Astonomija nuo a iki z

Home / Astronomija / Astonomija nuo a iki z

Mokslinis darbas

Visata toks didžiulis ir neaprėbiamas dydis. Vienoje iš visatos dalių

gyvename ir mes, bet tai tik maža dalelytė to visko kas yra paslėpta ten,

tamsoje. Tai Į vairut įvairiausi dangaus kūnai galaktikos, sistemos,

niautroninės žvaigždės, super novos, ūkai, juodosios skylės,

intromagnetinės sferos. Daugybė įdomių ir nežinomų dalykų slypi kosmose tai

ir norečiau juos apibrėžti ir detaliau išnagrinėti. Astronomija – mokslas

tiriantis Visatos kūnų ir jų sistemų sandarą, judėjimą, susidarymą, raidą,

Visatos medžiagos fizikinę būseną ir cheminę sudėtį. Žvaigždynas – tai

žvaigždžių grupė su jai priklausančia erdvės dalimi. ((88). Žv spindesio

matas – ryškis(m). Ryškiausios 1 silpniausios 6. Tarp 2 vienetų ryškio

skirtumas 2.5. spindesys (L). dangaus sfera – įsivaizduojama neriboto

spindulio sfera.Vertikali linija einanti per stebėtoją, kerta dangaus sferą

virš galvos esančiame zenito taške. Diametraliai priešingas zenitui yra

nadyras. Plokštuma statmena linijai ir liečianti žemės paviršių stebėtojo

vietoje tai horizonto plokštuma, o jos susikirtimo su dangaus sfera linija

– horizontas. Jis d sferą dalija į regimąją (virš) ir neregimąją (žemiau).

Plokkštuma, einanti per stebėtoją, pietų ir šiaurės taškus, zenitą ir

nadyrą – dangaus dienovidinio plokštuma. Jos ssusikirtimo su dangaus sfera

linija – dienovidinis. Dienov ir horiz ploktumų susikirtimo linija –

vidurdienio linija. Pusapskritimis einantis per zenitą, šviesulį ir nadyrą

– šviesulio vertikalis. D sfera su visais šviesuliais sukasi apie dangaus

ašį, kertančią Dsferą 2 taškuose (šiaurės ir pietų ašigaliai). Didysis

apskritimas kkurio plokštuma yra statmena d ašiai, eina per stebėtoją

vadinamas dangaus pusiauju.(ekvatorius). Dsferos apskritimas, kurio

plokštuma yra lygiagreti dpusiaujo plokštumai vadinamas šviesulio dangaus

lygiagrete (paralele). Horizontinės koordinatės aukštis ir azimutas.

Aukštis h vertikalo lanko ilgis laipsniais tarp horizonto ir šviesulio.

Matas laipsniai 0±90. Vietoj aukščio vartojamas zenitinis nuotolis z=90-h.

azimutas nurodo jo vertikalo padėtį, horizonto lankas nuo pietų taško iki

šviesulio vertikalo ir horiznto susikirtimo taško einant vakarų kryptimi

nuo 0iki360. Šviesulio deklinacija d yra jo kampinis nuotolis nuo dangaus

pusiaujo. Į šiaurę +, pietus – (+90-90) rektasencija a lankas matuojamas

išilgai dangaus pusiaujo nuo pavasario lygiadienio taško iki šviesulio

deklinacijos pusapskritimio.

1. Visata

2. Visatos teorija

3. Ūkai

4. Žvaigždynai

5. Kas yra žvaidždės

6. Galaktikos

7. Saulės sistema

8. Planetos

9. Supernovos

10. Juodosios skylės

11. Kitokia gyvybės forma kkosmose (teorinės žinios)

Pradėsime nagrinėti apstrakčiai įvardijama „Visatą“. Kas tai? Iš kur ji

atsirado? Kas jos centre? Kas ją sudaro? Kaip viskas vyksta? Į šuos ir

kitus klausimus netrukus ir atsakysime.

Visatos evoliucija

Visatos evoliucijoje skiriami keli etapai, kurie skiriasi medžiagos ir jėgų

laukų struktūra ir vykstančiais fiziniais procesais. Laikotarpis prieš

Didįjį sprogimą vadinamas singuliarumu; išvertus tai reiškia taškinė

būsena. Tada Visata tarsi neturėjo jokių matmenų ir tilpo begalinio tankio

taške. Singuliarumo būsenoje jokie fizikos dėsniai negalioja, todėl apie ją

nieko nežinome. Singuliarumas tęsėsi nuo laiko t=0 iki t=10-43 sekundės.

Pradedant tt=10-43 s, Visatos raidoje skiriama 5 etapai:

planko era, hadronų era, leptonų era, spinduliavimo era ir medžiagos era.

Planko era prasidėjo nuo 10-43 s po Didžiojo sprogimo ir tęsėsi iki 10-7 s.

Iki Planko eros visi žinomi laukai – gravitacinis, elektromagnetinis,

stiprusis ir silpnasis buvo susijungę į vieningą lauką. Planko eros

pradžioje pirmiausia atsiskyrė gravitacinis laukas ir susidarė to lauko

kvantai – gravitonai. Po to, kai laikrodis rodė 10-31 s, o temperatūra buvo

1028 K, atsiskyrė stiprusis laukas ir susidarė sunkiųjų elementariųjų

dalelių plytos – 6 rūšių kvarkai ir antikvarkai bei jų sąveikos kvantai –

gliuonai. Kai laikas buvo 10-10 s, atsiskyrė silpnasis ir elektromagnetinis

laukai, ir susidarė lengvosios elementariosios dalelės – leptonai

(elektronai, miuonai, tauonai ir 3 rūšių neutrinai) ir antileptonai, jų

sąveikos kvantai, taip pat elektromagnetinio lauko kvantai – fotonai.

Materijos tankis per šį laiką sumažėjo nuo 1093 iki 1024 g/cm3, o

temperatūra – nuo 1032 iki 1015 K.

Nuo 10-7 s po Didžiojo sprogimo prasidėjo hadronų era ir truko iki 10-4 s.

Tuo laiku Visatoje iš kvarkų susidarė hadroninės dalelės, t.y. protonai,

antiprotonai, neutronai, antineutronai ir šiek tiek hiperonų ir mezonų.

Kartu buvo daugybė fotonų ir leptonų. Materijos tankis per hadronų erą

sumažėjo nuo 1024 iki 1014 g/cm3, temperatūra – nuo 1015 iki 1012 K.

Po hadronų eros prasidėjo leptonų era, kuri truko nuo 10-4 iki 10 ss po

Didžiojo sprogimo. Hadronai, susidūrę su antihadronais, anihiliavosi, bet

dėl nedidelio hadronų skaičiaus pertekliaus dalis jų išliko ir vėliau

sudarė dabartinės Visatos medžiagą. Jeigu hadronų būtų buvę tiksliai tiek,

kiek antihadronų, tai dabar pasaulis būtų praktiškai „tuščias“. Visatoje

vyravo leptoninės dalelės – elektronai, pozitronai, miuonai ir trijų rūšių

neutrinai, jų antidalelės, taip pat fotonai. Protonų ir neutronų buvo apie

milijardą kartų mažiau negu leptonų. Materijos tankis krito nuo 1014 iki

104 g/cm3, temperatūra – nuo 1012 iki 3 mlrd. K.

Po leptonų eros prasidėjo spinduliavimo era, kuri truko nuo 10 sekundžių

iki 300000 metų po Didžiojo sprogimo. Materijos tankis sumažėjo nuo 104

g/cm3 iki 10-20 g/cm3, temperatūra – nuo 3 mlrd. iki 3000 – 4000 K. Eros

pradžioje dėl anihiliacijos staigiai sumažėjo elektronų ir pozitronų.

Kadangi elektronų buvo šiek tiek daugiau, jų dalis išliko ir jie vėliau su

protonais ir neutronais sudarė atomus. Bet tai įvyko gerokai vėliau, jau

medžiagos eroje. Per pirmas 3 minutes iš protonų ir neutronų susidarė

sunkiojo vandenilio – deuterio branduoliai deutronai ir helio branduoliai

helionai. Šios branduolinės reakcijos nulėmė ikižvaigždinės medžiagos

cheminę sudėtį: 75% vandenilio (H1), 25% helio (He4) ir truputėlis deuterio

(D2), helio izotopo He3 ir berilio izotopo Be7. Vandenilio izotopas tritis

(T3) neišliko, nes jo branduoliai (tritonai) yra radioaktyvūs.

Iki 300000 m. po Didžiojo sprogimo Visata buvo užpildyta plazmos, o ji yra

neskaidri fotonams, tt.y. šviesai. Laisvieji elektronai sklaido fotonus ir

iškraipo jų kelius. Kai tik temperatūra nukrito iki 3000 K, protonai ėmė

„gaudyti“ elektronus, sudarydami vandenilio atomus. Panašiai helionai,

užgrobę du elektronus, virto helio atomais. Taip 300000 m. po Didžiojo

sprogimo Visata staiga praskaidrėjo ir prasidėjo medžiagos era, kuri

tęsiasi iki šiol.

Visatos teotija

Olandų astronomas V. de Siteris keliai metais anksčiau negu Hablis

stebėjimais įrodė, kad visata plečiasi. Netrukus rusų matematikas A.

Fridmanas atrado daugelį Einšteino lygčių sprendinių, rodančių, kaip laikui

bėgant kinta visatos spindulys ir vidutinis tankis.

Parenkant lygčių parametrus, teoriniai modeliai apibūdina arba neribotai

besiplečiančią, arba besitraukiančią kolapsuojančią visatą.

1946 m. Dž. Gamovas iškėlė hipotezę, pagal kurią pradinės būsenos visatos

temperatūra buvo nepaprastai aukšta. Gamova taip pat teigė, kad pirmosiomis

visatos plėtimosi minutėmis iš pirmykščio vandenilio susidarė paprasčiausi

ir labiausiai visatoje paplitę cheminiai elementai.

Laiko pradžios problema paskatino F. Hoilį ir T. Goldą 1948 m. paskelbti,

kad visata niekada neturėjo pradžios. Tai reiškia, kad visatoje nuolat

susidaro vandenilio atomai, iš jų žvaigždės ir galaktokos formuojasi tokiu

tempu, kad kompensuotų galaktikas dėl visatos plėtimosi išnykstančias iš

regėjimo lauko. Pokario laikotarpiu radijo bangomis tiriant tolimas visatos

sritis, kilo karštos diskusijos, kuris – nuostoviosios ar

evoliucionuojančios – visatos modelis geriau atitinka stebėjimų rezultatas.

Šiek tiek apie visatą. Dabar pradėsime nagrinėti askiras visatos dalis ir

reiškinius, kurie vyksta aplinkui mus. Tai Galaktikų susidarymas iš ūkų,

kurie nuolat atsiveria ir jų

daugėja. Juodosios skylės kas tai? Milžiniški

gama spindulių spiečiai „ryjantys“ šviesą ar transporto priemonė keliauti

visatoje? Tai pat išsiaiškinsime kas tos galaktikos ir kiek jų yra, bei kas

jas sudaro. Taigi pradedame savo kelionė po visatą.

Infliacinės Visatos evoliucijos teorija sako, kad ji turi būti plokščia.

Prieš keletą metų tiriant Ia tipo supernovas vienareikšmiško atsakymo į tai

nebuvo gauta, o kai kurios išvados (tai, kad Visata plėčiasi su pagreičiu)

netgi prieštaravo infliacinei teorijai. Dabar naujieji BOOMERanG duomenys

dalinai paremia šią teoriją.

Jei Visata iš tikrųjų plokščia (erdvei galioja euklidinė ggeometrija), tai

jos tankis yra lygus vadinamąjam kritiniam materijos tankiui. Anot kai

kurių tyrinėtojų, paprasta barioninė materija gali sudaryti tik 5% kritinio

tankio ir netgi sudėjus su nebarionine „nematomąja medžiaga“, kurios,

manoma, yra galaktikų spiečiuose, susidarys ne daugiau kaip 1/3 kritinio

tankio. Likusi dalis turi būti kažkokia kita, kol kas nežinoma, medžiagos

forma.

Galaktiniai ūkai

Tarpžvaigždiniai ūkai (kosminiai debesys) yra įvairūs ir nepaprastai

svarbūs šiuolaikinės astronomijos tyrimo objektai. Kai kurie jų matomi

įvairiose dangaus vietose kaip šviesios dėmelės, panašios į švytinčią

miglą.

Ūkų katalogai

Per daugelį metų astronomai sudarė keletą ūkų katalogų. Vieną žžymiausių

katalogų 1781 m. paskelbė prancūzų astronomas Šarlis Mesjė (Mesier) (1730-

1817). {domu tai, kad Mesjė visiškai nesidomėjo ūkais – jis buvo kometų

„medžiotojas“ ir katalogą sudarė tam, kad miglotų objektų nesupainiotų su

atrandamomis naujomis kometomis. XIX a. pabaigoje išsamų katalogą sudarė

danų astronomas Johanas DDrejeris (1852-1926), remdamasis Viljamo Heršelio

(1738-1822) ir jo sūnaus Džono (1792-1871) stebėjimais. Tai „Naujasis

bendrasis katalogas“, sutrumpintai vadinamas NGC (New General Catalogue).

Dabar ūkams žymėti naudojami NGC ir M (Mesjė) katalogų numeriai.Mesjė savo

kataloge pažymėjo visus miglotus objektus, pradedant žvaigždžių spiečiais,

dujų ūkais ir baigiant Andromedos ūku (M 31) ir kitomis į jį panašiomis

sistemomis, kurios, kaip žinia, yra galaktikos. Norėdami išvengti

painiavos, astronomai susitarė ūkais vadinti tik dujų ir dulkių

debesis.Galaktiniai ūkai yra dviejų pagrindinių tipų: emisiniai ir

atspindžio. Ir vieni, ir kiti stebimi ne tik mūsiškėje Paukščių Tako, bet

ir kitose galaktikose. Vadinamasis Tarantulo ūkas yra Didžiajame Magelano

Debesyje ir žymimas Aukso Žuvies 30, arba NGC 2070 (Drejerio kataloge). Jis

daug didesnis už Oriono ūką M 42, geriausiai žinomą iš visų mūsų Galaktikos

ūkų. Visų ūką pagrindinis sandas yra vandenilis – llabiausiai paplitęs

visatoje cheminis elementas. Be to, ūkuose yra daug dulkių, kurios sugeria

žvaigždžių šviesą. Kai kuriuose ūkuose slypi objektai, kurių pamatyti

neįmanoma, bet galima nufotografuoti jų skleidžiamus infraraudonuosius

spindulius. Toks yra, pavyzdžiui, Beklino objektas Oriono ūke. Tai gali

būti nepaprastai spindulinga žvaigždė, visiškai pasislėpusi nuo mūsų.Ūkai

yra milžiniški, bet medžiaga, iš kurios jie sudaryti, labai reta.

Tarpžvaigždinės dujos milijonus kartų retesnės už orą, kuriuo kvėpuojame.

