuv täht- täht, mille heledus muutub ajas selle piirkonnas toimuvate sündmuste tõttu füüsikalised protsessid. Rangelt võttes muutub iga tähe heledus aja jooksul ühel või teisel määral. Tähe liigitamiseks muutujaks piisab, kui tähe heledus muutub vähemalt korra.
Muutuvad tähed on üksteisest väga erinevad. Heleduse muutused võivad olla perioodilised. Peamised vaatluskarakteristikud on periood, heleduse muutumise amplituud, valguskõvera kuju ja radiaalkiiruse kõver.
Märkus: ärge ajage segi tähtede muutlikkust nende vilkumisega, mis tekib Maa atmosfääri õhu kõikumiste tõttu. Tähed kosmosest vaadates ei vilgu.

Wolf-Rayet tähed

Wolf-Rayet tähed- tähtede klass, mida iseloomustab väga kõrge temperatuur ja heledus; Wolf-Rayeti tähed erinevad teistest kuumadest tähtedest vesiniku, heeliumi, aga ka hapniku, süsiniku ja lämmastiku laiade emissiooniribade spektris.

T Tauri tähed (T Tauri, T Tauri tähed, TTS)- muutuvate tähtede klass, mis on saanud nime oma prototüübi Sõnni järgi. Neid võib tavaliselt leida molekulaarpilvede läheduses ja tuvastada nende varieeruvuse järgi. Nende peamine energiaallikas on gravitatsiooniline kokkusurumine. T Tauri tähtede spekter sisaldab liitiumi, mis Päikese ja teiste põhijada tähtede spektris puudub, kuna see hävib temperatuuril üle 2 500 000 K.

uued tähed

Uus nimetatakse tähtedeks, mille heledus suureneb järsult ~103-106 korda. Kõik uued tähed on lähedased kaksiksüsteemid, mis koosnevad valgest kääbusest ja kaastähest, mis on põhijadas või on evolutsiooni käigus jõudnud punase hiiglase staadiumisse. Sellistes süsteemides voolab kaaslase tähe väliskihtide aine valgele kääbusele. Valgele kääbusele langeva gaasi koostis on tüüpiline punaste hiiglaste ja põhijada tähtede väliskihtidele – üle 90% vesinikust. Vesiniku kogunedes pinnakihti ja temperatuuri tõustes hakkavad vesinikurikkas kihis toimuma termotuumareaktsioonid, seda soodustab süsiniku tungimine valge kääbuse aluskihtidest degenereerunud pinnakihti. Vahetult pärast põlemist algab uus tsükkel ja vesinikukihi kuhjumine ning mõne aja pärast põletus kordub. Puhangute vaheline intervall ulatub kümnetest aastatest korduvate noovade puhul kuni tuhandete aastateni klassikaliste noovide puhul.
Kauguse indikaatoritena kasutatakse uusi tähti. Galaktikate ja galaktikaparvede kauguste määramine noovide abil annab sama täpsuse kui tsefeidide kasutamisel.

supernoovad

supernoovad- need on tähed, mille heledus suureneb välgu ajal mitme päeva jooksul kümnete tähesuuruste võrra. Maksimaalse heleduse korral on supernoova heledus võrreldav kogu galaktikaga, milles see purskas, ja võib isegi ületada. Mõistet "supernoovad" kasutati tähtede tähistamiseks, mis süttisid palju tugevamalt kui niinimetatud "uued tähed". Tegelikult pole ei üks ega teine ​​füüsiliselt uus: juba olemasolevad tähed süttivad. Kuid mitmel ajaloolisel juhul süttisid need tähed, mis varem olid taevas peaaegu või täiesti nähtamatud, tekitas see nähtus uue tähe ilmumise efekti.

Muud tüüpi tähed

Hüpernoova See on väga suur supernoova. helesinised muutujad- väga helesinised pulseerivad hüperhiiglased. Ultraheledad röntgenikiirguse allikad- tugeva röntgenikiirgusega taevakeha. neutrontähed- astronoomiline objekt, mis on tähtede evolutsiooni üks lõpp-produkte, mis koosneb neutronite tuumast ja suhteliselt õhukesest (~1 km) degenereerunud aine koorikust, mis sisaldab raskeid aatomituumi. Neutrontähe mass on peaaegu sama kui Päikesel, kuid raadius on umbes 10 km. Seetõttu on sellise tähe aine keskmine tihedus mitu korda suurem kui aatomituuma tihedus. Arvatakse, et neutrontähed sünnivad supernoova plahvatuste käigus.

tähesüsteemid

tähesüsteemid võib olla ühe- ja mitmekordne: kahekordne, kolmekordne jne. Kui süsteemis on üle kümne tärni, siis on tavaks seda nimetada täheparv. Topelt (mitme) tähed on väga levinud. Mõnede hinnangute kohaselt on enam kui 70% galaktika tähtedest mitmekordsed.

topelttähed

, või kahesüsteemne- kaks gravitatsiooniga seotud tähte, mis tiirlevad suletud orbiitidel ümber ühise massikeskme. Abiga topelttähed on võimalik teada saada tähtede masse ja ehitada erinevaid sõltuvusi. Kõik mustade aukude kandidaadid on kahendsüsteemides.

täheparved

täheparv- tähtede rühm, millel on ühine päritolu, asukoht ruumis ja liikumissuund. Selliste rühmade liikmeid seob vastastikune külgetõmme. Enamik teadaolevatest parvedest on meie galaktikas.

kerasparved

kerasparv- sfäärilise või veidi lameda kujuga tähtede kogum. Nende läbimõõt on vahemikus 20 kuni 100 parseki. Need on ühed universumi vanimad objektid. Kerasparvede tüüpiline vanus on üle 10 miljardi aasta. Kerasparvedele on iseloomulik suur tähtede kontsentratsioon. Linnuteel on üle 150 kerasparve, millest enamik on koondunud galaktika keskmesse.

avatud klastrid

avatud klaster- täheparvede teine ​​klass. See on tähesüsteem, mille komponendid asuvad üksteisest piisavalt kaugel. Selle poolest erineb see kerasparvedest, kus tähtede kontsentratsioon on suhteliselt kõrge. Sel põhjusel on avatud klastreid väga raske tuvastada ja uurida. Kui vaatlejast samal kaugusel asuvad tähed liiguvad samas suunas, on põhjust arvata, et nad on osa avatud parvest.
Selle klastrite klassi kuulsaimad esindajad on Plejaadid ja hüaadid asub Sõnni tähtkujus.

täheühendused

Staaride ühendused- haruldane suure heledusega noorte tähtede parv, mis erineb teist tüüpi parvedest oma suuruse poolest. Ühendused, nagu avatud klastrid, on ebastabiilsed. Need laienevad aeglaselt ja nende komponendid eemalduvad üksteisest.

galaktikad

Galaktika on suur kogum tähti, tähtedevahelist gaasi ja tolmu, tumeaine(aine vorm, mis ei kiirga elektromagnetkiirgust ega interakteeru sellega. Selle ainevormi omadus muudab selle otsese vaatlemise võimatuks. Siiski on võimalik tuvastada tumeaine olemasolu gravitatsioonimõjude järgi loob).

Kuidas tähed sünnivad?

Esialgu on see külm haruldane tähtedevahelise gaasi pilv, mis surutakse kokku tema enda gravitatsiooni mõjul. Sel juhul muudetakse gravitatsioonienergia soojuseks. Kui temperatuur tuumas jõuab mitme miljoni Kelvinini, algavad nukleosünteesireaktsioonid (tuumade moodustumise protsess keemilised elemendid vesinikust raskem) ja kokkusurumine peatub. Sellesse olekusse jääb täht suurema osa oma elust, olles Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses, kuni selle tuuma kütusevarud otsa saavad. Kui kogu tähe keskel olev vesinik muutub heeliumiks, jätkub vesiniku termotuumapõlemine heeliumi tuuma perifeerias.
Sel perioodil hakkab tähe struktuur märgatavalt muutuma. Selle heledus kasvab, välimised kihid laienevad, sisemised aga vastupidi kahanevad. Ja esialgu väheneb ka tähe heledus. Pinna temperatuur langeb – tähest saab punane hiiglane. Selles olekus kulutab täht palju vähem aega kui põhijadale. Kui selle isotermilise heeliumi südamiku mass muutub oluliseks, ei suuda see oma raskust taluda ja hakkab kahanema; samal ajal tõusev temperatuur stimuleerib heeliumi termotuuma muutumist raskemateks elementideks.
Kõige massiivsemad tähed elavad suhteliselt lühikest aega – paar miljonit aastat. Selliste tähtede olemasolu tähendab, et tähtede tekkeprotsessid ei lõppenud miljardeid aastaid tagasi, vaid toimuvad praegusel ajastul.
Tähtedel, mille mass on Päikese massist mitu korda suurem, on suurema osa oma elust suured suurused, suur heledus ja temperatuur. sest kõrge temperatuur neil on sinakas värvus ja seetõttu nimetatakse neid sinisteks superhiiglasteks. Enamikku siniseid superhiiglasi täheldatakse Linnutee piirkonnas, s.o Galaktika tasapinna lähedal, kus gaasi ja tolmu tähtedevahelise aine kontsentratsioon on eriti kõrge.
Galaktika tasapinna lähedal on noored tähed jaotunud ebaühtlaselt. Nad ei kohtu peaaegu kunagi üksi. Kõige sagedamini moodustavad need tähed avatud parvesid ja haruldasemaid täherühmi. suured suurused, mida nimetatakse täheühendusteks, milles on kümneid ja mõnikord sadu siniseid superhiiglasi. Täheparvedest ja -kooslustest noorimad on alla 10 miljoni aasta vanad. Peaaegu kõigil juhtudel täheldatakse neid noori moodustisi piirkondades, kus on suurenenud tähtedevaheline gaasitihedus. See näitab, et tähtede moodustumise protsess on seotud tähtedevahelise gaasiga.
Tähtede tekkimise piirkonna näide on hiiglaslik gaasikompleks Orioni tähtkujus. See hõivab peaaegu kogu selle tähtkuju ala taevas ja sisaldab suurt hulka neutraalset ja molekulaarset gaasi, tolmu ja mitmeid heledaid gaasilisi udukogusid. Tähtede teke selles jätkub ka praegu.

