Testy astronomiczne na temat „testy z astronomii”. Ewolucja słońca: pochodzenie, budowa i etapy Kiedy mniej więcej wzeszło słońce?

Znajduje się w centrum własnego Układu Słonecznego. Wokół niej kręci się osiem planet, z których jedna jest naszym domem, planetą Ziemia. Słońce jest gwiazdą, od której bezpośrednio zależy nasze życie i egzystencja, ponieważ bez niego nawet byśmy się nie urodzili. A jeśli Słońce zniknie (co wciąż przewidują nasi naukowcy, stanie się to w odległej przyszłości, za kilka miliardów lat), wówczas ludzkości i całej planecie będzie bardzo ciężko. Dlatego jest to obecnie dla nas najważniejsza gwiazda. Jednym z najbardziej intrygujących i interesujących tematów związanych z kosmosem jest budowa i ewolucja Słońca. To jest pytanie, które rozważymy w tym artykule.

Jak narodziła się ta gwiazda?

Ewolucja Słońca jest bardzo ważną kwestią dla naszego życia. Pojawił się znacznie wcześniej niż Ziemia. Naukowcy sugerują, że znajduje się obecnie w środku swojego cyklu życiowego, czyli gwiazda ta ma już około czterech do pięciu miliardów lat, czyli jest bardzo, bardzo stara. Pochodzenie i ewolucja Słońca są ze sobą ściśle powiązane, ponieważ narodziny gwiazdy odgrywają ważną rolę w jej rozwoju.

Krótko mówiąc, Słońce powstało z dużego nagromadzenia chmur gazu, pyłu i różnych substancji. Substancje gromadziły się i kumulowały, w wyniku czego środek tej akumulacji zaczął nabierać własnej masy i grawitacji. Następnie rozprzestrzenił się po całej mgławicy. Doszło do punktu, w którym środek całej masy składającej się z wodoru nabiera gęstości i zaczyna przyciągać krążące wokół chmury gazu i cząsteczki pyłu. Następnie nastąpiła reakcja termojądrowa, dzięki której zaświeciło nasze Słońce. Stopniowo rosnąca substancja przekształciła się w coś, co obecnie nazywamy gwiazdą.

W tej chwili jest to jedno z głównych źródeł życia na Ziemi. Gdyby tylko jego temperatura wzrosła o kilka procent, już by nas nie było. To dzięki Słońcu narodziła się nasza planeta i miała idealne warunki do dalszego rozwoju.

Charakterystyka i skład Słońca

Struktura i ewolucja Słońca są ze sobą powiązane. To na podstawie jego struktury i kilku innych czynników naukowcy określają, co stanie się z nim w przyszłości i jak może to wpłynąć na ludzkość, świat zwierząt i roślin naszej planety. Dowiedzmy się trochę o tej gwieździe.

Wcześniej wierzono, że Słońce jest zwykłym żółtym karłem, który niczego nie reprezentuje. Ale później okazało się, że zawiera wiele pierwiastków chemicznych i to bardzo masywnych. Gdybyśmy szczegółowo opisali, z czego zbudowana jest nasza gwiazda, moglibyśmy poświęcić na to cały artykuł, więc możemy o tym tylko krótko wspomnieć.

Najważniejszą częścią składu Słońca jest wodór i hel. Zawiera także wiele innych substancji, na przykład żelazo z tlenem, niklem i azotem i wiele innych, ale stanowią one tylko 2% składu.

Pokrycie powierzchni tej gwiazdy nazywa się koroną. Jest bardzo cienki, dzięki czemu jest praktycznie niewidoczny (z wyjątkiem sytuacji, gdy Słońce się ściemnia). Korona ma nierówną powierzchnię. Z tego powodu zostaje pokryty dziurami. To przez te dziury wiatr słoneczny przedostaje się z ogromną prędkością. Pod cienką skorupą znajduje się chromosfera o grubości 16 tysięcy kilometrów. To właśnie w tej części gwiazdy zachodzą różne reakcje chemiczne i fizyczne. To tutaj powstaje słynny wiatr słoneczny – napływ wiru energii, który często jest przyczyną różnych procesów na Ziemi (zorza polarna i burze magnetyczne). A najpotężniejsze burze ogniowe występują w fotosferze - gęstej i nieprzejrzystej warstwie. Głównym zadaniem gazów w tej części jest pochłanianie energii i światła z niższych warstw. Temperatura sięga tutaj sześciu tysięcy stopni. Miejsce wymiany energii gazowej znajduje się w strefie konwekcyjnej. Stąd gazy unoszą się do fotosfery, a następnie wracają, aby uzyskać niezbędną energię. A w kotle (najniższa warstwa gwiazdy) zachodzą bardzo ważne i złożone procesy związane z protonowymi reakcjami termojądrowymi. To stąd całe Słońce otrzymuje energię.

Sekwencja ewolucji Słońca

Tutaj dochodzimy do najważniejszego pytania naszego artykułu. Ewolucja słońca to zmiany zachodzące w gwieździe podczas jej życia: od narodzin aż do śmierci. Wcześniej omawialiśmy, dlaczego ważne jest, aby ludzie wiedzieli o tym procesie. Teraz przeanalizujemy po kolei kilka etapów ewolucji Słońca.

Za miliard lat

Przewiduje się, że temperatura słońca wzrośnie o dziesięć procent. W związku z tym całe życie na naszej planecie wymrze. Możemy więc mieć tylko nadzieję, że do tego czasu ludzie opanują inne galaktyki. Możliwe jest również, że jakieś życie w oceanie ma jeszcze szansę zaistnieć. Nadejdzie okres maksymalnej temperatury gwiazdy w całym jej życiu.

Za trzy i pół miliarda lat

Jasność Słońca niemal się podwoi. W związku z tym nastąpi całkowite odparowanie i ulatnianie się wody w przestrzeń, po czym żadne ziemskie życie nie będzie miało szansy istnieć. Ziemia stanie się jak Wenus. Co więcej, w procesie ewolucji Słońca jego źródło energii zacznie się stopniowo wypalać, pokrywa się rozszerzy, a rdzeń, wręcz przeciwnie, zacznie się kurczyć.

Za sześć i pół miliarda lat

W centralnym punkcie Słońca, gdzie znajduje się źródło energii, zapasy wodoru zostaną całkowicie wyczerpane, a hel rozpocznie własną kompresję, ponieważ nie może istnieć w takich warunkach. Cząsteczki wodoru nadal palą się tylko w koronie Słońca. Sama gwiazda zacznie przekształcać się w nadolbrzyma, zwiększając swoją objętość i rozmiar. Jasność będzie stopniowo rosnąć wraz ze wzrostem temperatury, co spowoduje jeszcze większą ekspansję.

Za osiem miliardów lat (ekstremalny etap rozwoju Słońca)

W całej gwieździe rozpocznie się spalanie wodoru. To wtedy jego rdzeń staje się bardzo, bardzo gorący. Słońce całkowicie opuści swoją orbitę w procesie ekspansji ze wszystkich powyższych procesów i będzie miało prawo nazywać się czerwonym olbrzymem. W tym momencie promień gwiazdy zwiększy się ponad 200 razy, a jej powierzchnia ostygnie. Ziemia nie zostanie pochłonięta przez płonące Słońce i oddali się od swojej orbity. Może później zostać wchłonięty. Ale nawet jeśli tak się nie stanie, cała woda na planecie nadal przejdzie w stan gazowy i wyparuje, a atmosfera nadal będzie pochłaniana przez najsilniejszy wiatr słoneczny.

Konkluzja

Jak wspomniano wcześniej, ewolucja Słońca będzie miała ogromny wpływ na nasze życie i istnienie planety jako całości. Jak nietrudno zgadnąć, w każdym razie będzie to bardzo niekorzystne dla Ziemi. Rzeczywiście, w wyniku swojej ewolucji gwiazda zniszczy całą cywilizację, być może nawet pochłonie naszą planetę.