Apskaičiuota, kad medžiaga, esanti Oriono ūko 2,5 cm skersmens stulpelyje,

svertų ne daugiau kaip viena maža moneta.

Ūkų švytėjimas

Ūkus švytėti priverčia žvaigždės, spindinčios netoliese aarba skendinčios

ūkuose. Jei žvaigždės labai karštos, spinduliuodamos jos sužadina ūko

vandenilio dujas, kurios pačios ima švytėti. Kadaise manyta, kad kai kurios

ūkų spektruose matomos linijos atsiranda todėl, kad spinduliuoja dar

nežinomų cheminių elementų atomai, bet vėliau paaiškėjo, jog jos priklauso

žinomiems elementams, tokiems kaip deguonis, tik esantiems labai

neįprastose sąlygose. Jei žvaigždės nelabai karštos, ūkas tik atspindi

šviesą. Kai ūko kaimynystėje žvaigždžių nėra, jis visai nešviečia. Ūkas

būna tamsus ir pastebimas tik dėl to, kad sulaiko anapus jo esančių

žvaigždžių šviesą. Pro nedidelius teleskopus matomi įvairūs galaktiniai

ūkai, tiktai tokių gražių spalvų, kokios yra pateiktose nuotraukose, akimi

įžiūrėti neįmanoma. Tikrosios ūkų spalvos tokios ir yra, bet jie šviečia

taip blyškiai, kad akis nepajėgia skirti spalvų.

Valteris Badė (1893-1960) pasiūlė išskirti dvi mūsų Galaktikos (taip pat ir

kitų galaktikų) sritis: I ir II populiacijas. I populiacija – tai sritis,

kur daug tarpžvaigždinės medžiagos, o ryškiausios žvaigždės karštos ir

baltos. II populiacijos srityse tarpžvaigždinės medžiagos beveik nėra – ją

sunaudoja susidarančios žvaigždės; ryškiausios žvaigždės čia yra

raudonosios milžinės. Jos yra smarkiai evoliucionavusios, taigi II

populiacija, atrodo, sena. Dujų debesys yra I populiacijos objektai, ir

juose esančios žvaigždės yra jaunos.

Žvaigždžių susidarymas

Žvaigždės susidaro iš besitraukiančios ir tankėjančios tarpžvaigždinės

medžiagos – ūkų, tokių, kaip Oriono, Lagūnos, Trilypis. Žvaigždės susidaro

ir kitur, pavyzdžiui, Didžiajame Magelano Debesyje ar spiraliniame

Andromedos ūke. Tamsios ūkų dėmelės, vadinamosios globulės, veikiausiai yra

žvaigždžjų užuomazgos.

Ūkuose ggausu žvaigždžių, kurių spindesys kinta. Jos vadinamos Tauro T tipo

kintamosiomis ir turbūt yra ankstyvųjų evoliucijos stadijų žvaigždės, dar

tebesitraukiančios ir artėjančios prie pagrindinės sekos. Stebėta, kaip per

kelis metus padidėja kai kurių žvaigždžių šviesis; matyt taip yra todėl,

kad žvaigždės numeta jas gaubusius pirminius dulkių apvalkalus. Viena tokių-

Oriono FU (Oriono ūke); ji pašviesėjo 1936 m. ir yra viena jauniausių

žinomų žvaigždžių.

Nuo ūkų iki pulsarų

Palyginti neseniai astronomai dar nežinojo, kuo skiriasi įvairių tipų ūkai.

Pažvelgus į Omegos ūką Šaulio žvaigždyne, o po to į Krabo ūką Tauro

žvaigždyne, atrodo, kad jie labai panašūs; iš tikrųjų šie ūkai yra

diametraliai priešingų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Omega – difuzinis

ūkas, kuriame iš tarpžvaigždinės medžiagos susidaro žvaigždės. Krabo ūkas

yra supernovos sprogimo liekana; jo centre slypi pulsaras – kolapsavusi

labai tanki žvaigždė.

Ūkai: ankstyvoji stadija

Su jauna Tauro T žvaigžde, kurios spindesys kinta netaisyklingai, susijęs

įdomus ūkas; ši žvaigždė dar tik artėja prie pagrindinės sekos. Oką 1852 m.

atrado anglų astronomas mėgėjas Dž. R. Hindas, kuris 17,8 cm skersmens

refraktoriumi ieškojo asteroidų ir prabėgom pastebėjo nedidelį ūką ties

Tauro T žvaigžde. Po 9 metų ūkas išnyko. Vėliau buvo matomas tik pro

didelius teleskopus. Oficialiai jis žymimas NGC 1554. Dabar ūkas toli gražu

ne toks įspūdingas, koks buvo atradimo metu. Be to, Tauro T žvaigždė nėra

tokia karšta, kad galėtų sužadinti ūko dujas ir ppriversti jas švytėti. Ji

yra infraraudonųjų spindulių šaltinis, ir, be abejonės, susijusi su gretimo

ūko medžiaga, iš kurios pati susidarė. Žinoma ir daugiau kintamųjų ūkų,

susijusių su jaunomis žvaigždėmis, pavyzdžiui, Vienaragio R (netoli Oriono)

arba Pietų Vainiko R (Pietų pusrutulio danguje).

Taigi yra ūkų, susijusių su besiformuojančiomis žvaigždėmis. Tokie yra ir

įprasti galaktiniai dujų ūkai, pavyzdžiui, M 42 Orione. Giliai šio ūko

gelmėse slypi Beklino objektas – stiprus infraraudonųjų spindulių šaltinis;

nuo Žemės stebėtojo akių jį slepia ūko medžiaga. Tai gali būti arba labai

jauna žvaigždė, arba labai spindulingas objektas, šviesumu prilygstantis

milijonui saulių. Deja, šito sužinoti neįmanoma, kadangi ūko uždangą

įveikia ir Žeme pasiekia tik infraraudonasis šio objekto spinduliavimas.

Kaip bebūtų, ūke susidaro žvaigždės.

A. Blauvas ir V. V. Morganas (JAV) tyrė 0 spektrinės klasės žvaigždę Vežėjo

AE, skriejančią dideliu (130 km/s) greičiu. Ji atrodo silpna tik mtodėl,

kad yra labai toli nuo mūsų. Iš tikrųjų tai šviesi jauna žvaigždė.

Ekstrapoliuojant jos judėjimą praeityje, nustatyta, kad prieš 2,5 mln. metų

ji buvo Oriono ūko rajone. Į priešingą pusę panašiu greičiu juda kita 0

klasės žvaigždė-Balandžio Miu (u. Col), maždaug tiek pat nutolusi nuo

Oriono ūko. Spėjama, kad šias žvaigždes iš jų susidarymo vietos išsviedė

kažkoks gigantiškas trikdymas.

Planetiškieji ūkai

Kiti ūkai yra vėlyvų žvaigždžių evoliucijos stadijų. Vieni tokių yra pla-

netiškieji ūkai, kurie atrodo kaip maži, blausiai šviečiantys diskai arba

žiedai, panašūs į

planetų žiedus. Planetiškieji ūkai yra dujiniai, bet

neturi bendro nei su planetomis, nei su difuziniais ūkais; populiarus jų

pavadinimas vargu ar gali būti labiau nevykęs. Geriausiai žinomas Žiedo

ūkas M 57 Lyros žvaigždyne, atrastas 1779 m. Tai apskritas labai retų dujų

burbulas, kurio centre spindi žvaigždės. Žiūrint iš šono, kraštuose matoma

daugiau švytinčios medžiagos negu centre, užtat ūkas atrodo panašus į

žiedą. M 57 skersmuo – maždaug šviesmetis; jį sudaro dujos, milijonus kartų

retesnės už orą jūros lygyje. Kai kurie planetiškieji ūkai yra didesni;

pavyzdžiui, NGC 7293 Vandenio žžvaigždyne yra dukart didesnis už M 57. Yra

asimetrinių planetiškųjų ūkų, kaip antai, Pelėdos ūkas M 97 Didžiųjų

Grįžulo Ratų žvaigždyne, Hantelio ūkas M 27 Laputės žvaigždyne.

Planetiškieji ūkai plečiasi, ir jų amžius negali viršyti keliasdešimt

tūkstančių metų. Nustatyta, kad senai žvaigždei numetus dujų apvalkalą,

medžiaga negali švytėti ilgiau kaip 100 000 metų. Pagal vieną hipotezių,

planetiškieji ūkai atsiranda, raudonajai milžinei numetus išorinius

sluoksnius; taigi planetiškųjų ūkų centre spindinčios žvaigždės yra

apnuoginti senų raudonųjų milžinių branduoliai. Jos labai karštos –

paviršiaus temperatūra apie 50 000 laipsnių. Šių žvaigždžių branduolinio

kuro aatsargos išeikvotos. Teorija, teigianti, jog ūkas atsiranda žvaigždei

nubloškus apvalkalą, gerai dera su spėjama evoliucijos seka, nors tai

anaiptol nereiškia, kad kiekviena žvaigždė evoliucijos pabaigoje nusimeta

planetiškąjj ūką.

Žvaigždės

Žvaigždės — tai didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos

rutuliai, sudaryti daugiausia iš vandenilio ir helio ssu nedidele sunkesnių

cheminių elementų priemaiša. (Plazma (gr. plasma — lipdinys, darinys)

vadinamos jonizuotos dujos, kuriose įvairiarūšių elektringųjų dalelių

koncentracija yra vienoda, todėl sistema beveik neutrali.) Žvaigždės

skleidžia elektromagnetines bangas (šviesos, ultravioletinius, Rentgeno bei

infraraudonuosius spindulius) ir elektringąsias daleles (protonus bei

elektronus). Žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu

vandenilis virsta heliu ir išsiskiria milžiniška energija. Ji ir palaiko

žvaigždžių spinduliavimą.

Žvaigždės yra įvairaus dydžio: jų skersmuo gali būti nuo kelių šimtųjų iki

šimtų Saulės masių, o masė — nuo kelių dešimtųjų iki keleto dešimčių Saulės

masių (Saulė yra vidutinio dydžio žvaigždė). Žvaigždės susidarė ne tik

formuojantis galaktikoms, bet ir vėliau – jos įsižiebia netgi mūsų laikais,

kai tik didžiuliame kosminiame dujų ir dulkių debesyje dėl smūginės bangos

ar kitų priežasčių susidaro maždaug kelių šviesos mėnesių skersmens

sutankėjimas ir jo traukos jėga pasidaro pakankama aplinkinių ddalelių

chaotiškam judėjimui įveikti. Didėjant sutankėjimo masei, jis vis stipriau

traukia ir apima vis didesnę debesies dalį. Antra vertus, besitraukiantis

kamuolys vis greičiau sukasi, nublokšdamas nuo savęs kai kurias lėtai

krintančias daleles atgal į erdvę. Susispausdama medžiaga įkaista, ypač

centrinė besiformuojančios žvaigždės (prožvaigždės) dalis, iš jos laikas

nuo laiko išsiveržia ugnies pliūpsniai. Kosminis Hablo teleskopas įgalino

1995 m. pirmą kartą tiesiogiai pamatyti paslaptingą žvaigždžių gimimą.

Žvaigždžių embrionai regimųjų spindulių dar neskleidžia, užtat labai

ryškiai matyti minėtieji plazmos srautai, taip pat debesų kraštai,

apšviesti aplinkinių žvaigždžių. Prožvaigždė tampa tikra žvaigžde, kai

temperatūra jjos centre pasiekia maždaug 3 milijonus laipsnių ir įsidega

branduolinė vandenilio virtimo heliu reakcija. Saulės masės žvaigždė

susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Jei prožvaigždės masė mažesnė

negu 0,08 Saulės masės, tai jai traukiantis nesusidaro reikiama temperatūra

ir žvaigždė neįsidega – tokia nepavykusi žvaigždė yra vadinama rudąja

nykštuke.

XX a. pradžioje atradus branduolines reakcijas, fizikai iš karto suprato,

kad būtent jos gali būti tas mįslingas žvaigždžių energijos šaltinis,

neišsenkantis milijardus metų. Kosminiai debesys, iš kurių formuojasi

žvaigždės, sudaryti didžiąja dalimi iš vandenilio. Deja, vandenilio virtimo

heliu reakcija gali prasidėti tik suartėjus vandenilio branduoliams iki

labai mažo atstumo. Betgi vandenilio branduoliai – protonai, turintys

vienodą elektros krūvį, labai stipriai stumiasi vienas nuo kito, tad ši

reakcija turėtų prasidėti tik nepaprastai aukštoje – milijardų laipsnių –

temperatūroje, iki kurios prožvaigždė įkaisti negali. Tik apie 1930 m. buvo

suprasta, kad protonai, kaip mikrodalelės, sugeba suartėti, tarsi

praeidamos tuneliu elektrinį barjerą. Tad žvaigždei užsidegti pakanka

gerokai mažesnės temperatūros. Suartėję du vandenilio branduoliai virsta

sunkiojo vandenilio – deuterio branduoliu, be to, atsiranda pozitronas ir

neutrinas. Susidaręs deuteris jungiasi su vandeniliu į helio izotopą,

išspinduliuodamas gama spindulių kvantą. O du tokie helio branduoliai

pagamina sunkesnį helio izotopą. Vykstant šiai reakcijų grandinėlei, keturi

vandenilio branduoliai virsta vienu helio branduoliu ir išsiskiria gana

didelis kiekis (27 MeV) energijos. Kai žvaigždėje yra anglies priemaišų,

kurios veikia kaip katalizatorius, vyksta šiek tiek kitokia reakcijų

grandinėlė.

Helio bbranduoliai turi dvigubai didesnį elektros krūvį negu protonai, todėl

heliui virsti sunkesniais elementais reikalinga dar aukštesnė – šimto

milijonų laipsnių – temperatūra. Ji susidaro po to, kai žvaigždės centre

baigiasi vandenilio degimo reakcijos ir, vėstančiai plazmai neįstengiant

atsverti gravitacijos jėgų, žvaigždė ima vėl trauktis į centrą. Tada du

helio branduoliai jungiasi į nestabilų berilio branduolį, o šis prieš

suskildamas kartais suspėja prisijungti dar vieną helio branduolį, ir

susidaro anglis. Taip palaipsniui žvaigždėse, esant pakankamai

temperatūrai, vyksta vis sunkesnių elementų sintezė, tačiau išskiriamos

energijos kiekis mažėja, didėjant nukleonų skaičiui branduoliuose.

Sunkesnių už geležį elementų sintezei jau reikalinga papildoma energija,

tad toks jungimasis nebegali būti žvaigždžių energijos šaltinis.

Žvaigždės raida priklauso nuo jos masės – kuo ji didesnė, tuo aukštesnė

temperatūra susidaro žvaigždės viduje ir tuo greičiau vyksta branduolinės

reakcijos, vadinasi, tuo spartesnė žvaigždės evoliucija. Be to,

skirtingomis sąlygomis atsiveria vis kitokios raidos galimybės, tad mažos

ir didelės masės žvaigždžių likimai esti skirtingi.

Žmogus, tarsi vienadienė peteliškė, mato tik akimirką žvaigždės raidoje.

