Kuinka tähdet eroavat planeetoista: yksityiskohtia ja mielenkiintoisia kohtia. Niin upeita ja kauniita planeettoja

Muistatko kuinka Tšehovin tarinassa "Kashtanka" koiran omistaja sanoo hänelle: "Miestä vastaan ​​olet sama kuin puuseppä puuseppää vastaan"? Näin tähdet ovat suhteessa planeetoihin.

Tähdet

tähti tähtitiedessä kutsutaan taivaankappaletta, jossa tapahtuu lämpöydinreaktioita. Nämä ovat massiivisia hehkuvia kaasupalloja (plasma). Ne muodostuvat kaasu-pölyympäristöstä (pääasiassa vedystä ja heliumista) painovoiman puristuksen seurauksena. Tähtien syvyyksissä on valtava lämpötila - miljoonia kelvinejä, tapahtuu lämpöydinreaktioita, joissa vety muuttuu heliumiksi (°С = K−273,15). Niiden pinnalla - tuhansia kelvinejä. Tähtiä kutsutaan universumin pääkappaleiksi, koska ne sisältävät suurimman osan luonnossa olevasta valoaineesta. Aurinkomme on tyypillinen spektriluokan G tähti, jonka lämpötila on 5000-6000 K. Spektriluokat- tähtien luokittelu niiden emissiospektrin, ensisijaisesti fotosfäärin lämpötilan mukaan. Luokkia on yhteensä 7: O, B, A, F, G, K, M. Luokan sisällä tähdet on jaettu alaluokkiin 0 (lämpimin) - 9 (kylmin). Auringolla on spektrityyppi G2 ja vastaava fotosfäärilämpötila 5780 K.
Aurinkoa lähinnä oleva tähti on Proxima Centauri. Se sijaitsee 4,2 valovuoden (3,9 1013 km) päässä keskustasta aurinkokunta.
Kun katsomme tähtitaivasta, niin kirkkaalla säällä paljain silmin taivaalla voimme nähdä noin 6000 tähteä, 3000 kummallakin pallonpuoliskolla. Kaikki maasta näkyvät tähdet (mukaan lukien ne, jotka näkyvät tehokkaimmissa kaukoputkissa) kuuluvat paikalliseen galaksiryhmään.

paikallinen ryhmä galaksit- painovoimaisesti sidottu galaksiryhmä, mukaan lukien Linnunradan galaksit, Andromedan galaksi (M31) ja Triangulum-galaksi (M33) - se näkyy yllä olevassa kuvassa.
Emme mene tähtien luokituksen yksityiskohtaisiin ominaisuuksiin, sanomme vain, että tähtityyppien koko kirjo on vain heijastus tähtien kvantitatiivisista ominaisuuksista (kuten massasta ja kemiallisesta koostumuksesta) ja evoluutiovaiheesta, jossa Tämä hetki siellä on tähti.

Pääsarjan tähdet

Tämä on lukuisin tähtiluokka. Myös aurinkomme kuuluu siihen. Tämä on kaavion paikka, jossa tähti viettää suurimman osan elämästään. Säteilystä aiheutuvat energiahäviöt kompensoidaan ydinreaktioiden aikana vapautuvalla energialla. On olemassa muitakin tähtiä.

ruskeat kääpiöt

Tämä on eräänlainen tähti, jossa ydinreaktiot eivät koskaan pysty kompensoimaan säteilyn menettämää energiaa. Niiden olemassaolo ennustettiin 1900-luvun puolivälissä tähtien muodostumisen aikana tapahtuvien prosessien ideoiden perusteella, ja vuonna 2004 löydettiin ensimmäisen kerran ruskea kääpiö. Tähän mennessä on löydetty paljon tämän tyyppisiä tähtiä. Niiden spektrityyppi on M - T.

valkoiset kääpiöt

valkoiset kääpiöt ovat kompakteja tähtiä, joiden massa on verrattavissa Auringon massaan, mutta joiden säteet ovat ~100 ja vastaavasti valovoima ~10 000 kertaa pienempi kuin Auringon. Heiltä riistetään omat lämpöydinenergian lähteet. Valkoiset kääpiöt aloittavat evoluutionsa punaisten jättiläisten paljastamattomina rappeutuneina ytiminä, jotka ovat vuodattaneet kuorensa - toisin sanoen nuorten planetaaristen sumujen keskustähdinä. Nuorten planetaaristen sumujen ytimien fotosfäärien lämpötilat ovat erittäin korkeat. Suuret tähdet (7-10 kertaa raskaampia kuin Aurinko) jossain vaiheessa "polttavat" vetyä, heliumia ja hiiltä ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, joissa on happirikas ydin. Nuorten valkoisten kääpiöiden - isotrooppisten tähtiytimien - pintalämpötila kuoren irtoamisen jälkeen on erittäin korkea - yli 2105 K, mutta se laskee melko nopeasti neutriinojäähdytyksen ja pinnan säteilyn vuoksi.

punaisia ​​jättiläisiä

Punaiset jättiläiset ja superjättiläiset- myöhäisten spektrityyppien tähdet, joilla on korkea kirkkaus ja laajennetut kuoret. Tähdet voivat evoluution aikana saavuttaa myöhäisiä spektrityyppejä ja korkean valoisuuden kahdessa kehitysvaiheessaan: tähtien muodostumisvaiheessa ja evoluution myöhäisissä vaiheissa. Vaihe, jossa nuoria tähtiä havaitaan punaisina jättiläisinä, riippuu niiden massasta - tämä vaihe kestää ~ 103 - ~ 108 vuotta. Tällä hetkellä tähden säteily johtuu puristuksen aikana vapautuvasta gravitaatioenergiasta. Puristamalla tällaisten tähtien pintalämpötila nousee, mutta säteilevän pinnan koon ja alueen pienenemisen vuoksi valoisuus laskee. Lopulta vedyn heliumin lämpöydinfuusion reaktio alkaa niiden ytimissä, ja nuori tähti tulee pääsekvenssiin. Tähtien evoluution myöhemmissä vaiheissa, sen jälkeen kun vety on palanut sisätiloissaan, tähdet laskeutuvat pääsarjasta ja siirtyvät punaisten jättiläisten ja superjättiläisten alueelle. Sekä "nuorilla" että "vanhoilla" punaisilla jättiläisillä on samankaltaisia ​​ominaisuuksia niiden samankaltaisuuden vuoksi sisäinen rakenne- niillä kaikilla on kuuma tiheä ydin ja erittäin harvinainen ja pidennetty kuori.

Aurinko on punainen jättiläinen

Aurinko on tällä hetkellä keski-ikäinen tähti, jonka ikäiseksi arvioidaan noin 4,57 miljardia vuotta. Aurinko pysyy pääsekvenssissä vielä noin 5 miljardia vuotta lisääen vähitellen kirkkauttaan 10% joka miljardi vuosi, minkä jälkeen ytimen vety ehtyy. Sen jälkeen auringon ytimen lämpötila ja tiheys kasvavat niin paljon, että heliumin palaminen alkaa ja helium alkaa muuttua hiileksi. Auringon koko kasvaa noin 200-kertaiseksi eli lähes nykyisen maan kiertoradalle. Merkurius ja Venus nielaisevat sen ja haihtuvat kokonaan. Jos maapallo ei jaa heidän kohtaloaan, se lämpenee niin paljon, ettei ihmishenkien pelastamiseen ole mahdollisuutta. Valtameret haihtuvat kauan ennen kuin aurinko siirtyy punaisen jättiläisen vaiheeseen, noin 1,1 miljardissa vuodessa.
Punaisen jättiläisen vaiheessa aurinko on noin 100 miljoonaa vuotta, minkä jälkeen se muuttuu planetaariseksi sumuksi ja muuttuu sitten valkoiseksi kääpiöksi.

muuttuvia tähtiä

muuttuva tähti- tähti, jonka kirkkaus muuttuu ajan myötä alueellaan tapahtuvien tapahtumien seurauksena fyysisiä prosesseja. Tarkkaan ottaen minkä tahansa tähden kirkkaus muuttuu ajan myötä asteeseen tai toiseen. Tähtien luokittelemiseksi muuttujaksi riittää, että tähden kirkkaus muuttuu vähintään kerran.
Muuttuvat tähdet ovat hyvin erilaisia ​​​​toisistaan. Kirkkauden muutokset voivat olla ajoittain. Tärkeimmät havaintoominaisuudet ovat jakso, kirkkauden muutosten amplitudi, valokäyrän muoto ja säteittäinen nopeuskäyrä.
Huomaa: älä sekoita tähtien vaihtelua niiden välkkymiseen, joka johtuu maan ilmakehän ilman vaihteluista. Tähdet eivät välkky avaruudesta katsottuna.

Wolf-Rayet tähdet

Wolf-Rayet tähdet- luokka tähtiä, joille on ominaista erittäin korkea lämpötila ja valoisuus; Wolf-Rayet-tähdet eroavat muista kuumista tähdistä siinä, että niissä on leveitä emissioalueita vedyn, heliumin sekä hapen, hiilen ja typen spektrissä.

T Tauri tähdet (T Tauri, T Tauri stars, TTS)- muuttuvien tähtien luokka, joka on nimetty sen prototyypin Härkä mukaan. Ne löytyvät yleensä molekyylipilvien läheisyydestä ja voidaan tunnistaa niiden vaihtelevuuden perusteella. Niiden pääasiallinen energialähde on gravitaatiopuristus. T Tauri -tähtien spektri sisältää litiumia, joka puuttuu Auringon ja muiden pääsarjan tähtien spektristä, koska se tuhoutuu yli 2 500 000 K lämpötiloissa.

uusia tähtiä

Uusi kutsutaan tähdiksi, joiden kirkkaus kasvaa yhtäkkiä kertoimella ~103-106. Kaikki uudet tähdet ovat läheisiä binäärijärjestelmiä, jotka koostuvat valkoisesta kääpiöstä ja tähdestä, joka on pääsarjassa tai on saavuttanut evoluution aikana punaisen jättiläisen vaiheen. Tällaisissa järjestelmissä tähtikumppanin ulkokerrosten aine virtaa valkoisen kääpiön päälle. Valkoiseen kääpiöön putoavan kaasun koostumus on tyypillinen punaisten jättiläisten ja pääsarjan tähtien ulkokerroksille - yli 90 % vetyä. Vedyn kertyessä pintakerrokseen ja lämpötilan noustessa vetyrikkaassa kerroksessa alkaa tapahtua lämpöydinreaktioita, mitä helpottaa hiilen tunkeutuminen valkoisen kääpiön alla olevista kerroksista rappeutuneeseen pintakerrokseen. Pian soihdun jälkeen alkaa uusi kierto ja vetykerroksen kerääntyminen, ja hetken kuluttua soihdutus toistuu. Purkausten välinen aika vaihtelee kymmenistä vuosista toistuvien noovien tapauksessa tuhansiin vuosiin klassisten noovien kohdalla.
Uusia tähtiä käytetään etäisyyden osoittimina. Galaksien ja galaksijoukkojen etäisyyksien määrittäminen nooveilla antaa saman tarkkuuden kuin käytettäessä kefeidejä.

supernovat

supernovat- nämä ovat tähtiä, joiden kirkkaus salaman aikana kasvaa kymmeniä tähtien magnitudeja useiden päivien aikana. Maksimikirkkaudella supernova on kirkkaudeltaan verrattavissa koko galaksiin, jossa se purkautui, ja voi jopa ylittää sen. Termiä "supernovat" käytettiin viittaamaan tähtiin, jotka leimahtivat paljon voimakkaammin kuin niin sanotut "uudet tähdet". Itse asiassa kumpikaan ei ole fyysisesti uusia: jo olemassa olevat tähdet leimahtavat. Mutta useissa historiallisissa tapauksissa ne tähdet, jotka olivat aiemmin melkein tai täysin näkymättömiä taivaalla, leimahtivat, tämä ilmiö loi vaikutuksen uuden tähden ilmestymisestä.