Łatwo było wyciągnąć takie wnioski, bo ludzie już wiedzieli, że Słońce jest gwiazdą. Ewolucja Słońca i gwiazd tej samej wielkości i typu przebiega w podobny sposób. To właśnie na tej podstawie zbudowano te teorie i potwierdzono je faktami. Śmierć jest integralną częścią życia każdej gwiazdy. A jeśli ludzkość chce przetrwać, to w przyszłości będziemy musieli dołożyć wszelkich starań, aby opuścić naszą planetę i uniknąć jej losu.

Linia UMK B. A. Woroncow-Velyaminov. Astronomia (10-11)

Astronomia

Naturalna nauka

Ile lat ma Słońce? Czy Słońce może się ochłodzić?

Paszport słoneczny

Słońce, centralne ciało Układu Słonecznego, jest typowym przedstawicielem gwiazd, najpowszechniejszych ciał we Wszechświecie. Masa Słońca wynosi 2 * 10 do 30 stopnia kg. Podobnie jak wiele innych gwiazd, Słońce jest ogromną kulą złożoną z plazmy wodorowo-helowej i znajdującą się w równowadze (więcej na ten temat poniżej).

Ma 4,6 miliarda lat. Całkiem dużo, prawda? Biorąc pod uwagę, że życie (stawonogi - przodkowie współczesnych owadów) pojawiło się na naszej planecie około 570 milionów lat temu. Najprostsze organizmy znacznie wcześniej -około 3,5 miliarda lat temu

Czy słońce może zgasnąć?

Średnica Słońca wynosi prawie 1 400 000 km. Dużo? Porównaj z poniższym zdjęciem! Wewnątrz Słońca mogą zmieścić się miliony planet wielkości Ziemi. 99,8% masy Układu Słonecznego koncentruje się w Słońcu. A z 0,2% wszystkiego innego powstają planety (70% masy planet pochodzi z Jowisza). Nawiasem mówiąc, Słońce stale traci na wadze: co sekundę traci 4 miliony ton swojej masy - odlatują w postaci promieniowania, w każdej chwili około 700 milionów ton wodoru zamienia się w 696 ton helu.

Kiedy i jak eksploduje nasze Słońce?

Bardziej słuszne byłoby stwierdzenie, że zamieni się w czerwonego olbrzyma. W tej chwili Słońce znajduje się w stanie żółtego karła i po prostu spala wodór. Przez całe swoje istnienie – jak już powiedzieliśmy – 5,7 miliarda lat – Słońce znajduje się w stabilnym trybie spalania wodoru. I to paliwo wystarczy mu na 5 miliardów lat (więcej niż Ziemia istniała od zarania dziejów!)

Po włączeniu kolejnych etapów syntezy Słońce zmieni kolor na czerwony, powiększy się – aż do orbity Ziemi (!) – i wchłonie naszą planetę. I tak, wcześniej pożre Wenus i Merkurego. Ale życie na Ziemi ustanie jeszcze zanim Słońce rozpocznie swoją transformację, ponieważ rosnąca jasność i rosnące temperatury spowodują, że nasze oceany wyparują miliard lat wcześniej.

Temperatura na powierzchni Słońca wynosi około 6 tysięcy stopni Celsjusza. Wewnątrz Słońca, gdzie nieprzerwanie zachodzą reakcje termojądrowe, temperatura jest DUŻO wyższa – sięga 20 milionów stopni Celsjusza.

Czy tak dzieje się ze wszystkimi gwiazdami? Jak zatem wygląda życie?

Podręcznik B. A. Woroncowa-Wielyaminowa, E. K. Strouta spełnia wymagania Federalnego Państwowego Standardu Edukacyjnego i jest przeznaczony do nauki astronomii na poziomie podstawowym. Zachowuje klasyczną strukturę prezentacji materiałów edukacyjnych i przywiązuje dużą wagę do aktualnego stanu nauki. W ciągu ostatnich dziesięcioleci astronomia poczyniła ogromne postępy. Dziś jest to jedna z najszybciej rozwijających się dziedzin nauk przyrodniczych. Nowe ustalone dane dotyczące badań ciał niebieskich ze statków kosmicznych i nowoczesnych dużych teleskopów naziemnych i kosmicznych znalazły swoje miejsce w podręczniku.

OPCJA SŁOŃCE 1

1. Według współczesnych danych naukowych wiek Słońca wynosi...

A) 2 miliardy lat

B) 5 miliardów lat +

B) 500 miliardów lat

D) 300 miliardów lat

2. Jak nazywa się linia na dysku planety lub satelity, która oddziela oświetloną (dzienną) półkulę od ciemnej (nocnej) półkuli.

A) Almukantrat

B) Paralaksa

B) Terminator +

D) Fakula

3. Najczęstszym pierwiastkiem na Słońcu jest

B) wodór +

D) to pytanie nie ma sensu, ponieważ Słońce jest plazmą

4. Jak nazywa się strumień megazjonizowanych cząstek (głównie plazmy helowo-wodorowej) wypływający z korony słonecznej z prędkością 300-1200 km/ Cw otaczającą przestrzeń kosmiczną?

A) wzniosłości

B) promienie kosmiczne

B) wiatr słoneczny +

5. Do jakiej klasy widmowej należy Słońce?

6. W jakiej części Słońca zachodzą reakcje termojądrowe?

A) w jądrze +

B) w fotosferze

B) w wypukłościach

7. Dla obserwatora nadchodzi zaćmienie Słońca

A) jeśli Księżyc wpadnie w cień Ziemi

B) jeśli Ziemia znajduje się pomiędzy Słońcem a Księżycem

C) jeśli Księżyc znajduje się pomiędzy Słońcem a Ziemią +

D) nie ma poprawnej odpowiedzi

8. Która warstwa Słońca jest głównym źródłem promieniowania widzialnego?

A) Chromosfera

B) Fotosfera +

B) Korona słoneczna

9. Która gwiazda jest najbliżej Słońca?

A) Arktur

B) Alfa Centauri

B) Betelgeza

D) Proxima Centauri +

10. Jaka jest temperatura powierzchni słońca?

D)15 000 000 0 C

Opcja 2

SŁOŃCE

1. Najbliższa Ziemi gwiazda to

A) Wenus, od czasów starożytnych nazywana „gwiazdą poranną”

B) Słońce +

B) Alfa Centauri

D) Polar

2.Z jakich dwóch gazów składa się głównie Słońce?

A) tlen

B) hel +

D) wodór +

3. Jaka jest temperatura powierzchni Słońca?

a) 2800 stopni Celsjusza

b) 5800 stopni Celsjusza

c) 10000 stopni Celsjusza

d) 15 milionów stopni Celsjusza

4. Rezultatem jest energia słoneczna

a) fuzja termojądrowa +

b) spalanie

5. Nazywa się zewnętrzną powierzchnię promieniującą Słońca

A) fotosfera +

B) atmosfera

B) chromosfera

6. Fotosynteza jest możliwa dzięki obecności w komórkach roślinnych

A) glukoza

b) chlorofil +

c) dwutlenek węgla

D) tlen

7. Co wyjaśnia ruch Ziemi wokół Słońca?

a) przez działanie siły odśrodkowej +

b) działanie siły bezwładności

c) przez działanie napięcia powierzchniowego

d) działanie siły sprężystej

8. Według współczesnych poglądów na temat pochodzenia Słońca i Układu Słonecznego, z nich powstały

a) Inne gwiazdy i planety

b) Wielki Wybuch

c) chmura gazu i pyłu +

9. Słońce wzeszło mniej więcej

A) 100 milionów lat temu

B) 1 miliard lat temu

B) 4,5 miliarda lat temu +

D) 100 miliardów lat temu

10. W procesie starzenia się Słońce zamieni się w

a) w niebieskiego karła

b) w czerwonego karła

c) w czerwonego olbrzyma +

d) w niebieskiego olbrzyma

Opcja 3

Jaka część całkowitej masy Układu Słonecznego znajduje się w Słońcu?

Co to jest „wiatr słoneczny”?

Przepływ zjonizowanych cząstek sięgających granic heliosfery

Ostatnia zewnętrzna powłoka Słońca

Zespół zjawisk spowodowanych wytwarzaniem silnych pól magnetycznych na Słońcu

Wyrzut materii z korony słonecznej

Która z poniższych misji bada Słońce?