Laimė, Galaktikoje yra labai daug įvairaus amžiaus žvaigždžių. Antra

vertus. bendrus žvaigždžių bruožus, jų raidą gerai aprašo palyginti

paprasti modeliai (juk žvaigždė – gana vienalytis plazmos kamuolys), tad

yra sukurti patikimi žvaigždžių evoliucijos scenarijai.

Žvaigždės pagrindinės charakteristikos yra jos paviršiaus temperatūra,

nustatoma iš žvaigždės spalvos, ir šviesis – energija, kurią žvaigždė

išspinduliuoja per l sekundę (kadangi žvaigždės yra įvairiais atstumais

nutolusios nuo Saulės, tai norint nnustatyti šviesį, reikia išmatuoti ne tik

stebimą žvaigždės ryškį (spindesį), bet ir atstumą ligi jos). Tos dvi

žvaigždžių charakteristikos įgalina sudaryti pačią žinomiausią

astronomijoje – Hercšprungo (Hertzsprung) ir Raselo (Russell) diagramą,

pavadintą jos autorių vardais (dažnai sutrumpintai vadinamą HR diagrama).

Kiekvieną stebimą žvaigždę galima atvaizduoti tašku toje diagramoje, o

panašias žvaigždes atitinka gretimi taškai. Daugumos žvaigždžių taškai

išsidėsto išilgai kreivės, pavaizduotos punktyru. Tai pagrindinė žvaigždžių

seka, jai priklauso daugelis žvaigždžių, išskyrus prožvaigždės bei vėlyvųjų

stadijų žvaigždes. Kai žvaigždėje prasideda helio sintezės reakcija, jos

taškas atsiduria toje kreivėje (tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės masė,

taigi ir jos temperatūra). Vėliau, vandeniliui virstant heliu, žvaigždė vis

labiau įsidega, kyla jos temperatūra ir didėja šviesis, tad žvaigždė iš

lėto kyla pagrindine seka aukštyn. Taigi naudojantis HR diagrama galima

tirti ne tik žvaigždžių tipus, bet ir jų evoliuciją. Panagrinėkime Saulės

raidą (ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei). Saulė įsidegė prieš

4,5 milijardo metų, jos to meto padėtis sekoje pažymėta mėlyna strėliuke.

Dabar Saulė yra pasislinkusi diagramoje į viršų, betgi jos vandenilis dar

toli gražu nėra išeikvotas, tad dar tris milijardus metų vyks lėta Saulės

evoliucija išilgai pagrindinės sekos. Baigiantis vandenilio jungimosi

reakcijai žvaigždės šerdyje, ši ima trauktis (nes degimo produktų slėgis

nebeatsveria traukos jėgų), o medžiagai susi-spaudžiant, jos temperatūra

pakyla. Dėl to įkaista toliau esantis vandenilio sluoksnis – helio sintezės

reakcija sklinda link žvaigždės išorės. Žvaigždė ima

plėstis, jos šviesis

stiprėja, ir žvaigždė nukrypsta nuo pagrindinės sekos, kildama diagramoje į

viršų. Per maždaug pusę milijardo metų žvaigždės skersmuo išauga kelis

šimtus kartų ir ji tampa raudonąja milžine.

Taigi kada nors ateityje Saulė gerokai išsiplės ir spinduliuos daugiau

energijos: iš pradžių ji sudegins Merkurijų, dar vėliau, jai išsiplėtus

beveik ligi Žemės orbitos, mūsų planeta irgi užvirs, išgaruos, o jos

likučiai nukris į Saulę. Ši liūdna prognozė visai pagrįsta, laimė, tai

įvyks dar labai negreit. Žvaigždės šerdžiai labai įkaitus, staiga – galingu

žybsniu – prasideda helio jungimosi reakcija. ŽŽybsniai vyksta ir vėliau,

nes ta reakcija nėra stabili -jos sparta labai priklauso nuo temperatūros.

Taigi žvaigždė išgyvena neramų kelių milijonų metų periodą, jos dydis dar

išauga. Helio jungimosi reakcijai priartėjus prie žvaigždės paviršiaus, jos

šviesis dėl reakcijos nestabilumų ir kitų priežasčių pradeda pulsuoti –

žvaigždė kurį laiką tampa kintamąja žvaigžde. Galų gale išoriniai žvaigždės

sluoksniai neatlaiko galingo jos spindulių veikimo ir išsilaksto į visas

puses, sudarydami burbulo pavidalo ūką aplink žvaigždę. Likusioji žvaigždės

dalis, palaipsniui gęstant branduolinėms reakcijoms, virsta iš pradžių

baltąja, o po to juodąja nykštuke. Panašiai, bbet žymiai greičiau

evoliucionuoja žvaigždės, kurių masė keletą kartų didesnė už Saulės masę.

Jeigu prožvaigždės masė viršija šimtą Saulės masių, tai jos centras labai

greitai ir smarkiai susispaudžia bei įkaista, vandenilio jungimosi reakcija

prasideda taip audringai, kad žvaigždė susprogsta ir išsilaksto į šalis.

Jei prožvaigždės mmasė yra mažiau nei šimtas, bet daugiau nei 8-10 Saulės

masių, jos irgi laukia katastrofa bei ypatingas likimas. Tokia žvaigždė

gana greitai evoliucionuoja į supermilžinę su geležine šerdimi, kurioje

nebevyksta jokios termobranduolinės reakcijos. Kai tokios šerdies masė

pasidaro lygi maždaug 1,5 Saulės masės, jos traukos jėga taip sustiprėja,

kad jai nebegali atsispirti elektrinės jėgos tarp dalelių: protonai

susijungia su elektronais ir virsta neutronais. Centrinė žvaigždės dalis

per sekundę virsta didžiuliu, labai tankiu atomo branduoliu – neutronų

kamuoliu. Toks staigus medžiagos susitraukimas, arba kolapsas, sukelia

nepaprastai galingą smūginę bangą. Žvaigždė sprogsta, jos didžioji dalis

išsilaksto į visas puses 5000-10 000 km/s greičiais. Jei tai įvyksta mūsų

Galaktikoje, danguje staiga sužimba nauja labai ryški žvaigždė, nes tuo

metu ji spinduliuoja maždaug tiek pat energijos kiek milijardas saulių.

Tokia sprogusi žvaigždė vadinama supernova. Istoriniais laikais tai yyra

įvykę keletą kartų. Antai kinų metraščiai 1054 m. aprašė naujos žvaigždės

atsiradimą Tauro žvaigždyne. Ji buvo matoma netgi dienos metu plika akimi

23 dienas. Palaipsniui toje vietoje atsirado Krabo ūkas – į visas puses

plintantis žvaigždės sprogimo debesis. O visai neseniai, 1987 m.,

astronomai labai susidomėję stebėjo supernovą, sužibusią gretimoje

galaktikoje – Didžiajame Magelano Debesyje.

Supernovos išsklaido žvaigždžių gelmėse susidariusius įvairius cheminius

elementus po kosminę erdvę ir tuo būdu praturtina jais tarpžvaigždinę

medžiagą, iš kurios formuojasi naujos žvaigždės. Visi mes esame sudaryti iš

supernovų sprogimo produktų.

Ilgą laiką dauguma astronomų mmanė, kad grandiozinio žvaigždės sprogimo metu

išsilaksto ir žvaigždės šerdis. Tačiau 1967 m. buvo aptikti pulsarai –

žvaigždės, siunčiančios didelio dažnio reguliarius radijo signalus. Po

labai atkaklių ir dramatiškų tyrinėjimų buvo nustatyta, kad tai yra labai

greitai besisukančios, tik keliolikos kilometrų skersmens neutroninės

žvaigždės – supernovų branduoliai. Spinduliavimas sklinda iš neutroninių

žvaigždžių magnetinių polių vietų, ir, žvaigždei sukantis, jos spindulių

pluoštas, lyg sukamas prožektorius, periodiškai švytruoja po dangų. Ši

hipotezė visiškai pasitvirtino atradus pulsarą Krabo ūko centre.

Teoriškai nustatyta, kad neutroninės žvaigždės masė negali viršyti maždaug

trijų Saulės masių. Jeigu po supernovos sprogimo lieka masyvesnis objektas,

tai jis ir toliau traukiasi, ir jokios jėgos nebegali atsispirti

milžiniškai visuotinės traukos jėgai – žvaigždė virsta juodąja bedugne:

nepaprastai masyvia ir tankia žvaigžde, iš kurių traukos lauko negalėtų

ištrūkti joks kūnas ir netgi spindulys. Juodasias bedugnės pagrindė 1917 m.

vokiečių astrofizikas K. Švarcšildas (Schwarzschild), remdamasis ką tik

sukurta bendrąja reliatyvumo teorija. K. Švarcšildas apskaičiavo, iki kokio

dydžio turi susitraukti žvaigždė, kad ji virstų juodąja bedugne. Kuo

mažesnis žvaigždės radiusas, tuo stipresnis jos traukos laukas ir tuo

didesnį greitį turi įgyti kūnas, kad įveiktų žvaigždės trauką. Saulei tas

greitis lygus 600 km/s (Žemei tai – antrasis kosminis greitis – 11,2 km/s).

Iš neutroninės žvaigždės gali pasprukti tik dalelės, įgijusios milžinišką

10000 km/s greitį. Kai, traukiantis žvaigždei, tas pabėgimo greitis

padidėja ligi šviesos greičio, žvaigždė tampa neįveikiamais spąstais bbet

kokiam kūnui ar elementariajai dalelei, taigi ir fotonui – susidaro juodoji

bedugnė. Tai įvyksta žvaigždės radiusui sumažėjus ligi vadinamojo

Švarcšildo radiuso, kuris Saulei lygus maždaug 3 km, t.y. ji virstų juodąja

bedugne tik susitraukusi 1016 kartų! Laimė, tai mūsų Saulei negresia.

Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją, labai stiprus juodosios bedugnės

traukos laukas smarkiai iškreipia erdvę ir laiką, o įvykiai skirtingiems

stebėtojams atrodo visai kitaip. Hipotetiniam stebėtojui, kuris traukiasi

kartu su žvaigžde (ir išlieka nesuplėšytas gigantiškų jėgų), atrodo, kad ir

pasiekus gravitacinį radiusą, žvaigždės traukimasis vyksta toliau ir

žvaigždė virsta materialiu tašku (tiesa, kai atstumai labai maži, bendroji

reliatyvumo teorija nustoja galioti, tad to stebėtojo galutinis likimas

nėra aiškus). Tuo tarpu stebėtojui, tiriančiam žvaigždės kolapsą iš tolo,

atrodo, kad žvaigždės traukimasis lėtėja artėjant prie gravitacinio

radiuso, ir žvaigždė tarsi sustingsta, pasiekusi tą dydį.

Juodųjų bedugnių teoriją išplėtojo S. Hokingas (Hawking), vienas žymiausių

šių dienų teoretikų (nors jis jau daugiau kaip dvidešimt metų yra sunkios

ligos prikaustytas prie invalido vežimėlio ir gali judinti tik kelis vienos

rankos pirštus, kuriais valdo kompiuterį bei kalbos sintezatorių). S.

Hokingas įrodė, kad juodosios bedugnės nėra absoliučiai juodos. Labai

stipriame tokios bedugnės traukos lauke gali gimti dalelių ir antidalelių

poros, kai kurios iš jų, įgavusios didelius greičius, pasprunka iš

juodosios bedugnės, nusinešdamos jos energijos. Be to, jei netoli tokios

bedugnės elementarioji dalelė virsta dviem dalelėmis, tai viena iš jų gali

būti ppagrobta bedugnės, o kita, atšokusi į kitą pusę, gali išvengti

juodosios bedugnės ir nuskrieti, spinduliuodama fotonus. Dėl to vienišos

bedugnės energija, taigi ir jos masė, po truputį mažėja, šis keistas

objektas tarsi „garuoja“. Antra vertus, bedugnė pagrobia jos aplinkoje

skriejančius reliktinius fotonus. Anot Hokingo teorijos, bedugnė „garuoja“

tuo greičiau, kuo mažesnė jos masė, tad nedidelės masės juodosios bedugnės,

galbūt susidariusios Didžiojo sprogimo metu, turėjo išnykti. Aptikti

vienišą bedugnę pagal jos „garavimą“ ar traukos lauko veikimą nepaprastai

sunku. Laimė, žvaigždės dažnai gimsta poromis, tik ne dvynukėmis, o

skirtingos masės, tad jų evoliucija esti nevienoda. Masyvesnei žvaigždei

baigus savo evoliucijos kelią ir virtus juodąja bedugne, jos kaimynė vis

dar gali būti raudonoji milžinė. Šioji lengvai netenka savo medžiagos, kuri

krinta į juodąją bedugnę ir sudaro akrecijos diską apie ją (be abejo,

žymiai mažesnį ir retesnį, negu aplink bedugnes galaktikų centruose. Tokią

keistą dvinarę sistemą galima atpažinti iš neįprasto jos spinduliavimo. Nuo

tų laikų, kai atsirado rentgeno astronomija, mokslininkus stebino labai

ryškus šių spindulių šaltinis Gulbės žvaigždyne, pavadintas Cyg X1. Jis

buvo sutapatintas su mėlynąja supermilžinę, kurios masė yra apie 20 Saulės

masių. Tos žvaigždės spektro linijos periodiškai – kas 5-6 dienos –

pasislenka į vieną ar j kitą pusę, ir tai liudija, kad ši žvaigždė sudaro

dvinarę sistemą su kita žvaigžde ir abi jos skrieja apie bendrą masių

centrą. Antroji žvaigždė ir yra

ryškus Rentgeno spindulių šaltinis, o

greitas jo intensyvumo kitimas reiškia, kad tas šaltinis yra labai mažas.

Apskaičiuota jo masė prilygsta maždaug 10 Saulės masių, tad tai negali būti

neutroninė žvaigždė (kurios masė neviršija 3 Saulės masių). Remiantis

tokiais samprotavimais daroma išvada, kad Cyg X1 nematomasis narys yra

juodoji bedugnė.

Taigi galimos ne tik supermasyvios juodosios bedugnės galaktikų centruose,

bet ir kelių ar keliolikos Saulės masių bedugnės, kaip masyvių žvaigždžių

evoliucijos liekanos. Juodoji bedugnė praktiškai neturi stebimų savybių, ją

galima aptikti tik iš likusio gravitacijos lauko. Tad juodųjų bedugnių,

susidariusių sprogus ssupernovoms, paieškos butų ilgai užsitęsusios, jeigu

maždaug pusė žvaigždžių nebūtų dvinarės ir net daugianarės žvaigždės.

Tokios žvaigždės susidaro iš pirminio debesies, kuriame yra ne vienas, o

keli sutankėjimai. Tad susiformuoja dvi, o retkarčiais ir daugiau artimų

žvaigždžių, besisukančių apie bendrą masės centrą. Viena iš jų gali tapti

juodąja bedugne. O jeigu jos kaimynė yra gana arti ir lengvai netenka savo

medžiagos, tai apie juodąją bedugnę susidaro krintančių dalelių verpetas.