Muut tähdet

Hypernova Tämä on erittäin suuri supernova. kirkkaan siniset muuttujat- erittäin kirkkaan siniset sykkivät hyperjättiläiset. Erittäin kirkkaat röntgenlähteet- taivaankappale, jolla on voimakasta röntgensäteilyä. neutronitähdet- tähtitieteellinen kohde, joka on yksi tähtien evoluution lopputuotteista, joka koostuu neutroniytimestä ja suhteellisen ohuesta (n. 1 km) rappeutuneen aineen kuoresta, joka sisältää raskaita atomiytimiä. Neutronitähden massa on lähes sama kuin Auringon, mutta säde on noin 10 km. Siksi tällaisen tähden aineen keskimääräinen tiheys on useita kertoja suurempi kuin atomiytimen tiheys. Uskotaan, että neutronitähdet syntyvät supernovaräjähdyksen aikana.

tähtijärjestelmät

tähtijärjestelmät voi olla yksi ja useita: kaksinkertainen, kolminkertainen jne. Jos järjestelmässä on enemmän kuin kymmenen tähteä, on tapana kutsua sitä tähtijoukko. Kaksoistähdet (useita) ovat hyvin yleisiä. Joidenkin arvioiden mukaan yli 70 % galaksin tähdistä on moninkertaisia.

kaksoistähtiä

, tai kaksoisjärjestelmä- kaksi gravitaatioon sitoutunutta tähteä, jotka kiertävät suljetuilla kiertoradoilla yhteisen massakeskuksen ympärillä. Avulla kaksoistähtiä on mahdollista selvittää tähtien massat ja rakentaa erilaisia ​​riippuvuuksia. Kaikki mustien aukkojen ehdokkaat ovat binäärijärjestelmissä.

tähtijoukkoja

tähtijoukko- ryhmä tähtiä, joilla on yhteinen alkuperä, sijainti avaruudessa ja liikesuunta. Tällaisten ryhmien jäseniä yhdistää keskinäinen vetovoima. Suurin osa tunnetuista klusteista on galaksissamme.

pallomaisia ​​klustereita

pallomainen klusteri- tähtijoukko, jolla on pallomainen tai hieman litistetty muoto. Niiden halkaisija vaihtelee 20 - 100 parsekiksi. Nämä ovat joitakin maailmankaikkeuden vanhimmista esineistä. Pallomaisten klustereiden tyypillinen ikä on yli 10 miljardia vuotta. Pallomaisille klusteille on ominaista korkea tähtipitoisuus. Linnunradassa on yli 150 pallomaista klusteria, joista suurin osa on keskittynyt kohti galaksin keskustaa.

avoimia klustereita

avoin klusteri- tähtijoukkojen toinen luokka. Tämä on tähtijärjestelmä, jonka komponentit sijaitsevat riittävän suurella etäisyydellä toisistaan. Tässä se eroaa pallomaisista klusteista, joissa tähtien pitoisuus on suhteellisen korkea. Tästä syystä avoimia klustereita on erittäin vaikea havaita ja tutkia. Jos samalla etäisyydellä havaitsijasta olevat tähdet liikkuvat samaan suuntaan, on syytä uskoa, että ne ovat osa avointa tähtijoukkoa.
Tämän klusteriluokan tunnetuimmat edustajat ovat Plejadit ja hyadit sijaitsee Härkä tähdistössä.

tähtiyhdistykset

Tähtiyhdistykset- harvinainen kirkkaiden nuorten tähtien ryhmä, joka eroaa muun tyyppisistä tähtijoukoista koostaan. Yhdistykset, kuten avoimet klusterit, ovat epävakaita. Ne laajenevat hitaasti ja niiden komponentit siirtyvät poispäin toisistaan.

galaksit

Galaxy on suuri kokoelma tähtiä, tähtienvälistä kaasua ja pölyä, pimeä aine(aineen muoto, joka ei lähetä sähkömagneettista säteilyä eikä ole vuorovaikutuksessa sen kanssa. Tämän ainemuodon ominaisuus tekee sen suoran havainnoinnin mahdottomaksi. Pimeän aineen läsnäolo on kuitenkin mahdollista havaita sen gravitaatiovaikutusten perusteella luo).

Miten tähdet syntyvät?

Aluksi se on kylmä, harventunut tähtienvälinen kaasupilvi, joka puristuu kokoon oman painovoimansa vaikutuksesta. Tässä tapauksessa gravitaatioenergia muunnetaan lämmöksi. Kun ytimen lämpötila saavuttaa useita miljoonia kelvinejä, alkavat nukleosynteesireaktiot (ytimien muodostumisprosessi kemiallisia alkuaineita raskaampaa kuin vety) ja puristus lakkaa. Tässä tilassa tähti pysyy suurimman osan elämästään Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä, kunnes sen ytimessä olevat polttoainevarastot loppuvat. Kun kaikki tähden keskellä oleva vety muuttuu heliumiksi, vedyn lämpöydinpoltto jatkuu heliumin ytimen reunalla.
Tänä aikana tähden rakenne alkaa tuntuvasti muuttua. Sen kirkkaus kasvaa, ulommat kerrokset laajenevat, kun taas sisäiset päinvastoin kutistuvat. Ja toistaiseksi myös tähden kirkkaus laskee. Pintalämpötila laskee - tähdestä tulee punainen jättiläinen. Tässä tilassa tähti viettää paljon vähemmän aikaa kuin pääsarjassa. Kun sen isotermisen heliumytimen massa tulee merkittäväksi, se ei kestä omaa painoaan ja alkaa kutistua; lämpötilan nousu samalla stimuloi heliumin lämpöydinmuutosta raskaammiksi alkuaineiksi.
Massiiviset tähdet elävät suhteellisen lyhyen ajan - muutaman miljoonan vuoden. Tällaisten tähtien olemassaolo tarkoittaa, että tähtien muodostumisprosessit eivät päättyneet miljardeja vuosia sitten, vaan ne tapahtuvat nykyisellä aikakaudella.
Tähdillä, joiden massa on monta kertaa suurempi kuin Auringon massa, on valtava koko, korkea valoisuus ja lämpötila suurimman osan elämästään. koska korkea lämpötila niillä on sinertävä väri, ja siksi niitä kutsutaan sinisiksi superjättiläiksi. Suurin osa sinisistä superjättiläisistä havaitaan Linnunradan alueella, eli lähellä galaksin tasoa, missä kaasun ja pölyn tähtienvälisen aineen pitoisuus on erityisen korkea.
Galaxyn tason lähellä nuoret tähdet ovat jakautuneet epätasaisesti. He eivät juuri koskaan tapaa yksin. Useimmiten nämä tähdet muodostavat avoimia klustereita ja harvinaisempia tähtiryhmiä. suuret koot, joita kutsutaan tähtiyhdistyksiksi, joissa on kymmeniä ja joskus satoja sinisiä superjättiläisiä. Nuorimmat tähtijoukoista ja yhdistyksistä ovat alle 10 miljoonaa vuotta vanhoja. Lähes kaikissa tapauksissa näitä nuoria muodostumia havaitaan alueilla, joilla on lisääntynyt tähtienvälinen kaasutiheys. Tämä osoittaa, että tähtien muodostumisprosessi liittyy tähtienväliseen kaasuun.
Esimerkki tähtienmuodostusalueesta on jättiläinen kaasukompleksi Orionin tähdistössä. Se vie lähes koko tämän tähdistön alueen taivaalla ja sisältää suuren massan neutraalia ja molekyylistä kaasua, pölyä ja useita kirkkaita kaasumaisia ​​sumuja. Tähtien muodostuminen siinä jatkuu tällä hetkellä.

planeetat

Planeetta(käännettynä antiikin kreikkalaisesta sanasta "vaeltaja") on tähtiä tai sen jäänteitä kiertävä taivaankappale, joka on tarpeeksi massiivinen pyöristyäkseen oman painovoimansa vaikutuksesta, mutta ei tarpeeksi massiivinen aloittaakseen lämpöydinreaktion, ja onnistui puhdistamaan läheisyyden kiertoradansa planetesimaaleista (prototähden ympärillä oleva taivaankappale, joka muodostuu pienempien kappaleiden asteittaisen kasvun seurauksena, koostuu protoplanetaarisen kiekon pölyhiukkasista. Houkuttelee jatkuvasti uutta materiaalia ja kerääntyessään massaa, planetesimaalit muodostavat suuremman kappaleen, kun taas painovoiman vaikutuksesta sen muodostavat yksittäiset fragmentit alkavat tiivistyä). Aurinkokuntamme planeetoista on tarpeeksi artikkeleita verkkosivuillamme kohdassa "Tietoja aurinkokunnan planeetoista": http://site/index.php/earth/glubini-vselennoy/15-o-planetah.

Mutta aurinkokunnan ulkopuolella on planeettoja, niitä kutsutaan eksoplaneetoiksi. Eksoplaneetta tai Auringon ulkopuolinen planeetta- planeetta, joka kiertää tähteä aurinkokunnan ulkopuolella. Planeetat ovat tähtiin verrattuna erittäin pieniä ja himmeitä, ja itse tähdet ovat kaukana Auringosta (lähin on 4,22 valovuoden etäisyydellä). Siksi pitkän aikaa tehtävä planeettojen havaitseminen lähellä muita tähtiä oli ratkaisematon, ensimmäiset eksoplaneetat löydettiin 1980-luvun lopulla. Nyt tällaisia ​​planeettoja on alettu löytää parannettujen tieteellisten menetelmien ansiosta. Tällä hetkellä 843 eksoplaneetan olemassaolo 665 planeettajärjestelmässä on luotettavasti vahvistettu, joista 126:lla on useampi kuin yksi planeetta. Kaikki yhteensä Linnunradan galaksin eksoplaneettoja uusien tietojen mukaan 100 miljardia, joista ~ 5-20 miljardia on mahdollisesti "Maan kaltaisia". Noin 34 prosentilla auringon kaltaisista tähdistä on Maahan verrattavia planeettoja asuttavalla alueella.
Planemo- tämä on taivaankappale, jonka massa antaa sen pudota planeetan määritelmän alueelle, eli sen massa on suurempi kuin pienten kappaleiden, mutta ei riitä käynnistämään lämpöydinreaktion ruskean kuvassa ja kaltaisessa kääpiö tai tähti.

