Тема №6826 ДРУГИЕ ТЕЛА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Поиск задачи:

Рассмотрим тему ДРУГИЕ ТЕЛА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ из предмета Астрономия и все вопросы которые связанны с ней. Из представленного текста вы познакомитесь с ДРУГИЕ ТЕЛА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ, узнаете ключевые особенности и основные понятия.

Уважаемые посетители сайта, если вы не согласны с той информацией которая представлена на данной странице или считаете ее не правильной, не стоит попросту тратить свое время на написание негативных высказываний, вы можете помочь друг другу, для этого присылайте в комментарии свое "правильное" решение и мы его скорее всего опубликуем.

ДРУГИЕ ТЕЛА СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Кометы представляют собой малые небесные тела, которые обращаются вокруг Солнца по сильно вытянутым орбитам. Комета состоит из «ядра» — тела, имеющего размеры от сотен метров до нескольких километров, а также «хвост» из газа и пыли, который увеличивается при приближении кометы к Солнцу.

Ядро состоит в основном из различных газов, а также тугоплавких каменистых частиц и пылинок различных размеров. Когда комета начинает приближаться к Солнцу, «льды» начинают испарятся, в результате чего, появляется туманная оболочка кометы, которую называют «комой». Когда комета подлетает к Солнцу в результате действия сразу нескольких сил (тяготения, лучевого давления и давления солнечного ветра), происходит образование хвоста.

Хвост направлен в противоположную сторону от Солнца, поэтому, отдаляясь от Солнца, комета как бы «пятится», т. е. летит хвостом вперед. Хвосты комет могут достигать несколько сотен миллионов километров, однако весят они ничтожно мало по сравнению с планетами, т.к. их плотность очень мала, ведь они состоят из газа и пыли, которые светятся. Свечение газа связано с ионизацией ультрафиолетовыми лучами и потоками частиц, которые выбрасываются с солнечной поверхности, а пыль всего лишь рассеивает солнечный свет.

Хвосты комет бывают трех типов: прямые хвосты, которые постоянно находятся вдоль прямой, соединяющей Солнце и ядро кометы; прямые хвосты, которые отклоняются от радиус-вектора кометы, и хвосты, которые сильно изогнуты; а также короткие и сильно отогнутые хвосты.

Метеор — явление, которое происходит при сгорании в атмосфере Земли маленьких метеорных тел, таких как осколки комет или астероидов. По-другому их еще называют «падающая звезда».

Метеороид — космическое тело, которое имеет кометное происхождение, состоит в основном изо льда и имеет размеры большие, чем метеор. При падении метеороида происходит сильный взрыв и возникает ударная волна, но на месте падения можно найти лишь небольшое количество рассеянного вещества.

Болид — метеор, яркость которого не менее четвертой звездной величины, или метеор, имеющий заметные угловые размеры. Международный астрономический союз до настоящего времени не утвердил официального определения понятия «болид». Болид имеет в основном гиперболическую траекторию. Во время падения болида в небе можно увидеть след (хвост), который состоит из пыли и ионизованных газов, также во время падения болида можно наблюдать нарушение радиосвязи.

Метеорит — твердый объект космического происхождения, который упало на Землю. Вес метеоритов, упавших на Землю, меняется от нескольких граммов до нескольких килограммов.

Самый крупный из них весит 60 тонн (метеорит Гоба ). До падения на поверхность Земли космическое тело именуется метеорным телом и систематизируется по астрономическим признакам: метеороид, комета, астероид, их осколки, а также другие метеорные тела.

Однако при описании процессов на других планетах понятие метеорит не используется, а говорят о столкновении между небесными телами. В том месте, куда упадет метеорит, образуется кратер или астроблема. Считается, что самый большой метеоритный кратер на Земле — Кратер Земли Уилкса, диаметр которого приблизительно 500 км.

Обычно метеориты входят в атмосферу Земли со скоростью от 11 до 25 км/сек. На такой скорости начинается разогрев и свечение вошедшего в атмосферу тела. При падении может совершиться разрушение на отдельные фрагменты метеорного тела, в результате чего происходит такое явление как Метеоритный дождь. Существует классификация метеоритов по составу и по методу обнаружения.