Jaka jest miara długości „jednostka astronomiczna”?

Odległość od Słońca do Merkurego

Odległość od Słońca do Wenus

Odległość od Słońca do Ziemi

Odległość od Słońca do Jowisza

Ostatnim etapem cyklu życia Słońca jest

Czarna dziura

Gwiazda neutronowa

Biały karzeł

czerwony olbrzym

Wiek Słońca wynosi w przybliżeniu

3 miliardy lat

4,5 miliarda lat

7,2 miliarda lat

10 miliardów lat

Do jakiego typu gwiazd według klasyfikacji widmowej należy Słońce?

Biały karzeł

Żółty karzeł

Biały gigant

czerwony olbrzym

Czerwony karzeł

W jakim rejonie Drogi Mlecznej znajduje się Słońce?

Ramię Oriona

Horyzont zdarzeń

Rękaw Perseusza

Strefa Ciemności

Cykl aktywności słonecznej wynosi w przybliżeniu

Słońce składa się głównie z

Tlen

Węgiel

Wodór

Ze słońcem opcja 4

Słońce obraca się wokół własnej osi

A) w kierunku ruchu planet

B) przeciwnie do kierunku ruchu planet +

B) nie obraca się

D) obracają się tylko poszczególne jego części

2. Nazywa się odległość Ziemi od Słońca

A) rok świetlny

B) parsek

W) jednostka astronomiczna +

D) paralaksa roczna

3. Według masy Słońca

A) równa całkowitej masie planet Układu Słonecznego

B) więcej niż całkowita masa planet +

C) mniejsza niż całkowita masa planet D) to pytanie jest błędne, ponieważ masa Słońca stale się zmienia

4. Temperatura na powierzchni Słońca jest w przybliżeniu równa

A) 3000 0 C B) 3000 0 K C) 6000 0 C D) 6000 0 DO

5. Jakie jest źródło energii słonecznej?

A) Reakcje termojądrowe fuzji lekkich jąder

B) Reakcje jądrowe pierwiastków chemicznych

W). Reakcje chemiczne

6. Do jakiej klasy gwiazd należy Słońce?

A) nadolbrzym. B) żółty karzeł. B) biały karzeł. D) czerwony olbrzym.

7. Najbardziej powszechnym pierwiastkiem na Słońcu jest

A) hel B) wodór C) hel i wodór są w przybliżeniu równe

D) to pytanie nie ma sensu, ponieważ Słońce jest plazmą

8. Jakie obserwacje potwierdziły występowanie termojądrowych reakcji topnienia helu z wodorem w jądrze Słońca?

A) Obserwacja wiatru słonecznego

B) Obserwacja plam słonecznych

B) Obserwacja promieniowania rentgenowskiego Słońca

D) Obserwacja strumienia neutrin słonecznych.

9. Rozłóż warstwy słoneczne, zaczynając od zewnętrznej

A) fotosfera B) korona C) chromosfera D) rdzeń E) protuberancje

10. Nazywa się widzialną powierzchnię Słońca

A) chromosfera B) fotosfera B) korona

11. Jak nazywają się trwałe formacje w fotosferze?

A) spikule B) granulki c) wyniosłości

12. Gdzie powstają wypukłości?

A) w chromosferze B) w fotosferze B) w koronie słonecznej D) w jądrze

13. Wyjaśnienie granulacji na Słońcu

A) przewodność cieplna B) konwekcja B) przenoszenie energii przez promieniowanie

14. W jaki sposób energia jest przekazywana z wnętrza Słońca na zewnątrz?

A) Przewodność cieplna B) Przenikanie ciepła B) konwekcja D) promieniowanie

15. Nie dotyczy promieniowania słonecznego

A) promieniowanie cieplne B) promieniowanie słoneczne C) fale radiowe

D) promieniowanie magnetyczne D) promieniowanie elektromagnetyczne

16. Czy Słońce ma pole magnetyczne?

Tak B) nie C) nie ma jednoznacznej odpowiedzi

17. Jakie zjawiska na Ziemi są związane z aktywnością Słońca?

A) burze magnetyczne, trzęsienia ziemi, wzrost liczby katastrof spowodowanych przez człowieka

B) zorze polarne, huragany, tornada, trzęsienia ziemi

C) zorze polarne, burze magnetyczne, zwiększona jonizacja górnych warstw atmosfery

18. Podczas jakich procesów na Słońcu zachodzą przepływy korpuskularne i promienie kosmiczne?

A) z wiatrem słonecznym B) z ruchem konwekcyjnym B) podczas rozbłysków chromosferycznych

Bieżąca strona: 18 (książka ma łącznie 26 stron) [dostępny fragment do czytania: 18 stron]

Czcionka:

100% +

Wewnątrz i na zewnątrz naszego dużego domu

Dopiero w połowie tego stulecia stało się jasne, że Droga Mleczna jest ogromnym ramieniem galaktyki spiralnej, gigantycznym układem gwiazd, jedną z wielu galaktyk spiralnych. Średnica Drogi Mlecznej wynosi 100 tysięcy lat świetlnych.

Liczba gwiazd składowych przekracza 100 miliardów.

Oczywiście, że Droga Mleczna jest częścią kolosalnej spirali, można się przekonać tylko wtedy, gdy obróci się ją „w stronę” obserwatora. Z boku nasza galaktyka będzie wyglądać jak szkło powiększające lub zagięte krawędzie soczewek kontaktowych.

Co zawiera? No cóż, gwiazdy, naturalnie, powiesz i nie pomylisz się. Tak, głównie gwiazdy. Ale nie tylko. Kilka procent całkowitej masy galaktyk Drogi Mlecznej składa się z gazu międzygwiazdowego i pyłu galaktycznego. W pewnej odległości od dysku galaktycznego rozproszonych jest wiele gromad kulistych gwiazd - rodzaj satelitów galaktyki. Każda taka gromada zawiera do miliona gwiazd. Wreszcie stosunkowo niedawno stało się jasne, że nasza galaktyka również posiada koronę, która rozciąga się na odległość kilkudziesięciu średnic dysku.

Cały dysk galaktyki obraca się - jak płyta. Rotację galaktyki odkrył w 1925 roku holenderski astronom Jan Hendrik Oort. Określił także położenie jego środka, położonego w kierunku gwiazdozbioru Strzelca. Odległość do niego wynosi około 30 tysięcy lat świetlnych. Badając względny ruch gwiazd, Oort ustalił również, że Słońce również porusza się po orbicie wokół centrum galaktyki. Aktualna wartość jego prędkości wynosi 250 km/s. Pełny obrót wokół centrum trwa około 2,2 × 108 (220 milionów) lat.

Aby to wszystko było dokładnie takie, centrum galaktyki musi mieć gigantyczną masę – około 100 miliardów mas Słońca! W centrum jądra galaktycznego znajduje się źródło ogromnej energii - 100 milionów słońc.

Dlaczego patrząc w niebo nie widzimy ramion spiralnych ani imponującego, masywnego jądra? Odpowiedź jest dość prosta: ponieważ obserwujemy naszą galaktykę „od środka”, jesteśmy w niej, a nie patrzymy skądś z zewnątrz. Tak, Droga Mleczna jest naszym domem.

Ale co, jeśli mimo wszystko odważysz się wyruszyć w przestrzeń kosmiczną? Wszechświat nie ogranicza się do Drogi Mlecznej. Gdybyśmy opuścili jego granice, otworzyłaby się przed nami ogromna pusta przestrzeń, nieprzenikniona czerń, pozbawiona jakichkolwiek zauważalnych obiektów. Dopiero w odległości ponad 150 tysięcy lat świetlnych od naszej gwiezdnej wyspy odkrylibyśmy dwie poszarpane formacje mgławicowe o nieregularnym kształcie – Wielki i Mały Obłok Magellana. Są wyraźnie widoczne na niebie południowej półkuli Ziemi w postaci dwóch białawych plam i wyglądają jak izolowane fragmenty Drogi Mlecznej. Po raz pierwszy opisał je jeden z uczestników opłynięcia świata przez Ferdynanda Magellana. Nie są one bezpośrednio powiązane z Drogą Mleczną: są to dwie niezależne małe galaktyki, raczej ubogie w gwiazdy. Mały Obłok Magellana leży 160 tysięcy lat świetlnych od nas, a Wielki Obłok Magellana leży jeszcze dalej, prawie 200 tysięcy lat świetlnych. Choć Obłoki Magellana są zauważalnie mniejsze od Drogi Mlecznej, odkryto w nich bardzo ciekawe obiekty. Na przykład Największy Obłok Magellana zawiera gwiazdę S Doradus, która ma najwyższą znaną jasność. Nie jest widoczny gołym okiem, ponieważ ma jasność 8mag, ale jego jasność absolutna przekracza jasność Słońca 600 tysięcy razy!