Niin Kaikki planeetat pyörivät tähtien ympärillä. Aurinkokunnassa kaikki planeetat pyörivät kiertoradoillaan siihen suuntaan, johon aurinko pyörii (sivulta katsottuna vastapäivään Pohjoisnapa aurinko).
Sen lisäksi, että planeetat pyörivät kiertoradalla tähden ympäri, ne myös pyörivät akselinsa ympäri. Planeetan pyörimisjakso akselinsa ympäri tunnetaan vuorokautena. Suurin osa aurinkokunnan planeetoista pyörii akselinsa ympäri samaan suuntaan kuin ne kiertävät aurinkoa, vastapäivään auringon pohjoisnavasta katsottuna, paitsi Venus, joka pyörii myötäpäivään, ja Uranus, jonka äärimmäinen aksiaalinen kallistus aiheuttaa kiistoihin, mikä napa katsotaan eteläiseksi ja mikä pohjoiseksi ja pyöriikö se vastapäivään vai myötäpäivään. Riippumatta osapuolten mielipiteestä Uranuksen kierto on kuitenkin taaksepäin suhteessa sen kiertoradalle.
Yksi kriteereistä, joiden avulla voimme määritellä taivaankappaleen klassiseksi planeettaksi, ovat kiertoradat, jotka ovat puhtaita muista esineistä. Planeetta, joka on puhdistanut ympäristönsä, on kerännyt tarpeeksi massaa kerätäkseen tai päinvastoin hajottaakseen kaikki kiertoradansa planetesimaalit. Toisin sanoen planeetta kiertää tähteensä eristyksissä (paitsi satelliittejaan ja troijalaisiaan), sen sijaan että se jakaisi kiertoradansa monien samankokoisten esineiden kanssa. IAU ehdotti tätä planeetan asemaa koskevaa kriteeriä elokuussa 2006. Tämä kriteeri riistää sellaiset aurinkokunnan kappaleet kuten Pluto, Eris ja Ceres klassisen planeetan asemasta ja luokittelevat ne kääpiöplaneetoiksi. Huolimatta siitä, että tämä kriteeri koskee toistaiseksi vain aurinkokunnan planeettoja, useilla nuorilla tähtijärjestelmillä, jotka ovat protoplanetaarisen levyn vaiheessa, on merkkejä "puhtaista kiertoradoista" protoplaneetoille.

Itävaltalainen fyysikko Christian Doppler (1803–1853) olisi yllättynyt, jos hän tietäisi, että hänen vuonna 1842 kuvaamansa ja myöhemmin hänen mukaansa nimetyn fyysisen vaikutuksen ansiosta odottamattomin tähtitieteellinen löytö tehdään 1900-luvun alussa. ja 1900-luvun lopussa tapahtuu tähtitieteen historian kauan odotetuin löytö.

Monet muinaiset viranomaiset olivat varmoja, että tällaisen löydön tekeminen oli periaatteessa mahdotonta. Esimerkiksi suuri Aristoteles uskoi, että maa on ainutlaatuinen, eikä muita sen kaltaisia ​​ole. Mutta jotkut ajattelijat ilmaisivat toivonsa "auringon ulkopuolisten" planeettojen olemassaolosta - muistakaa Giordano Bruno! Kuitenkin jopa ne, jotka uskoivat "moniin maailmoihin", ymmärsivät, että oli teknisesti erittäin vaikeaa, ellei mahdotonta, havaita planeettoja lähimpien tähtien läheisyydestä. Ennen kaukoputken keksimistä tällaista tehtävää ei edes esitetty, ja muiden planeettajärjestelmien olemassaolon mahdollisuudesta keskusteltiin vain spekulatiivisesti. Mutta vielä puoli vuosisataa sitten tähtitieteilijät, jotka olivat aseistautuneet jo erittäin kehittyneillä kaukoputkilla, pitivät eksoplaneettojen - planeettojen muiden tähtien ympärillä - etsimistä merkityksettömänä ammattina, kaukaisten jälkeläisten tehtävänä.

Todellakin, tekniseltä kannalta katsottuna tilanne näytti toivottomalta. Joten 1960-luvun alussa tähtitieteilijät ja fyysikot keskustelivat mahdollisuudesta havaita kolmenlaisia ​​hypoteettisia esineitä - mustia aukkoja, neutronitähtiä ja eksoplaneettoja. Totta, näistä kolmesta termistä kahta ei ole vielä edes keksitty - nämä ovat mustia aukkoja ja eksoplaneettoja, mutta monet uskoivat itse tällaisten esineiden olemassaoloon. Mitä tulee mustiin aukkoihin, niiden havaitsemismahdollisuus vaikutti yleensä ylijärjeltä - ne ovatkin määritelmän mukaan näkymättömiä. Vuonna 1967 sattumalta oli mahdollista havaita nopeasti pyörivät neutronitähdet voimakkaalla magneettikentällä - radiopulsarilla. Mutta tämä oli odottamaton "lahja" radioastronomialta, jota kukaan ei odottanut 1960-luvun alussa. Muutamaa vuotta myöhemmin löydettiin lisääntyviä röntgenpulsareita – neutronitähtiä, jotka vangitsevat aineen normaalista naapuritähdestä. Ja vain 30 vuotta sen jälkeen, kun ongelma tunnustettiin "toivottomaksi", lähes samanaikaisesti (1995–1996), löydettiin yksittäisiä jäähtyviä neutronitähtiä ja planeettoja muiden tähtien ympäriltä! Tietyssä mielessä ennustus osoittautui oikeaksi: molempien esineiden löydöt osoittautuivat yhtä vaikeiksi, mutta ne tapahtuivat paljon odotettua aikaisemmin.

Erilaisia ​​planeettoja

On uteliasta, että samaan aikaan, vuonna 1996, löydettiin toisen tyyppisiä hypoteettisia esineitä, jotka ovat tähtien ja planeettojen välissä - ruskeat kääpiöt, jotka eroavat Jupiterin kaltaisista jättiläisplaneetoista vain siinä, että evoluution varhaisessa vaiheessa lämpöydin reaktio, johon liittyy harvinainen raskas vedyn isotooppi - deuterium, joka ei kuitenkaan vaikuta merkittävästi kääpiön valoisuuteen. Ja samoina vuosina aurinkokunnan reuna-alueelta - Kuiperin vyöhykkeeltä - löydettiin lukuisia pieniä planeettoja. Vuoteen 1995 mennessä kävi selväksi, että tällä alueella asuu monia kappaleita, joiden tyypillinen koko on satoja ja tuhansia kilometrejä, joista osa on Plutoa suurempia ja niillä on omat satelliitit. Massaltaan Kuiper-vyön esineet täyttivät planeettojen ja asteroidien välisen raon ja ruskeat kääpiöt täyttivät planeettojen ja tähtien välisen raon. Tässä suhteessa oli tarpeen määritellä tarkasti termi "planeetta".

Planeettojen massojen yläraja, joka erottaa ne ruskeista kääpiöistä ja tähdistä yleensä, määritettiin niiden sisäisen energialähteen perusteella. On yleisesti hyväksyttyä, että planeetta on esine, jossa ydinfuusioreaktioita ei ole tapahtunut koko sen historian aikana. Kuten normaalin (eli auringon) kemiallisen koostumuksen omaaville kappaleille tehdyt laskelmat osoittavat, avaruusobjektien muodostumisen aikana, joiden massa on yli 13 Jupiterin massaa ( M Yu) niiden gravitaatiopuristusvaiheen lopussa lämpötila saavuttaa useita miljoonia kelvinejä, mikä johtaa lämpöydinreaktion kehittymiseen, johon liittyy deuterium. Pienemmillä esinemassoilla ydinreaktioita ei tapahdu niiden syvyyksissä. Siksi massa vuonna 13 M Yua pidetään planeetan enimmäismassana. Esineet, joiden massat ovat 13-70 M Yu kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi. Ja vielä massiivisempia ovat tähdet, joissa tapahtuu vedyn yhteisen kevyen isotoopin lämpöydinpalaminen. (Viite: 1 M Yu = 318 Maan massaa ( M H) = 0,001 auringon massaa ( M C) \u003d 2 10 27 kg.)

Ulkoisissa ilmenemismuodoissaan ruskeat kääpiöt ovat lähempänä planeettoja kuin tähtiä. Muodostumisprosessissa painovoiman supistumisen seurauksena kaikki nämä kappaleet kuumenevat ensin ja niiden valoisuus kasvaa nopeasti. Sitten, kun saavutetaan hydrostaattinen tasapaino ja puristus on lopetettu, niiden pinta alkaa jäähtyä ja valoisuus laskee. Tähtien jäähtyminen pysähtyy pitkäksi aikaa lämpöydinreaktioiden alkamisen ja niiden siirtymisen jälkeen kiinteään järjestelmään. Ruskeissa kääpiöissä jäähtyminen hidastuu vain hieman deuteriumin palamisen aikana. Ja planeettojen pinta jäähtyy yksitoikkoisesti. Tämän seurauksena sekä planeetat että ruskeat kääpiöt käytännössä jäähtyvät satojen miljoonien vuosien aikana, kun taas pienimassaiset tähdet pysyvät kuumina tuhansia kertoja pidempään. Siitä huolimatta muodollisen ominaisuuden - lämpöydinreaktioiden läsnäolon tai puuttumisen - mukaan planeetat ja ruskeat kääpiöt erotetaan toisistaan.

Planeettojen massojen alarajalla, joka erottaa ne asteroideista, on myös fyysinen perustelu. Planeetan vähimmäismassa on se, jossa painovoiman paine planeetan suolistossa vielä ylittää sen materiaalin lujuuden. Siten yleisimmässä muodossaan "planeetta" määritellään taivaankappaleeksi, joka on tarpeeksi massiivinen omalle painovoimalleen antaakseen sille pallomaisen muodon, mutta ei tarpeeksi massiivinen, jotta sen syvyyksissä tapahtuisi lämpöydinreaktioita. Tämä massa-alue ulottuu noin 1 %:sta Kuun massasta 13 Jupiterin massaan, eli 7,10 20 kg:sta 2,10 28 kg:aan.

Kuitenkin "planeetan" tähtitieteilijöiden käsite jakautui useisiin alatyyppeihin kiertoradan liikkeen luonteen vuoksi. Ensinnäkin, jos planeettamassainen kappale pyörii suuremman samanlaisen kappaleen ympäri, sitä kutsutaan satelliitiksi (esimerkkinä on Kuumme). Itse planeetta (jota joskus kutsutaan "klassiseksi planeettaksi") määritellään aurinkokunnan esineeksi, joka on riittävän massiivinen ottaakseen hydrostaattisesti tasapainoisen (pallomaisen) muodon oman painovoimansa vaikutuksesta, mutta samalla ei on siihen verrattavissa olevia kappaleita sen kiertoratamassan vieressä. Vain Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus täyttävät nämä ehdot. Lopuksi aurinkokunnan uusi objektiluokka on otettu käyttöön - "kääpiöplaneetat" tai "kääpiöplaneetat". Näiden kappaleiden on täytettävä seuraavat ehdot: kiertää Auringon ympäri; ei ole planeetan satelliitti; niillä on riittävä massa niin, että painovoima ylittää aineen vastuksen ja planeetan kappale on pallomainen; sillä ei ole niin suurta massaa, että se voisi puhdistaa kiertoradansa läheisyydestä muista kappaleista. Kääpiöplaneettojen prototyyppi oli Pluto (halkaisija 2310 km), ja niitä on toistaiseksi viisi: Pluton lisäksi nämä ovat Eris (2330 km), Haumea (1200 km), Makemake (1400 km) ja Ceres ( 975 × 909 km), jota pidettiin aiemmin suurimpana asteroidina.