Методы обнаружения метеоритов делят на обнаружение по падению, т. е. находка метеорита после непосредственного наблюдения его падения в атмосфере; обнаружение находки, т. е. определение происхождения материала лишь посредством анализа.

По составу метеориты делятся на: каменные (наиболее часто встречаемые метеориты, к ним относят где-то 92,8% падений, которые состоят из оливинов (Fe, Mg, 2SiO4), и пироксенов (Fe, Mg) SiO3); хондриты (метеориты, которые содержат хондры — сферические или эллиптические формирования в основном силикатного состава, они составляют 85,7% падений, химический состав хондритов схож с химическим составом Солнца); углистые хондриты; обыкновенные хондриты; энстатитовые хондриты; ахондриты (обломки протопланетных или планетных тел, состоят из металлов и силикатов, составляют 7,3% от каменных метеоритов); железо-каменные; палласиты; мезосидериты; железные (составляют 5,7% от общего числа падений, состоящие из железоникелевого сплава).

Звезды — огромные раскаленные самосветящиеся шары из газа, температура ядер у которых в среднем равна от 15 до 30 млн °С.

Звезды находятся от Земли на очень больших рассеяниях по сравнению с которыми размеры Солнечной системы ничтожно малы. Самая близкая звезда к Солнечной системе находится на расстоянии, превышающем расстояние до планеты Плутон в 60 000 тыс. раз. Свет, излучаемый этой звездой, идет до Земли 4,3 года.

Межзвездная среда — вещество и излучение, которые находятся между звездами. Межзвездная среда имеет плотность намного меньшую, чем самый лучший вакуум, который можно получить на Земле.

Межзвездное вещество — сырье, из которого образуются новые звезды и планеты.

Галактика — совокупность миллионов, а может быть, и миллиардов звезд, которые вместе с газом и пылью удерживаются в пространстве определенных размеров силами гравитации. В 2004 г. была обнаружена самая далекая на сегодняшний день галактика из тех, что были замечены человечеством, которую назвали Abell 1835 IR1916.

Слово «галактика» берет начало от греческого названия нашей Галактики («молочное кольцо»). Астрономы предположили, что разнообразные небесные объекты, считавшиеся спиральными туманностями, представляют собой огромные скопления звезд, эти объекты назвали «островными вселенными». Однако такой термин сочли неуместным, поскольку понятие «вселенная» ззаклю-чает в себе всё существующее, в результате чего этот термин вышел из употребления, заменившись на термин «галактика».

Приблизительно около 90% массы галактик занимает темная материя и темная энергия, это невидимые компоненты и их природа на сегодняшний день до конца не изучена. В астрономии существуют доказательства того, что в центре большинства галактик расположены сверхмассивные черные дыры. Существует классификация галактик по формам и размерам.

Эллиптические галактики — галактики, обозначаемые на звездных картах буквой Е. Они имеют яйцевидную форму, но могут иметь формы от практически идеальных сфер (Е0) до сильно вытянутых эллипсов (Е7). В таких галактиках содержится малое количество межзвездного вещества, исходя из этого, можно предположить, что такие галактики содержат в основном старые звезды.

Нормальные спиральные галактики — галактики, которые имеют сплющенный диск, ядро, гало, а также спиральные рукава, которые вращаются вокруг центра галактики. На звездных картах спиральные галактики обозначаются Sа, Sb, Sc, буквы ставятся в зависимости от того, насколько сильно закручены рукава галактики. В спиральных галактиках присутствует большое количество газа и пыли, которые находятся в основном на диске. Также диск состоит из старых звезд, молодых и звезд среднего возраста.

Пересеченные спиральные галактики — галактики, которые обозначаются на звездных картах SBa, SBb, SBc. Пересеченные спиральные галактики имеют то же строение и свойства что и правильные спиральные галактики, с разницей лишь в том, что у первых рукава начинаются от концов перемычек, которые представляют собой скопление звездной материи.

Неправильные галактики — галактики, которые не имеют определенной геометрической формы. На звездных картах обозначаются Ir. Галактики такого типа содержат газ и пыль, а также в основном яркие и молодые звезды, хотя в них так же имеется небольшое количество старых звезд и звезд среднего возраста.