planeedid

Planeet(tõlkes vanakreeka keelest "rändur") on tähe või selle jäänuste ümber tiirlev taevakeha, mis on piisavalt massiivne, et oma gravitatsiooni mõjul ümmarguseks muutuda, kuid mitte piisavalt massiivne, et käivitada termotuumareaktsioon, ja suutis ümbruse puhastada. oma orbiidist planetesimaalidest (prototähe ümber orbiidil olev taevakeha, mis tekkis väiksemate kehade järkjärgulise juurdekasvu tulemusena, koosneb protoplanetaarse ketta tolmuosakestest. Pidevalt ligitõmbav uus materjal ja massi kuhjudes moodustavad planetesimaalid suurema keha, samas kui gravitatsiooni mõjul hakkavad selle moodustavad üksikud killud kondenseeruma). Meie veebisaidi jaotises "Päikesesüsteemi planeetide kohta" on piisavalt artikleid meie päikesesüsteemi planeetide kohta: http://site/index.php/earth/glubini-vselennoy/15-o-planetah.

Kuid väljaspool Päikesesüsteemi on planeete, neid nimetatakse eksoplaneetideks. Eksoplaneet või päikeseväline planeet- planeet, mis tiirleb ümber tähe väljaspool päikesesüsteemi. Planeedid on tähtedega võrreldes äärmiselt väikesed ja tuhmid ning tähed ise asuvad Päikesest kaugel (lähim neist on 4,22 valgusaasta kaugusel). Seetõttu oli pikka aega planeetide tuvastamise ülesanne teiste tähtede läheduses lahendamatu, esimesed eksoplaneedid avastati 1980. aastate lõpus. Nüüd on selliseid planeete hakatud avastama tänu täiustatud teaduslikele meetoditele. Praegu on usaldusväärselt kinnitatud 843 eksoplaneedi olemasolu 665 planeedisüsteemis, millest 126-l on rohkem kui üks planeet. Kokku eksoplaneete Linnutee galaktikas uutel andmetel 100 miljardilt, millest ~ 5 kuni 20 miljardit on tõenäoliselt "Maalaadsed". Umbes 34 protsendil päikesesarnastest tähtedest on elamiskõlblikus tsoonis Maaga võrreldavad planeedid.
Planemo- see on taevakeha, mille mass võimaldab tal langeda planeedi definitsiooni vahemikku, see tähendab, et selle mass on suurem kui väikeste kehade oma, kuid ebapiisav, et käivitada termotuumareaktsioon pruuni kuju ja sarnasuse korral kääbus või täht.

Niisiis Kõik planeedid tiirlevad tähtede ümber. Päikesesüsteemis tiirlevad kõik planeedid oma orbiitidel selles suunas, milles päike pöörleb (küljelt vaadates vastupäeva põhjapoolus päike).
Lisaks sellele, et planeedid tiirlevad oma orbiidil ümber tähe, pöörlevad nad ka ümber oma telje. Planeedi ümber oma telje pöörlemise perioodi nimetatakse päevaks. Enamik Päikesesüsteemi planeete pöörleb ümber oma telje samas suunas, kui nad tiirlevad ümber Päikese, Päikese põhjapooluse poolt vaadates vastupäeva, välja arvatud Veenus, mis pöörleb päripäeva, ja Uraan, mille äärmuslik aksiaalne kalle tekitab vaidlustele, millist poolust loetakse lõunaks ja millist põhjaks ning kas see pöörleb vastu- või päripäeva. Kuid olenemata osapoolte arvamusest on Uraani pöörlemine selle orbiidi suhtes tagasiulatuvalt.
Üheks kriteeriumiks, mis võimaldab meil määratleda taevakeha klassikalise planeedina, on orbitaalpiirkonnad, mis on teistest objektidest puhtad. Ümbruskonna puhastanud planeet on kogunud piisavalt massi, et koguda või, vastupidi, hajutada kõik oma orbiidil olevad planetesimaalid. See tähendab, et planeet tiirleb oma tähe ümber isoleeritult (välja arvatud selle satelliidid ja troojalased), mitte jagada oma orbiidi paljude sarnase suurusega objektidega. Selle planeedi staatuse kriteeriumi pakkus IAU 2006. aasta augustis. See kriteerium jätab sellised päikesesüsteemi kehad nagu Pluuto, Eris ja Ceres ilma klassikalise planeedi staatusest, liigitades need kääbusplaneetideks. Hoolimata asjaolust, et see kriteerium kehtib seni ainult Päikesesüsteemi planeetide kohta, on paljudel noortel tähesüsteemidel, mis on protoplanetaarse ketta staadiumis, märke protoplaneetide jaoks "puhastest orbiitidest".

Austria füüsik Christian Doppler (1803–1853) oleks üllatunud, kui ta teaks, et tänu tema poolt 1842. aastal kirjeldatud ja hiljem tema järgi nimetatud füüsikalisele efektile tehakse 20. sajandi alguses kõige ootamatum astronoomiline avastus. ja 20. sajandi lõpus leiab aset astronoomiaajaloo kõige kauaoodatud avastus.

Paljud iidsed autoriteedid olid kindlad, et sellist avastust on põhimõtteliselt võimatu teha. Näiteks uskus suur Aristoteles, et Maa on ainulaadne ja teisi sarnaseid pole. Kuid mõned mõtlejad avaldasid lootust "päikeseväliste" planeetide olemasolule – pidage meeles Giordano Brunot! Kuid isegi need, kes uskusid "mitmesse maailma", mõistsid, et lähimate tähtede läheduses olevate planeetide tuvastamine on tehniliselt äärmiselt keeruline, kui mitte võimatu. Enne teleskoobi leiutamist sellist ülesannet isegi ei püstitatud ning teiste planeedisüsteemide olemasolust räägiti vaid spekulatiivselt. Kuid juba pool sajandit tagasi pidasid juba väga arenenud teleskoopidega relvastatud astronoomid eksoplaneetide – teiste tähtede ümber asuvate planeetide – otsimist ebaoluliseks tegevuseks, kaugete järeltulijate ülesandeks.

Tõepoolest, tehnilisest vaatenurgast tundus olukord lootusetu. Nii arutasid 1960. aastate alguses astronoomid ja füüsikud võimalust tuvastada kolme tüüpi hüpoteetilisi objekte – mustad augud, neutrontähed ja eksoplaneedid. Tõsi, neist kolmest terminist kahte pole veel leiutatudki - need on mustad augud ja eksoplaneedid, kuid paljud uskusid sedalaadi objektide olemasolusse ka ise. Mis puutub mustadesse aukudesse, siis nende avastamise võimalus tundus üldiselt üle mõistuse – need on ju definitsiooni järgi nähtamatud. 1967. aastal õnnestus juhuslikult tuvastada võimsa magnetväljaga kiiresti pöörlevaid neutrontähti – raadiopulsareid. Kuid see oli ootamatu "kingitus" raadioastronoomiast, mida keegi 1960. aastate alguses ei oodanud. Mõni aasta hiljem avastati akumuleeruvad röntgenpulsarid – neutrontähed, mis püüavad ainet tavalisest naabertähest. Ja vaid 30 aastat pärast seda, kui probleem tunnistati "lootusetuks", avastati peaaegu samaaegselt (1995–1996) üksikud jahutavad neutrontähed ja planeedid teiste tähtede ümber! Mõnes mõttes osutus ennustus õigeks: mõlema objekti avastused osutusid ühtviisi raskeks, kuid toimusid oodatust palju varem.

Erinevad planeedid

On uudishimulik, et samal ajal, 1996. aastal, avastati teist tüüpi hüpoteetilisi objekte, mis asusid vahepealsel positsioonil tähtede ja planeetide vahel - pruunid kääbused, mis erinevad hiiglaslikest planeetidest nagu Jupiter ainult selle poolest, et evolutsiooni varases staadiumis on termotuuma. reaktsioon, mis hõlmab haruldast rasket vesiniku isotoopi - deuteeriumi, mis aga ei aita oluliselt kaasa kääbuse heledusele. Ja samadel aastatel avastati Päikesesüsteemi perifeeriast - Kuiperi vööst - arvukalt väikseid planeete. 1995. aastaks sai selgeks, et selles piirkonnas elab palju sadade ja tuhandete kilomeetrite iseloomuliku suurusega kehasid, millest osa on Pluutost suuremad ja millel on oma satelliidid. Kuiperi vöö objektid täitsid oma masside järgi tühimiku planeetide ja asteroidide vahel ning pruunid kääbused täitsid tühimiku planeetide ja tähtede vahel. Sellega seoses oli vaja täpselt määratleda mõiste "planeet".