Pastarąjį, kaip ir aktyviųjų galaktikų branduolius, įmanoma pastebėti iš

neįprasto spinduliavimo.

Pirmuoju kandidatu į juodąsias bedugnes tapo labai stiprus Rentgeno

spindulių ššaltinis Skorpiono žvaigždyne, vėliau buvo aptikta ir daugiau

panašių objektų. Astronomai labai atidžiai tyrė jų spinduliavimą įvairiomis

bangomis, tikrino ir kitas hipotezes, tačiau daugelis kandidatų į juodąsias

bedugnes atlaikė visus patikrinimus. Todėl optimistai teigia, kad juodosios

bedugnės jau atrastos, o skeptikai dar palieka kelių pprocentų kitokio

interpretavimo galimybę.

Žvaigždynai

Mes gyvename toje Galaktikos vietoje, kurioje žvaigždžių erdvinis tankis

artimas vidutiniam. Artimiausia mūsų kosminė kaimynė – Centauro Proksima

yra toliau kaip už 4 šviesmečių; 10 šviesmečių spinduliu aplink Saulę

žvaigždžių nedaug. Tik vienur ar kitur Galaktikoje yra žvaigždžių sambūrių,

kurie sudaro tikrus spiečius. Geriausiai žinomas žvaigždžių spiečius yra

Sietynas (Plejadės), arba Septynios Seserys, Tauro žvaigždyne. Plika akimi

galima pamatyti dar kelis žvaigždžių spiečius.

Padrikieji žvaigždžių spiečiai

Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kamuoliniai.

Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jie

netaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, susidedančių iš

tūkstančių žvaigždžių, bet yra ir palyginti skurdžių, turinčių vos

keliolika ar keliasdešimt žvaigždžių. Jų egzistavimo neįmanoma paaiškinti

atsitiktine žvaigždžių projekcija dangaus skliaute

Padrikieji spiečiai smarkiai skiriasi vienas nuo kito. Sietyno ryškiausios

žvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai,

rodantys, kad ččia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos. Kosminiu mastu

Sietynas – labai jauna žvaigždžių grupė. Kelios jo svarbiausios žvaigždės

greitai sukasi, o viena jų – Plejonė – yra tokia nestabili, kad periodiškai

numeta dalį savo medžiagos, iš kurios susidaro dujų apvalkalas arba žiedas.

Šį žiedą, juosiantį Plejonę ties pusiauju, galima tirti tik

spektroskopiniais metodais.

Taure, ties Aldebaranu yra dar vienas žvaigždžių spiečius- Hiados. Jo

žvaigždžių tankis mažesnis, svarbiausi jo nariai ne tokie spindulingi, o

erdvėje tarp žvaigždžių pasklidę kur kas mažiau medžiagos. Hiados ne tokios

įspūdingos kaip Sietynas, nes jas užgožia rryškus oranžinis Aldebaranas. Iš

tikrųjų Aldebaranas nėra Hiadų spiečiaus narys – jis yra pusiaukelėje tarp

mūsų ir Hiadų.

Plika akimi taip pat matomas Prakartas, arba Ėdžios, Vėžio žvaigždyne ir

įspūdingas spiečius ties Kryžiaus Kapa (x Cru) Pietų pusrutulio danguje;

šiame spiečiuje yra įvairių spalvų žvaigždžių, dėl to jis vadinamas

Briliantų Dėžute. Netoli Kasiopėjos, primenančios apverstą M raide, Persėjo

žvaigždyne yra dvigubas padrikasis spiečius, vadinamas Kardo Rankena: abu

spiečiai išsitenka teleskopo regėjimo lauke.Padrikieji spiečiai nėra

stabilūs dariniai; mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turi juos suardyti.

Nustatyta, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą metų, po to

žvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsis-kiria dangaus fone. Vienas

seniausių žinomų padrikųjų spiečių yra M 67 Vėžio žvaigždyne; jis matomas

pro žiūronus ties Vėžio Alfa

(? Cnc); jam daugiau kaip 4 mlrd. metų, bet, būdamas toli nuo Galaktikos

plokštumos, jis yra lėčiau negu kiti.

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai yra visai kitokie negu padrikieji. Mūsų

Galaktikoje jų žinoma beveik 140. Tai simetriški dariniai, siejantys šimtus

tūkstančių žvaigždžių. Žiūrint iš Žemės, matoma, kad link spiečiaus centro

žvaigždžių tankis didėja; čia jų tiek daug, kad sunku atskirti pavienes

žvaigždes. Nepaisant to, žvaigždžių susidūrimo pavojaus beveik nėra.

Planetos, skriejančios apie kamuolinio spiečiaus žvaigžde, gyventojai

matytų neįprastą dangų, nusėtą tūkstančiais žvaigždžių, kurių daugelis būtų

ryškesnės už mūsų Sirijų, o kai kurios – gal net už Mėnulio pilnatį.

Kamuoliniai spiečiai danguje pasiskirstę netolygiai. Jie ppastebimai

telkiasi apie Galaktikos centrą ir, žiūrint iš Žemės, daugiausia jų matoma

būtent Galaktikos centro kryptimi. Atstumas iki kamuolinių spiečių

apskaičiuojamas pagal juose esančių Lyros RR tipo kintamųjų žvaigždžių

atstumą. Kadangi visos Lyros RR tipo kintamosios yra beveik vienodo šviesio

ir kinta bemaž tuo pačiu periodu, jų nuotolius nesunku apskaičiuoti. Šiuo

metodu JAV astronomas Harlas Šaplis (1885-1972) nustatė mūsų Galaktikos

dydį. Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai sudaro tarytum išorinį Galaktikos

pagrindinių dalių gaubtą.

Ryškiausi kamuoliniai spiečiai – Centauro Omega (Omega Cen) ir Tukanos 47

(47 Tuc) yra Pietų pusrutulio danguje. Mūsų danguje geriausiai žinomas

kamuolinis spiečius M 13 Heraklio žvaigždyne: jis nutolęs nuo Žemės 26 700

šviesmečių, jo skersmuo apie 100 šviesmečių. Geru oru M 13 galima įžiūrėti

plika akimi.

Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai priklauso Galaktikos halui ir skrieja

aplink jos branduolį stipriai pasvirusiomis ir ištęstomis orbitomis.

Judantieji spiečiai

Be padrikųjų ir kamuolinių žvaigždžių spiečių egzistuoja judantieji

spiečiai, kurių nariai yra plačiai pasklidę erdvėje, bet skrieja viena

kryptimi ir vienodu greičiu. Karštos spindulingos O ir B spektrinių klasių

žvaigždės sudaro vadinamąsias asociacijas. Jų žinoma apie 100. Vienos

tokios asociacijos centras yra Oriono ūke.

Žvaigždžiu evoliucija

XX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuoja

taip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama, t. y. evoliucijos pradžioje

jos yra baltos ir spindulingos, o pabaigoje – raudonos ir silpnos. Pagal

šią teoriją, žvaigždė atsiranda, kondensuojantis tarpžvaigždinėms dujoms ir

dulkėms. Veikiant gravitacijai, šis dulkių iir dujų gumulas traukiasi, jo

gelmės kaista. Žvaigždė pradeda šviesti kaip didžiulė labai išsiplėtusi M

spektrinės klasės raudonoji milžinė. Ji traukiasi ir kaista tol, kol

pasiekia pagrindinės žvaigždžių sekos viršų, o po to vėsta, kol virsta

blyškia M nykštuke. Galiausiai ji visai atšąla.

Saulės masės žvaigždės evoliucija Dabar žinoma, kad ši iš pažiūros gan

įtaigi žvaigždžių evoliucijos teorija yra visiškai neteisinga. Raudonosios

milžinės, tokios kaip Betelgeizė, nėra jaunos. Priešingai, jos labai senos,

išeikvojusios energijos atsargas; tai yra jau paskutiniųjų evoliucijos

stadijų. Žinant, kad žvaigždės spinduliuoja energiją, gautą jų gelmėse

vykstančių branduolinių reakcijų metu, o evoliuciją lemia pradinė iš

kosminio ūko susidariusios žvaigždės masė, didelės ir mažos masės

žvaigždžių evoliucija skiriasi. Vienintelis bendras jų evoliucijos bruožas

yra tas, kad visos žvaigždės susidaro iš dujų ir dulkių debesų, tarp kurių

geriausiai žinomas Didysis Oriono (liet. Šienpjovių) ūkas (M42).

Traukdamasis žvaigždės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg maža,

neįsidega branduolinės reakcijos. Užuot pasiekusi pagrindine seką, žvaigždė

kurį laiką blausiai spinduliuoja, kol išeikvoja visą energiją. Jei žvaigždė

yra Saulės masės, dėl gravitacijos ji traukiasi iki to momento, kai karštis

iš vidaus konvekcijos būdu pasiekia paviršių. Per trumpą laiką (gal per

kelis šimtus metų) žvaigždė tampa 100-1000 kartų šviesesnė už dabartine

Saule. Pradžioj šitaip sužibusi ji toliau traukiasi, šviesis mažėja –

žvaigždė artėja prie pagrindinės sekos. Po to, kai pakankamai pakyla

branduolio temperatūra, jame įsidega branduolinės reakcijos.

Vandenilio

branduoliai jungiasi į helio branduolius, o tam tikra masės dalis virsta

energija. Žvaigždė atsiduria pagrindinėje sekoje ir būna stabili ilgą laiką

– apie 10 milijardų metų. Saulė, kurios amžius maždaug 5 milijardai metų,

yra pusamžė pagrindinės sekos žvaigždė.

Pagaliau Vandenilinio kuro ištekliai ima sekti, ir žvaigždė turi kisti.

Helio branduolys staiga susitraukia ir dar kartą smarkiai įkaista; dėl to

vandenilis branduolį gaubiančiame apvalkale ima degti, o išoriniai

žvaigždės sluoksniai plečiasi ir vėsta. Žvaigždė išsiplečia ir virsta

raudonąja milžine. Temperatūra jos gelmėse pakyla iki 100 mln. laipsnių,

nors išoriniai sluoksniai yyra šalti ir labai reti.

Juodosios ir baltosios nykštukės

Žvaigždėje vyksta dar ir kitokios reakcijos, bet galop visi branduolinės

energijos ištekliai išsenka, ir žvaigždė kolapsuoja į mažą tankią baltąją

nykštukę. Ją sudarantys atomai su gniuždomi ir taip susiglaudžia, kad

medžiagos tankis 100000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltoji

nykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyva

juodąja nykštuke.

Juodosios nykštukės nespinduliuoja, jų negalima aptikti, todėl apie jas

nieko nežinoma ir tik spėliojama, kiek jų yra. O baltųjų nykštukių yra

nemažai. 1916 m. Valteris Adamsas (1876-1956) įrodė, kkad Sirijaus

palydovas, kurį daugiau kaip prieš 50 metų atrado Alvanas Klarkas (1832-

1897), turi būti baltoji nykštukė, o ne šalta raudona žvaigždė, kaip iki

tol manyta. Sirijaus palydovo paviršiaus temperatūra aukštesnė negu Saulės,

bet jo skersmuo vos triskart didesnis už Žemės skersmenį. Taigi ppalyginti

mažame tūryje supresuotas milžiniškas medžiagos kiekis – beveik tiek, kiek

jos yra Saulėje. Kitos baltosios nykštukė yra dar tankesnės.

Masyvios žvaigždės evoliucija

Žvaigždė, kurios masė yra didesnė negu Saulės, evoliucionuoja daug

sparčiau. Pavyzdžiui, spindulingoji Aukso Žuvies S žvaigždė (S Dor)

Didžiajame Magelano Debesyje negalėtų tokiais kiekiais, kaip dabar,

spinduliuoti energiją ilgiau nei milijoną metų.

Labai masyvios žvaigždės evoliucija baigiasi kitaip, negu ką tik aprašytas

kolapsas į baltąją nykštuke. Kai branduolio temperatūra pasiekia 5 mlrd.

laipsnių, žvaigždės struktūra katastrofiškai pakinta: branduolys

kolapsuoja, o išoriniai sluoksniai, kuriuose tebevyksta branduolinės

reakcijos, staigiai įkaista maždaug iki 300 mln. laipsnių. Dėl to žvaigždė

sprogsta kaip supernova. Po katastrofos žvaigždės vietoje lieka

besiplečiantis dujų debesis, kurio viduje slypi neutroninė žvaigždė arba

pulsaras. Supernovos liekana yra garsusis Krabo ūkas; 1054 m. jos sužibimą

stebėjo kinų astronomai. Iš dviejų parodytų ūkų Rozetė yra žžvaigždžių

susidarymo vieta, o Krabas – kadaise ryškiai spindėjusios žvaigždės

liekana.

Kas yra žvaigždės?

Žvaigždės yra didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos

rutuliai, susidarę iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementø

priemaiša. žvaigždžių gelmėse vyksta branduolinės reakcijos. Jų metu

vandenilis virsta heliu ir sunkesniais elementais. Reakcijų metu

išsiskirianti energija palaiko žvaigždžių spinduliavimą.

Branduolinių reakcijų metu atsiradusi energija iš žvaigždžių gelmių

skverbiasi į paviršių dviem būdais konvekcija ir spinduliavimu.Konvekcija

yra įkaitusių medžiagų masių judėjimas į išorę, o vėsesnių masių slinkimas

centro link. Energija sklindanti antruoju būdu, medžiagos atomai sugeria iš

žvaigždės vidaus ssklindančius elektromagnetinius spindulius, po to vėl juos

išspinduliuoja. žvaigždžių paviršiaus temperatūra yra 1500-50000 K, o jų

centrų – 10- 100 mln.K.

Žvaigždės spektras vaivorykštės pavidalo juostelė – gaunama spektrografu

išsklaidžius jos skleidžiamą šviesą pagal bangų ilgį. Ištisiniame spektre

matyti įvairių cheminių elementų absorbcijos linijos. Pagal paviršiaus

temperatūrą žvaigždės skirstomos į O,B,A,F,G,K,M spektrines klases.

Karščiausios yra O spektrinės klasės, vėsiausios- M spektrinės klasės

žvaigždės.

Maždaug pusę Saulės aplinkoje esančių žvaigždžių yra dvinarių arba

daugianarių sistemų nariai. Dvinarę sistemą sudaro dvi žvaigždės, o

daugianarę nuo 3-7 žvaigždžių. Dvinarės arba daugianarės sistemos būna

fizinės ir optinės . Fizinių nariai skrieja apie bendrą masės centrą ,

optinių nariai nesusiję tarpusavyje jokiu gravitaciniu ryšiu ir matomi

greta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo. Fizinės dvinarės arba

daugianarės žvaigždės skirstomos į vizualiąsias, spektrines, užtemdomąsias,

astrometrines.

Žvaigždzių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį keplerio dėsnį, tik reikia

žinoti dvinarių žvaigždžių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą.

Pačių karščiausių pagrindinės sekos žvaigdždių masė lygi 50Mo, o vėsiausių

– 0.1Mo, supermilžinių – nuo 10Mo iki 50Mo.