Взрывающиеся галактики — это колоссальный взрыв. У таких галактик из центров на расстояние до 12 000 световых лет и со скоростями 1000 км вырываются водородные газовые потоки. Галактики такого вида излучают большое количество энергии в различных видах (радио-, инфракрасном и рентгеновском диапазоне).

Радиогалактика — галактика, которая излучает большое количество энергии в радиодиапазоне. Величина высвобождающейся энергии сравнима с излучением миллиона взорвавшихся звезд одновременно. Радиокартина таких галактик представляет собой два больших пятна, которые излучают радиоволны расположенные с обеих сторон от видимой в оптическом диапазоне галактики. Так как радиоизлучение происходит при излучении электронов, которые двигаются в магнитном поле по спирали и с большими скоростями, близкими к скоростям света, предположительно в таких галактиках происходят процессы, которые заставляют циркулировать электроны в магнитном поле и излучать тем самым такое большое количество энергии.

Сейфертовские галактики — галактики имеющие сходство со спиральными, но на самом деле таковыми не являющиеся. Средний диаметр ядра сейфертовской галактики приблизительно равен 10 световым годам, но такая галактика светит в инфракрасном диапазоне в 100 раз сильнее, чем Млечный путь и другие нормальные галактики. Объяснения такому большому энерговыделению пока еще найти не могут.

Метагалактика — вся система скоплений галактик, т. е. все галактики вместе взятые.

Млечный путь — огромная звездная система, в которой среди прочих находится и наша Солнечная система. Млечный путь состоит из более 100 млрд звезд всевозможных типов, звездных облаков, звездных скоплений и ассоциаций, из газовых и пылевых туманностей, из облаков межзвездного газа, из космической пыли, из отдельных атомов, а также из недавно открытых темной материи и темной энергии.

Млечный Путь представляет собой спиральную галактику, которая имеет перемычку типа SBbc по классификации Хаббла. У него имеются спиральные рукава, расположенные в плоскости диска. В одном из рукавов, который имеет название «рукав Ориона», находится наша Солнечная система на расстоянии 8,5 тысяч парсек от центра Галактики.

Непосредственное (визуальное) наблюдение рукавов не представляется возможным в связи с расположением нашей Солнечной системы. Млечный путь совместно с галактикой Андромеды M31, галактикой Треугольника М33, а также несколькими небольшими галактиками-спутниками образует Местную группу, входящую в Сверхскопление Девы.

Размеры галактики приблизительно 30 тысяч парсек в поперечнике. На всем этом огромном расстоянии находится приблизительно 100 миллиардов звезд, однако большинство из них находится в плоскости диска. Форма Млечного пути — выпуклая и со стороны напоминает тарелку или шляпу. Также у нашей Галактики имеются два галактик-спутника — это Большое и Малое Магеллановы облака.

Средняя часть Млечного пути утолщена, это утолщение называют балджем, который имеет толщину в 8000 парсек в поперечнике. В центре нашей галактики, предположительно, находится сверхмассивная черная дыра. Это предположение высказано из-за необычных свойств центральной части галактического диска. Солнечная система находится от центра галактики на расстоянии в 8500 парсек, или 27 700 световых лет. На небе Млечный путь выглядит как неярко светящаяся диффузная белесая зона, которая проходит по большому кругу небесной сферы. Про существование галактики задумались тогда, когда обнаружили закономерность движения Луны вокруг Земли и планет вокруг Солнца.

Тогда появился вопрос, а не вращается ли Солнце вокруг чего-либо? Этот вопрос подтвердился, когда обнаружили другие галактики.

На сегодняшний день не существует теории возникновения галактики, но известно, что в начале своего существования Млечный путь имел больше межзвездного вещества, т. е. водорода и гелия, чем на сегодняшний день. Это вещество было израсходовано и продолжает расходоваться на образование новых звезд.

Предполагается, что при такой тенденции через миллиарды лет естественное звездообразование прекратится. Существует предположение, что Млечный путь может столкнуться с какой-либо большой галактикой, что приведет к ее гибели. Но ни одна теория эволюции Млечного пути не способна описать всевозможные результаты развития разумной жизни, из-за чего дальнейшая судьба нашей Галактики остается неизвестной.

Светлая эмиссионная туманность представляет собой облако, которое светится за счет поглощения, а затем и переизлучения света, который излучают находящиеся в туманности молодые, горячие и яркие звезды.