Planeetide masside ülempiir, mis eraldab neid pruunidest kääbustest ja tähtedest üldiselt, määrati nende sisemise energiaallika alusel. Üldtunnustatud seisukoht on, et planeet on objekt, millel tuumasünteesireaktsioone pole kogu selle ajaloo jooksul toimunud. Nagu näitavad normaalse (st päikese) keemilise koostisega kehade kohta tehtud arvutused, kosmoseobjektide moodustumise ajal massiga üle 13 Jupiteri massi ( M Yu) nende gravitatsioonilise kokkusurumise etapi lõpus ulatub temperatuur keskel mitme miljoni kelvinini, mis viib deuteeriumi hõlmava termotuumareaktsiooni tekkeni. Väiksemate objektide masside korral ei toimu tuumareaktsioonid nende sügavuses. Seetõttu on mass 13 M Yu peetakse planeedi maksimaalseks massiks. Objektid massiga 13 kuni 70 M Yu-sid nimetatakse pruunideks kääbusteks. Ja veelgi massiivsemad on tähed, milles toimub vesiniku ühise kerge isotoobi termotuumapõlemine. (Viide: 1 M Yu = 318 Maa massi ( M H) = 0,001 päikese massi ( M C) \u003d 2 10 27 kg.)

Oma väliste ilmingutega on pruunid kääbused planeetidele lähemal kui tähtedele. Moodustamisprotsessis kuumenevad gravitatsioonilise kokkutõmbumise tulemusena kõik need kehad esmalt ja nende heledus suureneb kiiresti. Seejärel, pärast hüdrostaatilise tasakaalu saavutamist ja kokkusurumise peatamist, hakkab nende pind jahtuma ja heledus väheneb. Tähtede puhul peatub jahtumine pikemaks ajaks pärast termotuumareaktsioonide algust ja nende liikumist statsionaarsesse režiimi. Pruunidel kääbustel aeglustub jahtumine deuteeriumi põlemisel vaid veidi. Ja planeetide pind jahtub monotoonselt. Selle tulemusena jahtuvad nii planeedid kui ka pruunid kääbused sadade miljonite aastate jooksul praktiliselt maha, samas kui väikese massiga tähed püsivad kuumana tuhandeid kordi kauem. Sellegipoolest on planeedid ja pruunid kääbused üksteisest eraldatud formaalse tunnuse - termotuumareaktsioonide olemasolu või puudumise - järgi.

Planetaarsete masside alumisel piiril, mis eraldab neid asteroididest, on ka füüsiline õigustus. Planeedi minimaalne mass on see, mille juures gravitatsioonirõhk planeedi soolestikus ületab ikkagi selle materjali tugevuse. Seega kõige üldisemal kujul on "planeet" määratletud kui taevakeha, mis on oma gravitatsiooni jaoks piisavalt massiivne, et anda sellele sfääriline kuju, kuid mitte piisavalt massiivne, et selle sügavuses toimuksid termotuumareaktsioonid. See massivahemik ulatub umbes 1% Kuu massist kuni 13 Jupiteri massini, st 7,10 20 kg kuni 2,10 28 kg.

Kuid "planeedi" astronoomide mõiste jagunes orbiidi liikumise olemuse tõttu mitmeks alatüübiks. Esiteks, kui planeedi massiga keha tiirleb ümber suurema sarnase keha, siis nimetatakse seda satelliidiks (näiteks meie Kuu). Planeet ise (mõnikord nimetatakse seda ka "klassikaliseks planeediks") on defineeritud kui päikesesüsteemi objekt, mis on piisavalt massiivne, et omandada oma gravitatsiooni mõjul hüdrostaatiliselt tasakaalus (sfääriline) kuju, ja samal ajal ei omama tema orbiidi massi kõrval temaga võrreldavaid kehasid. Ainult Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun vastavad neile tingimustele. Lõpuks on kasutusele võetud uus Päikesesüsteemi objektide klass – "kääbusplaneedid" ehk "kääbusplaneedid". Need kehad peavad vastama järgmistele tingimustele: tiirlema ​​ümber Päikese; mitte olla planeedi satelliit; on piisava massiga, nii et gravitatsioonijõud ületab aine takistuse ja planeedi keha on sfäärilise kujuga; ei oma nii suurt massi, et saaks oma orbiidi ümbrust teistest kehadest puhastada. Kääbusplaneetide prototüübiks oli Pluuto (läbimõõt 2310 km) ja neid on seni kokku viis: lisaks Pluutole on need Eris (2330 km), Haumea (1200 km), Makemake (1400 km) ja Ceres ( 975 × 909 km), mida varem peeti suurimaks asteroidiks.

Seega on päikesesüsteemis: 1) klassikalised planeedid; 2) kääbusplaneedid; 3) planeetide massiga satelliidid (neid on kümmekond), mida võib nimetada "satelliitplaneetideks". Päikesesüsteemist väljapoole jääva planeedi massiga objekti nimetatakse "eksoplaneediks" või "päikeseväliseks planeediks". Seni on need terminid võrdsed nii kasutussageduse kui ka tähenduse poolest (tuletage meelde, et kreeka eesliide ekso- tähendab "väljas", "väljas"). Mõlemad terminid kehtivad nüüd peaaegu eranditult planeetide kohta, mis on gravitatsiooniliselt seotud mis tahes muu tähega peale Päikese. Tähtedevahelises ruumis elavaid iseseisvaid planeete on aga juba leitud ja võib-olla on neid ka arvestatav hulk. Nendega seoses kasutatakse tavaliselt mõistet "vabalt ujuvad planeedid".

14. märtsi 2012 seisuga on kinnitatud 760 eksoplaneedi avastamine 609 planeedisüsteemis. Samal ajal sisaldab sada süsteemi vähemalt kahte planeeti ja kaks - vähemalt kuus. Lähim eksoplaneet on leitud Päikesest 10 valgusaasta kaugusel asuva tähe ε Eridani ümbert. Valdav enamus eksoplaneete on avastatud erinevate kaudsete tuvastusmeetodite abil, kuid mõnda on juba otse vaadeldud. Enamik nähtud eksoplaneete on tähe lähedal tiirlevad gaasihiiglased nagu Jupiter ja Saturn. Ilmselgelt on selle põhjuseks registreerimismeetodite piiratud võimalused: lühikese perioodi orbiidil olevat massiivset planeeti on lihtsam tuvastada. Kuid igal aastal on tähelt võimalik avastada vähem massiivseid ja kaugemaid planeete. Juba on avastatud objekte, mis massi ja orbiidi parameetrite poolest peaaegu ei erine Maast.

Eksoplaneedi otsingumeetodid

Välja on pakutud päris palju. erinevaid meetodeid otsige eksoplaneete, kuid me märgime ainult need (tabel 1), mis on juba end tõestanud, ja käsitleme neid lühidalt. Teised meetodid on kas väljatöötamisel või ei ole veel tulemusi andnud.

Eksoplaneetide otsene vaatlus. Planeedid on külmad kehad, nad ise ei kiirga valgust, vaid peegeldavad ainult oma päikesekiiri. Seetõttu on tähest kaugel asuvat planeeti optilises vahemikus peaaegu võimatu tuvastada. Kuid isegi kui planeet liigub tähe lähedal ja on selle kiirtega hästi valgustatud, on meil raske seda eristada tähe enda palju heledama sära tõttu.

Proovime oma päikesesüsteemi vaadata kõrvalt, näiteks meile lähimast tähest α Kentaur. Kaugus selleni on 4,34 valgusaastat ehk 275 tuhat astronoomilist ühikut (meenutagem: 1 astronoomiline ühik = 1 AU = 150 miljonit km – see on kaugus Maast Päikeseni). Sealse vaatleja jaoks paistab Päike sama eredalt kui täht Vega maa taevas. Ja meie planeetide heledus osutub väga nõrgaks ja pealegi sõltub tugevalt planeedi päevase poolkera orientatsioonist selle suunas. Tabelis 2 on näidatud planeetide Päikesest nurgakauguse ja nende optilise heleduse kõige "soodsamad" väärtused. On selge, et neid ei saa üheaegselt realiseerida: planeedi maksimaalsel nurgakaugusel Päikesest on selle heledus ligikaudu pool maksimumist. Nagu näete, on tuvastatavuse liider Jupiter, kellele järgnevad Veenus, Saturn ja Maa. Üldiselt võiks suurimad kaasaegsed teleskoobid nii hämaraid objekte hõlpsasti tuvastada, kui nende kõrval poleks taevas ülihele tähte. Kuid kauge vaatleja jaoks on planeetide nurkkaugus Päikesest väga väike, mistõttu on nende tuvastamine äärmiselt keeruline.