Žvaigždžių dydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis stefano or

bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis.

Didžiausios žvaigždės yra raudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų

skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų. Mažiausios – baltosios

nykštukės, kurios savo dydžiu kartais prilygsta žemei ar net mėnuliui.

Žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis nustatoma tiriant jų

spektrus. Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kkurios vadinamos

normaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitų

elementų – deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies ir

kitų yra tik 1.6%. be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių.

Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitų

elementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis ar

net šimtą kartų daugiau negu normaliose. Nemetalingų žvaigždžių atmosferose

sunkiųjų elementų yra šimtus ir tūkstančius kartų mažiau negu saulės

atmosferoje.

Žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta, vadinamos kintaosiomis. Pagal

priežastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos į užtemdomąsias

ir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį – į pulsuojančias ir

sproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų žvaigždžių išoriniai sluoksniai

periodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys,

temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios žvaigždės:

cefeidės, virginidės, lyridės, etc. sproginėjančių žvaigždžių spindesys per

labai trumpą laiką padidėja daugybę kartų: novų – nuo 9 iki 19 ryškių,

supernovų – daugiau negu 20 ryškių. Staiga sužibusių novų spindesys po to

mažėja laipsniškai kelerius metus, kol pasiekia pradinį. Sprogusios

supernovos vietoje lieka maža neutroninė žvaigždė arba juodoji bedugnė.

Saulė – vidutinio dydžio ir vidutinės masės pagrindinės sekos G2 spektrinės

klasės žvaigždė. Jos centre yra šerdis, kurioje vyksta branduolinės

reakcijos ir išsiskiria energija. Šerdį supa 3 sluoksniai: pirmuoju –

energija pernešama į išorę spinduliais, antruoju – dujų konvekcija, o

trečiasis sluoksnis – atmosfera, kurią galima suskirstyti į fotosferą,

chromosferą iir vainiką.

Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reikšiniai, susiję su jos

aktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferos

flokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamos

tamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešęėlio. Dažniausiai

jos atsiranda poromis ar grupėmis. Aplink dėmes susidaro trumpalaikiai

šviesūs dariniai – žibintai, o virš jų, chromosferoje, – flokulai,

protuberantai ir žybsniai. Protuberantais vadinamos saulės disko pakraštyje

matomos į vainiką besiverženčios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunka

keletą valandų. Jie sukelia radijo ryšio trukdymus, polines pašvaistes,

amgnetines audras. Šie reiškiniai veikia žemės klimatą, gyvuniją,

augmeniją, žmones.

Galaktikos

Galaktiką sudaro diskas ir jį supantis mažesnio tankio sferoidas. Šis

truputi suplotas. Sferoido spindulys apie 80000 šm.Disko ir sferoido

centrai sutampa.Disko žvaigždių tankis didėja artėjant prie Galaktikos

centro.Centro link storėja ir diskas.Taip apie Galaktikos centrą susidaro

centrinis žvaigždžių telkinys čspindulys apie 8000 šm.Jame žvaigždės

susispietusois kelis kartus tankiau negu palei Saulę.Iš viso Galaktikoje

yra apie 250 milijardų žv.Daugiausiai žv. yra diske.Galaktikos diską

sudarančios žvaigždės ir ūkai skrieja aplink Galaktikos centrą apskritomis

orbitomis.Saulės nuotoliu nuo Galaktikos centro greitis yra 220 mln.km/s,ji

vieną kartą apskrieja aplink centrą per 230 mln. metų.Mūsų Galaktika yra

spiralinė sistema.Jos diske didelės masės karštos žvaigždės ,supermilžinės

ir dujų bei dulkių debesys išsidėstę spiralės formos vijomis.Galaktikos

centro pusėje artimiausia yra Šaulio vija , o anticentro pusėje –Persėjo

vija. Galaktikos sferoidą iš visų pusių gaubia Galaktikos vainikas ,kurio

spindulys 700 000šm.

Galaktikos pagal išvaizda skirstomos:

spiralines, elipsines,

netaisyklingąsias, pekuliarines. Arčiausiai mūsų gal. Didžiojo ir mažojo

magelano debesų galaktikos, matomos pietų pusr.

Visų tolimų galaktikų spektro linijos pasisilinkusios I raudonąją spektro

pusę. Tai rodo, kad galaktikos tolsta nuo mūsų dideliu greiciu. Pagal Hablo

desnį, galaktikų tolimo greitis tiesiog proporcingas nuotoliui r = v/H .

šis dėsnis teigia, kad visata plačiasi, o nuotoliai tarp galaktikų visą

laiką dideja. Manoma kad visata pradejo plėstis pries 13 mlrd metų ivykus

didžiąjam sprogimui.

Elementariosios dalelės, elektromagnetinio spinduliavimo kvantai, taippat 4

laukai: gravitacijos, elektromagnetinis, stiprusis ir silpnasis – susidarė

per pirmąsias sekundes ppo didžiojo sprogimo. Praėjus 0.5 mln. metų,

spinduliavimas atsiskyrė nuo medžiagos. nuo to laiko išliko reliktinis

spinduliavimas 1 mm ilgio radijo bangų diapazone. Po 250mln. metu dujos

pradejo telktis I progalaktinius gniužulus, o iš jų susiformavo pirmosios

galaktikos. Vėliau, suskilus progalaktikoms, iš mažesnių gniužulų susidarė

pirmosios žvaigždes ir jų spiečiai. žvaigždes susidaro iš dujų gniužulų,

besitraukiancių del gravitacijos jegų veikimo. Ivairios masės gniužulai,

tapę žvaigždėmis, atsiduria Hercšprungo ir Raselo diagramos pagrindinėje

sekoje. Kuo masyvesnis gniužulas, tuo karštesnė ir šviesesnė susidariusi

žvaigždė.

Saulės sistemos planetos susiformavo kartu su saule pries 4,7 mmlrd. metų iš

to paties prožvaigždinio dujų ir dulkių gniužulo, kurio liekanos sudarė

proplanetinį diską. žemes grupės planetos ir asteroidai susidarė iš metalų,

jų oksidų ir silikatų, nes disko viduryje, kur vyravo aukšta temp. ledinės

dalelės sublimavo. Didžiosios planetos susiformavo toli nuo saulės iš

ledinių iir aplėdėjusių dulkių. Didžiųjų planetų atmosferų sudėtis nuo pat

susidarymo išliko iki šiol nepakitusi. žemes grupės planetų pradinės

atmosferos neišliko. Jų dabartinė cheminė sudėtis susidarė dėl vėlesnių

sudetingų fizikinių ir cheminių procesų. Daugelis planetų palydovų ir jų

žiedai susiformavo kartu su savo planetomis iš proplanetinių dujų ir dulkių

gniužulų. Dalis palydovų yra buvę asteroidai, veliau pagrobti planetų

gravitacijos lauko.

Paukščių tako galaktika

Danguje nusidriekusią balzganą juostą, ypač gerai matomą tamsiomis

nemėnesėtomis naktimis, žino turdūt kiekvienas. Ją, žinoma, pastebėjo dar

mūsų tolimi protėviai, kuriems dangus ir jo reiškiniai atrodė nesuprantami

ir paslaptingi. Tačiau žmogui būdingas siekimas ieškoti bet kokio reiškinio

priežasčių, stengtis viską paaiškinti. Taip atsirado pasakos ir mitai,

kuriuose puikiai atsispindi mūsų bočių pažiūros į pasaulį, jo atsiradimą ir

būtį. Nors mitologija pasakoja apie dievus ir deives, turinčius viršgamtinę

galią, tačiau neretai mituose atsispindi ir mmaterialistinės pažiūros.

Pavyzdžiui, Paukščių tako pavadinimas, be abejonės, atsirado todėl, kad

rudens ir pavasario vakarais ši balzgana juosta juosia visą dangų iš

šiaurės rytų pietvakarių link, t.y. maždaug sutampa su paukščių išskridimo

ir parskridimo kryptimi. Ypač ji krinta į akis rudenį, – tuomet matoma pati

ryškiausia ir plačiaysia Paukščių Tako dalis.

Pirmosios rašytinės žinios apie bandymus moksliškai paaiškinti Paukščių

Tako prigimtį pasirodė Senovės Graikijoje. Pavyzdžiui, Aristotelis manė,

kad Paukščių Takas, kaip ir kometos, susidarąs iš kylančių nuo Žemės garų,

kurie pasiekia ugnies sferą. Graikas Metrodotas filosofavo, kad Paukščių

Takas greičiausiai yyra sena vaga danguje, kuria kadaise skriejo Saulė. Mat

senovės graikų Saulės dievas Helijas keliavo dangumib dviračiu vežimu,

traukiamu ketverto žirgų. Šis vežimas turėjo įrėžti danguje vėžes. Dar kiti

manė, kad tai yra siūlė, kuri liko suklijavus du dangaus pusrutulius.

Tačiau kartu buvo keliamos idėjos, kurios atspindi tikrąją Paukščių Tako

prigimtį. Dar VIa. prieš Kristų Pitagoras rašė, kad Paukščių Takas iš

tikrųjų yra telkinys labai gausių, bet silpnų pavienių žvaigždžių, kurių

akis nesuba atskirti. Tačiau pagal Pitagorą tos žvaidždės esančios

pritvirtintos prie vienos iš įsivaizduojamų skaidrių sferų. Prie kitų sferų

pritvirtinta Saulė, Mėnulis, kitos planetos. Visos sferos sukasi aplink

Žemę apie skirtingas ašis nepriklausomai viena nuo kitos. Sferų trynimasis

turįs sukelti harmoningus garsus, arba sferų muziką, kurią išrinktieji

žmonės galį girdėti. Paukščių Taką tolimų žvaigždžių sankaupa laikė ir IVa.

prieš Kristų gyvenęs graikų mokslininkas Demokritas.

Tačiau visos šios idėjos buvo tik nuojauta, nepagrįsta jokiais

neginčijamais įrodymais. Vis dėlto praėjus tik dešimtmečiui italų

astronomas Galilėjus paskelbė savo ataskaitą apie pirmuosius atradimus su

jo išrastu teleskopu: paaiškėjo, kad Paukščių Takas iš tikrųjų yra

nesuskaičiuojamų žvaigždžių aibės, susispietusios į milžiniškus telkinius.

Tačiau šis epochinės reikšmės atradimas ilgą laiką buvo ignoruojamas. Per

visą XVIIa. tik olandų fizikas Kristianas Heigensas (1629-1695) ir anglas

Izaokas Niutonas (1643-1727) tęsė Galilėjaus teleskopinius stebėjimus ir

tylomis kūrė Visatos struktūros idėjas. XVIIIamžiuje žvaigždžių sistemos

klausimą nagrinėjo anglas Tomas Raitas (1711-1786), Klaipėdos lietuvių

kilmės vokietis IImanuelis Kantas (1724-1804) ir elzasietis Johanas

Lambertas (1728-1777). Iš jų darbų pamažu aiškėjo, kad Paukščių Tako

žvaigždžių sistema yra maždaug plokščios formos. Tačiau jų modeliai nebuvo

pakankamai pagrįsti stebėjimais.

Kaip tik tuo metu mokslo akiratyje pasirodė žymusis anglų astronomas, buvęs

muzikantas Viljamas Heršelis (1738-1822). Siekdamas nustatyti Paukščių Tako

formą, jis ėmėsi milžiniško darbo skaičiuoti žvaigždžių pavoiršinį tankį

įvairiomis kryptimis. Apibendrinęs šį darbą, Heršelis sukūrė Paukščių Tako

galaktikos modelį, kuris, deja, toli gražu, neatitiko realaus vaizdo, nes

Heršelio teleskopai nesiekė mūsų žvaigždžių sistemos pakraščių, o, be to,

jis negalėjo atsižvelgti į netolygų žvaigždžių pasiskirstymą, nevienodą

žvaigždžių absoliutų šviesį ir tarpžvaigždinių dulkių sukeltą šviesos

sugėrimą.

Svarbūs įvykiai klostėsi Paukščių Tako galaktikos tyrimuose. Harlas Šaplis

(1885-1972) Maunt Vilsono observatorijoje (JAV) tyrinėjo kintamąsias

pulsuojančias žvaigždes cefeides, kurios labai gerai tinka atstumams

nustatyti. Šiuo metodu 1918-1919m. jis nustatė kamuolinių žvaigždžių

spiečių pasiskirstymą. Jau anksčiau buvo žinoma, kad kamuoliniai žvaigždžių

spiečiai matomi daugiausia viena kryptimi link Šaulio, Skorpiono,

Gyvatnešio žvaigždynų. Paaiškėjo, kad šie spiečiai grupuojasi aplink

Paukščių Tako centrą Šaulio žvaigždyne, kuris yra gana toli nuo Saulės, už

30 tūkstančių šviesmečių.

Stabili sistema

Žinoma, kad visata plečiasi ir visos galaktikos, nepriklausančios Vietinei

galaktikų grupei, tolsta viena nuo kitos skirtingais greičiais. Tuo tarpu

Vietinės galaktikų grupės nariai netolsta nuo mūsų Galaktikos, o spiralinė

Andromedos galaktika netgi artėja į mus. Vietinė galaktikų grupė yra

stabili.

Mėginant nustatyti, kas yra Vietinės galaktikų grupės nariai, buvo

susidurta su dideliais ssunkumais. Iš pradžių buvo apskaičiuota, jog

nuotolis iki Andromedos galaktikos lygus 750000 šviesmečių. Toks nuotolio

dydis sukėlė daugybę problemų: jei jis iš tikrųjų toks, Andromedos

galaktiką apspitusių kamuolnių spiečių dydis turėtų skirtis nuo analogiškų

mūsų Galaktikos darinių dydžio. Netikėta buvo ir tai, kad Andromedos

galaktikoje nepavyko rasti Lyros RR tipo kintamųjų: nepaisant to, kad Lyros

RR tipo kintamosios nėra tokios spindulingos, kaip cefeidės, 750000

šviesmečių atsumu jos turėtų būti matomos.

Saules sistema

Saulės sistemą sudaro pati saulė, devynios didžiosios planetos (žemės

grupės planetos: merkurijus, venera, žemė, marsas; didžiosios planetos:

jupiteris, saturnas, uranas, neptūnas; prie šių tipų nepriskiriamas –

plutonas), daugybė mažų planetų (asteroidų), kometoidų, meteorinių kūnų,

dulkių ir dujų.

Merkurijus. Skersmuo 2,6 karto mažesnis negu žemės, paviršius nusėtas

daugybe įvairasių dydžių kraterių. Atmosfera labai reta, temperatūra: +430

iki -160. Magnetinis laukas maždaug 300 kartų silpnesnis negu žemės.

Palydovų neturi.

Venera. Skersmuo beveik lygus Žemės skersmeniui. Turi storą, tankią, iš CO2

sudarytą atmosferą, kurioje plaukioja sieros rūgšties garų debesys.

Paviršiuje yra kalnynų, plokščiakalnių, žemumų, kraterių. Temperatūra:

+460. Magnetinio lauko nerasta, palydovų neturi.