Темная туманность — это скопление высококонцентрированного звездного вещества, в котором пылевые частицы либо поглощают, либо рассеивают свет, идущий от звезд, в результате чего нет возможности наблюдения звезд, находящихся за этими туманностями.

Звездные скопления — группы звезд, расположенные близко друг от друга из-за их взаимного гравитационного притяжения.

Визуально-двойные звезды — звезды, доступные телескопическим наблюдениям, и видны они как отдельные две звезды. Примером двойной звезды может служить Альфа Центавра, ближайшие звезды к нашей Солнечной системе.

Астрономически-двойные звезды — это система, которая состоит из одной видимой звезды плюс ее невидимого спутника.

Спектрально-двойные звезды — эти звезды, которые в телескоп видятся не как двойные. Их двойственную природу можно определить только при изучении их спектра. При приближении одной из таких звезд к Земле происходит доплеровское смещение линий спектра. Примером спектрально-двойной звезды являются звезды Мицар и Мицар А.

Затменно-двойные звезды — это звезды, которые расположены таким образом, что одна звезда, проходя перед другой, ослабляет свет первой, причем это происходит через равные промежутки времени. Примером таких звезд является звезда Алголь (Дьявол) в созвездии Персея.

Оптически двойные звезды — эта пара звезд, которые находятся близко друг к другу на небесной сфере, но физическое расстояние между ними намного больше. Ярким примером таких звезд являются звезды Мицар и Алькор, расположенные в ручке ковша Большой Медведицы.

Квазары, или квазизвездные источники, — один из наиболее загадочных небесных объектов. Квазары имеют относительно небольшие размеры, приблизительно 1 световой год в поперечнике, но очень большую яркость, которую могли бы создавать 100 нормальных галактик. Свет, который идет от квазаров, показывает самые большие из известных значений красного смещения линий в спектре.

Это можно объяснить только доплеровским смещением, а значит, ультрафиолетовая область излучения квазара попадает в видимую область спектра, что позволяет вычислить приблизительную скорость движения квазара. Эта скорость равна приблизительно 91% скорости света или скорости более 240 000 км/с.

Звездные населения — типы звездного состава галактик, которые различаются по пространственному распределению, особенностям движения и т. д. Разделяют два типа населения. Впервые понятие звездные населения ввел астроном В. Бааде в 40-е гг. XX столетия.

Население I типа — к этому типу относят объекты, которые образуют плоскую подсистему галактик и которые наиболее часто встречаются в спиральных рукавах. К объектам такого типа относится и наше Солнце.

Звезды населения I типа относительно молодые, которые погружены в пыль и газ, из которых образуются сами звезды. У таких звезд наблюдается достаточно высокое содержание металлов.

Население II типа — к этому типу относят звезды, из которых состоят эллиптические галактики. Звезды такого типа населения, как и шаровые скопления, находятся вблизи от галактического ядра, а также в гало. Звезды такого типа содержат очень мало металлов и состоят в основном из водорода и гелия.

Протозвезда — большое постоянно вращающееся и сжимающееся облако, которое состоит из газа. Протозвезду считают первой стадией рождения звезды. Газ протозвезды собирается воедино силами гравитации, которые вызывают сжатие газа в центре звезды и, как следствие, повышение температуры. При повышении температуры до 10 млн. К в центре протозвезды начинаются реакции ядерного синтеза. Тепло, которое поступает из горячих недр протозвезды к внешним слоям, излучается в космос. Затем сила давления горячих газов, направленная наружу, уравновешивается силами гравитации и звезда перестает сжиматься, превращаясь в обычную звезду. Где-то 5 млрд лет назад таким образом, появилось наше Солнце.

Красный гигант — это холодная, но яркая звезда. При расширении звезды температура ее внешних слоев становится меньше, но за счет большой площади она обладает сильной светимостью.

Расширение звезды происходит в результате высвобождения огромного количества энергии и гравитационного сжатия, которое увеличивает температуру, вызывая ускорение процесса выгорания водорода. В результате этого звезда остывает и превращается в большую красную стареющую звезду.