Kuid astronoomid loovad nüüd instrumente, mis selle probleemi lahendavad. Näiteks võib ereda tähe kujutise katta ekraaniga, et selle valgus ei segaks lähedalasuva planeedi otsimist. Sellist instrumenti nimetatakse tähekoronograafiks. Teine meetod hõlmab tähe valguse "kustutamist" kahe või enama lähedal asuva teleskoobi – nn täheinterferomeetri – kogutud valguskiirte interferentsi mõju tõttu. Kuna tähte ja selle kõrval asuvat planeeti vaadeldakse veidi erinevates suundades, on täheinterferomeetri abil (teleskoopide vahekaugust muutes või õiget vaatlusmomenti valides) võimalik saavutada peaaegu täielik väljasuremine. tähe valgus ja samal ajal ka planeedi valguse võimendus. Mõlemad kirjeldatud instrumendid – koronograaf ja interferomeeter – on väga tundlikud maa atmosfääri mõjule, mistõttu edukas töö Ilmselt peavad nad toimetama madalale Maa orbiidile.

Tähe heleduse mõõtmine. Kaudne eksoplaneetide tuvastamise meetod - läbipääsude meetod - põhineb tähe heleduse jälgimisel, mille ketta taustal planeet liigub. Ainult eksoplaneedi orbiidi tasapinnal asuva vaatleja jaoks peaks ta aeg-ajalt oma tähe varjutama. Kui see on täht nagu Päike ja eksoplaneet nagu Jupiter, mille läbimõõt on päikesest 10 korda väiksem, siis sellise varjutuse tulemusena väheneb tähe heledus 1%. Seda saab näha maapealse teleskoobiga. Kuid Maa-suurune eksoplaneet kataks vaid 0,01% tähe pinnast ja nii väikest heleduse vähenemist on turbulentsi abil raske mõõta. maa atmosfäär; selleks on vaja kosmoseteleskoopi.

Teine probleem selle meetodi puhul on see, et nende eksoplaneetide osakaal, mille orbiiditasand on täpselt Maale orienteeritud, on väga väike. Lisaks kestab varjutus mitu tundi ja varjutuste vahe on aastaid. Küll aga on korduvalt täheldatud eksoplaneetide läbipääsu tähtede ees.

Samuti on olemas väga eksootiline meetod üksikute planeetide otsimiseks, mis vabalt "triivivad" tähtedevahelises ruumis. Sellist keha saab tuvastada gravitatsiooniläätse mõju järgi, mis tekib hetkel, kui nähtamatu planeet möödub kauge tähe taustal. Planeet moonutab oma gravitatsiooniväljaga tähelt Maale tulevate valguskiirte kulgu; nagu tavaline objektiiv, kontsentreerib see valgust ja suurendab maise vaatleja jaoks tähe heledust. See on väga aeganõudev meetod eksoplaneetide otsimiseks, mis nõuab tuhandete ja isegi miljonite tähtede heleduse pikaajalist jälgimist. Kuid astronoomiliste vaatluste automatiseerimine võimaldab seda juba kasutada.

Nendel põhjustel on peamine roll selliste eksoplaneetide otsimisel nagu Maa määratud kosmoseinstrumentidele. Alates 2007. aastast on vaatlemas Euroopa satelliit COROT, mille 27 cm teleskoop on varustatud tundliku fotomeetriga. Planeetide otsimine toimub läbikäikude meetodil. Juba on avastatud mitu hiidplaneeti ja isegi üks planeet, mille suurus on Maa omast vaid veidi suurem. 2009. aastal saadeti Kepleri satelliit (NASA) heliotsentrilisele orbiidile 95 cm läbimõõduga teleskoobiga, mis suudab pidevalt mõõta enam kui 100 000 tähe heledust. Selle teleskoobiga on juba avastatud sadu eksoplaneete.

Tähe asukoha mõõtmine. Väga paljutõotavateks peetakse meetodeid, mis mõõdavad tähe liikumist, mis on põhjustatud selle ümber oleva planeedi pöördest. Vaatleme näiteks uuesti päikesesüsteemi. Massiivne Jupiter mõjutab Päikest kõige enam: esimeses lähenduses võib meie planeedisüsteemi üldiselt pidada Päikese ja Jupiteri kahendsüsteemiks, mida eraldab 5,2 AU kaugusel. ja ringleb umbes 12-aastase perioodiga ümber ühise massikeskme. Kuna Päike on Jupiterist umbes 1000 korda massiivsem, on ta sama palju kordi massikeskmele lähemal. See tähendab, et Päike tiirleb umbes 12-aastase perioodiga ümber ringi, mille raadius on 5,2 AU / 1000 = 0,0052 AU, mis on vaid veidi suurem kui Päikese enda raadius. Tähelt α Centauri on selle ringi raadius nähtav nurga all 0,004 "" . (See on väga väike nurk: selle nurga all näeme pliiatsi paksust peaaegu 360 km kauguselt.) Kuid astronoomid suudavad mõõta nii väikeseid nurki ja seetõttu on nad juba mitu aastakümmet vaadelnud lähedal asuvaid tähti. lootus märgata nende perioodilist "võnkumist", mis on põhjustatud planeetide olemasolust. Väga viimastel aegadel seda tehti Maa pinnalt, kuid eksoplaneetide astromeetrilise otsingu väljavaated on loomulikult seotud spetsiaalsete satelliitide startimisega, mis on võimelised mõõtma tähtede asukohti millikaaresekundite täpsusega.

Tähe kiiruse mõõtmine. märkama perioodilised kõikumised tähti saab näha mitte ainult muutes nende näivat asukohta taevas, vaid ka muutes nende kaugust. Mõelge uuesti Jupiteri-Päikese süsteemile, mille massisuhe on 1:1000. Kuna Jupiter tiirleb kiirusega 13 km/s, on Päikese kiirus oma väikesel orbiidil ümber süsteemi massikeskme 13 m/s. Jupiteri orbiidi tasapinnal asuva kauge vaatleja jaoks muudab Päike perioodiga umbes 12 aastat oma kiirust amplituudiga 13 m/s.

Tähtede kiiruse täpseks mõõtmiseks kasutavad astronoomid Doppleri efekti. See väljendub selles, et maise vaatleja suhtes liikuva tähe spektris muutub kõigi joonte lainepikkus: kui täht läheneb Maale, nihkuvad jooned spektri sinisesse otsa, eemaldudes punaseks. Mitterelativistlikel kiirustel on Doppleri efekt tundlik ainult tähe radiaalkiiruse, st projektsiooni suhtes. täisvektor selle kiirus vaatleja vaatevälja suhtes (see on sirgjoon, mis ühendab vaatlejat tähega). Seetõttu määratakse tähe kiirus ja seega ka planeedi mass kuni cos β tegurini, kus β on nurk planeedi orbiidi tasandi ja vaatleja vaatevälja vahel. Planeedi massi täpse väärtuse asemel ( M) Doppleri meetod annab ainult selle massi alumise piiri ( M cos β).

Tavaliselt on nurk β teadmata. Ainult neil juhtudel, kui täheldatakse planeedi läbimist üle tähe ketta, võib olla kindel, et nurk β on nullilähedane. Tabelis 3 on näidatud Doppleri kiiruse ja Päikese nurknihke iseloomulikud väärtused iga planeedi mõjul, kui neid vaadeldakse naabertähtedelt. Pluuto ja Eris on siin kohal kääbusplaneetide esindajatena.

Nagu näete, paneb planeedi mõju tähe liikuma kiirusega, mis on parimal juhul mõni meeter sekundis. Kas jalakäija kiirusel on võimalik tähele panna tähe liikumist? Kuni 1980. aastate lõpuni oli Doppleri meetodil optilise tähe kiiruse mõõtmise viga vähemalt 500 m/s. Siis aga töötati välja põhimõtteliselt uued spektraalriistad, mis võimaldasid tõsta täpsust 10 m/s-ni. See tehnika võimaldas avastada esimesi eksoplaneete, mille mass oli suurem kui Jupiteril.

Jupiteri massist väiksema massiga planeetide poole liikumine nõuab tähe kiiruse mõõtmise täpsuse suurendamist 10–100 korda. Edusammud selles suunas on üsna käegakatsutavad. Nüüd töötab Euroopa lõunaobservatooriumi La Silla (Tšiili) 3,6-meetrisel teleskoobil üks täpsemaid tähespektromeetriid. Tähe spektrit võrreldakse selles toorium-argoonlambi spektriga. Temperatuuri ja õhurõhu kõikumiste mõju kõrvaldamiseks asetatakse kogu instrument vaakummahutisse ning tähe- ja võrdluslambi valgus suunatakse sinna teleskoobist läbi klaaskiudkaabli. Tähtede kiiruse mõõtmise täpsus on sel juhul 1 m/s. Kas Christian Doppler oleks võinud seda ette kujutada?!