Näin ollen aurinkokunnassa on: 1) klassiset planeetat; 2) kääpiöplaneetat; 3) satelliitit, joissa on massa planeettoja (niitä on noin tusina), joita voidaan kutsua "satelliittiplaneetoiksi". Objektia, jonka massa on aurinkokunnan ulkopuolella oleva planeetta, kutsutaan "eksoplaneetaksi" tai "auringonulkoiseksi planeetoksi". Toistaiseksi nämä termit ovat yhtäläisiä sekä käyttötiheyden että merkityksen suhteen (muista, että kreikkalainen etuliite ekso- tarkoittaa "ulkopuolella", "ulkopuolella"). Molemmat näistä termeistä pätevät nyt lähes poikkeuksetta planeetoihin, jotka ovat gravitaatioltaan sidoksissa mihin tahansa muuhun tähtiin kuin aurinkoon. Tähtienvälisessä avaruudessa eläviä itsenäisiä planeettoja on kuitenkin jo löydetty ja niitä on mahdollisesti olemassa huomattava määrä. Heihin liittyen käytetään yleensä termiä "vapaasti kelluvat planeetat".

14. maaliskuuta 2012 mennessä 760 eksoplaneetan löytäminen 609 planeettajärjestelmästä on vahvistettu. Samaan aikaan sata järjestelmää sisältää vähintään kaksi planeettaa ja kaksi - vähintään kuusi. Lähin eksoplaneetta on löydetty ε Eridani -tähden ympäriltä, ​​10 valovuoden päässä Auringosta. Suurin osa eksoplaneetoista on löydetty käyttämällä erilaisia ​​epäsuoria havaitsemismenetelmiä, mutta osa on jo havaittu suoraan. Suurin osa nähdyistä eksoplaneetoista on lähellä tähteä kiertäviä kaasujättiläisiä, kuten Jupiter ja Saturnus. Ilmeisesti tämä johtuu rekisteröintimenetelmien rajallisista mahdollisuuksista: massiivinen planeetta lyhyen ajanjakson kiertoradalla on helpompi havaita. Mutta joka vuosi on mahdollista löytää tähdestä vähemmän massiivisia ja kauempana olevia planeettoja. On jo löydetty esineitä, jotka eivät juuri eroa Maan massa- ja kiertoradan parametreista.

Exoplanet Search Methods

Aika paljon on ehdotettu. erilaisia ​​menetelmiä Etsi eksoplaneettoja, mutta huomioimme vain ne (taulukko 1), jotka ovat jo osoittaneet arvonsa, ja keskustelemme niistä lyhyesti. Muut menetelmät ovat joko kehitteillä tai eivät ole vielä tuottaneet tuloksia.

Eksoplaneettojen suora tarkkailu. Planeetat ovat kylmiä kappaleita, ne eivät itse säteile valoa, vaan heijastavat vain aurinkonsa säteitä. Siksi kaukana tähdestä sijaitsevaa planeettaa on lähes mahdotonta havaita optisella alueella. Mutta vaikka planeetta liikkuisikin lähellä tähteä ja sen säteet valaisevat sitä hyvin, meidän on vaikea erottaa se itse tähden paljon kirkkaamman kirkkauden vuoksi.

Yritetään katsoa aurinkokuntaamme sivulta, esimerkiksi meitä lähimmältä tähdeltä α Centaur. Etäisyys siihen on 4,34 valovuotta tai 275 tuhatta tähtitieteellistä yksikköä (muista: 1 tähtitieteellistä yksikköä = 1 AU = 150 miljoonaa km - tämä on etäisyys maasta aurinkoon). Siellä olevalle tarkkailijalle Aurinko paistaa yhtä kirkkaasti kuin Vega-tähti maan taivaalla. Ja planeetoidemme kirkkaus osoittautuu erittäin heikoksi ja lisäksi voimakkaasti riippuvaiseksi planeetan päiväpuoliskon suunnasta sen suuntaan. Taulukossa 2 on "suotuisimmat" arvot planeettojen kulmaetäisyydelle Auringosta ja niiden optisesta kirkkaudesta. On selvää, että niitä ei voida toteuttaa samanaikaisesti: planeetan suurimmalla kulmaetäisyydellä Auringosta sen kirkkaus on noin puolet maksimista. Kuten näet, Jupiter on havaittavuuden johtaja, jota seuraavat Venus, Saturnus ja Maa. Yleisesti ottaen nykyaikaiset suurimmat teleskoopit pystyisivät helposti havaitsemaan niin himmeät kohteet, jos niiden vieressä ei olisi äärimmäisen kirkasta tähteä. Mutta kaukaiselle tarkkailijalle planeettojen kulmaetäisyys Auringosta on hyvin pieni, mikä tekee niiden havaitsemisesta erittäin vaikeaa.

Tähtitieteilijät kuitenkin luovat nyt instrumentteja, jotka ratkaisevat tämän ongelman. Esimerkiksi kirkkaan tähden kuva voidaan peittää näytöllä, jotta sen valo ei häiritse läheisen planeetan etsintää. Tällaista laitetta kutsutaan tähtikoronografiksi. Toinen menetelmä sisältää tähden valon "sammuttamisen" kahden tai useamman lähellä olevan teleskoopin keräämien valonsäteiden interferenssin vaikutuksesta - niin kutsuttu tähtiinterferometri. Koska tähteä ja sen vieressä olevaa planeettaa havainnoidaan hieman eri suunnista, on tähtiinterferometrin avulla (teleskooppien välistä etäisyyttä muuttamalla tai oikealla havaintohetkellä) mahdollista saavuttaa lähes täydellinen sukupuutto. tähden valo ja samalla planeetan valon vahvistus. Molemmat kuvatut instrumentit - koronografi ja interferometri - ovat erittäin herkkiä maan ilmakehän vaikutuksille, joten onnistunut työ, ilmeisesti joutuu toimittamaan ne matalalle Maan kiertoradalle.

Mittaa tähden kirkkautta. Epäsuora menetelmä eksoplaneettojen havaitsemiseen - kulkureittien menetelmä - perustuu tähden kirkkauden tarkkailuun, jonka taustaa vasten planeetta liikkuu. Ainoastaan ​​eksoplaneetan kiertoradalla sijaitsevan tarkkailijan tulisi ajoittain varmentaa tähtensä. Jos tämä on Auringon kaltainen tähti ja Jupiterin kaltainen eksoplaneetta, jonka halkaisija on 10 kertaa pienempi kuin aurinko, niin tällaisen pimennyksen seurauksena tähden kirkkaus laskee 1%. Tämä voidaan nähdä maassa sijaitsevalla kaukoputkella. Mutta Maan kokoinen eksoplaneetta peittäisi vain 0,01 % tähden pinnasta, ja näin pientä kirkkauden laskua on vaikea mitata turbulentilla. maan ilmakehään; tämä vaatii avaruusteleskoopin.

Toinen tämän menetelmän ongelma on, että niiden eksoplaneettojen osuus, joiden kiertoratataso on tarkasti suunnattu Maahan, on hyvin pieni. Lisäksi pimennys kestää useita tunteja, ja pimennysten välinen aika on vuosia. Eksoplaneettojen kulkua tähtien edessä on kuitenkin havaittu toistuvasti.

On myös erittäin eksoottinen tapa etsiä yksittäisiä planeettoja, jotka "ajautuvat" vapaasti tähtienvälisessä avaruudessa. Tällainen kappale voidaan havaita gravitaatiolinssin vaikutuksesta, joka tapahtuu sillä hetkellä, kun näkymätön planeetta kulkee kaukaisen tähden taustaa vasten. Gravitaatiokentällä planeetta vääristää tähdestä Maahan tulevien valonsäteiden kulkua; kuten tavallinen linssi, se keskittää valoa ja lisää tähtien kirkkautta maallisen tarkkailijan silmissä. Tämä on erittäin aikaa vievä menetelmä eksoplaneettojen etsimiseen, mikä edellyttää tuhansien ja jopa miljoonien tähtien kirkkauden pitkäaikaista tarkkailua. Mutta tähtitieteellisten havaintojen automatisointi mahdollistaa jo sen käytön.

Näistä syistä päärooli Maan kaltaisten eksoplaneettojen etsinnässä on osoitettu avaruusinstrumenteille. Vuodesta 2007 lähtien eurooppalainen satelliitti COROT on havainnut 27 cm:n kaukoputkella, joka on varustettu herkällä fotometrillä. Planeettojen etsintä suoritetaan passage-menetelmällä. Useita jättimäisiä planeettoja on jo löydetty ja jopa yksi planeetta, jonka koko on vain hieman suurempi kuin Maan. Vuonna 2009 Kepler-satelliitti (NASA) laukaistiin heliosentriselle kiertoradalle halkaisijaltaan 95 cm:n kaukoputkella, joka pystyy mittaamaan jatkuvasti yli 100 000 tähden kirkkautta. Tällä kaukoputkella on jo löydetty satoja eksoplaneettoja.

Tähtien sijainnin mittaaminen. Menetelmiä, jotka mittaavat sen ympärillä olevan planeetan kierroksen aiheuttamaa tähden liikettä, pidetään erittäin lupaavina. Ajatellaanpa esimerkkinä aurinkokuntaa uudelleen. Massiivinen Jupiter vaikuttaa aurinkoon eniten: ensimmäisessä likiarvossa planeettajärjestelmäämme voidaan yleisesti pitää Auringon ja Jupiterin binäärijärjestelmänä, jota erottaa 5,2 AU:n etäisyys. ja kiertää noin 12 vuoden ajanjaksolla yhteisen massakeskuksen ympärillä. Koska Aurinko on noin 1000 kertaa Jupiteria massiivinen, se on yhtä monta kertaa lähempänä massakeskusta. Tämä tarkoittaa, että Aurinko pyörii noin 12 vuoden ajanjaksolla ympyrän ympäri, jonka säde on 5,2 AU / 1000 = 0,0052 AU, joka on vain hieman suurempi kuin itse Auringon säde. α Centauri -tähdestä tämän ympyrän säde näkyy kulmassa 0,004 "" . (Tämä on hyvin pieni kulma: tässä kulmassa näemme kynän paksuuden lähes 360 km:n etäisyydeltä.) Mutta tähtitieteilijät pystyvät mittaamaan niin pieniä kulmia, ja siksi he ovat havainneet lähistöllä olevia tähtiä useiden vuosikymmenien ajan. toivoa havaita heidän määräajoin planeettojen aiheuttaman "heilutuksen". Aivan viime aikoina tämä tehtiin maan pinnalta, mutta mahdollisuudet astrometriseen eksoplaneettojen etsintään liittyvät tietysti erikoistuneiden satelliittien laukaisuun, jotka pystyvät mittaamaan tähtien sijainnin millikaarisekunnin tarkkuudella.