Цефеиды — большие желтые звезды, изменяющие свой блеск за период от 1 до 50 дней. Эти звезды очень редко встречаются, но они очень важны, т.к. позволяют измерять расстояния, которые велики для определения их методом параллакса. Период изменения блеска цефеид пропорционален их светимости. Цефеиды являются мерилом для измерения расстояний до 10 млн световых лет или 3 млн парсек.

Сверхновая звезда — это огромный звездный взрыв. Углеродное ядро таких звезд сжимается за счет гравитационных сил, как и у обычных небольших звезд, но в больших звездах температура повышается до 600 млрд К, из-за этого начинается процесс горения углеродного ядра, в результате чего углерод превращается в магний и сжатие прекращается. Затем начинается новый цикл ядерных реакций и образование новых элементов, затем утихание и прекращение сжатия. Так происходит до тех пор, пока в результате реакций не образуется железо, которое не высвобождает энергию при ядерных реакциях.

Тогда звезда коллапсирует в последний раз и, достигнув предела сжимаемости, катастрофически взрывается. При таком взрыве

излучаемый свет может в миллиард раз превышать свет, излучаемый Солнцем. Примером такой звезды служит взрыв, произошедший в 1054 г., в результате которого появилась «Крабовидная туманность».

Пульсар — вращающаяся магнитная звезда. Они представляют собой пульсирующие радиоисточники, посылающие радиовсплески с интервалом от 1/30 до 3 с. Предположительно, после взрыва большой звезды гравитационные силы сжимают остатки звезды в шар диаметром всего 10 км. Ядро такой звезды состоит из нитронов.

Голубые сверхгиганты — молодые весьма горячие и яркие звезды, имеющие температуру поверхности 20 000—50 000 °C. Их масса может колебаться в пределах 10—50 солнечных масс, наибольший радиус может достигать 25 солнечных радиусов.

В результате того что они имеют большие массы, у них относительно коротая продолжительность жизни — всего лишь 10— 50 млн лет, в результате чего их можно найти только в молодых космических структурах, (рассеянные скопления, рукава спиральных галактик и неправильные галактики). В ядрах спиральных галактик, эллиптических галактик или шаровых скоплениях, такие галактики практически не встречаются. Считается, что голубые сверхгиганты — это звезды, которые находятся в определенной фазе процесса «умирания», в которой интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций уменьшается и, как результат происходит сжатие звезды.

Из-за сильного уменьшения площади поверхности повышается плотность излучаемой энергии, что ведет к нагреву поверхности. Такое сжатие огромной звезды приводит к превращению из красного сверхгиганта в голубой. Однако, возможен также и обратный процесс — превращение голубого сверхгиганта в красный.

В процессе эволюции звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта в голубой сверхгигант и наоборот, что влечет за собой образование концентрически слабых оболочек вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может стать желтой или белой, хорошим примером является Полярная звезда.

Голубые сверхгиганты редкие — и загадочные звезды, они являются одними из самых горячих, крупнейших и ярких объектов в изученной области Вселенной.

Гипергиганты — это звезды, имеющие огромные массы и размеры и характеризуются как самые мощные, тяжелые, яркие и одновременно самые редкие и маложивущие сверхгиганты. Обыкновенная масса гипергиганта может меняться в пределах от 120 до 250 масс Солнца.

Размерами гипергиганты не больше сверхгигантов, но их масса намного больше, в результате чего они приближаются к теоретическому пределу массы и являются крайне неустойчивыми. Светимость гипергигантов превосходит 500 тысяч светимостей Солнца, а порой достигает и миллиона светимостей Солнца. Температура поверхности гипергигантов также может варьироваться от 3200 до 35 000 °С.

У гипергигантов крайне маленькая продолжительность жизни, которая равна всего одному-двум миллионам, а у очень крупных измеряется даже сотнями тысяч лет. В нашей галактике такие массивные звезды очень редки, из-за чего насчитывается всего приблизительно десяток гипергигантов.

Белые карлики — звезды, которые прошли все стадии эволюции и у которых уже нет своих источников термоядерной энергии. Белые карлики являются маленькими звездами, масса которых равна массе Солнца, но при этом их радиус меньше радиуса Солнца приблизительно в 100 раз, в результате чего их светимость меньше светимости Солнца приблизительно в 10 000 раз.