Eksoplaneedi avastused

astromeetriline otsing. Ajalooliselt on esimesed eksoplaneetide tuvastamise katsed seotud lähedal asuvate tähtede asukoha vaatlustega. 1916. aastal avastas Ameerika astronoom Edward Barnard (1857–1923), et Ophiuchuse tähtkujus olev tuhm punane täht liigub teiste tähtede suhtes kiiresti üle taeva – 10. "" aastal. Astronoomid andsid sellele hiljem nimeks "Barnardi lendav täht". Kuigi kõik tähed liiguvad ruumis juhuslikult kiirusega 20–50 km/s, jäävad need liikumised kaugelt vaadates peaaegu märkamatuks. Barnard's Star on väga tavaline valgusti, mistõttu kahtlustati, et tema vaadeldud "lennu" põhjuseks ei ole mitte eriti suur kiirus, vaid lihtsalt ebatavaline lähedus meile. Tõepoolest, Barnardi täht oli Päikesest teisel kohal pärast α Kentauri süsteemi.

Barnardi tähe mass on peaaegu 7 korda väiksem Päikese massist, mis tähendab, et tema planeedinaabrite (kui neid on) mõju peaks olema väga märgatav. Rohkem kui pool sajandit, alates 1938. aastast, on Ameerika astronoom Peter van de Kamp (1901–1995) uurinud selle tähe liikumist. Ta mõõtis selle asukohta tuhandetel fotoplaatidel ja väitis, et tähel on laineline trajektoor, mille kõikumise amplituud on umbes 0,02 "" , mis tähendab, et selle ümber tiirleb nähtamatu satelliit. Arvutustest järeldub, et satelliidi mass on Jupiteri massist veidi suurem ja selle orbiidi raadius on 4,4 AU. 1960. aastate alguses levis see sõnum üle maailma ja leidis laialdast vastukaja. See oli ju praktilise astronautika ja maaväliste tsivilisatsioonide otsingute esimene kümnend, nii et inimeste entusiasm uute kosmoseavastuste vastu oli ülimalt suur.

Barnardi tähe uurimisega liitusid ka teised astronoomid. 1973. aastaks said nad teada, et see täht liigub sujuvalt, kõhklemata, mis tähendab, et sellel pole satelliitidena massiivseid planeete. Seega lõppes esimene katse eksoplaneedi leida ebaõnnestumisega. Ja esimene usaldusväärne astromeetriline eksoplaneedi tuvastamine toimus alles 2009. aastal. Pärast 12 aastat kestnud 30 tähe vaatlemist 5-meetrise Palomari teleskoobiga avastasid Ameerika astronoomid Stephen Pravdo ja Stuart Shacklan kaksiksüsteemis Gliese 752 planeedi ümber pisikese muutuvtähe "van Bisbrook 10". See täht on üks väiksemaid maailmas. Galaktika: see on spektriklassi M8 punane kääbus, mille mass on 12 korda väiksem kui Päike ja läbimõõt 10 korda. Ja selle tähe heledus on nii väike, et kui me asendaksime oma Päikese sellega, siis päeval valgustaks Maa nii nagu praegu kuuööl. Just tänu tähe väikesele massile suutis avastatud planeet seda märgatava amplituudini “raputada”: umbes 272-päevase perioodiga muutub tähe asukoht taevas 0,006 võrra. "" (See, et seda on mõõdetud, on maapealse astromeetria tõeline triumf). Hiidplaneet ise tiirleb poolsuurteljega 0,36 AU. (nagu Merkuur) ja selle mass on 6,4 M Yu, see tähendab, et see on oma tähest vaid 14 korda kergem ja suuruselt pole see isegi madalam.

Doppleri meetodi edu. Esimese eksoplaneedi avastasid 1995. aastal Genfi observatooriumi astronoomid Michel Mayor ja Didier Queloz, kes ehitasid optilise spektromeetri, mis määrab joonte Doppleri nihke täpsusega 13 m/s. Kummalisel kombel olid Ameerika astronoomid eesotsas Jeffrey Marcyga loonud sarnase seadme juba varem ja asusid juba 1987. aastal süstemaatiliselt mõõtma mitmesaja tähe kiirust, kuid neil ei vedanud, et nad olid esimesed, kes avastuse tegid. 1994. aastal hakkasid Major ja Queloz mõõtma 142 meile kõige lähemal asuva tähe kiirust, mis on omadustelt sarnased Päikesele. Üsna kiiresti avastasid nad Päikesest 49 valgusaasta kaugusel Pegasuse tähtkujus oleva tähe 51 "viigutused". Selle tähe võnkumised toimuvad 4,23 päeva jooksul ja nagu astronoomid järeldasid, on need põhjustatud planeedi mõjust massiga 0,47 M YU.

See hämmastav naabruskond tekitas teadlastes hämmingut: tähele väga lähedal, nagu kaks tilka Päikesele sarnanevat vett, tormab selle ümber vaid nelja päevaga hiiglaslik planeet; nende vaheline kaugus on 20 korda väiksem kui Maa ja Päikese vahel. Astronoomid ei uskunud sellesse avastusse kohe. Tuleks ju avastatud hiidplaneet oma tähe läheduse tõttu kuumutada temperatuurini 1000 K. "Kuum Jupiter"? Sellist kombinatsiooni ei oodanud keegi. Edasised vaatlused kinnitasid aga selle planeedi avastamist. Talle pakuti isegi nimi - Epikurus, kuid see pole veel tunnustust leidnud. Seejärel avastati teisi süsteeme, milles hiidplaneet tiirleb oma tähele väga lähedal.

Tähtede "varjutused" planeetide kaupa. Läbivaatusmeetod on samuti osutunud tõhusaks. Nüüd tehakse tähtede fotomeetrilisi vaatlusi nii kosmoseobservatooriumite pardalt kui ka Maalt. Kõik kaasaegsed fotomeetrilised seadmed on laia vaateväljaga. Mõõtes samaaegselt miljonite tähtede sära, suurendavad astronoomid oluliselt oma võimalust tuvastada planeedi transiiti läbi täheketta. Sel juhul leitakse reeglina planeete, mis näitavad sageli tähe "varjutust", st millel on lühike tiirlemisperiood ja seega ka kompaktne orbiit.

Mõiste "kuum Jupiter" on muutunud nii tuttavaks, et 2009. aastal 10 massiga planeedi (WASP-18b) avastamine ei üllatanud eriti kedagi. M Yu ja ringleb peaaegu ringikujulisel orbiidil 0,02 AU kaugusel. nt sinu tähelt. Selle planeedi tiirlemisperiood on vaid 23 tundi! Arvestades, et tähe heledus on suurem kui Päikesel, peaks planeedi pinna temperatuur ulatuma 3800 K-ni – see pole enam lihtsalt kuum, vaid "kuum Jupiter". Tänu oma lähedusele tähele ja suure massi tõttu põhjustab planeet tähe pinnal tugevaid loodete häireid, mis omakorda aeglustavad planeedi kulgu ja toovad tulevikus kaasa selle tähe langemise.

Fotod eksoplaneetidest

Vaatamata tohututele raskustele õnnestus astronoomidel siiski olemasolevate vahenditega eksoplaneete pildistada! Tõsi, need tööriistad olid parimatest parimad: Hubble'i kosmoseteleskoop ja suurimad maapealsed teleskoobid. Tehniliste nippide hulgas on siiber, mis lõikab ära tähe valguse, ja valgusfiltrid, mis edastavad peamiselt infrapunakiirgus planeedid lainepikkuste vahemikus 2–4 μm, mis vastab ligikaudu 1000 K temperatuurile (selles vahemikus näeb planeet tähe suhtes kontrastsem välja).

Planeet 2M1207b ( vasakule) on esimene eksoplaneedi pilt. Selle mass on 3 kuni 10 M Yu i tiirleb ümber pruuni kääbuse massiga 25 M Yu. Nende vaheline nurkkaugus on 0,781, mis selle süsteemi 173 valgusaasta kaugusel vastab lineaarsele kaugusele 41 AU. (umbes sama, mis Päikesest Pluutoni). Pilt on tehtud 2004. aastal Euroopa Lõunaobservatooriumi (Tšiili) 8,2-meetrise teleskoobiga lähedases infrapunakiirguses.

2004. aasta algusest 2012. aasta märtsini saadi 31 pilti eksoplaneetidest 27 planeedisüsteemis. Näiteks noort tähte β Pivotsa ümbritseval protoplanetaarsel kettal on pildistatud planeet, mis on väga sarnane Jupiteriga, ainult et massiivsem. Sealne olukord meenutab noort päikesesüsteemi, kus vastsündinud Jupiter mõjutas aktiivselt teiste planeetide teket ümberpäikesekettal. Astronoomid on juba ammu unistanud seda protsessi "elus" jälgida.

Esimene pilt planeedist ( üleval vasakul) tavalise päikese tüüpi tähe lähedal. See täht on meist 490 valgusaasta kaugusel ja selle mass on 0,85 M c ja pinnatemperatuur 4060 K. Ja planeet on 8 korda massiivsem kui Jupiter ja selle pinnatemperatuur on 1800 K (nii et ta helendab iseenesest). Täht ja planeet on arvatavasti umbes 5 miljonit aastat vanad. Nende vaheline kaugus projektsioonis on umbes 330 AU. f. Foto on tehtud 2008. aastal Gemini põhjateleskoobi (Mauna Kea observatoorium, Hawaii) lähis infraraadiuses.