Žemė. Atmosfera susideda iš azoto, deguonies, argono, vandens garų, CO2.

71% paviršiaus dengia vanduo. Aplink skrieja vienas gamtinis palydovas –

Mėnulis.

Mėnulis – vienintelis gamtinis Žemės palydovas. Jo skersmuo 4 kartus

mažesnis už žemės. Neturi atmosferos, temperatūra: +130 iki -170. Paviršius

nusėtas smūginių katerių.

Marsas. Jo skersmuo 1,9 karto mažesnis negu žemės. Turi retą atmosferą

sudarytą iš CO2.

Pučia smarkūs vėjai. Paviršiuje yra kalnynų, lygumų,

kanjonų, kraterių. Ties ašigaliais matomos ledo kepurės. Temperatūra: +20

iki -100. Turi du palydovus: fobą ir deimą.

Jupiteris. Penkta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (740-816 mln.km.; 11,86

m), didžiausia Saulės sistemoje. Skersmuo 11 kartų didesnis už Žemės. Jį

gaubia stora ir tanki H ir He atmosfera. Debesų temperatūra: -138 C.

Magnetinis laukas 20 kartų stipresnis nei Žemės. Turi 16 palydovų, 4

didieji matomi pro žiūronus. Turi siaurą žiedą, sudarytą iš ledo gabalėlių.

Saturnas. Šešta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (1,35-1,51mlrd.km.;

29,5m.). Turi 77 ledo gabalėlių žiedus. Skersmuo 10 kartų didesnis už Žemės,

o magnetinis laukas stipresnis kelis kartus. Saturną gaubia stora ir tanki

atmosfera, sudaryta iš H, He, metano ir amoniako. Debesų temperatūra: -178.

Turi 18 palydovų.

Uranas. Septinta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (2,7-3,0mlrd.km., 84m.).

Skersmuo 4 kartus didesnis už Žemės. Atmosfera labai stora, iš H, He,

metano ir amoniako. Debesų temperatūra: -210. Turi 10 plonų žiedų,

magnetinį lauką, 15 palydovų.

Neptūnas. Aštunta pagal nuotolį nuo Saulės planeta (4,46-4,54mlrd.km.,

165m.), panaši į Uraną. Ją gaubia audringa tanki H, He ir mmetano atmosfera.

Debesų temperatūra: -220. Turi 3 žiedus ir 8 palydovus.

Plutonas. Devinta, pati tolimiausia ir mažiausia, Saulės sistemos planeta.

Skersmuo 5,5 karto mažesnis už Žemės. Paviršių dengia metano ledas,

atmosfera labai reta, iš N ir metano. Temperatūra: -235. Turi 1 didesnį

palydovą.

Be didžiųjų planetų, aaplink Saulę skrieja apie 5000 (1-1000km) mažųjų

planetų, arba asteroidų. Daugelis jų yra tarp Marso ir Jupiterio orbitų.

Asteroidų skersmuo ne didesnis nei 1000 km. Didieji asteroidai beveik

apskriti, o mažesni – netaisiklingos formos. Yra 3 lietuviški asteroidai:

Lietuva, Čiurlionis, Vilnius.

Mažesnio nei 1 km. skersmens asteroidai vadinami meteoroidais. Įlėkę į

Žemės atmosferą, jie virsta meteorais arba bolidais. Daugelis jų sudega

ore. Nukritę ant žemės meteorai vadinami meteoritais, jų išmuštos duobės –

astroblemomis (Mizarų – 5km; Veprių – 8km). Jie skirstomi į akmeninius,

geležinius, akmeninius-geležinius. Taškas, iš kurio skrieja meteoritas –

radiantas.

Kometomis vadinami mažų asteroidų dydžio Saulės sistemos kūnai, kurių

išvaizda prilauso nuo atstumo iki Saulės. Jų skersmuo nuo 1 km. iki 50km.

Kometos branduolys, arba kometoidas, sudarytas iš sušalusių į ledą dujų,

dulkių ir mažų meteoroidų. Priartėjusios prie Saulės, kometos atšyla ir

įgyja iilgas dujų ir dulkių uodegas.

Saulės sistemos planetos

Merkurijus, arčiausiai Saulės esanti Saulės sistemos planeta, ilgą laiką

buvo astronomams tikra mįsle. Nebuvo tiksliai išmatuotas jo sukimosi aplink

savo ašį periodas. Dėl to, kad Merkurijus neturi palydovų, nebuvo tiksliai

žinoma masė. Artumas prie Saulės trukdė vykdyti paviršiaus tyrinėjimus. Tuo

metu, kai planetos spektrai teigė apie tai, kad planeta neturi atmosferos,

kai kurie stebėtojai retkarčiais pastebėdavo kažkokius „rūkus“, slėpusius

tamsių ir šviesių dėmių konfiguraciją, sunkiai įžvelgiamą planetos diske.

Poliarimetriniai O. Dolfiuso stebėjimai 1950 m. parodė, kad yra labai

silpna atmosfera, 300 kartų mmažiau elektrizuota už Žemės atmosferą. Bet

pilno tikrumo nebuvo.

Ir staiga, per kokius penkeris metus, viskas pasikeitė, ir Merkurijus dabar

ištirtas ne mažiau už kitas Saulės sistemos planetas. Didelę reikšmę

Merkurijaus mįslių sprendimui turėjo kosminio aparato „Mariner-10″ skrydis

1974-75 mm. Bet tai ne vienintelis šaltinis: daug apir Merkurijų mes

sugebėjome sužinoti ir antžeminių astronominių stebėjimų pagalba.

Radiolokacija padėjo nustatyti Merkurijaus sukimosi periodą. Dar 1882 m.

Dž. Skiaparelis iš vizualinių stebėjimų padarė išvadą, kad šis periodas

lygus Merkurijaus apsisukimo aplink Saulę periodui (88 parų), t.y. kad

Merkurijus pasisukęs į Saulę viena puse, kaip Mėnulis į Žemę. Apie 50 metų

šis periodas buvo tik spėjamas, o vėliau, 30-ais praeito šimtmečio metais

klaustukas šalia periodo reikšmės buvo panaikintas visose lentelėse ir

enciklopedijose:

nuotrauka patvirtino Skiaparelio periodą. Bet vis dėlto jis pasirodė esąs

neteisingas.

1965 m. amerikiečiai astronomai R. Daisas ir G. Pettendžilas 300-metrinio

radioteleskopo pagalba Aresibo observatorijoje nustatė, kad Merkurijaus

apsisukimo aplink savo ašį periodas lygus 59,3 paroms, t.y. jis lygus 2/3

orbitalinio periodo. Šis atradimas uždavė astronomams du visiškai

skirtingus klausimus:

1. Kodėl vizualiniai ir nuotraukiniai stebėjimai 80 metų bėgyje rodė į 88

parų periodą?

2. Kodėl apsisukimo periodas lygus 2/3 orbitalinio planetso periodo?

Atsakymas į šiuos klausimus pasirodė gana paprastas. Tris apsisukimus

aplink ašį Merkurijus baigė per 176 paras. Per tą patį laiką planeta padaro

du apsisukimus aplink Saulę. Tokiu būdu, Merkurijus užima tokią pačią

padėti orbitoje Saulės aatžvilgiu ir rutulio orientavimas lieka tuo pačiu.

Toks judųjimas, kaip rodo teorija, yra stabilus. Sukimasis yra rezonanse su

orbitaliniu judėjimu.

Tai ir pasirodė astronomų klaidos priežastimi. Vizualiniai ir nuotraukiniai

Merkurijaus stebėjimai galimi tik elogancijų epochu metu, o jos kartojasi

kas 116 paras (sinodinis Merkurijaus periodas). Bet planetos stebėjimams

palanki ne kiekviena elogancija: tarp vakarinių – tos, kurios yra žiemą

arba pavasarį, o iš rytinių – tos, kurios yra vasarą ir rudenį. Tokios

elogancijos kartojasi kartą į metus, tiksliau, kartą į 348 paras. Bet šis

periodas artimas Merkurijaus sukimosi periodui, padaugintam iš 6, t.y. 352

paroms. Stebėdami kartą į 348 paras Merkurijų, mes jame pamatysime tas

pačias detales, kokias matėme prieš metus. Bet praeities astronomai

(Skiaparelis ir Antoniadis), susidūrę su šiuo faktu ir turėję prieš savo

akis Mėnulio pavyzdį, galvojo, kad per tą laiką Merkurijus padarė keturis

apsisukimus aplink ašį, o ne šešis.

Po to, kai nesusipratimas buvo išspręstas, buvo padaryta eilė svarbių

patikslinimų. Merkurijaus ašis pasirodė beveik statmena jo orbitos

plokštumai. Buvo ilgumų skaičiavimo sistema: nuo 0 iki 360 laipsnių prieš

planetos sukimosi kryptį. Pradiniu meridianu buvo paskirtas tas, kuris

praėjo per posaulinį tašką Merkurijaus perėjimo per perigelijų 1950 m.

momentu (tai buvo 1950 m. sausio 11 dieną). Šios koordinačių sistemos

pagalba amerikiečiai astronomai K. Čepmenas ir D. Krukženkas, iš vienos

pusės, ir prancūzų astronomai O. Dolfiusas ir A. Kamišelis, – iš kkitos,

nubrėžė planetos žemėlapius, pagrįstus ilgamečiais vizualiniais ir

nuotraukiniais tyrinėjimais. Abu žemėlapiai beveik sutapo ir, kaip vėliau

įrodė sovietų planetologas Katerfeldas, beveik nesiskyrė nuo Skiaparelio ir

Antoniadžio žemėlapių. Jau tada Merkurijaus paviršiuje buvo pastebėti

apskričios tamsios dėmės, panašios į Mėnulio „jūras“. Bet bendras

Merkurijaus albedo pasirodė labai mažas, apie 0,05.

Temperatūrinis planetos režimas

Planetos radiotyrinėjimai dar 1962 metais parodė gana nedidelį skirtumą

tarp dieninio ir naktinio pusrutulio temperatūrų. 1966 m. buvo nustatyta,

kad vidutinė Merkurijaus disko temperatūra 11 cm bangoje kinta su fazės

kampu. Tai reiškė, kad planetos naktinio pusrutulio temperatūra toli gražu

ne tokia maža, kaip buvo spėjama anksčiau. 1970 m. T. Mardokas ir E. Nėjus

iš Minesotos universiteto tyrinėjimų infraraudonuose spinduliuose bangose

nuo 3,75 iki 12 mkm metu nustatė, kad vidutinė naktinio pusrutulio

temperatūra lygi 111 laipsniams pagal Kelviną. Iš kitos pusės, posaulinio

taško temperatūra vidutiniame atstume nuo Merkurijaus iki Saulės lygi 620

laipsniams pagal Kelviną. Perigelyje ji gali siekti 690 laipsnius, o

afelijoje sumažėja iki 560 laipsnių. Toks Merkurijaus paviršiaus

temperatūrų diapazonas.

Dienos ir nakties kaita

Įdomu, kaip vyksta dienos ir nakties kaita Merkuryje. Saulinė para ten lygi

176 Žemės paroms. Diena ir naktis tęsiasi po 88 paras, t.y. lygūs planetos

metams! Saulė kyla rytuose, kyla labai lėtai (vidutiniškai po 1 laipsnį kas

12 valandų), pasiekia aukščiausią kulminaciją (ekvatoriuje – zenitą) ir

taip pat lėtai leidąiasi. Bet taip tai vyksta ne visose

ilgumose. Ilgumose,

artimose prie 90 ir 270 laipsnių, galima stebėti gana keistą ir turbūt

analogų Saulės sistemoje neturintį vaizdą. Šiose ilgumose saulėtekis ir

saulėlydis sutampa pagal laiką su Merkurijaus judėjimu per perigelijų, kai

trumpam laikui (8 paroms) kampinis orbitinio planetos judėjimo greitis

viršija kampinį jos sukimosi greitį. Saulė danguje padaro kilpą, kaip pats

Merkurijus Žemės danguje. Pažymėtose ilgumose Saulė po saulėtekio staiga

sustoja, apsisuka ir leidžiasi beveik tame pat taške, kur ir patekėjo. Bet

po kelių Žemės parų Saulė vėl teka tame pačiame taške ir jau ilgam. Šalia

saulėlydžio vvaizdas kartojasi atvirkštine tvarka.

Bet įdomiausia, ką pavyko sužinoti apie Merkurijų,- tai jo paviršiaus

vaizdas. Kai kosminis aparatas „Mariner-10″ perdavė pirmąsias Merkurijaus

nuotraukas, darytas iš arti, astronomų nustebimui nebuvo ribų: prieš juos

buvo antras Mėnulis! Merkurijaus paviršius pasirodė pilnas įvairaus dydžio

kraterių, visiškai kaip Mėnulio paviršius. Jų pasiskirstymas pagal dydžius

taip pat buvo analogiškas mėnuliškam. Planetos paviršiuje buvo rastos

apvalios lygumos, dėl panašumo į Mėnulio „jūras“ gavusios baseinų vardą.

Didžiausio baseino, Kalorio, skersmuo siekia 1300 km (Audrų okeanas

Mėnulyje – 1800 km).

Išanalizavę Merkurijaus nuotraukas amerikiečiai geologai P. Šulcas ir DD.

Gaultas pasiūlė tokią jo paviršiaus evoliucijos schemą. Po akumuliacijos ir

planetos formavimosi procesų pabaigos jos paviršius buvo lygus. Toliau

atėjo intensyvaus planetos bombardavimo procesas, kurio metu ir „gimė“

tokie baseinai, kaip Kaloris, o taip pat krateriai, panašūs į Koperniko

kraterį Mėnulyje. Sekantis periodas charakterizavosi iintensyviu vulkanizmu

ir lavos srovės, kuri užpildė didelius baseinus, išėjimu. Šis periodas

baigėsi kažkur prieš 3 mlrd. metų (Saulės sistemos planetų amžius žinomas

gana tiksliai ir lygus 4,6 mlrd. metų).

„Marinero-10″ prietaisai aptiko silpną planetos magnetinį lauką – apie 100

gamų 450 km nuotolyje. Intensyvus lauko tyrinėjimas parodė, kad jis turį

sudėtingesnę struktūrą, negu Žemės magnetinis laukas. Iš Saulės pusės

Merkurijaus magnitosfera labai suspausta dėl Saulės vėjo poveikio.

„Marinero-10″ skrydžiai šalia Merkurijaus padėjo patikslinti jo masę. Ji

sudaro 1/6 023 600 Saulės masės arba 0,054 Žemės masės. O taip pat

patikslintas vidutinis tankis (5,45 g/cm3). Pagal tankį Merkurijus užima

antrą vietą Saulės sistemoje, nusileisdamas tik Žemei. Merkurijaus skersmuo

lygus 4879 km.

Didelis tankis ir magnetinio lauko turėjimas rodo, kad Merkurijus turi

turėti ir stiprų geležinį branduolį. S. Kozlovskajos skaičiavimais,

Merkurijaus viduje tankis turi siekti 9,8 gg/cm3. Branduolio radiusas,

amerikiečių mokslininkų duomenimis, lygus 1800 km (75% planetos radiuso).