Mittaa tähden nopeutta. ilmoitus säännölliset vaihtelut tähdet voidaan nähdä paitsi muuttamalla niiden näkyvää sijaintia taivaalla, myös muuttamalla etäisyyttä siihen. Harkitse jälleen Jupiter-Aurinkojärjestelmää, jonka massasuhde on 1:1000. Koska Jupiter kiertää nopeudella 13 km/s, Auringon nopeus omalla pienellä kiertoradalla järjestelmän massakeskipisteen ympärillä on 13 m/s. Jupiterin kiertoradalla sijaitsevalle kaukaiselle tarkkailijalle noin 12 vuoden ajanjaksolla oleva aurinko muuttaa nopeuttaan 13 m/s amplitudilla.

Tähtitieteilijät käyttävät Doppler-ilmiötä tähtien nopeuden tarkkaan mittaamiseen. Se ilmenee siinä, että tähtien spektrissä, joka liikkuu suhteessa maalliseen tarkkailijaan, kaikkien linjojen aallonpituus muuttuu: jos tähti lähestyy maata, viivat siirtyvät spektrin siniseen päähän, jos se siirtyy pois, punaiseksi. Ei-relativistisilla nopeuksilla Doppler-ilmiö on herkkä vain tähden radiaalinopeudelle, eli projektiolle täysi vektori sen nopeus tarkkailijan näkölinjaan (tämä on suora viiva, joka yhdistää tarkkailijan tähteen). Siksi tähden nopeus ja siten myös planeetan massa määritetään kertoimeen asti cos β, missä β on planeetan kiertoradan tason ja havainnoinnin näkölinjan välinen kulma. Planeetan massan tarkan arvon sijaan ( M) Doppler-menetelmä antaa vain sen massan alarajan ( M cos β).

Yleensä kulma β on tuntematon. Vain niissä tapauksissa, joissa havaitaan planeetan kulku tähden kiekon poikki, voidaan olla varma, että kulma β on lähellä nollaa. Taulukossa 3 on esitetty Auringon Doppler-nopeuden ja kulmasiirtymän ominaisarvot kunkin planeetan vaikutuksen alaisena naapuritähtistä havaittuna. Pluto ja Eris ovat läsnä täällä kääpiöplaneettojen edustajina.

Kuten näette, planeetan vaikutus saa tähden liikkumaan parhaimmillaan muutaman metrin sekunnissa nopeudella. Onko mahdollista havaita tähden liikettä jalankulkijan nopeudella? 1980-luvun loppuun saakka virhe optisen tähden nopeuden mittauksessa Doppler-menetelmällä oli vähintään 500 m/s. Mutta sitten kehitettiin pohjimmiltaan uusia spektrilaitteita, jotka mahdollistivat tarkkuuden nostamisen 10 m/s:iin. Tämä tekniikka mahdollisti ensimmäisten eksoplaneettojen löytämisen, joiden massat olivat suurempia kuin Jupiterin.

Eteneminen kohti planeettoja, joiden massa on pienempi kuin Jupiterin massa, vaatii tähden nopeuden mittaustarkkuuden lisäämistä 10–100-kertaiseksi. Edistys tähän suuntaan on varsin konkreettista. Nyt yksi tarkimmista tähtispektrometreistä työskentelee Euroopan eteläisen observatorion La Sillan (Chile) 3,6 metrin kaukoputkessa. Tähden spektriä verrataan siinä torium-argonlampun spektriin. Lämpötilan ja ilmanpaineen vaihteluiden vaikutuksen eliminoimiseksi koko instrumentti sijoitetaan tyhjiösäiliöön ja siihen syötetään tähden valo ja referenssilamppu teleskoopista lasikuitukaapelin kautta. Tähtien nopeuden mittaustarkkuus on tässä tapauksessa 1 m/s. Olisiko Christian Doppler voinut kuvitella tämän?!

Eksoplaneetan löydöt

astrometrinen haku. Historiallisesti ensimmäiset eksoplaneettojen havaitsemisyritykset liittyvät lähellä olevien tähtien sijainnin havaintoihin. Vuonna 1916 yhdysvaltalainen tähtitieteilijä Edward Barnard (1857–1923) havaitsi, että Ophiuchuksen tähdistössä oleva himmeä punainen tähti liikkui nopeasti taivaalla suhteessa muihin tähtiin - 10. "" vuonna. Tähtitieteilijät nimesivät sen myöhemmin "Barnardin lentäväksi tähdeksi". Vaikka kaikki tähdet liikkuvat satunnaisesti avaruudessa 20–50 km/s nopeuksilla, suurelta etäisyydeltä katsottuna nämä liikkeet jäävät lähes huomaamattomiksi. Barnard's Star on hyvin tavallinen valaisin, joten epäiltiin, että sen havaitun "lennon" syynä ei ole erityisen suuri nopeus, vaan yksinkertaisesti epätavallinen läheisyys meille. Todellakin, Barnardin tähti oli toisella sijalla Auringosta α Centaur -järjestelmän jälkeen.

Barnardin tähden massa on lähes 7 kertaa pienempi kuin Auringon massa, mikä tarkoittaa, että sen planeettanaapureiden (jos sellaisia ​​on) vaikutuksen pitäisi olla hyvin havaittavissa. Yli puolen vuosisadan ajan, vuodesta 1938 lähtien, amerikkalainen tähtitieteilijä Peter van de Kamp (1901–1995) on tutkinut tämän tähden liikettä. Hän mittasi sen sijainnin tuhansilta valokuvalevyiltä ja totesi, että tähdellä on aaltoileva liikerata, jonka heilumisen amplitudi on noin 0,02 "" , mikä tarkoittaa, että sen ympärillä pyörii näkymätön satelliitti. Laskelmista seurasi, että satelliitin massa on hieman suurempi kuin Jupiterin massa ja sen kiertoradan säde on 4,4 AU. 1960-luvun alussa tämä viesti levisi ympäri maailmaa ja sai laajan vastaanoton. Olihan tämä ensimmäinen vuosikymmen käytännön astronautiikasta ja maan ulkopuolisten sivilisaatioiden etsimisestä, joten ihmisten innostus uusiin avaruuslöytöihin oli erittäin korkea.

Myös muut tähtitieteilijät liittyivät Barnardin tähden tutkimukseen. Vuoteen 1973 mennessä he havaitsivat, että tämä tähti liikkuu sujuvasti, epäröimättä, mikä tarkoittaa, että sillä ei ole massiivisia planeettoja satelliitteina. Näin ollen ensimmäinen yritys löytää eksoplaneetta päättyi epäonnistumiseen. Ja ensimmäinen luotettava astrometrinen eksoplaneetan havaitseminen tapahtui vasta vuonna 2009. Havaittuaan 12 vuotta 30 tähteä 5-metrisellä Palomar-teleskoopilla amerikkalaiset tähtitieteilijät Stephen Pravdo ja Stuart Shacklan löysivät planeetan pienen muuttuvan tähden "van Bisbrook 10" ympäriltä Gliese 752 -kaksoisjärjestelmästä. Tämä tähti on yksi maailman pienimmistä. galaksi: se on spektriluokan M8 punainen kääpiö, massaltaan 12 kertaa Aurinkoa huonompi ja halkaisijaltaan 10 kertaa heikompi. Ja tämän tähden kirkkaus on niin pieni, että jos korvaamme aurinkomme sillä, niin päivällä maapallo valaistuisi kuten nyt kuun yönä. Juuri tähden pienen massan ansiosta löydetty planeetta pystyi "ravistelemaan" sen huomattavaan amplitudiin: noin 272 päivän ajanjaksolla tähden sijainti taivaalla muuttuu 0,006 "" (Se, että tämä on mitattu, on todellinen voitto maanpinnan astrometrialle). Itse jättimäinen planeetta kiertää puolipääakselilla 0,36 AU. (kuten Mercury) ja sen massa on 6,4 M Yu, eli se on vain 14 kertaa kevyempi kuin sen tähti, eikä se ole kooltaan edes sitä huonompi.

Doppler-menetelmän menestys. Ensimmäisen eksoplaneetan löysivät vuonna 1995 Geneven observatorion tähtitieteilijät Michel Mayor ja Didier Queloz, jotka rakensivat optisen spektrometrin, joka määrittää viivojen Doppler-siirtymän 13 m/s:n tarkkuudella. Kummallista kyllä, amerikkalaiset tähtitieteilijät Jeffrey Marcyn johdolla olivat luoneet samanlaisen laitteen aiemmin ja alkoivat jo vuonna 1987 mitata systemaattisesti useiden satojen tähtien nopeuksia, mutta he eivät olleet onnekkaita saadessaan löydön tehdä ensimmäisinä. Vuonna 1994 Major ja Queloz alkoivat mitata 142 meitä lähinnä olevan tähden nopeuksia, jotka ovat ominaisuuksiltaan samanlaisia ​​kuin Auringon. Melko nopeasti he löysivät tähden 51 "heilutukset" Pegasuksen tähdistöstä, 49 valovuoden päässä Auringosta. Tämän tähden värähtelyt tapahtuvat 4,23 päivän ajanjaksolla ja, kuten tähtitieteilijät päättelivät, ne aiheutuvat planeetan vaikutuksesta, jonka massa on 0,47 M YU.

Tämä hämmästyttävä naapurusto hämmentyi tiedemiehiä: aivan lähellä tähteä, kuin kaksi Aurinkoa muistuttavaa vesipisaraa, jättiläisplaneetta ryntää sen ympärille vain neljässä päivässä; niiden välinen etäisyys on 20 kertaa pienempi kuin maasta aurinkoon. Tähtitieteilijät eivät heti uskoneet tähän löytöyn. Loppujen lopuksi löydetty jättiläisplaneetta, koska se on lähellä tähteä, pitäisi lämmittää 1000 K:een. "Kuuma Jupiter"? Kukaan ei odottanut tällaista yhdistelmää. Lisähavainnot kuitenkin vahvistivat tämän planeetan löytämisen. Hänelle ehdotettiin jopa nimeä - Epikurus, mutta se ei ole vielä saanut tunnustusta. Sitten löydettiin muita järjestelmiä, joissa jättiläinen planeetta kiertää hyvin lähellä tähteään.

Tähtien "pimennykset" planeetoittain. Myös läpikulkumenetelmä on osoittautunut tehokkaaksi. Nyt tähtien fotometrisiä havaintoja tehdään sekä avaruusobservatorioiden laudalta että maapallolta. Kaikilla nykyaikaisilla fotometrisilla laitteilla on laaja näkökenttä. Mittaamalla samanaikaisesti miljoonien tähtien loistoa, tähtitieteilijät lisäävät huomattavasti mahdollisuuttaan havaita planeetan kulku tähtikiekon poikki. Tässä tapauksessa yleensä löydetään planeettoja, jotka usein osoittavat tähden "pimennyksen", eli niillä on lyhyt kiertorata ja siten kompakti kiertorata.

Termi "kuuma Jupiter" on tullut niin tutuksi, että kukaan ei ollut erityisen yllättynyt vuonna 2009 löydetystä planeetta (WASP-18b), jonka massa on 10. M Yu ja kiertää lähes pyöreällä kiertoradalla 0,02 AU:n etäisyydellä. esim. tähdestäsi. Tämän planeetan kiertoaika on vain 23 tuntia! Ottaen huomioon, että tähdellä on suurempi kirkkaus kuin Auringolla, planeetan pinnan lämpötilan tulisi saavuttaa 3800 K - tämä ei ole enää vain kuuma, vaan "kuuma Jupiter". Tähtiläheisyytensä ja suuren massansa vuoksi planeetta aiheuttaa voimakkaita vuorovesihäiriöitä tähden pinnalla, mikä puolestaan ​​hidastaa planeetan toimintaa ja johtaa sen putoamiseen tähteen tulevaisuudessa.