У таких звезд средняя плотность равна около 106 г/см3, а это приблизительно в миллион раз больше, чем плотность у таких звезд как наше Солнце. В нашей галактике белые карлики составляют от 3 до 10% от всего звездного населения.

Первый белый карлик был открыт в 1917 г. в созвездии Рыб Адрианом Ван Мааненом и был назван Ван Маанена. При изучении спектральных линий белых карликов отмечаются некоторые особенности, первая из которых - это очень сильное ускорение свободного падения на поверхности этих звезд (приблизительно 108 см/с2) в результате большой плотности. Результатами этой особенности являются малые протяженности фотосфер таких звезд, колоссальные плотности а также давление.

Второй особенностью сильного ускорения свободного падения выступает гравитационное красное смещение в спектральных линиях. Еще одной особенностью является наличие мощного магнитного поля у некоторых представителей таких звезд, в результате чего отмечается мощная поляризация излучения, а также расщепление линий спектра в результате эффекта Зеемана.

Самые горячие белые карлики обладают температурой 7*104 K, а самые холодные около 5*103 K.

В отличии от других звезд у которых источником рентгеновского излучения является корона (имеющая температуру несколько миллионов кельвинов), у белых карликов этим источником является фотосфера (имеющая слишком низкую температуру для такого излучения).

Красный карлик — маленькая и довольно холодная звезда. Звезды такого типа имеют большие различия по сравнению с другими звездами. Их диаметр и масса не превышают трети солнечной, максимальная температура поверхности такой звезды равна 3,500 К. Красные карлики излучают очень мало света, временами в 10 000 раз меньше Солнца.

У красных карликов очень большая продолжительность жизни, от десятков миллиардов до нескольких триллионов лет. Этот факт связан с медленной скоростью сгорания водорода. Такие звезды не могут превратится в красных гигантов, из-за того что в них невозможны термоядерные реакции с участием гелия. В процессе эволюции они постепенно коллапсируются, при этом происходит нагревание, до тех пор пока не израсходуют весь свой запас водорода. Во вселенной существует очень мало красных карликов, не содержащих металлов. Если предположить, что на какой-либо планете возле красного карлика зародилась жизнь, то существует теория, что эта жизнь будет иметь развитее намного выше чем у других звезд. Это объясняется тем, что для развития жизни нужны миллионы лет эволюции.

Это условие вполне достижимо на планетах возле красных карликов, т.к. они являются самыми стабильными звездами. В 2006 г. астрономами была открыта планета земного типа, которая вращается вокруг красного карлика на расстоянии 390 миллионов километров, а температура ее поверхности равна 220 °C.

Коричневый карлик или бурые карлики, это субзвездные объекты, масса которых находится в диапазоне от 5 до 80 масс Юпитера. В недрах таких звезд не происходит реакции термоядерного синтеза, связанной с превращением водорода в гелий.

У звезд подобного типа отсутствуют зоны радиационного переноса энергии, а теплопередача в них реализовывается лишь благодаря конвекции, что характеризует однородность их химического состава по глубине. Впервые подтверждение существования коричневых карликов произошло в 1995 г., с тех пор было открыто более сотни подобных объектов. Существует предположение, что звезды такого типа составляют большинство космических объектов в Млечном пути. Самая ближайшая к Земле пара коричневых карликов находится на расстоянии 12 световых лет от Солнца.

В 2006 г. впервые получилось непосредственно измерить массы этих двух звезд, они оказались равны 57 и 36 массам Юпитера. В состав коричневого карлика входит литий в отличие от других малых звезд. Это связано с тем, что звезды, обладающие достаточной температурой для термоядерных реакций, быстро исчерпывают свои начальные запасы лития.

Однако в составе весьма молодых звезд, которые не успели еще его сжечь, литий также присутствует. В более тяжелых звездах, которые похожи на наше Солнце, литий содержится лишь в верхних, холодных для реакций с его участием слоях атмосферы. Но такие звезды легко отличить от коричневых карликов по размеру.

Обычные звезды, такие как наше Солнце, остывая, на заключительном этапе своей эволюции достигают минимальной яркости, поддерживаемой лишь стабильными термоядерными реакциями. Это минимальное значение яркости старых звезд равно 0,01% яркости Солнца. Коричневые же карлики остывают и тускнеют постепенно, до тех пор пока не становятся чересчур тусклыми, для того чтобы считаться звездами.