2008. aasta lõpus pildistas Hubble'i kosmoseteleskoop planeeti tolmukettas, mis ümbritses eredat tähte Fomalhaut (α lõunakalad). Kuigi see täht särab ligi 20 korda võimsamalt kui Päike, ei suutnud ta oma planeeti nii palju valgustada, et see oleks Maalt nähtav. On ju avastatud planeet Fomalhautist 115 korda kaugemal kui Maa Päikesest. Seetõttu oletavad astronoomid, et planeeti ümbritseb hiiglaslik valgustpeegeldav rõngas, mis on palju suurem kui Saturni oma. Ilmselt moodustuvad selles selle planeedi satelliidid, nagu ka Päikesesüsteemi nooruse ajastul tekkisid hiiglaslike planeetide satelliidid.

Mitte vähem uudishimulik on foto korraga kolmest planeedist Pegasuse tähtkuju tähe HR 8799 lähedal, mis on tehtud maapealsete Kecki ja Gemini teleskoopide abil. See süsteem asub meist umbes 130 valgusaasta kaugusel. Iga selle planeet on peaaegu suurusjärgu võrra suurem kui Jupiter, kuid nad liiguvad oma tähest umbes samal kaugusel kui meie hiidplaneedid. Taevasse projitseerituna on need kaugused 24, 38 ja 68 AU. On väga tõenäoline, et Veenuse, Maa ja Marsi asemel leitakse selles süsteemis Maa-sarnased planeedid. Kuid seni on see tehnilistest võimalustest üle.

Eksoplaneetidest otsepiltide saamine on nende uurimise kõige olulisem etapp. Esiteks kinnitab see lõpuks nende olemasolu. Teiseks on avatud tee nende planeetide omaduste uurimiseks: nende suurus, temperatuur, tihedus, pinnaomadused. Ja kõige põnevam on see, et nende planeetide spektrite dešifreerimine pole enam kaugel, mis tähendab nende atmosfääri gaasilise koostise selgitamist. Eksobioloogid on sellisest võimalusest juba ammu unistanud.

Ees – kõige huvitavam!

Esimeste Päikeseväliste planeetide süsteemide avastamine oli 20. sajandi üks suurimaid teadussaavutusi. Kõige olulisem probleem on lahendatud: nüüd teame kindlalt, et päikesesüsteem pole ainulaadne, et planeetide teke tähtede lähedal on evolutsiooni loomulik etapp. Astronoomid on mitu sajandit võidelnud päikesesüsteemi päritolu mõistatusega. Peamine probleem on selles, et meie planeedisüsteemil pole ikka veel millegagi võrrelda. Nüüd on olukord muutunud: viimasel ajal on astronoomid avastanud keskmiselt 2-3 planeedisüsteemi nädalas. Esiteks, mis on loomulik, hiidplaneete on neis märgata, aga juba leitakse ka maapealset tüüpi planeete. Planeedisüsteemide klassifitseerimine ja võrdlev uurimine muutub võimalikuks. See hõlbustab oluliselt elujõuliste hüpoteeside valimist ja õige teooria koostamist planeedisüsteemide, sealhulgas meie päikesesüsteemi tekke ja varase evolutsiooni kohta.

Samal ajal sai selgeks, et meie planeedisüsteem ei ole tüüpiline: selle hiiglaslikud planeedid, mis liiguvad ringikujulistel orbiitidel väljaspool "eluvööndit" (keskmise temperatuuriga piirkond ümber Päikese), võimaldavad selle sees eksisteerida maapealsetel planeetidel. tsooni pikka aega, millest üks on Maa - sellel on isegi biosfäär. Avastatud eksoplanetaarsete süsteemide hulgas pole enamikul seda omadust. Muidugi mõistame, et "kuumade Jupiterite" massiline tuvastamine on ajutine nähtus, mis on seotud meie tehnoloogia piiratud võimalustega. Kuid juba ainuüksi selliste süsteemide olemasolu on hämmastav: on ilmne, et gaasihiiglane ei saa tähe lähedal tekkida, kuid kuidas ta siis sinna sattus?

Sellele küsimusele vastust otsides modelleerivad teoreetikud planeetide teket ümbritsevates gaasi-tolmuketastes ja õpivad selle käigus palju. Selgub, et planeet võib kasvu ajal liikuda (migreerida) üle ketta, lähenedes tähele või eemaldudes sellest olenevalt ketta ehitusest, planeedi massist ja vastasmõjust teiste planeetidega. Need teoreetilised õpingud on äärmiselt huvitavad, kuna simulatsiooni tulemusi saab kohe võrrelda uue vaatlusmaterjaliga. Protoplanetaarse ketta evolutsiooni arvutamiseks kulub hea arvuti umbes nädal, mille jooksul õnnestub vaatlejatel avastada paar uut planeedisüsteemi.

Liialdamata võib öelda, et Päikeseväliste planeetide avastamine on teadusajaloo suursündmus. Valmistatud 20. sajandi lõpus, tulevikus saab sellest üks suuremad sündmused möödunud sajandist koos tuumaenergia valdamise, kosmosekäikude ja pärilikkuse mehhanismide avastamisega. Juba praegu on selge, et hiljuti alanud XXI sajand saab olema planeetide olemust ja evolutsiooni uuriva astronoomia haru – planeediteaduse kõrgaeg. Mitu sajandit piirdus planeediteadlaste labor kümnekonna Päikesesüsteemi objektiga ja äkitselt, vaid mõne aastaga, kasvas saadaolevate objektide arv sadu kordi ja selgus, et nende eksisteerimise tingimuste ulatus. olla heidutavalt lai. Kaasaegset planeediteadlast võib võrrelda bioloogiga, kes uuris aastaid ainult kõrbe taimestikku ja loomastikku ning sattus ootamatult troopilisse metsa. Nüüd on planeediteadlased kerges šokis, kuid peagi taastuvad ja orienteeruvad äsjaavastatud planeetide tohutul hulgal.

Teine teadus, õigemini prototeadus, mis tunnetab planeetide avastamise võimsat mõju teiste tähtede ümber, on maavälise elu bioloogia, eksobioloogia. Arvestades eksoplaneetide avastamise ja uurimise tempot, võime eeldada, et 21. sajand toob meieni mõnel neist biosfääride avastamise ning tähistab seni varjatud olekus arenenud eksobioloogia kauaoodatud ja lõplikku sündi. reaalse uurimisobjekti puudumise tõttu.

Hea nähtavus selgel ööl.

planeedid

Lugematute tähtede hulgast saab nende sära järgi kergesti eristada planeedid, mis on tõlgitud vanakreeka keelest - rändavad tähed. Vanad kreeklased andsid neile taevakehadele sellise nime, kuna nad liikusid päevast päeva näiliselt liikumatute tähtede suhtes ja tundusid öises taevas olevat eredad valgustid.

Universumi planeedid

Nagu teate, pole planeedid üldse: nad saavad valgust ja liiguvad selle ümber orbiitidel, mis on oma kuju poolest ringikujulised.

Komeedid

Väga piklikel orbiitidel lendavad teatud aja pärast meie päikesesüsteemi kauged külalised planeetidevahelistest ruumidest - komeedid, või sabaga tähed(kreeka keelest tõlgitud). Komeedi ootamatu ilmumine on võhiklikku inimest alati hirmutanud.

Nad ütlesid, et algavad laastavad verised sõjad, mured, nälg, katk kaovad kõikjale ja tuleb isegi maailmalõpp.

Palju sagedamini võib täheldada, eriti suve lõpus, augusti tähesadu. Vanasti usuti, et igal inimesel on taevas oma täht ja kui ta sureb, siis ka tema täht tuhmub, langeb.
Tähed kindlasti ei lange. Need on taevakehade killud ja lagunenud komeetid: need kuumenevad mitme tuhande kraadini ja hakkavad maa atmosfääri sisenedes helendama.

meteoriidid

Kukkuvate kehade ümber kumab ka kuum õhk. Kui need täielikult läbi ei põle, muutudes kuumaks gaasiks, kukuvad nad maapinnale taevalikud kivid, nagu neid vanasti kutsuti, või meteoriidid. Mõnikord ulatuvad nad tohututesse suurustesse.

1947. aasta veebruaris killuvihmaga Sikhote-Alini seljandiku piirkonda langenud meteoriit kaalus arvatavasti kuni sada tonni. Selle kukkumiskohast leidsin palju sügavaid kuni 30-meetriseid kraatreid. Kahe aasta jooksul koguti sellel alal umbes 23 tonni meteoriidikilde.

Kuulus Tunguska meteoriit, mis langes 1908. aasta suvel kauges taigas, jõe lähedal asuva väikese Vinovara küla lähedal. Podkamennaja Tunguskat (Krasnojarski territoorium) pole vaatamata aastatepikkusele otsingule veel leitud. Teadlased usuvad, et see plahvatas kukkudes ja lagunes täielikult pisikesteks osakesteks. metalli tolm.

See avastati tõepoolest 1000 kilomeetri kauguselt kuulda olnud plahvatuse piirkonnas pinnase analüüsimisel. Plahvatussammas tõusis vähemalt 20 kilomeetri kõrgusele ja oli ringikujuliselt nähtav 750 kilomeetrit. Hiiglaslikul alal - kuni 60-kilomeetrise läbimõõduga - langetati puid, mille ladvad olid plahvatuspaigast igas suunas.