Kuvia eksoplaneetoista

Valtavista vaikeuksista huolimatta tähtitieteilijät onnistuivat silti valokuvaamaan eksoplaneettoja käytettävissä olevin keinoin! Totta, nämä työkalut olivat parhaista parhaita: Hubble-avaruusteleskooppi ja suurimmat maassa sijaitsevat teleskoopit. Teknisiä temppuja ovat vaimennin, joka katkaisee tähden valon, ja valosuodattimet, jotka läpäisevät pääasiassa infrapunasäteily planeetat aallonpituusalueella 2–4 ​​μm, mikä vastaa noin 1000 K lämpötilaa (tällä alueella planeetta näyttää kontrastisemmalta tähteen nähden).

Planeetta 2M1207b ( vasemmalle) on ensimmäinen kuva eksoplaneettasta. Sen massa on 3-10 M Yu i pyörii ruskean kääpiön ympärillä, jonka massa on 25 M Yu. Niiden välinen kulmaetäisyys on 0,781, mikä 173 valovuoden etäisyydellä tähän järjestelmään vastaa lineaarista etäisyyttä 41 AU. (suunnilleen sama kuin Auringosta Plutoon). Kuva on otettu lähellä infrapunasäteilyä Euroopan eteläisen observatorion (Chile) 8,2 metrin kaukoputkella vuonna 2004.

Vuoden 2004 alusta maaliskuuhun 2012 otettiin 31 kuvaa eksoplaneetoista 27 planeettajärjestelmässä. Esimerkiksi nuorta tähteä β Pivotsa ympäröivässä protoplanetaarisessa kiekossa on kuvattu planeetta, joka on hyvin samanlainen kuin Jupiter, vain massiivisempi. Siellä tilanne muistuttaa nuorta aurinkokuntaa, jossa vastasyntynyt Jupiter vaikutti aktiivisesti muiden planeettojen muodostumiseen aurinkokiekossa. Tähtitieteilijät ovat pitkään haaveilleet tämän prosessin tarkkailemisesta "elävänä".

Ensimmäinen kuva planeetta ( ylävasen) lähellä normaalia aurinkotyyppistä tähteä. Tämä tähti on 490 valovuoden päässä meistä ja sen massa on 0,85 M c ja pintalämpötila 4060 K. Ja planeetta on 8 kertaa Jupiteria massiivisempi ja sen pintalämpötila on 1800 K (siis se hehkuu itsestään). Tähti ja planeetta ovat todennäköisesti noin 5 miljoonaa vuotta vanhoja. Niiden välinen etäisyys projektiossa on noin 330 AU. f. Kuva otettu vuonna 2008 lähellä infrapuna-aluetta Gemini North Telescopella (Mauna Kea Observatory, Hawaii)

Vuoden 2008 lopulla Hubble-avaruusteleskooppi kuvasi planeettaa pölylevyssä, joka ympäröi kirkasta Fomalhaut-tähteä (α Etelä Kalat). Vaikka tämä tähti loistaa lähes 20 kertaa voimakkaammin kuin aurinko, se ei pystynyt valaisemaan planeettaansa niin paljon, että se olisi näkyvissä maasta. Loppujen lopuksi löydetty planeetta on 115 kertaa kauempana Fomalhautista kuin Maa on Auringosta. Siksi tähtitieteilijät ehdottavat, että planeetta ympäröi jättiläinen valoa heijastava rengas, paljon suurempi kuin Saturnuksen. Siinä ilmeisesti muodostuu tämän planeetan satelliitit, kuten aurinkokunnan nuoruuden aikakaudella muodostui jättimäisten planeettojen satelliitit.

Yhtä utelias on valokuva kolmesta planeettasta samanaikaisesti lähellä tähteä HR 8799 Pegasuksen tähdistössä, joka on otettu maanpäällisillä Keck- ja Gemini-teleskoopeilla. Tämä järjestelmä on noin 130 valovuoden päässä meistä. Jokainen sen planeetoista on melkein suuruusluokkaa Jupiteria massiivisempi, mutta ne liikkuvat suunnilleen samalla etäisyydellä tähdestään kuin jättiläisplaneettamme. Taivaalle projisoituna nämä etäisyydet ovat 24, 38 ja 68 AU. On hyvin todennäköistä, että Venuksen, Maan ja Marsin tilasta löytyy Maan kaltaisia ​​planeettoja kyseisestä järjestelmästä. Mutta toistaiseksi se ylittää tekniset mahdollisuudet.

Suorien kuvien saaminen eksoplaneetoista on heidän tutkimuksensa tärkein vaihe. Ensinnäkin se lopulta vahvistaa niiden olemassaolon. Toiseksi, tie on avoin näiden planeettojen ominaisuuksien tutkimiselle: niiden koon, lämpötilan, tiheyden, pintaominaisuuksien tutkimiselle. Ja jännittävintä on, että näiden planeettojen spektrien tulkitseminen ei ole kaukana, mikä tarkoittaa niiden ilmakehän kaasukoostumuksen selkiyttämistä. Eksobiologit ovat pitkään haaveilleet tällaisesta mahdollisuudesta.

Edessä - mielenkiintoisin!

Ensimmäisten Auringon ulkopuolisten planeettajärjestelmien löytäminen oli yksi 1900-luvun suurimmista tieteellisistä saavutuksista. Tärkein ongelma on ratkaistu: nyt tiedämme varmasti, että aurinkokunta ei ole ainutlaatuinen, että planeettojen muodostuminen tähtien lähelle on luonnollinen evoluutiovaihe. Tähtitieteilijät ovat useiden vuosisatojen ajan kamppailleet aurinkokunnan alkuperän mysteerin kanssa. Suurin ongelma on, että planeettajärjestelmällämme ei ole vieläkään mitään verrattavaa. Nyt tilanne on muuttunut: viime aikoina tähtitieteilijät ovat löytäneet keskimäärin 2-3 planeettajärjestelmää viikossa. Ensinnäkin, mikä on luonnollista, niissä on havaittavissa jättiläisplaneettoja, mutta maanpäällisiä planeettoja on jo löydetty. Planeettajärjestelmien luokittelu ja vertaileva tutkimus tulee mahdolliseksi. Tämä helpottaa suuresti toteuttamiskelpoisten hypoteesien valintaa ja oikean teorian rakentamista planeettajärjestelmien, mukaan lukien aurinkokuntamme, muodostumisesta ja varhaisesta kehityksestä.

Samalla kävi selväksi, että planeettamme ei ole tyypillinen: sen jättiläisplaneetat, jotka liikkuvat pyöreällä kiertoradalla "elämävyöhykkeen" (keskilämpötilojen alue Auringon ympärillä) ulkopuolella, sallivat maanpäällisten planeettojen olemassaolon tämän sisällä. vyöhykkeellä pitkään, joista yksi on Maa - sillä on jopa biosfääri. Löydetyistä eksoplaneettajärjestelmistä useimmilla ei ole tätä laatua. Ymmärrämme tietysti, että "kuumien Jupiterien" massahavaitseminen on väliaikainen ilmiö, joka liittyy teknologiamme rajallisiin ominaisuuksiin. Mutta itse tällaisten järjestelmien olemassaolon tosiasia on hämmästyttävä: on selvää, että kaasujättiläinen ei voi muodostua tähden lähelle, mutta kuinka se sitten pääsi sinne?

Etsiessään vastausta tähän kysymykseen teoreetikot mallintavat planeettojen muodostumista tähtien ympärillä olevissa kaasu-pölylevyissä ja oppivat paljon. Osoittautuu, että planeetta voi kasvunsa aikana kulkea (vaeltaa) levyn poikki, lähestyen tähteä tai siirtymällä siitä pois, riippuen kiekon rakenteesta, planeetan massasta ja sen vuorovaikutuksesta muiden planeettojen kanssa. Nämä teoreettiset opinnot ovat erittäin mielenkiintoisia, sillä simulaatiotuloksia voidaan välittömästi verrata uuteen havaintomateriaaliin. Protoplanetaarisen levyn evoluution laskeminen kestää hyvä tietokone noin viikko, jonka aikana tarkkailijat onnistuvat löytämään pari uutta planeettajärjestelmää.

Voidaan liioittelematta sanoa, että Auringon ulkopuolisten planeettojen löytäminen on suuri tapahtuma tieteen historiassa. Valmistettu 1900-luvun lopulla, siitä tulee tulevaisuudessa yksi päätapahtumat viime vuosisadalla sekä ydinenergian hallinta, avaruuskävelyt ja perinnöllisyysmekanismien löytäminen. On jo selvää, että äskettäin alkanut XXI vuosisata tulee olemaan planeettatieteen kukoistus - planeettojen luontoa ja kehitystä tutkiva tähtitieteen ala. Useiden vuosisatojen ajan planeettatieteilijöiden laboratorio rajoittui kymmeneen aurinkokunnan esineeseen, ja yhtäkkiä, vain muutamassa vuodessa, käytettävissä olevien esineiden määrä kasvoi satoja kertoja, ja niiden olemassaolon olosuhteiden kirjo paljastui. olla masentavan leveä. Nykyaikaista planetaarista tiedemiestä voidaan verrata biologiin, joka monien vuosien ajan tutki vain aavikon kasvistoa ja eläimistöä ja päätyi yhtäkkiä trooppiseen metsään. Nyt planeetatieteilijät ovat lievän shokin tilassa, mutta pian he toipuvat ja suuntautuvat valtavaan vastikään löydettyjen planeettojen valikoimaan.

Toinen tiede, tai pikemminkin prototiede, joka tuntee planeettojen löytämisen voimakkaan vaikutuksen muiden tähtien ympäriltä, ​​on maan ulkopuolisen elämän biologia, eksobiologia. Kun otetaan huomioon eksoplaneettojen löytämisen ja tutkimisen tahti, voidaan odottaa, että 2000-luku tuo meille biosfäärien löytämisen joistakin niistä ja merkitsee pitkään odotetun ja toistaiseksi piilevässä tilassa kehittyneen eksobiologian lopullista syntymää. todellisen tutkimuskohteen puuttumisen vuoksi.

Hyvä näkyvyys kirkkaana yönä.

planeetat

Lukemattomista tähdistä voidaan helposti erottaa niiden loistosta planeetat, joka on käännetty muinaisesta kreikasta - vaeltavia tähtiä. Muinaiset kreikkalaiset nimesivät nämä taivaankappaleet niin, koska ne liikkuivat päivästä toiseen suhteessa näennäisesti liikkumattomiin tähtiin ja yötaivaalla näyttivät olevan kirkkaita valaisimia.

Universumin planeetat

Kuten tiedätte, planeetat eivät ole ollenkaan: ne vastaanottavat valoa ja liikkuvat sen ympärillä kiertoradoilla, jotka ovat muodoltaan lähellä ympyrää.