Jednak Droga Mleczna i Obłoki Magellana to nie wszystko. 2,5 miliona lat świetlnych od Drogi Mlecznej leży galaktyka spiralna Andromedy, która znacznie przewyższa naszą pod względem masy i liczby gwiazd. Jest widoczna gołym okiem jako słaba gwiazda 5mag i jest wymieniona w katalogu Messiera pod numerem 31, dlatego otrzymała nazwę M31 (a Charles Messier jest słynnym francuskim astronomem, który jako jeden z pierwszych rozpoczął kompilowanie katalog mgławic i gromad gwiazd).

Galaktyka Andromedy, Droga Mleczna, Obłoki Magellana, Trójkąt spiralny (M33) i wiele mniejszych galaktyk (w sumie około 40) stanowią część tak zwanej Grupy Lokalnej o średnicy ponad 3 milionów lat świetlnych. Istnieje kilkanaście podobnych grup rozproszonych na przestrzeni ponad 30 milionów lat świetlnych. A 50 milionów lat świetlnych stąd znajduje się duża gromada w konstelacji Panny, licząca kilka tysięcy galaktyk. Zatem nasza Grupa Lokalna należy do jeszcze większej struktury, która jest powszechnie nazywana lokalną supergromadą galaktyk. Jego średnica wynosi 100, a grubość ponad 30 milionów lat świetlnych. Centrum tego gigantycznego obłoku galaktycznego to ta sama gromada w Pannie.

Galaktyka Drogi Mlecznej skupia się na samym skraju lokalnej supergromady. A jeszcze dalej, w odległości kilkuset milionów lat świetlnych, znajduje się znacznie większa gromada w konstelacji Coma Bereniki, która obejmuje ponad 10 tysięcy galaktyk. Najwyraźniej jest częścią innej gigantycznej supergromady galaktycznej, której niedawno odkryto kilkadziesiąt. Te majestatyczne obiekty wieńczą hierarchię struktur obserwowalnej części Wszechświata, zwanej inaczej Metagalaktyką.

Widoczna część Wszechświata zawiera ponad 100 miliardów galaktyk. Na Ziemi widzimy gołym okiem tylko cztery z nich: Drogę Mleczną, Mgławicę Andromedy, Wielki i Mały Obłok Magellana.

Gwiazdy

Wychodzimy z domu w nocy i patrzymy w górę. Co widzimy? Tak, oczywiście, gwiazdy, niebo pełne gwiazd, niebo jasne od gwiazd. Świat gwiazd zadziwia swoją różnorodnością. Są wśród nich gwiazdy-olbrzymy i gwiazdy karłowate, gwiazdy kochające społeczeństwo i gwiazdy preferujące samotność. Wiele gwiazd tworzy tak zwane układy wielokrotne składające się z dwóch lub trzech gwiazd, które krążą wokół wspólnego środka ciężkości w stosunkowo niewielkiej odległości od siebie. Istnieją gwiazdy, które świecą w podczerwieni i nie są dla nas widoczne. Są inne, które świecą dziesiątki i setki tysięcy razy jaśniej niż nasze Słońce. I tylko jednym parametrem - masą - nie różnią się zbytnio od siebie: od 0,1 do 100 mas Słońca.

Gwiazdy są jak ludzie – rodzą się, dorastają, starzeją się i umierają. Ale jeśli niektórzy odejdą cicho i niezauważeni, finałowi innych towarzyszą wspaniałe kosmiczne kataklizmy. Obiekty takie widoczne są z odległości wielu milionów lat świetlnych, a ich jasność przekracza ludzką wyobraźnię: przekracza intensywność światła setek miliardów gwiazd w całej galaktyce.

Każda gwiazda ma swój własny limit czasu. Niektóre wypalają się w ciągu kilku milionów lat – kiedy po Ziemi chodziły dinozaury, niektóre takie gwiazdy jeszcze nie żyły. Inni będą żyć długo: życie gwiazd nieco mniej masywnych od Słońca może sięgać 25 miliardów lat (pamiętajmy, że od Wielkiego Wybuchu minęło około 14 miliardów lat). Słońce zaświeciło około 5 miliardów lat temu.

Słońce okrąża Galaktykę co 220 milionów lat i przeszło już tę trajektorię 20 razy.

Patrzymy więc na nocne niebo. Pierwszą rzeczą, która rzuca się w oczy, są wyraźne różnice między gwiazdami w jasności i kolorze. Aby uchwycić tę różnicę, istnieje termin „wielkość”. W rzeczywistości wielkość bezwzględna jest taka sama, jak jasność gwiazdy (zwykle wyrażana w jednostkach jasności Słońca i oznaczona literą L), czyli całkowita ilość energii emitowanej przez gwiazdę w jednostce czasu. Mówiliśmy już o fantastycznej jasności Dorado w Wielkim Obłoku Magellana, przekraczającej jasność Słońca 600 tysięcy razy. Wśród innych jasnych gwiazd na naszym niebie można wymienić Antaresa (alfa Scorpii), Betelgezę (alfa Orionis) i Rigel (beta Orionis), których jasność przekracza jasność słoneczną odpowiednio 4 tysiące, 8 tysięcy i 45 tysięcy razy. Z drugiej strony jasność gwiazd karłowatych może być z kolei mniejsza od jasności Słońca tysiące i dziesiątki tysięcy razy.

Tylko bardzo jasne gwiazdy widzą różnicę w kolorze gołym okiem. Ale mały amatorski teleskop, czy nawet porządna lornetka polowa zauważalnie poprawią jakość obrazu. Powiedzmy, że Antares i Betelgeza okazują się czerwone, Capella jest żółta, Syriusz jest biały, a Vega jest niebieskawo-biała.

Kolor gwiazdy, a co za tym idzie i jej widmo, zależy od temperatury jej warstw powierzchniowych. W temperaturze 3000-4000 K gwiazda będzie czerwona, w 6000-7000 K nabierze wyraźnego żółtawego zabarwienia, a gorące gwiazdy o temperaturze 10 000-12 000 K świecą białym lub niebieskawym światłem.

Zwyczajowo wyróżnia się siedem głównych klas widmowych, które są oznaczone łacińskimi literami O, B, A, F, G, K i M. Każda klasa widmowa jest podzielona na 10 podklas (od 0 do 9, wraz ze wzrostem temperatury w stronę spadku). Tym samym gwiazda o widmie B9 będzie bliżej charakterystyki widmowej widma A2 niż np. widma B1. Gwiazdy klas O - B - niebieska (temperatura powierzchni - około 100 000-80 000 K), A - F - biała (11 000-7 500 K), G - żółta (około 6000 K), K - pomarańczowa (około 5000 K), M – czerwony (2000–3000 K).

Nasze Słońce należy do klasy widmowej G2 (temperatura jego warstw powierzchniowych wynosi około 6000 K). Okazuje się zatem, że nasze wspaniałe Słońce, zgodnie z klasyfikacją astronomiczną, jest po prostu karłem, żółtym karłem! To prawda, że ​​​​średnica Słońca wynosi około 1,4 miliona km - szczerze mówiąc, wymiary „karła” są znaczne.