Teadlased usuvad, et iga päev langeb Maale umbes 10 tonni meteoriidimaterjali.

Tavaliselt võib hämaralt sädelevate tähtede seas eristada heledamaid - sinakasvalgeid, kollaseid, punakaid. Enamik tähti laias hõberibas - Linnutee, mis nagu hiiglaslik vits ümbritseb taevavõlvi.

Inimene tungis oma läbitungiva pilguga universumi sisimatesse sügavustesse ja nägi lõpuks võimsate teleskoopide kaudu kaugeid maailmu nagu Linnutee. Sellest pole raske järeldada, milline tagasihoidlik koht on meie omal universumis – ajas ja ruumis lõpmatu, millel pole algust ega lõppu.

Täht – kuum isehelendav pall

Rangelt astronoomilisel arvestusel - miljonid. Universumi tähed ja planeedid, nagu öeldakse, loendatakse individuaalselt, kantakse spetsiaalsetesse loenditesse, kataloogi, märgitakse spetsiaalsetele kaartidele.
Iga täht - kuum isehelendav pall sarnane meie päikesega.

Tähed on meist väga kaugel. Lähima täheni seda nimetatakse nii Proxima, s.t ladina keeles lähim, - raketi abil läheks ikka väga-väga kaua aega. Valguse jõudmine sellelt tähelt Maale võtab astronoomide sõnul aega neli aastat.

Valguse kiirus on väga suur, 300 000 kilomeetrit sekundis! Sellest saame teha järgmise järelduse, kui näiteks Proxima täna tuhmub, jälgivad inimesed selle viimast kiirt taevas tervelt neli aastat.

Sada viiskümmend miljonit kilomeetrit eraldab valgus läbib 8 minuti 18 sekundiga. Kui lähedal on meile Päike võrreldes oma lähima naabriga!

Tähtede suurus on väga erinev. Hiidtäht (Cepheuse tähtkujust) 2300 korda rohkem päikest, ja beebitähed (Kuiperi täht) on peaaegu poole väiksemad kui Maa.

Tähtede temperatuur

erinevad ja tähtede temperatuur. Kõige kuumemad on sinakasvalged tähed: nende pinnatemperatuur on 30 000°; kollastel tähtedel on juba jahedam - 6000° ja punastel tähtedel 3000° ja alla selle. Meie päike on üsna nõrk täht, kollane kääbus nagu astronoomid seda nimetavad.

Tähtede sünd

Taevakehasid uurides on teadlased teinud selle kohta palju huvitavaid järeldusi tähtede sünd, nende arengu ja keemilise koostise kohta. Taevakehade keemilist koostist uurib spetsiaalne seade – spektroskoop. See võimaldab spektri iseloomulike värviliste joonte abil tuvastada isegi tühiselt väikeseid ainekoguseid.

Spekter

Spekter(ladina keelest "spekter") - nähtav, nägemine.
Spektri aimu saab vikerkaarest pärast vihma. See tõmbab ligi peente üleminekutega ühelt värvilt teisele: punasest – läbi oranži, kollase, rohelise, sinise ja sinise – lillani.

Te ei unusta kunagi iga värvi kohta spektris, kui mäletate seda väikest muinasjuttu:

Iga jahimees tahab teada, kus faasan istub.

Siin tähistab sõna algustäht värvi.

Kui kolmnurkse klaasprisma läbiv valgusvihk langeb paberilehele või valgele seinale, saadakse ka ilus vikerkaareriba. Sama värvi triipu näete laes või seinal, kui päikesekiir langeb peegli servapinnale või valgus sädeleb värvitoonides teatrilühtri lihvitud kuulidel ja ripatsitel.

Kuumad tahked ja vedelad kehad, samuti kõrge rõhu all olevad gaasid moodustavad pidevaid spektreid sillerdavate triipude kujul, samal ajal kui haruldased gaasid annavad kuumutamisel mitte pideva, vaid lineaarse spektri; see koosneb igale ainele iseloomulikest eraldi värvilistest joontest, mida eraldavad tumedad tühimikud.

Spektoskoobi kohandamine teleskoobiga võimaldas saada fotosid väga kaugete taevakehade spektritest ja teha sellest järeldus, et neilt pole veel leitud ühtki Maal tundmatut keemilist elementi. Samad tulemused andis ka meteoriitide keemiline analüüs. Kaugete tähemaailmade spektraalanalüüs ja meteoriitide keemiline analüüs räägivad veenvalt mateeria ühtsus universumis.

Artikli sisu:

Taevakehad on objektid, mis asuvad vaadeldavas universumis. Sellised objektid võivad olla looduslikud füüsilised kehad või nende ühendused. Neid kõiki iseloomustab isoleeritus ja nad esindavad ka ühte struktuuri, mis on seotud gravitatsiooni või elektromagnetismiga. Astronoomia on selle kategooria uurimus. See artikkel juhib tähelepanu Päikesesüsteemi taevakehade klassifikatsioonile ja nende peamiste omaduste kirjeldusele.

Päikesesüsteemi taevakehade klassifikatsioon

Igal taevakehal on eriomadused, nagu tekkemeetod, keemiline koostis, suurus jne. See võimaldab objekte klassifitseerida rühmitades. Kirjeldame, millised on Päikesesüsteemi taevakehad: tähed, planeedid, satelliidid, asteroidid, komeedid jne.

Päikesesüsteemi taevakehade klassifikatsioon koostise järgi:

• silikaat taevakehad. See rühm taevakehi nimetatakse silikaadiks, sest. kõigi selle esindajate põhikomponendiks on kivi-metallkivimid (umbes 99% kogu kehamassist). Silikaatkomponenti esindavad sellised tulekindlad ained nagu räni, kaltsium, raud, alumiinium, magneesium, väävel jne. Samuti on jää- ja gaasikomponente (vesi, jää, lämmastik, süsinikdioksiid, hapnik, heeliumvesinik), kuid nende sisaldus on tühine. Sellesse kategooriasse kuuluvad 4 planeeti (Veenus, Merkuur, Maa ja Marss), satelliite (Kuu, Io, Europa, Triton, Phobos, Deimos, Amalthea jne), enam kui miljon asteroidi, mis ringlevad kahe planeedi orbiitide vahel – Jupiter ja Marss. Marss (Pallas, Hygiea, Vesta, Ceres jne). Tihedusindeks on 3 grammi kuupsentimeetri kohta või rohkem.
• Jää taevakehad. See rühm on päikesesüsteemis kõige arvukam. Põhikomponendiks on jääkomponent (süsinikdioksiid, lämmastik, vesijää, hapnik, ammoniaak, metaan jne). Silikaatkomponenti esineb väiksemas koguses ja gaasikomponendi maht on äärmiselt väike. Sellesse rühma kuuluvad üks planeet Pluuto, suured satelliidid (Ganymedes, Titan, Callisto, Charon jne), aga ka kõik komeedid.
• Kombineeritud taevakehad. Selle rühma esindajate koosseisu iseloomustab kõigi kolme komponendi olemasolu suurtes kogustes, s.o. silikaat, gaas ja jää. Kombineeritud koostisega taevakehade hulka kuuluvad Päike ja hiidplaneedid (Neptuun, Saturn, Jupiter ja Uraan). Neid objekte iseloomustab kiire pöörlemine.

Tähe Päikese omadused

Päikesel on tuum, mille ümber moodustub kiirgustsoon, kus toimub energiaülekanne. Sellele järgneb konvektsioonitsoon, milles magnetväljad ja päikeseaine liikumine. Päikese nähtavat osa võib selle tähe pinnaks nimetada vaid tinglikult. Õigem sõnastus on fotosfäär või valgussfäär.

Päikese sees olev külgetõmme on nii tugev, et selle tuumast pärit footonil tähe pinnale jõudmiseks kulub sadu tuhandeid aastaid. Samal ajal on selle tee Päikese pinnalt Maale vaid 8 minutit. Päikese tihedus ja suurus võimaldavad meelitada teisi päikesesüsteemi objekte. Vaba langemise kiirendus (raskusjõud) pinnavööndis on peaaegu 28 m/s 2 .

Päikese tähe taevakeha tunnusjoon on järgmine:

1. Keemiline koostis. Päikese põhikomponendid on heelium ja vesinik. Loomulikult sisaldab täht muid elemente, kuid neid erikaal väga napp.
2. Temperatuur. Temperatuuri väärtus varieerub erinevates tsoonides märkimisväärselt, näiteks südamikus ulatub see 15 000 000 kraadini ja nähtavas osas - 5500 kraadini Celsiuse järgi.
3. Tihedus. See on 1,409 g / cm3. Suurim tihedus on märgitud südamikus, madalaim - pinnal.
4. Kaal. Kui kirjeldame Päikese massi ilma matemaatiliste lühenditeta, siis näeb see arv välja nagu 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Helitugevus. Täisväärtus on 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kuupkilogrammi.
6. Läbimõõt. See näitaja on 1391000 km.
7. Raadius. Päikese tähe raadius on 695500 km.
8. Taevakeha orbiit. Päikesel on oma tiir ümber keskpunkti Linnutee. Täielik revolutsioon võtab aega 226 miljonit aastat. Teadlaste arvutused näitasid, et liikumiskiirus on uskumatult suur – ligi 782 000 kilomeetrit tunnis.