Komeetat

Hyvin pitkänomaisilla kiertoradoilla tietyn ajan kuluttua aurinkokuntamme kaukaiset vieraat lentävät planeettojen välisistä tiloista - komeetat, tai pyrstötähdet(käännetty kreikasta). Komeetan äkillinen ilmestyminen on aina pelottanut tietämätöntä ihmistä.

He sanoivat, että tuhoisat veriset sodat alkaisivat, ongelmat, nälkä, rutto leviävät kaikkialle ja jopa maailmanloppu tulee.

Paljon useammin voidaan havaita, varsinkin loppukesällä, elokuun tähtisuihku. Vanhoina aikoina uskottiin, että jokaisella ihmisellä on oma tähtensä taivaalla, ja kun hän kuolee, hänen tähtensä myös haalistuu, putoaa.
Tähdet eivät varmasti putoa. Nämä ovat taivaankappaleiden ja hajonneiden komeettojen fragmentteja: ne kuumenevat useisiin tuhansiin asteisiin ja alkavat hehkua saapuessaan maan ilmakehään.

meteoriitit

Myös putoavien ruumiiden ympärillä oleva kuuma ilma hehkuu. Jos ne eivät pala kokonaan ja muuttuvat kuumaksi kaasuksi, ne putoavat maahan taivaallisia kiviä, kuten niitä ennen kutsuttiin, tai meteoriitit. Joskus ne saavuttavat valtavia kokoja.

Helmikuussa 1947 Sikhote-Alinin harjanteen alueelle sirpaleiden sateessa putoaman meteoriitin uskotaan painaneen jopa sata tonnia. Sen putoamispaikalta löysin monia syviä kraattereita, joiden halkaisija oli jopa 30 metriä. Tältä alueelta kerättiin kahden vuoden aikana noin 23 tonnia meteoriittisirpaleita.

Kuuluisa Tunguskan meteoriitti, joka putosi kesällä 1908 syrjäisessä taigassa, lähellä pientä Vinovara-kylää lähellä jokea. Podkamennaya Tunguska (Krasnojarskin alue), ei ole vielä löydetty monien vuosien etsinnöistä huolimatta. Tutkijat uskovat, että se räjähti putoaessaan ja hajosi täysin pieniksi hiukkasiksi. metallipölyä.

Se todellakin löydettiin maaperän analysoinnin aikana räjähdyksen alueella, joka kuului 1000 kilometriä. Räjähdyspylväs nousi vähintään 20 kilometrin korkeuteen ja oli näkyvissä 750 kilometriä ympyrässä. Valtavalla alueella - halkaisijaltaan jopa 60 kilometriä - puita kaadettiin, niiden latvat kaikkiin suuntiin räjähdyspaikalta.

Tutkijat uskovat, että noin 10 tonnia meteoriittimateriaalia putoaa maan päälle joka päivä.

Yleensä hämärästi tuikkivista tähdistä voidaan erottaa kirkkaampia - sinertävänvalkoisia, keltaisia, punertavia. Useimmat tähdet leveässä hopeanauhassa - Linnunrata, joka kuin jättiläinen vanne ympäröi taivaan holvin.

Läpäisevällä katsellaan ihminen tunkeutui universumin sisimpiin syvyyksiin ja näki lopulta voimakkaiden kaukoputkien kautta kaukaisia ​​maailmoja, kuten Linnunradan. Tästä ei ole vaikea päätellä, kuinka vaatimaton paikka meillä on universumissa - ajallisesti ja avaruudessa ääretön, eikä sillä ole alkua eikä loppua.

Tähti - kuuma itsestään valaiseva pallo

Tiukassa tähtitieteellisessä kirjanpidossa - miljoonia. Universumin tähdet ja planeetat, kuten sanotaan, lasketaan erikseen, kirjataan erityisiin luetteloihin, luetteloon, merkitään erityisiin karttoihin.
Jokainen tähti - kuuma itsestään valaiseva pallo samanlainen kuin aurinkomme.

Tähdet ovat hyvin kaukana meistä. Lähimpään tähteen niin sitä kutsutaan Proxima, eli latinaksi lähin, - kestäisi hyvin, hyvin kauan päästä edes raketin avulla. Tähtitieteilijöiden mukaan valo tästä tähdestä Maahan kestää neljä vuotta.

Valon nopeus on erittäin suuri, 300 000 kilometriä sekunnissa! Tästä voimme tehdä seuraavan johtopäätöksen, jos vaikka Proxima haalistuu tänään, ihmiset näkevät sen viimeisen säteen taivaalla neljän kokonaisen vuoden ajan.

Sataviisikymmentä miljoonaa kilometriä erossa valo kulkee 8 minuutissa 18 sekunnissa. Kuinka lähellä meitä aurinko onkaan verrattuna lähimpään naapuriinsa!

Tähtien koko on hyvin erilainen. Jättitähti (Cepheuksen tähdistöstä) 2300 kertaa lisää aurinkoa, ja vauvatähdet (Kuiper-tähti) ovat lähes puolet Maan koosta.

Tähtien lämpötila

erilainen ja tähtien lämpötila. Sinertävänvalkoiset tähdet ovat kuumimmat: niiden pintalämpötila on 30 000°; keltaisilla tähdillä se on jo viileämpi - 6000° ja punaisilla tähdillä 3000° ja alle. Aurinkomme on melko heikko tähti, keltainen kääpiö kuten tähtitieteilijät sitä kutsuvat.

Tähtien syntymä

Taivaankappaleita tutkiessaan tiedemiehet ovat tehneet monia mielenkiintoisia johtopäätöksiä tähtien synty, niiden kehityksestä ja kemiallisesta koostumuksesta. Taivaankappaleiden kemiallista koostumusta tutkitaan erityisellä laitteella - spektroskoopilla. Sen avulla voidaan havaita merkityksettömän pienetkin määrät ainetta spektrin tunnusomaisten väriviivojen avulla.

Spektri

Spektri(latinalaisesta "spektristä") - näkyvä, visio.
Ajatuksen spektristä saa sateenkaaresta sateen jälkeen. Se houkuttelee hienovaraisilla siirtymillä väristä toiseen: punaisesta - oranssiin, keltaiseen, vihreään, siniseen ja siniseen - purppuraan.

Et koskaan unohda jokaisen värin paikkaa spektrissä, jos muistat tämän pienen sadun:

Jokainen metsästäjä haluaa tietää, missä fasaani istuu.

Tässä sanan alkukirjain tarkoittaa väriä.

Kun valonsäde kulkee kolmikulmaisen lasiprisman läpi ja putoaa paperille tai valkoiselle seinälle, saadaan myös kaunis sateenkaarinauha. Näet saman värisen raidan katossa tai seinässä, jos auringonsäde putoaa peilin reunapinnalle tai valo kimaltelee värisävyin teatterikruunun fasetoituihin palloihin ja riipuksiin.

Kuumat kiinteät ja nestemäiset kappaleet sekä korkeassa paineessa olevat kaasut muodostavat jatkuvia spektrejä irisoivien raitojen muodossa, kun taas harvinaistuneet kaasut eivät anna kuumennettaessa jatkuvaa, vaan lineaarista spektriä; se koostuu kullekin aineelle tyypillisistä erillisistä värillisistä viivoista, joita erottavat tummat välit.

Spekroskoopin sovittaminen kaukoputkeen mahdollisti valokuvien saamisen hyvin kaukaisten taivaankappaleiden spektreistä ja tehdä siitä johtopäätöksen, ettei niistä ole vielä löydetty yhtään maan päällä tuntematonta kemiallista alkuainetta. Samat tulokset saatiin meteoriittien kemiallisella analyysillä. Kaukaisten tähtimaailmojen spektrianalyysi ja meteoriittien kemiallinen analyysi puhuvat vakuuttavasti aineen ykseys maailmankaikkeudessa.

Artikkelin sisältö:

Taivaankappaleet ovat Observable Universumissa sijaitsevia esineitä. Tällaiset esineet voivat olla luonnollisia fyysisiä kehoja tai heidän yhdistyksensä. Kaikille niille on ominaista eristys, ja ne edustavat myös yhtä rakennetta, jota sitoo painovoima tai sähkömagnetismi. Tähtitiede on tämän luokan tutkimus. Tämä artikkeli kiinnittää huomion aurinkokunnan taivaankappaleiden luokitukseen sekä kuvauksen niiden pääominaisuuksista.

Aurinkokunnan taivaankappaleiden luokitus

Jokaisella taivaankappaleella on erityispiirteitä, kuten syntytapa, kemiallinen koostumus, koko jne. Tämä mahdollistaa esineiden luokittelun ryhmittelemällä niitä. Kuvataan, mitkä ovat aurinkokunnan taivaankappaleet: tähdet, planeetat, satelliitit, asteroidit, komeetat jne.

Aurinkokunnan taivaankappaleiden luokitus koostumuksen mukaan:

• silikaattisia taivaankappaleita. Tämä ryhmä taivaankappaleita kutsutaan silikaatiksi, koska. kaikkien sen edustajien pääkomponentti on kivimetallikivet (noin 99% kehon kokonaispainosta). Silikaattikomponenttia edustavat sellaiset tulenkestävät aineet, kuten pii, kalsium, rauta, alumiini, magnesium, rikki jne. On myös jää- ja kaasukomponentteja (vesi, jää, typpi, hiilidioksidi, happi, heliumvety), mutta niiden sisältö on mitätön. Tähän luokkaan kuuluu 4 planeettaa (Venus, Merkurius, Maa ja Mars), satelliitteja (Kuu, Io, Europa, Triton, Phobos, Deimos, Amalthea jne.), yli miljoona asteroidia, jotka kiertävät kahden planeetan kiertoradalla - Jupiter ja Mars (Pallas, Hygiea, Vesta, Ceres jne.). Tiheysindeksi on 3 grammasta kuutiosenttimetriä kohti tai enemmän.
• Jäätä taivaankappaleita. Tämä ryhmä on aurinkokunnan lukuisin. Pääkomponentti on jääkomponentti (hiilidioksidi, typpi, vesijää, happi, ammoniakki, metaani jne.). Silikaattikomponenttia on läsnä pienempi määrä ja kaasukomponentin tilavuus on erittäin pieni. Tähän ryhmään kuuluvat yksi planeetta Pluto, suuret satelliitit (Ganymede, Titan, Callisto, Charon jne.) sekä kaikki komeetat.
• Yhdistetyt taivaankappaleet. Tämän ryhmän edustajien koostumukselle on ominaista kaikkien kolmen komponentin läsnäolo suurina määrinä, ts. silikaatti, kaasu ja jää. Taivaankappaleita, joilla on yhdistetty koostumus, ovat aurinko ja jättiläisplaneetat (Neptunus, Saturnus, Jupiter ja Uranus). Näille esineille on ominaista nopea pyöriminen.

Auringon tähden ominaisuudet

Auringossa on ydin, jonka ympärille muodostuu säteilyvyöhyke, jossa energiansiirto tapahtuu. Tätä seuraa konvektiovyöhyke, jossa magneettikentät ja aurinkoaineen liikettä. Auringon näkyvää osaa voidaan kutsua tämän tähden pinnaksi vain ehdollisesti. Oikeampi muotoilu on fotosfääri tai valopallo.