Niektóre gwiazdy mogą okresowo zmieniać swoją jasność. Na przykład cefeidy to żółte nadolbrzymy, których temperatura powierzchni jest mniej więcej taka sama jak temperatura Słońca. Ale świecą znacznie jaśniej, ponieważ moc ich promieniowania przewyższa moc słońca dziesiątki tysięcy razy. Okresowe zmiany jasności cefeid wiążą się ze złożonymi procesami fizycznymi i chemicznymi zachodzącymi w ich wnętrzach, dlatego zwykle nazywane są zmiennymi rzeczywistymi, czyli fizycznymi. Gwiazda Świata z konstelacji Wieloryba również należy do prawdziwych zmiennych, choć jej okres zmian jasności jest znacznie dłuższy i wynosi około 11 miesięcy. (dla cefeid - od dnia do miesiąca).

Istnieją jednak gwiazdy zmienne, których wahania jasności wyjaśniane są w zupełnie inny sposób. Oto Algol (beta Perseusz), gwiazda, która w dawnych czasach nazywana była „okiem diabła” i „ghulem”. Jego jasność zmienia się o pełną wielkość prawie co trzy dni. Ale Algol jest tak zwanym „zaćmieniowym” układem podwójnym. Po prostu słaba gwiazda krąży wokół Algolu - drugiego składnika układu podwójnego, którego orbita leży w tej samej płaszczyźnie, co orbita Ziemi. Kiedy pojawia się pomiędzy Algolem a Ziemią w polu widzenia ziemskiego obserwatora, częściowo go przyćmiewa.

Z kolei czerwone olbrzymy nagrzewają się stosunkowo słabo, „tylko” do 2–3 tys. stopni. Ale całkowite natężenie strumienia światła będzie bardzo znaczące w porównaniu ze Słońcem. Dzieje się tak dlatego, że czerwone olbrzymy są naprawdę olbrzymami. Są bardzo, bardzo duże. Nawet jeśli kilometr kwadratowy powierzchni, powiedzmy, Betelgezy świeci stosunkowo słabo, powierzchnia tej gwiazdy jest o kilka rzędów wielkości większa od Słońca! Dlatego jego moc promieniowania będzie wielokrotnie większa niż moc słońca. W 1920 roku zmierzono średnicę Betelgezy. Okazało się, że jest prawie 350 razy większa od średnicy Słońca i wynosi około 500 milionów km.

Co się stanie, jeśli Betelgeza znajdzie się w miejscu naszego Słońca? Na przykład orbita Marsa znajduje się w odległości 220 milionów km od Słońca. Wszystkie planety ziemskie (Merkury, Wenus, Ziemia i Mars) po prostu wpadłyby do wnętrza gigantycznej gwiazdy. Jak moglibyśmy wtedy pisać i czytać o Betelgeuzie?

Ale nie spieszmy się. Objętość Betelgezy jest 40 milionów razy większa niż objętość Słońca. A jego masę szacuje się na zaledwie 12–17 mas Słońca. Co to znaczy? Że czerwony nadolbrzym, w którym zmieści się kilka orbit planet Układu Słonecznego, jest czymś w rodzaju ogromnej bańki powietrza. Jeśli średnia gęstość materii słonecznej wynosi około 1,4 g/cm 3 (prawie półtora raza większa od gęstości wody), to w Betelgeuzie będzie ona miliony razy mniejsza niż gęstość powietrza, którym oddychamy. Oto nadolbrzym dla Ciebie!

Ale Betelgeza nie jest jeszcze największym nadolbrzymem. Istnieją czerwone nadolbrzymy tak niewyobrażalnie ogromne, że znajdujące się obok nich gwiazdy takie jak Betelgeza to po prostu „karły do ​​​​kwadratu”. Na przykład epsilon Aurigae. Jest to nadolbrzym podczerwieni o średnicy 3,7 miliarda (!) km. Jeśli umieścisz go w miejscu Słońca, z łatwością pochłonie pierwszych 6 planet (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz i Saturn) i po prostu wypełni Układ Słoneczny aż do orbity Urana.

Ciemne i zimne nadolbrzymy, takie jak Epsilon Aurigae, powinny być pustymi, wyrafinowanymi światami, ponieważ ich materia jest „rozmazana” na kolosalnej objętości. Gęstość takiej substancji niewiele różni się od gęstości pustki, od gęstości próżni.

Jeśli w „czerwonej” klasie gwiazd M istnieją nadolbrzymy, to logicznie rzecz biorąc, powinny istnieć również czerwone karły, zauważalnie gorsze pod względem masy od Słońca. Ale w żadnym wypadku nie są to rzadkie bąbelki, ale pełnoprawne gwiazdy. Mogą być nawet „bardziej pulchne”, gęstsze niż nasze Słońce i dość znacząco. Na przykład czerwony karzeł Kruger 60B jest tylko pięć razy lżejszy od Słońca, chociaż jego objętość wynosi 1/125 naszej gwiazdy. Zatem jego średnia gęstość powinna wynosić 35 g/cm 3, czyli 25-krotność gęstości Słońca (1,4 cm 3) i półtorakrotność gęstości platyny. Nawet tak stałe ciało niebieskie jak nasza rodzima planeta ma średnią gęstość rzędu 5,5 g/cm 3 (gęstość skał w skorupie ziemskiej wynosi 2,6 g/cm 3, a w kierunku środka Ziemi osiąga wartość 11,5 g/cm 3), czyli jest ponad sześciokrotnie gorszy od Krugera.

Oczywiście gęstość wszystkich ciał niebieskich (nawet gigantycznych bąbelków gazu, takich jak Betelgeza) szybko rośnie w kierunku centrum. Aby Słońce mogło istnieć stabilnie i nie zapadło się pod wpływem sił grawitacyjnych, gęstość jego centralnych obszarów musi osiągnąć wartości rzędu 100 g/cm 3, czyli 5 razy większą niż gęstość z platyny. Oczywiste jest, że w centrum Krugera 60 V wartość ta będzie 100 razy większa.

Takie gęste, gęste czerwone karły... No cóż, nie ma nic gęstszego w naszym Wszechświecie? Jeść. To są białe karły. Według standardów gwiazd białe karły są bardzo małymi i bardzo gorącymi gwiazdami. Temperatura ich warstw powierzchniowych jest bardzo zróżnicowana - od 5000 K dla „starych” zimnych gwiazd do 50 000 K dla „młodych” i gorących. Pod względem masy są dość porównywalne ze Słońcem, ale ich średnica z reguły nie przekracza średnicy Ziemi i wynosi, jak wiemy z kursu szkolnego, około 12 800 km. Tym samym ich średnia gęstość osiąga wartości rzędu 106 g/cm 3 i setki tysięcy razy przekracza gęstość naszego Słońca. Jeden centymetr sześcienny białego karła może ważyć kilka ton!

Do chwili obecnej odkryto całkiem sporo białych karłów, które według wstępnych szacunków stanowią kilka procent gwiazd w naszej galaktyce.

Pomimo potwornego rozproszenia populacji gwiazd pod względem gęstości - od niemal całkowitej próżni do wartości porównywalnych z gęstością jądra atomowego, masy gwiazd nie różnią się zbytnio - od 0,1 do 100 mas Słońca. Zatem najcięższa gwiazda jest tylko tysiąc razy masywniejsza od najlżejszej. Co więcej, na skrajnych biegunach skali znajduje się stosunkowo niewielu odbiorców-celebrytów. Masa zdecydowanej większości gwiazd waha się od 0,2 do 5 mas Słońca.

Aby zwizualizować wszystkie te relacje gwiazdowe, rozważ poniższy płaski diagram.

Wykres: typ widmowy - jasność gwiazdy

Astronomowie i fizycy powszechnie używają go jako uniwersalnego narzędzia, choć inaczej go nazywają. Na poziomej osi tego diagramu, od lewej do prawej, naniesiono klasy widmowe w malejącej kolejności temperatury, od O do M. Na osi pionowej, od dołu do góry, jasność (lub wielkości bezwzględne) jest zlokalizowana w miarę jej wzrostu. Istnieje empiryczny związek pomiędzy temperaturą i jasnością. Im jaśniejsza gwiazda, tym jest cieplejsza, chociaż oczywiście są wyjątki (pomyśl o czerwonych nadolbrzymach). Ale średnio ten wzór działa. Dlatego im bardziej na lewo na osi poziomej leży klasa widmowa badanej gwiazdy (a więc im wyższa jest jej temperatura), tym wyżej wznosi się ona w pionowej skali wielkości bezwzględnych (jasności).