Переменная звезда — это звезда, блеск которой изменяется с течением временем вследствие происходящих физических процессов в районе ее нахождения. Блеск каждой звезды может меняться со временем в какой либо степени. Для того чтобы отнести звезду к разряду переменных, необходимо и достаточно, чтобы блеск звезды изменился хотя бы один раз.

Переменные звезды имеют сильные отличия друг от друга, а изменения блеска могут периодический характер. Характеристики, по которым производится наблюдение переменных звезд, — это период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей.

Причины изменения блеска звезд могут быть разнообразными: радиадиальные и нерадиальные пульсации, хромосферная активность, периодические затмения звезд в двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую, катастрофические процессы, такие как взрыв сверхновой и т. д.

Очень часто астрономы-любители путают переменность звезд с их мерцанием, происходящим в результате колебаний воздуха земной атмосферы. Если наблюдать за звездами из космоса, они не мерцают.

Черные карлики — остывшие и не излучающие в диапазоне видимого света белые карлики. Эти звезды являются конечной стадией эволюции белых карликов при отсутствии аккреции. В настоящее время в астрономической литературе термин «черный карлик», как правило, не используется, такие объекты именуются белыми карликами.

Согласно современной модели остывания белых карликов считается, что белые карлики, образованные при эволюции первого поколения звезд, должны на сегодняшний день иметь температуры фотосферы ~3200 K, а блеск в ~16 абсолютных звездных величин.

Черные карлики, так же как и коричневые карлики, находятся в состоянии гидростатического равновесия, которое поддерживается давлением вырожденного электронного газа, выходящего из их недр. В настоящий момент определение черные карлики не используется.

Черная дыра — область в пространстве-времени, с настолько сильным гравитационным притяжением, что покинуть ее не могут объекты, которые движутся со скоростью света. Граница такой области называется горизонтом событий, а ее радиус (в том случае, когда она сферически симметрична) гравитационным радиусом.

В самом тривиальном случае сферически симметричной черной дыры этот радиус равен радиусу Шварцшильда. Теоретическое обоснование существования черных дыр вытекает из точных решений уравнений Эйнштейна. Первое такое решение было получено в 1916 г. Карлом Шварцшильдом. Сам термин придумал Джоном Арчибальдом Уилером в конце 1967 г. до этого момента подобные астрофизические объекты имели в англоязычной литературе название «сколлапсировавшие звезды», тогда как в русскоязычной — «застывшие звезды» или «коллапсары».

Темная энергия — этот термин впервые появился в космологии, и означает гипотетическую форму энергии, которая имеет отрицательное давление и равномерно заполняет пространство всей Вселенной.

По общей теории относительности гравитация не только зависит массы, но также имеет зависимость от давления, причм отрицательное давление должно вызывать отталкивание или антигравитацию. Исходя из последних данных, которые подтверждают ускоренное расширение Вселенной, такая сила на самом деле действует и в космологических масштабах. Тмная энергия составляет значительную часть скрытой массы Вселенной.

Существуют два определения объяснения сути темной энергии: первое это то, что темная энергия представляется как космологическая константа, неизменная энергетическая плотность, равномерно наполняющая пространство; второе — это то, что темная энергия есть некое динамическое поле, энергетическая плотность которого способна меняться в пространстве и во времени.

Темная материя, или по-другому скрытая масса, — общее название всех астрономических объектов, которые недоступны прямым наблюдениям даже современными средствами астрономии.

Это те объекты, которые не испускают электромагнитного излучения, достаточного для наблюдений интенсивности. Но такие объекты можно наблюдать косвенно по гравитационным эффектам, оказываемым на них.

Существуют две общих проблемы скрытой массы: астрофизическая — противоречия наблюдаемой массы гравитационносвязанных объектов и их систем с параметрами которые у них наблюдаются, обусловливаемыми гравитационными эффектами. Вторая проблема называется космологической, она состоит в противоречии наблюдаемых космологических параметров, полученных из астрофизических данных, и средних плотностей Вселенной.


Категория: Астрономия | Добавил: Админ (26.07.2016)
Просмотров: | Рейтинг: 0.0/0


Другие задачи:
Всего комментариев: 0
avatar