Branduolio masė sudaro 80% Merkurijaus masės. Nepaisant lėto planetos

sukimosi, dauguma specialistų teigia, kad jos magnetinis laukas „įsijungia“

su to paties dinamo mechanizmo pagalba, kaip ir Žemės magnetinis laukas.

Venera, kaip ir Merkurijus, atsiskleidė mums per paskutiniuosius 40 metų.

Ilgą laiką mes nežinojome nei atmosferos slėgio planetos paviršiuje, nei

jos radiuso. Astronominiai stebėjimai davė tik debesų sluoksnio, supančio

planetą, radiusą.

Veneros atmosfera buvo atrasta 1761 m. Tai padarė M.V. Lomonosovas,

stebėdamas Veneros judėjimą prieš Saulės diską. Beveik 200 mmetų Veneros

atmosfera buvo nepralaužiamu barjeru planetos paviršiaus tyrinėjimui ir

sukimosi aplink ašį periodo nustatymui. 80 bandymų nustatyti šį periodą

optiniais metodais patyrė visišką nesekmę. Nesisekė nustatyti ir kampo tarp

Veneros ašies ir jos orbitos plokštumos.

Pirmą kartą kieto Veneros rutulio radiusą pavyko tiksliai nustatyti 1965 m.

Radioastronominių stebėjimų dėka su radiointerferometro „Ouensas Vilis“

pagalba sovietų mokslininkui A. Kuzminui ir amerikos mokslininkui B.

Klarkui pavyko gauti 6057 km reikšmę. Toliau sekė didelė radiolokacinių

matavimų serija TSRS ir JAV, kurių metu Veneros radiusas dar buvo

tikslinamas. Galutinė jo reikšmė 6050 km.

Veneros masė buvo patikslinta kosminių aparatų „Mariner-2″, „Mariner-5″ bei

„Mariner-10″ praskridimų šalia planetos metu. Ji sudaro 1 : 408 524 Saulės

masės arba 84.5% Žemės masės. Pagal masę ir kitus išmatavimus buvo

patikslintas vidutinis Veneros tankis (5,27 g/cm3) ir nustatytas sunkio

jėgos pagreitis jos paviršiuje, jis lygus 885 cm/s2.

Radiolokaciniai tyrimai, vykę, pradedant nuo 1961 m. TSRS, JAV ir

Anglijoje, pagaliau padėjo nustatyti jos sukimosi periodą. Jis pasirodė

didžiausiu Saulės sistemoje: 243,16 parų esant atbuliniai sukimosi

krypčiai. Kitaip tariant, jei žiūrėti iš Veneros šiaurės ašigalio, planeta

sukasi pagal laikrodžio rodyklę, bet ne prieš ją, kaip Žemė ir kitos

planetos (išskyrus Uraną). Dėl to Saulės para Veneroje yra trumpesnė už

žvagždžių parą ir lygi 117 Žemės paroms. Taigi diena ir naktis Veneroje

trunka po 58,5 paras. Nepaisant to, dieninio ir naktinio pusrutulio

temperatūros mažai skiriasi.

Atmosferos sslėgis Veneros paviršiuje pasirodė lygus 90 atmosferoms! Tokios

reikšmės niekas nesitikėjo. Veneros atmosferos modeliuose, sukurtuose iki

1967 m., slėgis paviršiuje buvo laikomas nuo 5 iki 20 atmosferų.

Aukšta žemutinių atmosferos sluoksnių temperatūra pagrindžiama taip

vadinamuoju „šiltnamių efektu“. Planetos atmosfera praleidžia Saulės

spinduliavimą, tiesa, tik iš dalies ir ne tiesių spindulių pavidalu, o

daugkartinio išsklaidyto spinduliavimo forma. Veneros debesų sluoksnis turi

gana aukštą albedo (0,78). Kitaip tariant, daugiau nei trys ketvirtadaliai

Saulės radiacijos atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis praeina

žemyn. Šiltnamių efektas vyksta ir kitų planetų atmosferose. Tačiau jei

Marso atmosferoje jis pakelia paviršiaus temperatūrą 9 laipsniais, o Žemės

atmosferoje 35 laipsniais, tai Veneros atmosferoje šis skaičius lygus 400!

Veneros atmosferos cheminė sudėtis

Venera net 97% susideda iš anglies dvideginio (CO2). Ne daugiau kaip 2% yra

azoto ir inertinių dujų (pirmoje eilėje argono) dalis. Deguonies atžvilgiu

įvairūs metodai kolkas duoda skirtingus rezultatus, bet bet kuriuo atveju

jo yra mažiau nei 0,1%. Iš kitų dujų infraraudonos spektroskopijos metodai

padėjo aptikti CO, chlorinį vandenilį bei ftorinį vandenilį. Kitų galimų

Veneros atmosferos komponentų paieškos kol kas nedavė vaisių. 1927 m.

antžeminės Veneros nuotraukų ultravioletiniuose spinduliuose pagalba pavyko

aptikti planetos diske visą tamsių ir šviesių detalių sistemą. 1960 m.

Prancūzijos astronomai Š. Buaitė ir A. Kamišelis nepriklausomai vienas nuo

kito nustatė, kad kai kurių detalių, fotografuojamų ultravioletiniuose

spinduliuose, išsidėstymas kartojasi kas keturias paras. Suvieniję savo

tyrinėjimus, jie ppriėjo prie išvados, kad Veneros viršutinis sluoksnis turi

atvirkštinią apsisukimo kryptį su tuo pačiu periodu.

Šis rezultatas vėliau gavo visišką patvirtinimą. Sukimosi greitis

viršutinės ribos lygyje skiriasi nuo pačios planetos sukimosi greičio. Tai

reiškia, kad virš Veneros ekvatoriaus, 65-70 km aukštyje vyrauja vėjas,

visą laiką pučiantis planetos judėjimo kryptimi. To vėjo greitis 100 m/s

(uragano greitis). Tokia atmosferos cirkuliacijos sistema buvo atspėta dar

prieš 250 metų. Tai padarė anglų meteorologas Gadlėjus. Žemėje ją nuslopia

kiti faktoriai (temperatūrų skirtumas, okeanų poveikis), Veneroje gi nėra

okeanų, o temperatūros sulygintos karščio perdavimo žemutiniose sluoksniose

dėka.

Viršutinio Veneros debesų sluoksnio nuotraukos iš artimo nuotolio buvo

gautos 1974 m. amerikiečių kosminio laivo „Mariner-10″ dėka. Jos taip pat

patvirtino, kad sukimosi periodas debesų lygyje yra lygus 4 paroms.

Kaip ir Žemė, Venera turi jonosferą. Dieninis elektroninios koncentracijos

maksimumas yra 145 km aukštyje. 500 km lygyje pastebimas netikėtas

elektroninios koncentracijos nuosmukis, o naktinėje pusėje – ilga uodega iš

elektrizuotų dalelių, kurios ilgis siekia 3500 km esant elektronų

koncentracijai 1000-500 elektronų/cm3. Tai susiję su Saulės vėju bei su

silpnu Veneros magnetinio lauko kryptingumu (Dolginovo duomenims, jis 10

000 kartų mažesnis negu Žemėje). Aukščiausi atmosferos sluoksniai susideda

daugiausiai iš vandenilio. Vandenilinė Veneros atmosfera yra iki 5500 km

aukščio. Antžeminiai amerikiečių tyrimai suteikė galimybę ištirti planetos

priekvatorinę sritį. Buvo aptikta apie 10 ratinių strukturų, panašių į

Mėnulio ir Merkurijaus meteoritinius kraterius, su skersmenimi nuo

35 iki

150 km, bet stipriai sulygintas. Pavyko aptikti milžinišką lužimą planetos

paviršiuje . Be to, aptiktas lanko pavidalo kalnų masyvas, kurį kertą kitas

masyvas. Rastas apie 1 km aukščio ugnikalnis su pagrindo skersmenimi 300-

400 km. Amerikiečių mokslininkai aptiko planetos šiaurės pusrutulyje

milžinišką apvalų baseiną, kuris driekiasi per 1500 km iš šiaurės į pietus

bei per 100 km iš vakarų į rytus. Buvo ištirtas 55 Veneros rajonų reljefas.

Tarp jų yra ir kalnuotų vietovių, su aukščio kaita tarp 2 ir 3 km, ir

pakankamai lygių. Taip pat aaptikta lyguma, kurios ilgis apie 800 km. Jos

paviršius dar lygesnis, nei Mėnulio jūrų paviršius. Ir apskritai Veneros

paviršius lygesnis nei Mėnulio.

Taigi Venera yra planeta su aktyvaus vulkanizmo bei tektoninės veiklos

pėdsakais, bet tuo pat metu yra ir praeityje vykusio meteoritinio

bombardavimo pėdsakų.

Žemė yra didžiausia ir masyviausia tarp vidinių planetų. Žemės masė yra

5,974 · 1024 Kg. Mažiausiai skiriasi Žemė ir Venera – jų masės santykis

1:0,82. Žemės tankis yra 5520 kg/m3, skersmuo – 12 756,3 km.

Lyginant Žemę ir gretimas planetas, randama ne tik bendrų bruožų, bbet ir

žymių skirtumų. Pirmiausia Žemė iš kitų planetų išsiskiria savo atmosfera,

kurioje gausu deguonies, azoto, ir temperatūra, tinkama mums žinomai

gyvybės formai. Atstumas nuo Žemės iki Saulės yra vidutiniškai 149,6 mln.

km. Jeigu Žemė būtų šiek tiek toliau nuo Saulės arba šiek tiek ttoliau nuo

jos, gyvybė nebūtų galėjusi plėtotis.

Žemės rutuly sudaro keletas koncentrinių apvalkalų. Pačiame Žemės centre

yra branduolys, dalijamas į vidinį ir išorinį. Vidinis yra kietas,

sudarytas daugiausia iš geležies ir nikelio, o išorinis – skystas. Žemės

branduolį supa silikatų mantija, slūgsanti po kietu apvalkalu – pluta,

kurią sudaro sustingusios lavos produktai (granitai ir bazaltai). Žemės

rutulį gaubia dujų apvalkalas, vadinamas atmosfera. Ją sudaro 78% azoto,

21% deguonies ir tik truputis kitų dujų. Savo ruožtu atmosfera dalijama į

tris sluoksnius: troposferą, stratosfera ir jonosferą. Žemės sukimosi ašis

su statmeniu sukimosi plokštumai, vadinamai ekliptika (gr. ekleiptike –

užtemimas) sudaro 23,5o kampą, dėl to atsiranda metų laikai. Žemės nuotolio

nuo Saulės kitimas beveik neturi reikšmės metų laikų kaitai.

Evoliucija

Žemė susidarė iš prosaulinio ūko, kuris iš pradžių buvo netaisyklingos

formos. Žemei padidėjus iki dabartinės, pirminę vandenilio atmosferą

pakeitė nnauja, susidariusi iš dujų ir garų, kurie išsiskyrė iš Žemės

gelmių. Žemėje atsirado ir vystėsi gyvybė. Dabar Žemė pastovia orbita

skrieja aplink nuostovią žvaigždę. Bet taip visą laiką nebus. Kai Saulė

taps raudonąja milžine, Žemė smarkiai įkais, vandenynai išgaruos, atmosfera

išsisklaidys. Galiausia Žemė suirs.

Ekosfera

Žemės ekosfera, arba erdvės dalis, kurioje Saulės spinduliavimas sudaro

sąlygas, tinkamas gyvybei, prasideda beveik ties Veneros orbita ir tęsiasi

iki Marso orbitos. Iki 1960m. manyta, kad žemiška gyvybė gali egzistuoti

visoje šioje erdvės dalyje. Ši galimybė menka Marse, kurio masė gerokai

mažesnė negu Žemės, o aatmosfera reta. O į Venerą buvo žiūrima kaip į Žemės

dvynę seserį. Būdama beveik tokio pat tankio, dydžio ir masės kaip Žemė,

Venera gauna beveik tiek pat Saulės energijos, nes daug jos atspindi atgal

į erdvę nuo Veneros debesų. Tiktai 1967m. paaiškėjo, kad Veneros paviršiuje

485 oC karštis, ir teko pripažinti, jog sudėtinga žemiška gyvybė gali

plėtotis tik siauroje erdvės dalyje.

Kita gyvybei būtina sąlyga yra atmosfera, reikalinga ne tik kvėpuoti, bet

ir apsaugoti nuo pražūtingo trumpabangio spinduliavimo, sklindančio iš

kosmoso. Žemės paviršiuje tokio pavojaus nėra, nes šį spinduliavimą sugeria

išoriniai atmosferos sluoksniai, tačiau Mėnulio arba Merkurijaus niekas

nesaugo. Jei Žemė būtų masyvesnė, ji tikriausiai būtų išlaikiusi bent dalį

pirminio vandenilio, ir jos atmosfera galbūt netiktų gyvybei. Jei planetos

masė būtų mažesnė, į gaubiančią erdvę pasklistų ne tik vandenilis, bet ir

kitos dujos, taigi žemiškajai gyvybei atsirasti ir plėtotis padėjo

laimingas aplinkybių sutapimas.

Be to svarbus veiksnys yra temperatūra, kuri priklauso ne tik nuo planetos

nuotolio nuo Saulės bei jos atmosferos sudėties; čia taip pat turi įtakos

planetos sukimosi apie ašį periodas. Žemė vieną kartą apsisuka apie ašį

maždaug per 24 valandas, Marso apsisukimo periodas yra 37 minutėmis

ilgesnis, tuo tarpu Merkurijuje ir Veneroje situacija visai kitokia: jų

apsisukimo periodai atitinkamai 58,6 ir 243 paros, taigi – šiose planetose

„kalendoriai“ būtų labai savotiški. Jei Žemė suktųsi lėčiau, klimato

sąlygos joje skirtųsi nuo ddabartinių ir būtų nepalankios gyvybei.

Žemės magnetinis laukas

Žemės magnetinį lauką sukuria masyvus, daug geležies turintis jos

branduolys, taigi ir šiuo požiūriu ją galima lyginti su kitomis planetomis.

Ir vėl daug neaiškumų kelia Venera. Pagal dydį ir masę Venera turėtų turėti

panašų kaip Žemės branduolį ir stiprų magnetinį lauką. Tačiau kosminiai

aparatai neatrado jokio magnetizmo reiškinių, ir dabar aišku, kad jei

Venera ir turi magnetinį lauką, tai jis labai silpnas. Nedaug skiriasi ir

Marsas, bet štai Merkurijus turi juntamą magnetinį lauką ir netgi

magnetosferą. Tam, matyt, turi reikšmės didžiausias Merkurijaus ir Žemės

vidutinis tankis – 5,5 g/cm3 ( t.y. 5,5, karto didesnis negu vandens).

Vandens planeta

Žemė ypatinga dar tuo, kad didžiausią jos paviršiaus dalį dengia vanduo.