Päikesesüsteemi planeetide omadused

Marss on enim uuritud planeet. See on Päikesest kauguses 4. kohal. Selle mõõtmed võimaldavad tal Päikesesüsteemi mahukamate taevakehade edetabelis võtta 7. koha. Marsil on sisemine tuum, mida ümbritseb välimine vedel tuum. Järgmine on planeedi silikaatmantel. Ja peale vahekihti tuleb maakoor, mis on taevakeha erinevates osades erineva paksusega.

Mõelge Marsi omadustele üksikasjalikumalt:

• Taevakeha keemiline koostis. Peamised elemendid, mis moodustavad Marsi, on raud, väävel, silikaadid, basalt, raudoksiid.
• Temperatuur. Keskmine on -50°C.
• Tihedus - 3,94 g / cm3.
• Kaal - 641.850.000.000.000.000.000.000 kg.
• Maht – 163 180 000 000 km 3.
• Läbimõõt - 6780 km.
• Raadius - 3390 km.
• Gravitatsioonikiirendus - 3,711 m / s 2.
• Orbiit. Jookseb ümber päikese. Sellel on ümar trajektoor, mis pole kaugeltki ideaalne, sest sisse erinev aeg taevakeha kaugus Päikesesüsteemi keskpunktist on erinevate näitajatega - 206 ja 249 miljonit km.

Pluutol on järgmised omadused:

1. Ühend. Peamised komponendid on kivi ja jää.
2. Temperatuur. Keskmine temperatuur Pluutol on -229 kraadi Celsiuse järgi.
3. Tihedus - umbes 2 g 1 cm 3 kohta.
4. Taevakeha mass on 13.105.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Maht – 7 150 000 000 km 3.
6. Läbimõõt - 2374 km.
7. Raadius - 1187 km.
8. Raskuskiirendus - 0,62 m / s 2.
9. Orbiit. Planeet tiirleb ümber Päikese, orbiidile on aga iseloomulik ekstsentrilisus, s.t. ühel perioodil taandub see 7,4 miljardi km-ni, teisel läheneb 4,4 miljardile km-le. Taevakeha orbiidi kiirus ulatub 4,6691 km/s.

Uraani peamised omadused:

• Keemiline koostis. See planeet koosneb keemiliste elementide kombinatsioonist. Suures koguses sisaldab see räni, metalle, vett, metaani, ammoniaaki, vesinikku jne.
• Taevane kehatemperatuur. keskmine temperatuur-224°С.
• Tihedus - 1,3 g / cm3.
• Kaal - 86.832.000.000.000.000.000.000 kg.
• Maht – 68 340 000 000 km 3.
• Läbimõõt - 50724 km.
• Raadius - 25362 km.
• Raskuskiirendus - 8,69 m/s 2.
• Orbiit. Keskpunkt, mille ümber Uraan tiirleb, on samuti Päike. Orbiit on veidi piklik. Orbiidi kiirus on 6,81 km/s.

Taevakehade satelliitide omadused

Marsi satelliiti Deimost, mida peetakse üheks väikseimaks, kirjeldatakse järgmiselt:

1. Kuju - sarnane kolmeteljelise ellipsoidiga.
2. Mõõdud - 15x12,2x10,4 km.
3. Kaal - 1.480.000.000.000.000 kg.
4. Tihedus - 1,47 g / cm3.
5. Ühend. Satelliidi koostis sisaldab peamiselt kiviseid kivimeid, regoliiti. Atmosfäär on puudu.
6. Raskuskiirendus - 0,004 m / s 2.
7. Temperatuur - -40°С.

Callisto omadused:

• Kuju on ümmargune.
• Läbimõõt - 4820 km.
• Kaal - 107.600.000.000.000.000.000.000 kg.
• Tihedus - 1,834 g / cm3.
• Koostis - süsinikdioksiid, molekulaarne hapnik.
• Gravitatsioonikiirendus - 1,24 m / s 2.
• Temperatuur - -139,2 ° С.

Mõelge Oberoni omadustele:

1. Kuju on ümmargune.
2. Läbimõõt - 1523 km.
3. Kaal - 3.014.000.000.000.000.000.000 kg.
4. Tihedus - 1,63 g / cm3.
5. Koostis - kivi, jää, orgaaniline.
6. Raskuskiirendus - 0,35 m / s 2.
7. Temperatuur - -198°С.

Päikesesüsteemi asteroidide omadused

Selle klassi silmapaistev esindaja on Hygiea - üks suurimaid asteroide. See taevakeha asub peamises asteroidivöös. Seda on näha isegi binokliga, kuid mitte alati. See on hästi eristatav periheeli perioodil, s.o. hetkel, mil asteroid on oma orbiidi Päikesele lähimas punktis. Sellel on tuhm tume pind.

Hygiea peamised omadused:

• Läbimõõt - 407 km.
• Tihedus - 2,56 g/cm 3.
• Kaal - 90.300.000.000.000.000.000 kg.
• Raskuskiirendus - 0,15 m / s 2.
• orbiidi kiirus. Keskmine väärtus on 16,75 km/s.

Matilda peamised omadused on järgmised:

1. Läbimõõt - peaaegu 53 km.
2. Tihedus - 1,3 g / cm3.
3. Kaal - 103.300.000.000.000.000 kg.
4. Gravitatsioonikiirendus - 0,01 m / s 2.
5. Orbiit. Matilda läbib orbiidi 1572 Maa päevaga.

Sellel asteroidil on raud-nikli tuum, mis on kaetud kivise mantliga. Vesta suurim kraater on 460 km pikk ja 13 km sügav.

Loetleme Vesta peamised füüsilised omadused:

• Läbimõõt - 525 km.
• Kaal. Väärtus on vahemikus 260 000 000 000 000 000 000 kg.
• Tihedus - umbes 3,46 g/cm 3 .
• Vabalangemise kiirendus – 0,22 m/s 2.
• orbiidi kiirus. Keskmine orbiidi kiirus on 19,35 km/s. Üks pööre ümber Vesta telje võtab aega 5,3 tundi.

Päikesesüsteemi komeetide omadused

Halley on komeetide rühma taevakeha, mis on inimkonnale teada iidsetest aegadest, kuna. seda on palja silmaga näha.

Halley omadused:

1. Kaal. Ligikaudu 220 000 000 000 000 kg.
2. Tihedus - 600 kg / m 3.
3. Revolutsiooniperiood Päikese ümber on vähem kui 200 aastat. Tähele lähenemine toimub ligikaudu 75–76 aasta pärast.
4. Koostis - külmutatud vesi, metall ja silikaadid.

Komeedi koostis: deuteerium (raske vesi), orgaanilised ühendid (sipelghape, äädikhape jne), argoon, krüpto jne. Päikese ümber pöördeperiood on 2534 aastat. Selle komeedi füüsiliste omaduste kohta pole usaldusväärseid andmeid.

Komeet Tempel on kuulus selle poolest, et ta on esimene komeet, mille sond Maalt tarniti.

Komeedi Tempel omadused:

• Kaal - 79 000 000 000 000 kg piires.
• Mõõtmed. Pikkus - 7,6 km, laius - 4,9 km.
• Ühend. vesi, süsinikdioksiid, orgaanilised ühendid jne.
• Orbiit. Muutused Jupiteri lähedal komeedi läbimisel, vähenedes järk-järgult. Viimased andmed: üks tiir ümber Päikese on 5,52 aastat.

• Massi ja läbimõõdu poolest suurim taevakeha on Päike, teisel kohal on Jupiter ja kolmandal Saturn.
• Suurim gravitatsioon on omane Päikesele, teisel kohal on Jupiter ja kolmandal Neptuun.
• Jupiteri gravitatsioon aitab kaasa kosmoseprahi aktiivsele ligitõmbamisele. Selle tase on nii kõrge, et planeet suudab Maa orbiidilt prahti välja tõmmata.
• Päikesesüsteemi kuumim taevakeha on Päike – see pole kellelegi saladus. Kuid järgmine indikaator 480 kraadi Celsiuse järgi registreeriti Veenusel - teisel planeedil, mis asub keskusest kõige kaugemal. Loogiline oleks eeldada, et Merkuuril peaks olema teine ​​koht, mille orbiit on Päikesele lähemal, kuid tegelikult on sealne temperatuurinäitaja madalam - 430 ° C. See on tingitud Veenuse olemasolust ja atmosfääri puudumisest Merkuuris, mis suudab soojust säilitada.
• Kõige külmem planeet on Uraan.
• Küsimusele, millisel taevakehal on Päikesesüsteemis suurim tihedus, on vastus lihtne – Maa tihedus. Teisel kohal on Merkuur ja kolmandal Veenus.
• Merkuuri orbiidi trajektoor annab planeedil ööpäeva pikkuseks 58 Maa päeva. Ühe päeva kestus Veenusel on 243 Maa päeva, samas kui aasta kestab vaid 225.