Większość gwiazd pojawia się na przekątnej w szerokim pasie biegnącym od lewego górnego rogu diagramu, gdzie znajdują się gorące i jasne gwiazdy, do prawego dolnego rogu, zamieszkanego przez chłodne i przyćmione czerwone karły. Ten szeroki ukośny pasek nazywany jest ciągiem głównym.

Gwiazdy ciągu głównego kierują się pewnymi zasadami. Na przykład istnieje związek między temperaturą gwiazdy a jej promieniem: gwiazda o określonej temperaturze powierzchni nie może być dowolnie duża, co oznacza, że ​​jej jasność również mieści się w pewnym przedziale wartości. Ponadto jasność jest powiązana z masą gwiazdy. Jeśli pójdziemy wzdłuż ciągu głównego od klas widmowych O – B do K – M, wówczas masa gwiazd stale maleje. Przykładowo gwiazdy klasy O mają masy sięgające kilkudziesięciu mas Słońca, natomiast gwiazdy klasy B nie przekraczają 10 mas Słońca. Wiadomo, że nasze Słońce ma klasę widmową G2, więc będzie prawie pośrodku ciągu głównego, nieco bliżej jego prawej dolnej krawędzi. Gwiazdy późniejszych klas mają zauważalnie mniejszą masę Słońca; na przykład czerwone karły klasy widmowej M są 10 razy lżejsze od Słońca. Fizyczny powód wszystkich tych wzorców został zrozumiały dopiero po stworzeniu teorii reakcji termojądrowych.

Jednak nie cała populacja gwiazd przypada na ciąg główny. Czerwone olbrzymy tworzą osobną gałąź, która wyrasta szerokim pasem od środka ciągu głównego i sięga do prawego górnego rogu diagramu - z ogromną jasnością i niską temperaturą powierzchni. W porównaniu z większością populacji gwiazd jest stosunkowo niewiele gigantów. A w lewym dolnym rogu diagramu znajdują się białe karły - gorące gwiazdy o niskiej jasności, co wskazuje na ich bardzo mały rozmiar.

W 1972 roku Amerykanie wystrzelili statek kosmiczny Pioneer-10. Na pokładzie znajdowała się wiadomość dla cywilizacji pozaziemskich: znak z wizerunkami mężczyzny, kobiety oraz diagramem położenia Ziemi w kosmosie. Rok później pojawił się Pioneer 11. Do tej pory oba urządzenia powinny już znajdować się w głębokim kosmosie. Jednak w nietypowy sposób ich trajektorie znacznie odbiegały od obliczonych. Coś zaczęło je ciągnąć (lub popychać), w wyniku czego zaczęły poruszać się z przyspieszeniem. Był malutki – mniej niż nanometr na sekundę, co odpowiada jednej dziesięciomiliardowej grawitacji na powierzchni Ziemi. Ale to wystarczyło, aby przesunąć Pioneera-10 z trajektorii o 400 tysięcy kilometrów.

Zarówno czerwone olbrzymy, jak i białe karły są swego rodzaju odpadem z produkcji gwiazd, formami szczątkowymi, pewnym etapem ewolucji gwiazd, które opuściły ciąg główny. Jak w ogóle żyją gwiazdy? Jakie są etapy życia gwiazdy? Czy mają dzieciństwo, młodość, dojrzałość, starość? Jak umierają?

Według współczesnych koncepcji gwiazdy rodzą się w obłokach gazu i pyłu, które zaczynają się kompresować pod wpływem własnych sił grawitacyjnych. Ośrodek międzygwiazdowy tylko na pierwszy rzut oka wydaje się pustą przestrzenią. W rzeczywistości zawiera dużo gazu i pyłu, które są rozmieszczone bardzo nierównomiernie. Większość gazu i pyłu koncentruje się w galaktycznych ramionach spiralnych. To tutaj odkrywane są tzw. asocjacje młodych gwiazd.

Po oddzieleniu i zagęszczeniu fragmentu chmury gazowo-pyłowej rozpoczyna się faza jej gwałtownej kompresji. Gęstość skrzepu szybko rośnie, a jego przezroczystość stale maleje, więc nagromadzone ciepło nie może go opuścić, a skrzep zaczyna się nagrzewać. Promień takiego gwiezdnego zarodka jest znacznie większy niż promień Słońca, ale nadal się kurczy, ponieważ ciśnienie gazu i temperatura wewnątrz obłoku nie są w stanie zrównoważyć sił grawitacyjnych. Kiedy temperatura w centrum formacji osiąga kilka milionów stopni, w jej głębinach wybuchają reakcje syntezy termojądrowej. Temperatura i ciśnienie stale rosną i przychodzi moment, w którym zaczynają skutecznie przeciwdziałać siłom kompresji grawitacyjnej. Wtedy pojawia się nowa stabilna i pełnoprawna gwiazda, która otrzymuje należną jej rejestrację w ciągu głównym.

Podobnie jak wczesny, inflacyjny etap ewolucji Wszechświata, „dzieciństwo” gwiazdy jest bardzo ulotne. Ciężkie gwiazdy rodzą się znacznie szybciej niż lekkie. Na przykład naszemu Słońcu zajęło to około 30 milionów lat, a gwiazdy trzykrotnie przekraczające swoją masę stabilizują się w ciągu zaledwie 100 tysięcy lat. Jednak czerwone karły, których masa jest o rząd wielkości mniejsza od masy Słońca, rozwijają się powoli: proces ten rozciąga się na okres około setek milionów lat. Ale takie gwiazdy żyją też znacznie dłużej: masa gwiazdy nie tylko determinuje okoliczności jej narodzin i pierwszych kroków, ale także pozostawia ślad na całym jej późniejszym istnieniu.

Każda gwiazda jest dużym, samoregulującym reaktorem jądrowym, który zapewnia długoterminową i stabilną produkcję energii. Gdybyśmy to mieli, problem energii zostałby wreszcie rozwiązany! Gwiazda zawiera dużo wodoru. Właściwie pali to przez całe życie. Wodór zamienia się w hel, który z kolei zamienia się w coraz cięższe pierwiastki. Na przykład nasze Słońce, niech Bóg je błogosławi, żyje na świecie od około 5 miliardów lat i nadal zawiera ponad 80% wodoru. Czas życia gwiazdy w ciągu głównym (czyli czas jej „cichego” życia) zależy przede wszystkim od jej masy początkowej. I tutaj wszyscy możemy być spokojni: nasze Słońce czeka długie i wymierzone życie - nie mniejsze niż to, które już przeżyło. Lekarze (nie lekarze, ale fizycy i astronomowie) podają co najmniej 5 miliardów lat.

Zatem z opisanego punktu widzenia każda gwiazda jest gorącą kulą plazmy. Reakcje termojądrowe szalejące w jej głębinach spełniają podwójną rolę: po pierwsze utrzymują ciśnienie i temperaturę, aby gwiazda nie zapadła się pod wpływem własnej grawitacji, jak zapisał ją wielki Einstein, a po drugie dostarczają jej ciężkich pierwiastków. Akumulacja ciężkich pierwiastków (a bez nich pojawienie się planet ziemskich i najwyraźniej życie jest niemożliwe) zachodzi najaktywniej w masywnych gwiazdach.

Co sekundę Słońce staje się lżejsze o 4 miliony ton. Substancja ta po prostu się spala.

I tu znowu dzięki naszemu Słońcu! To nie przypadek, że na przestrzeni dziejów ludzie wychwalali jego osobę. Zużycie paliwa wodorowego, które podtrzymuje reakcje syntezy termojądrowej w głębinach, nie jest takie samo dla różnych gwiazd. Gwiazdy porównywalne masą do Słońca żyją bardzo oszczędnie, więc ich zapasy wodoru wystarczą na długi czas. Czerwone karły są jeszcze bardziej oszczędne. Dlatego będą żyć dwa razy, a nawet trzy lub cztery razy dłużej niż nawet Słońce. Ale masywne gwiazdy to inna sprawa: bardzo marnotrawnie spalają jądrowe paliwo wodorowe. Dlatego najcięższe z nich pozostaną na ciągu głównym zaledwie przez kilka milionów lat. No cóż, nieumiarkowane życie w młodości prowadzi do wczesnej starości...