Auringon sisäinen vetovoima on niin voimakas, että kestää satoja tuhansia vuosia, ennen kuin fotoni sen ytimestä saavuttaa tähden pinnan. Samaan aikaan sen matka Auringon pinnalta Maahan on vain 8 minuuttia. Auringon tiheys ja koko mahdollistavat muiden aurinkokunnan esineiden houkuttelemisen. Vapaan pudotuksen kiihtyvyys (painovoima) pintavyöhykkeellä on lähes 28 m/s 2 .

Auringon tähden taivaankappaleen ominaisuus on seuraava:

1. Kemiallinen koostumus. Auringon pääkomponentit ovat helium ja vety. Luonnollisesti tähti sisältää muita elementtejä, mutta ne tietty painovoima erittäin niukka.
2. Lämpötila. Lämpötila-arvo vaihtelee merkittävästi eri vyöhykkeillä, esimerkiksi ytimessä se saavuttaa 15 000 000 celsiusastetta ja näkyvässä osassa - 5 500 celsiusastetta.
3. Tiheys. Se on 1,409 g / cm3. Suurin tiheys havaitaan ytimessä, pienin - pinnalla.
4. Paino. Jos kuvaamme Auringon massaa ilman matemaattisia lyhenteitä, luku näyttää 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Äänenvoimakkuus. Täysi arvo on 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kuutiometriä.
6. Halkaisija. Tämä luku on 1391000 km.
7. Säde. Auringon tähden säde on 695500 km.
8. Taivaankappaleen kiertorata. Auringolla on oma kiertorata keskustan ympärillä Linnunrata. Täydellinen vallankumous kestää 226 miljoonaa vuotta. Tiedemiesten laskelmat osoittivat, että liikenopeus on uskomattoman suuri - lähes 782 000 kilometriä tunnissa.

Aurinkokunnan planeettojen ominaisuudet

Mars on toiseksi tutkituin planeetta. Se on 4. etäisyydellä Auringosta. Sen mitat antavat sille mahdollisuuden ottaa 7. sijan aurinkokunnan tilavimpien taivaankappaleiden joukossa. Marsissa on sisäydin, jota ympäröi ulompi nesteydin. Seuraavana on planeetan silikaattivaippa. Ja välikerroksen jälkeen tulee kuori, jolla on eri paksuus taivaankappaleen eri osissa.

Harkitse tarkemmin Marsin ominaisuuksia:

• Taivaankappaleen kemiallinen koostumus. Pääelementit, jotka muodostavat Marsin, ovat rauta, rikki, silikaatit, basaltti, rautaoksidi.
• Lämpötila. Keskiarvo on -50°C.
• Tiheys - 3,94 g / cm3.
• Paino - 641.850.000.000.000.000.000.000 kg.
• Tilavuus - 163 180 000 000 km 3.
• Halkaisija - 6780 km.
• Säde - 3390 km.
• Painovoiman kiihtyvyys - 3,711 m / s 2.
• Rata. Juoksee auringon ympäri. Sillä on pyöristetty lentorata, mikä on kaukana ihanteellisesta, koska sisään eri aika taivaankappaleen etäisyydellä aurinkokunnan keskustasta on erilaisia ​​​​indikaattoreita - 206 ja 249 miljoonaa km.

Plutolla on seuraavat ominaisuudet:

1. Yhdiste. Pääkomponentit ovat kivi ja jää.
2. Lämpötila. Pluton keskilämpötila on -229 celsiusastetta.
3. Tiheys - noin 2 g / 1 cm 3.
4. Taivaankappaleen massa on 13.105.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Tilavuus - 7 150 000 000 km 3.
6. Halkaisija - 2374 km.
7. Säde - 1187 km.
8. Painovoiman kiihtyvyys - 0,62 m / s 2.
9. Rata. Planeetta pyörii Auringon ympäri, mutta kiertoradalle on ominaista epäkeskisyys, ts. Yhdessä jaksossa se pienenee 7,4 miljardiin kilometriin, toisessa lähestyy 4,4 miljardia kilometriä. Taivaankappaleen kiertonopeus on 4,6691 km/s.

Uranuksen tärkeimmät ominaisuudet:

• Kemiallinen koostumus. Tämä planeetta koostuu kemiallisten alkuaineiden yhdistelmästä. Suurina määrinä se sisältää piitä, metalleja, vettä, metaania, ammoniakkia, vetyä jne.
• Taivaallinen ruumiinlämpö. keskilämpötila-224°С.
• Tiheys - 1,3 g / cm3.
• Paino - 86.832.000.000.000.000.000.000 kg.
• Tilavuus - 68.340.000.000 km 3.
• Halkaisija - 50724 km.
• Säde - 25362 km.
• Painovoiman kiihtyvyys - 8,69 m/s 2.
• Rata. Keskus, jonka ympäri Uranus pyörii, on myös aurinko. Rata on hieman pitkänomainen. Kiertonopeus on 6,81 km/s.

Taivaankappaleiden satelliittien ominaisuudet

Deimos, Marsin satelliitti, jota pidetään yhtenä pienimmistä, kuvataan seuraavasti:

1. Muoto - samanlainen kuin kolmiakselinen ellipsoidi.
2. Mitat - 15x12,2x10,4 km.
3. Paino - 1.480.000.000.000.000 kg.
4. Tiheys - 1,47 g / cm3.
5. Yhdiste. Satelliitin koostumus sisältää pääasiassa kivisiä kiviä, regolittia. Tunnelma puuttuu.
6. Painovoiman kiihtyvyys - 0,004 m/s 2.
7. Lämpötila -40°С.

Calliston ominaisuudet:

• Muoto on pyöreä.
• Halkaisija - 4820 km.
• Paino - 107.600.000.000.000.000.000.000 kg.
• Tiheys - 1,834 g / cm3.
• Koostumus - hiilidioksidi, molekyylihappi.
• Painovoiman kiihtyvyys - 1,24 m / s 2.
• Lämpötila -139,2 ° С.

Harkitse Oberonin ominaisuuksia:

1. Muoto on pyöreä.
2. Halkaisija - 1523 km.
3. Paino - 3.014.000.000.000.000.000.000 kg.
4. Tiheys - 1,63 g / cm3.
5. Koostumus - kivi, jää, orgaaninen.
6. Painovoiman kiihtyvyys - 0,35 m / s 2.
7. Lämpötila -198°С.

Asteroidien ominaisuudet aurinkokunnassa

Tämän luokan näkyvä edustaja on Hygiea - yksi suurimmista asteroideista. Tämä taivaankappale sijaitsee pääasteroidivyöhykkeellä. Sen näkee jopa kiikareilla, mutta ei aina. Se on hyvin erotettavissa perihelion aikana, ts. sillä hetkellä, kun asteroidi on kiertoradansa lähimpänä aurinkoa. Siinä on himmeä tumma pinta.

Hygiean tärkeimmät ominaisuudet:

• Halkaisija - 407 km.
• Tiheys - 2,56 g/cm3.
• Paino - 90.300.000.000.000.000.000 kg.
• Painovoiman kiihtyvyys - 0,15 m / s 2.
• kiertoradan nopeus. Keskiarvo on 16,75 km/s.

Matildan tärkeimmät ominaisuudet ovat seuraavat:

1. Halkaisija - melkein 53 km.
2. Tiheys - 1,3 g / cm3.
3. Paino - 103.300.000.000.000.000 kg.
4. Painovoiman kiihtyvyys - 0,01 m / s 2.
5. Rata. Matilda suorittaa kiertoradan 1572 Maan vuorokaudessa.

Tällä asteroidilla on rauta-nikkeliydin, joka on peitetty kivisellä vaipalla. Vestan suurin kraatteri on 460 km pitkä ja 13 km syvä.

Luettelemme Vestan tärkeimmät fyysiset ominaisuudet:

• Halkaisija - 525 km.
• Paino. Arvo on 260.000.000.000.000.000.000 kg.
• Tiheys - noin 3,46 g/cm3.
• Vapaapudotuskiihtyvyys - 0,22 m/s 2.
• kiertoradan nopeus. Keskimääräinen kiertonopeus on 19,35 km/s. Yksi kierros Vesta-akselin ympäri kestää 5,3 tuntia.

Aurinkokunnan komeettojen ominaisuudet

Halley on komeettojen ryhmän taivaankappale, jonka ihmiskunta on tuntenut muinaisista ajoista lähtien, koska. sen voi nähdä paljaalla silmällä.

Halleyn ominaisuudet:

1. Paino. Suunnilleen yhtä suuri kuin 220 000 000 000 000 kg.
2. Tiheys - 600 kg / m 3.
3. Vallankumousaika Auringon ympärillä on alle 200 vuotta. Tähti lähestyy noin 75-76 vuoden kuluttua.
4. Koostumus - jäädytetty vesi, metalli ja silikaatit.

Komeetan koostumus: deuterium (raskas vesi), orgaaniset yhdisteet (muurahaishappo, etikkahappo jne.), argon, krypto jne. Auringon ympäri tapahtuvan vallankumouksen aika on 2534 vuotta. Tämän komeetan fysikaalisista ominaisuuksista ei ole luotettavia tietoja.

Komeetta Tempel on kuuluisa siitä, että se on ensimmäinen komeetta, jonka luotain on toimitettu Maasta.

Comet Tempelin ominaisuudet:

• Paino - 79 000 000 000 000 kg.
• Mitat. Pituus - 7,6 km, leveys - 4,9 km.
• Yhdiste. Vesi, hiilidioksidi, orgaaniset yhdisteet jne.
• Rata. Muutokset komeetan kulkiessa Jupiterin lähellä, vähenevät vähitellen. Viimeaikaiset tiedot: yksi kierros Auringon ympäri on 5,52 vuotta.

• Massaltaan ja halkaisijaltaan suurin taivaankappale on Aurinko, toisella sijalla on Jupiter ja kolmannella Saturnus.
• Suurin painovoima on luonnostaan ​​​​auringossa, toisella sijalla on Jupiter ja kolmannella Neptunus.
• Jupiterin painovoima edistää avaruusromun aktiivista vetovoimaa. Sen taso on niin korkea, että planeetta pystyy vetämään roskia Maan kiertoradalta.
• Aurinkokunnan kuumin taivaankappale on Aurinko - tämä ei ole salaisuus kenellekään. Mutta seuraava 480 celsiusasteen indikaattori kirjattiin Venukselle - toiselle planeetalle, joka on kauimpana keskustasta. Olisi loogista olettaa, että Merkuriuksella pitäisi olla toinen paikka, jonka kiertorata on lähempänä Aurinkoa, mutta itse asiassa lämpötilan ilmaisin on alhaisempi - 430 ° C. Tämä johtuu Venuksen läsnäolosta ja ilmakehän puutteesta Merkuriuksessa, joka pystyy säilyttämään lämpöä.
• Kylmin planeetta on Uranus.
• Kysymykseen, millä taivaankappaleella on suurin tiheys aurinkokunnassa, vastaus on yksinkertainen - Maan tiheys. Merkurius on toisella sijalla ja Venus kolmas.
• Merkuriuksen kiertoradan mukaan päivän pituus planeetalla on 58 Maan päivää. Yhden päivän kesto Venuksella on 243 Maan päivää, kun taas vuosi kestää vain 225.