Czym jest gwiazdorska starość? Wtedy właśnie wypala się prawie cały wodór znajdujący się w rdzeniu. Co się wtedy stanie? Jądro gwiazdy zaczyna się kurczyć, a jej temperatura gwałtownie rośnie. W rezultacie powstaje bardzo gęsty i gorący obszar składający się z helu z niewielką domieszką cięższych pierwiastków. Gaz w takim stanie nazywa się zdegenerowanym. W centralnej części jądra reakcje jądrowe praktycznie ustają, ale na obrzeżach nadal zachodzą dość aktywnie. Gwiazda szybko puchnie, jej rozmiar i jasność znacznie wzrastają. Opuszcza ciąg główny i staje się czerwonym olbrzymem o temperaturze powierzchni około 3000 stopni Kelvina.

Cóż, nawet jeśli nie ma już wodoru, nadal zachodzą reakcje termojądrowe z helem. W centralnych obszarach spuchniętej gwiazdy hel w dalszym ciągu przekształca się w węgiel i tlen, aż do najcięższych pierwiastków. Ale hel też się kończy. I tutaj znowu o wszystkim decyduje początkowa masa gwiazdy. Gdyby był mały, jak nasze Słońce, zewnętrzne warstwy uległyby zrzuceniu, tworząc mgławicę planetarną (rozszerzającą się chmurę gazu), w środku której zapala się znajomy biały karzeł – gorąca gwiazda wielkości Ziemi i o masę rzędu masy Słońca. Średnia gęstość substancji białego karła wynosi 106 g/cm 3 .

Biały karzeł jest w zasadzie martwą gwiazdą. Całe paliwo nuklearne zostało spalone, nie ma reakcji. Jednak obiekt nadal promieniuje, a ciśnienie w nim nadal skutecznie przeciwstawia się własnej grawitacji. Skąd bierze się ta presja? Tu w grę wchodzą prawa świata kwantowego, znane nam już ze swojej paradoksalnej natury. Pod wpływem grawitacji materia białego karła staje się tak gęsta, że ​​jądra atomowe są dosłownie wciskane w powłoki elektronowe sąsiednich atomów. Elektrony tracą bliskie połączenie ze swoimi natywnymi atomami i zaczynają swobodnie podróżować w pustkach międzyatomowych w przestrzeni gwiazdy, podczas gdy nagie jądra tworzą stabilny, sztywny układ - rodzaj sieci krystalicznej. Stan ten nazywany jest zdegenerowanym gazem elektronowym i chociaż biały karzeł nadal się ochładza, średnia prędkość elektronów nie maleje. Teoria kwantowa mówi, że elektrony w gazie elektronowym poruszają się bardzo szybko. Ten ruch mechaniki kwantowej nie ma nic wspólnego z temperaturą substancji; wytwarza ciśnienie zwane ciśnieniem zdegenerowanego gazu elektronowego. I to właśnie ta siła równoważy siłę własnej grawitacji w białych karłach.

Stopniowo ochładzające się formacje, w których wypalił się cały wodór, a reakcje jądrowe ustały... Nawiasem mówiąc, w odległej przyszłości Słońce spotka podobny los. Za około 5–6 miliardów lat nasza macierzysta gwiazda spali cały wodór i zamieni się w czerwonego olbrzyma. Jego jasność wzrośnie setki razy, a promień dziesiątki razy. Życie na Ziemi w tym czasie nie będzie zbyt wygodne, ponieważ temperatura na powierzchni osiągnie około 500 °C, a atmosfera ulegnie wypaleniu. Zatem nasza gwiazda będzie żyła kilkaset milionów lat, a następnie zrzuci swoje zewnętrzne powłoki i stanie się białym karłem.

Podróż fotonu z centrum Słońca na jego powierzchnię, a stamtąd na Ziemię zajmuje 40 tysięcy lat – 8,3 minuty.

Jeśli masa gwiazdy była duża - przekraczała masę Słońca 10 lub więcej razy - w jej centrum utworzyło się jądro, składające się z ciężkich pierwiastków otoczonych lżejszymi warstwami. W pewnym momencie taki rdzeń traci stabilność i rozpoczyna się zapadnięcie grawitacyjne - katastrofalne zapadnięcie się gwiazdy do wewnątrz. Proces ten jest nieodwracalny i nieubłagany. W zależności od masy jądra jego środkowa część albo zamienia się w supergęsty obiekt - gwiazdę neutronową, albo całkowicie zapada się, tworząc czarną dziurę. Potworna energia grawitacyjna uwalniana podczas kompresji rozrywa powłokę i zewnętrzną część jądra, wyrzucając je z prędkością błyskawicy. Następuje ogromna eksplozja. Nazywa się to eksplozją supernowej. Nie znamy kosmicznych kataklizmów większych niż eksplozje supernowych. Od pewnego czasu taka gwiazda świeci jaśniej niż cała galaktyka. Stopniowo wyrzucona powłoka gazowa będzie się ochładzać i zwalniać, by z czasem uformować się w chmurę gazowo-pyłową, która będzie zawierać wiele ciężkich pierwiastków. Kiedy obłok ten zacznie się kondensować pod wpływem sił grawitacyjnych, w jego wnętrzu może rozbłysnąć nowa gwiazda. Takie gwiazdy, powstałe na ruinach poprzednich, nazywane są zwykle gwiazdami drugiej generacji i wydaje się, że nasze Słońce jest jedną z nich.

Zatem istnieje pewna ciągłość w przyrodzie: masywne gwiazdy pierwszej generacji umierają, wzbogacając przestrzeń międzygwiazdową w ciężkie pierwiastki, które służą jako materiał budowlany dla gwiazd drugiej generacji. Wszystkie pierwiastki chemiczne cięższe od helu powstały we wnętrzach gwiazd podczas syntezy termojądrowej, a najcięższe pierwiastki pojawiły się podczas wybuchów supernowych. Wszystko, co nas otacza na Ziemi, a także sama Ziemia, jest materią gwiezdną, którą odziedziczyliśmy.

Uwaga! To jest wstępny fragment książki.

Jeśli spodobał Ci się początek książki, pełną wersję możesz nabyć u naszego partnera – dystrybutora legalnych treści, firmy Lits LLC.

„Zgadzam się” „Zgadzam się”

Przewodniczący KPP Przewodniczący Rady Pedagogicznej

A. Kadyrkulova _____________K. Mambetkalieva

Protokół nr ___ z „____” __________2017 „____”_____________2017

Testy według dyscypliny

"Astronomia"

Podstawowy program edukacyjny w zakresie szkoleń (specjalność)

Dla specjalności: Prawo, Ekonomia i Rachunkowość,

Nauczanie w szkole podstawowej.

Testy opracowane przez:

N. Otunchieva

Sztuka. nauczyciel

ZADANIA TESTOWE

w temacie „Astronomia”

opcja nr 1

1) Co bada nauka astronomii?

A) Bada pochodzenie, rozwój, właściwości obiektów obserwowanych na niebie, a także procesy z nimi związane.
B) Bada cały kosmos jako całość, jego strukturę i możliwości.
C) Bada rozwój i rozmieszczenie gwiazd.

2) Według przedmiotów i metod badań astronomia dzieli się na:
A) tylko trzy główne grupy: astrometria, astrofizyka i astronomia gwiazdowa.
B) na dwie grupy i podgrupy: astrofizykę (astrometria, mechanika nieba) i astronomię gwiazd (kosmologię fizyczną)
C) na pięć grup: astrometria, mechanika nieba, astrofizyka, astronomia gwiazd, kosmologia fizyczna.

3) Jaka jest największa gwiazda?
Słońce
B) VY Canis Majoris
B) VV Cefeusz A

4) W którym roku wystrzelono pierwszego sztucznego satelitę Ziemi?
1957
B) 1960
B) 1975

5) Zdefiniuj Księżyc
A) jedyny naturalny satelita planety Ziemia
B) nie jest to jedyny naturalny satelita planety Ziemia
B) Gwiazda

6) Ile planet kręci się wokół Słońca?
A) 6
B) 7
O 8

7) Która z nich to Ziemia?
A) 5
B) 3
O 4

8) Która planeta Układu Słonecznego jest najbardziej aktywna sejsmicznie?
A) Mars
B) Wenus
B) Ziemia

9) Ile lat ma Ziemia?
A) powstał 5 miliardów lat temu
B) około 4,7 miliarda lat temu
B) około 4,5 miliarda lat temu

10) czym jest czarna dziura?
A) obiekt astrofizyczny, który wytwarza tak potężną siłę przyciągania, że ​​żadne cząstki, niezależnie od tego, jak szybko, nie mogą opuścić jego powierzchni, łącznie ze światłem.
B) pochłania wszystkie cząsteczki światła
C) przyciąga wszystko dookoła, jednak po pewnym czasie rozpuszcza się i uwalnia przedmiot

11) W XX wieku astronomię podzielono na dwie główne dziedziny:
A) obserwacyjne i teoretyczne
B) mechaniczne i naturalne
B) konstruktywny i ogólny

12) studiowanie astronomii rentgenowskiej?
A) Budowa ciała
B) obiekty astronomiczne w zakresie rentgenowskim
B) Konstrukcja rentgenowska

13) mała planeta w Układzie Słonecznym
A) Rtęć
B) Wenus
B) Mars

14) w której galaktyce znajduje się planeta Ziemia?
A) Droga Mleczna
B) Andromedę
B) Trójkąt

15) Na której z planet pył tworzy pierścienie?
A) Mars
B) Saturna
B) Jowisz

ZADANIA TESTOWE

w temacie „Astronomia”

Opcja nr 2

1) W starożytnej Grecji luminarze (słońce i księżyc) byli uosabiani przez bogów
a) Amon i Yah
b) Ixcel i Tonatiuh
c) Zeus i Hera
d) Helios i Selena

2) Gwiazdą najbliższą Ziemi jest
a) Wenus, w starożytności nazywana „gwiazdą poranną”
b) Niedziela
c) Alfa Centauri
d) Polar

3) Z jakich dwóch gazów składa się głównie Słońce?
a) tlen
b) hel
c) azot
d) argon
e) wodór

4) Jaka jest temperatura powierzchni Słońca?
a) 2.800 stopni Celsjusza
b) 5.800 stopni Celsjusza
c) 10 000 stopni Celsjusza
d) 15 milionów stopni Celsjusza

5) Rezultatem jest energia słoneczna
a) fuzja termojądrowa
b) spalanie

6) Nazywa się zewnętrzną powierzchnię promieniującą Słońca
a) fotosfera
b) atmosfera
c) chromosfera

7) Jakie promienie nie są postrzegane przez ludzkie oko? (wybierz dwie odpowiedzi)
a) światło białe
b) kolor czerwony
c) kolor fioletowy
d) promieniowanie podczerwone
e) promieniowanie ultrafioletowe

8) Która warstwa gazu chroni Ziemię przed promieniowaniem kosmicznym?
a) tlen
b) ozon
c) hel
d) azot

9) Kształt orbity Ziemi:
a) elipsa
b) okrąg
c) równoległobok

10) Najdłuższy dzień w roku
a) 21-22 grudnia
b) 20-21 marca
c) 23 września
d) 21-22 czerwca

11) Powodem zmiany pór roku na Ziemi jest
a) nachylenie osi Ziemi
b) kształt orbity Ziemi
c) odległość do Słońca
d) zaćmienia słońca

12) Liderami w zużyciu energii słonecznej są
ludzie
b) zwierzęta
c) grzyby
d) rośliny

13) Fotosynteza jest możliwa dzięki obecności w komórkach roślinnych
a) glukoza
b) chlorofil
c) dwutlenek węgla
d) tlen

14) W którym stuleciu rozpoczął się rozwój wykorzystania energii słonecznej?
a) w I wieku naszej ery
b) w XIV wieku
c) w XX wieku
d) w XXI wieku

15) Sformułowano prawo powszechnego ciążenia
a) Izaak Newton
b) Klaudiusz Ptolemeusz
c) Galileo Galilei
d) Mikołaj Kopernik

ZADANIA TESTOWE

w temacie „Astronomia”

opcja nr 3

1) Proces powstawania planet może trwać:
a) 10 000 lat
b) 100 000 lat
c) 1 000 000 000 lat
d) 100 000 000 lat

2) Słońce wzeszło mniej więcej
a) 100 milionów lat temu
b) 1 miliard lat temu
c) 4,5 miliarda lat temu
d) 100 miliardów lat temu

3) Następujące planety składają się głównie z gazów:
a) Merkury i Mars
b) Pluton i Jowisz
c) Wenus i Ziemia
d) Mars i Saturn

4) W procesie starzenia Słońce się obróci
a) w niebieskiego karła
b) w czerwonego karła
c) w czerwonego olbrzyma
d) w niebieskiego olbrzyma

5) Biały karzeł jest
a) wygasła i stygnąca gwiazda
b) nowo utworzona gwiazda
c) gwiazda położona bardzo daleko od Ziemi
d) planeta gazowa

6) Narodziny supernowej
a) z chmury gazu i pyłu
b) z czarnej dziury
c) w wyniku eksplozji czerwonego olbrzyma
d) w wyniku eksplozji białego karła

7) Gwiazda neutronowa
a) niewiarygodnie mały (w stosunku do obiektów kosmicznych) i lekki
b) niesamowicie mały i ciężki
c) bardzo duży i lekki
d) bardzo duży i ciężki

8) Można nazwać „przerwą w przestrzeni”.
a) gwiazda neutronowa
b) supernowa
c) biały karzeł
d) czarna dziura

9) Nauka o ciałach niebieskich, prawach ich ruchu, budowie i rozwoju, a także strukturze i rozwoju Wszechświata jako całości nazywa się...

a) Astrometria

b) Astrofizyka

c) Astronomia

d) Inna odpowiedź

10) Heliocentryczny model świata został opracowany przez...

a) Hubble'a Edwina

b) Mikołaj Kopernik

c) Tycho Brahe

d) Klaudiusz Ptolemeusz

11) Do planet ziemskich należą...

a) Merkury, Wenus, Uran, Ziemia

b) Mars, Ziemia, Wenus, Merkury +

c) Wenus, Ziemia, Merkury, Fobos

d) Merkury, Ziemia, Mars, Jowisz

12) Druga planeta od Słońca nazywa się...

a) Wenus

b) Rtęć

c) Ziemia

d) Mars

13) Najważniejsze fazy Księżyca to...

dwa

b) cztery

O szóstej

d) osiem

14). Kwadraty okresów orbit planet są powiązane jako sześciany półosi wielkich orbit. To oświadczenie …

a) Pierwsze prawo Keplera

b) Drugie prawo Keplera

c) Trzecie prawo Keplera

d) Czwarte prawo Keplera

15) Zbliża się zaćmienie Słońca...

a) jeśli Księżyc wpadnie w cień Ziemi.

b) jeśli Ziemia znajduje się pomiędzy Słońcem a Księżycem

c) jeśli Księżyc znajduje się pomiędzy Słońcem a Ziemią

d) nie ma poprawnej odpowiedzi.

odpowiedzi

№2 opcje

odpowiedzi

№3 opcje

odpowiedzi

1

A

1

G

1

G

2

W

2

B

2

W

3

B

3

B, D

3

B

4

A

4

B

4

W

5

A

5

A

5

A

6

W

6

W

6

G

7

B

7

G, D

7

B

8

W

8

B

8

G

9

B

9

A

9

W

10

A

10

G

10

B

11

A

11

A

11

B

12

B

12

G

12

A

13

A

13

B

13

G

14

A

14

W

14

W

15

B

15

A

15

W