Nors žemė didžiausia iš keturių vidinių planetų, jos sausumos plotas yra

daug mažesnis negu Veneros paviršiaus ir prilygsta Marso paviršiaus plotui.

Vandenynų ir ežerų Marse negali būti dėl mažo jo atmosferos slėgio, juo

labiau – Mėnulyje ir Merkurijuje, kurie atmosferos išvis neturi. Veneros

paviršiuje pernelyg karšta, kad galėtų egzistuoti skystas vanduo, taigi

senas viliojantis akmens amžiaus Veneros vaizdas su vešlia augalija

drėgnoje pelkėtoje aplinkoje pasirodė klaidingas.

Kadangi Žemė tokia savita, spėliota, kad ji susidarė kitaip negu kitos

planetos. Iš tikrųjų taip nėra. Žemės amžius nustatytas radioaktyviuoju

metodu, lygus maždaug 4,6 milijardo metų. Mėnulio uolienų tyrimai rodo, kad

jo amžius toks pat. Nėra pagrindo abejoti, kad Žemė iir visi kiti Saulės

sistemos kūnai susidarė iš prosaulinio ūko to paties proceso metu maždaug

vienu laiku. Dažnai sakoma, kad Marsas yra labiau evoliucionavęs negu Žemė,

ir tai ko gero tiesa. Bet absoliutinis jų amžius maždaug vienodas, taigi

Marsas paprasčiausiai greičiau paseno.

Žemės padėtis ekosferos viduryje, ypač jos dydis ir masė, turėjo didžiulę

reikšmę jos unikaliai atmosferai. Saulės sistemoje nėra kitos planetos,

kurioje žmogus galėtų dirbti be dirbtinės aplinkos.

Marsas – išorinė planeta, esanti arčiausiai Žemės. Jam skiriama itin daug

dėmesio. Šio amžiaus pradžioje daugelis astronomų buvo įsitikinę, kad Marse

yra išsivysčiusi civilizacija. Dabar šis mitas yra sugriautas. Jau

nebetikima, kad egzistuoja net ir primityvi organinė medžiaga.

Žiūrint pro teleskopą, Marsas panašus į rausvą skritulį su baltomis

ašigalių kepurėmis ir tamsiais reljefiniais dariniais, kurie iš esmės

nekinta. Jo vidutinis nuotolis nuo Saulės 228 milijjonai kilometrų. Marso

metai trunka 678 Žemės paras, o Marso para – 24 h 37 min. Negana to, Marso

ašies posvyris į orbitos plokštumą tik truputį didesnis negu Žemės, taigi

čia vyksta tokia pat metų laikų kaita, tik kiekvienas sezonas dvigubai

ilgesnis negu Žemėje. Kaip ir Žemės, Marso pietų ašigalis atsisukęs į

Saulę. Marso klimatui šis reiškinys turi didesnę įtaką negu Žemės orams,

nes marso orbita labiau ištęsta. Dėl to pietų pusrutulyje, palyginti su

šiaurės pusrutuliu, ryškesni klimato kontrastai: vasaros karštos ir

trumpos, o žiemos ilgesnės ir šaltesnės. Ties

marso pusiauju vasaros

vidurdienį temperatūra gali pakilti iki 16 C ir aukščiau. Naktys labai

šaltos, nes plona atmosfera negali sulaikyti šilumos. Tačiau Marsas nėra

visai sustingusi nuo šalčio planeta.

Marso atmosfera

Marso vidutinis tankis mažesnis negu Žemės, skersmuo daug trumpesnis (6794

km), dėl to pabėgimo greitis irgi yra mažas – 5 km/s. Todėl tokia plona ir

reta Marso atmosfera.

Marso paviršiuje nėra skysto vandens, tačiau baltos jos ašigalių kepurės

veikiausiai sudarytos iš vandens ledo su tam tikra sušalusio anglies

dvideginio (sauso ledo) priemaiša. Ašigalių kepurių dydis kinta

priklausomai nuo metų laikų; kkai kepurės didžiausios, jas galima pamatyti

proe nedidelį teleskopą.

Marso paviršius

Nustačius, kad tamsios Marso paviršiaus dėmės negali būti jūros, kilo

mintis, jog tai yra augmenijos plotai žemumose. Taip manyta iki „Marinerio-

4″ skrydžio. Šis kosminis aparatas buvo paleistas 1964 m. ir pirmąkart

sėkmingai nuskriejo į Marsą. Paaiškėjo, kad tamsios sritys – tai neįdubos.

Dalis jų yra didingos plokštikalnės su šlaitais iš visų pusių.

Didžioji marso paviršiaus dalis yra raudonos ochros spalvos. Šios sritys

vadinamos dykumomis. Planetos atmosferoje pučia vėjai, dažnos dulkių

audros.

Kosminiai aparatai „Vikingai“pateikė duomenų, kad kažkada Marso paviršiumi

tekėjo ddaug vandens. Rasta vingiuotų darinių, primenančių išdžiuvusias upių

vagas. Čia yra ir pirminių uplienų „salų“; jos turi pasroviui nutįsusias

uodegas. Beje, vėliau iškelta hipotezė, kad mįslinguosius Marso kanalus

išrausė išsilydžiusi lava, kažkada tekėjusi Marso paviršiumi.

Marso panorama

Marso amžius beveik toks pat kaip ir Žemės ((apie 4,7 milijardo metų), bet

jo tūris ir masė yra tiek daug mažesni, kad jis evoliucionavo sparčiau. Tai

leido manyti, kad paviršiaus dariniai yra stipriai suirę, paveikti

erozijos, kadangi planeta turi atmosferą, nors ir ploną, et vis vien jos

negalima nepaisyti.

Senos ir naujos teorijos

Įdomu grįžti į praeitį ir prisiminti, ką astronomai galvojo apie Marsą iki

1965 m., kai pirmasis sėkmingai veikęs zondas „Marineris – 4″ atsiuntė

duomenis iš marso apylinkių. Manyta, kad tamsios sritys yra įdubos, galbūt

senų jūrų dugnas, o šviesūs rajonai – Elados arba Argyro lygumos yra

plynaukštės. Taip pat tikėtasi, jog paviršiaus reljefas lygus – be aukštų

kalnų ir gilių slėnių. Iš tikrųjų viskas yra kitaip. Jau pirmosios

„Marinerio – 4″ nuotraukos parodė, kad Marse yra kraterių, o stočiai

priartėjus prie planetos ir perdavus aiškesnes nuotraukas, galutinai

paaiškėjo paviršiaus ppobūdis. Užuot buvęs lygus, Marsas pasirodė esąs labai

gruoblėtas. Vien „Maineris – 4″ parodė, kad įvarios vietos smarkiai

skiriasi. Marso paviršius kur kas įvairesnis negu Mėnulio. Taip pat

paaiškėjo, kad Marso atmosfera yra retesnė negu anksčiau manyta, ir

spėliojimams apie augalijč Marso jūrų dugne nebeliko pagrindo.

1969 m. „Marineris – 6″ ir „Marineris – 7″ pateikė gan panašų Marso

paveikslą; paaiškejo, kad čia yra kraterių išmargintų plotų ir kitokių

sričių, kurios buvo apibūdintos kaip „chaotiškos“ t.y. be kokio nors

būdingo rašto.

Skrydžiai į Marsą

Palankiausias laikas skireiti į Marsą būna kkas 25 – 26 mėnesiai, kai Marsas

atsiduria opozicijoje. Pagal vieną JAV projektą, atidėtą dėl pernelyg

didelės kainos, dar šiame amžiuje buvo planuota ekspedicijos į Marsą. Du

kosminiai laivai, varomi atominiu kuru, kiekvienas 82,3 m ilgio, galėtų

gabenti po šešis žmones. Buvo netgi pradėtas projektuoti specialus

raketinis variklis, varomas skystu vandeniliu. Astronautai turėtų apskrieti

Saulę ir pasiekti tą erdvės taškč, kuriame po 9 mėnesių nuo starto būtų

Marsas. Didžiąją kelio dalį abu kosminiai laivai skrietų susijungę

priekiniais galais ir atsiskirtų tik prieš pat atvykimą. 80 parų jie

skrietų aplink Marsą, per tą laiką po tris astronautus iš kiekvieno laivo

nusileistų į planetos paviršių.

Didžiulė tokio skrydžio kaina (1969 m. duomenimis 80 milijardų dolerių),

sudėtinga technika ir ilga trukmė lemia, kad šiame amžiuje pilotuojamų

skrydžių į Marsą nebus.

Jupiteris – didžiausia ir masiviausia saulės šeimos planeta. Jupiterio masė

didesnė už visų kitų didžiųjų planetų bendrą masę net pustrečio karto.

Tačiau iki Saulės masės jam dar toli gražu: iš vienos Saulės būtų galima

padaryti beveik 1050 tokių kosminių kūnų kaip Jupiteris. Vidutiniškas

Jupiterio tankis – pats artimiausias Saulės tankiui: 0,08 g/cm3 mažesnis už

jos tankį.

Nepaisant didumo, Jupiteris yra mikliausia planeta, pustrečio karto

greičiau negu Žemė apsisukanti apie savo ašį. Viršutiniai atmosferos

sluoksniai sukasi nevienodu kampiniu greičiu: prie pusiaujo apsisukimo

periodas 5m11s trumpesnis kaip vidurinėse platumose. Dėl greito sukimosi

planeta labai susiplojusi: jos ašigalinis spindulys 4400 kkm trumpesnis kaip

pusiaujinis, taigi paplokštumas lygus net 0,06.

Jupiteris – stiprus kosminis magnetas: šiauriniame poliuje jo stiprumas

lygus 14 Oe, pietiniame – 11 Oe ir prie pusiaujo 4,2 Oe. Magnetinis

poliarumas priešingas Žemės magnetiniam poliarumui. Magnetinis laukas

panašus į Žemės magnetinį lauką, bet už jį daug kartų stipresnis ir toliau

siekia. Suprantama, kad Saulės vėjo dalelės, susidūrusios su Jupiterio

magnetiniu lauku, patenka kaip į spąstus. Aplink Jupiterį, skirtingai negu

apie Žemę, susidaro ne radiacijos žiedas, bet elektringas diskas.

Elektringos dalelės turi savo magnetinį lauką, kuris deformuoja Jupiterio

lauką. Į Saulę atgręžtoje pusėje 50 – 100 Jupiterio spindulių nuotoliu

susidaro frontas, o priešingoje laukas nutįsta net už Saturno orbitos.

JAV kosminės stotys, praskriejusios arti Jupiterio, aptiko labai sudėtingą

ir įvairiaspalvę viršutinę planetos atmosferą. Atogrąžų sritys gauna

daugiau Saulės energijos, labiau įkaista, ir oras čia kyla aukštyn,

užleisdamos vietą vėsesnėms masėms iš ašigalių sričių. Tačiau Jupiteryje

vėjai pučia ne išilgai dienovidinių: veikiami Koralio jėgų, kurios šioje

planetoje dėl greito sukimosi apie ašį daug veiksmingesnės negu Žemėje,

nukrypsta išilgai lygiagrečių. Vėjų greitis atogrąžuose apie – 100 m/s į

rytų pusę, apie +20o, -20o platumų zonoje – apie 50 m/s į vakarų pasę.

Šiaurės pusrutulyje dar labiau stiprus rytys tarp 20o ir 30o platumos pučia

daugiau kaip 100 m/s greičiu. Arčiau ašigalių atmosfera ramesnė.

Jupiterio oras lekia ne tik horizontalia, bet ir vertikalia kryptimi.

Atmosfera daugaiu kkaista nuo vidinių energijos šaltinių negu nuo Saulės.

Todėl atmosferoje stipri konvekcija. Kylančios masės yra karštesnės ir

šviesesnės, slūgstančios – tamsesnės. Šviesiosios zonos ir tamsesnės

juostos ištįsusios lygiagrečiai pusiaujui. Dėl nevienodo

temperatūrospasiskirstymo atmosferoje, dėl vėjų ir konvekcijos regimasis

Jupiterio paviršius atrodo labai audringas, sūkuringas. Jis ypač ryškus

spalvotuose televizijos vaizduose. Jupiterio debesų spalvotumas priklauso

nuo įvairių sudėtingesnių cheminių junginių ir smulkių dalelių priemaišų.

Viršutinėje debesuotoje atmosferoje rasta etano ( C2H6 ), acetileno ( C2H2

), fosfino ( PH3 ), anglies monoksido ( CO ) ir kitų junginių.

Žymiausias Jupiterio sūkurys, primenantis žemiškus ciklonus ir

anticiklonus, yra garsioji Didžioji raudonoji dėmė. Ji matoma per

teleskopus nuo Žemės ir jau stebima apie 300 metų. Itin įspūdinga ši dėmė

spalvotuose Jupiterio debesų televizijos panoramose.

Raudonoji dėmė susidariusi į pietus nuo pusiaujo. Tai rausvas ovalas, kurio

ilgiausias skersmuo – apie 30 000 km, trumpiausias – apie 10 000 km. Kinta

dėmės dydis, pavidalas ir vieta Jupiteryje. Arčiau pakrasčio dėmę

sudarantys debesys skrieja spiralėmis pagal laikrodžio rodyklę. Dar toliau

į pietus regima mažesnė balta dėmė, kurios masės juda priešinga kryotimi.

Toliau nuo Raudonosios dėmės taip pat randama baltų dėmių, kurios primena

vandens paviršiuje susidarančius sūkurius.

Raudonoji dėmė labai patvari. Ir kiti, daug mažesni, sūkuriai tveria

ištisus metus ir dešimtmečius, o analogiški Žemės atmosferos sūkuriai – po

kelias ar keliolika dienų. Tik mažesni sūkuriai laikosi kur kas trumpiau:

po keliasdešimt

ir daugiau kaip po 100 dienų. Žemiausia temperatūra ( apie

130 K ) yra sluoksnyje, kuriame slėgis 100 – 120 mb. Apie 100 km virš to

sluoksnio temperatūra pakyla iki 160 K. Daug sparčiau ji kyla einant gilyn:

50 km gylyje nuo žemiausios temperatūros sluoksnio vyrauja amoniako

debesys, kurių temperatūra 180 K, 70 km gylyje – amonio hidrosulfido (

NH4SH ) 200 – 220 K temperatūros debesys ir 100 km gylyje – 240 – 280 K

temperatūros vandens garų bebesys.

Daugiausia palydovų turistambiosios planetos milžinės – Jupiteris iir

Saturnas. Šių planetų šeimų gausumas ypač paaiškėjo, kai į jų rajoną

nuskriejo kosminės stotys. Be stambiųjų palydovų, atrastų teleskopais iš

Žemės, kosminės stotys nufotografavo daug nedidelių palydovu, skriejančių

paprastai skirtingomis, įvairiai pasvirusiomis į planetos orbitą

plokštumomis.

Jupiterio šeima

Pirmuosius keturis Jupiterio palydovus atrado Galilėjus. Pirmą kartą

astronomijos istorijoje pasigaminęs nedidelį teleskopą, jis išvydo tartum

sumažinta Saulės šeimos vaizdą. Tie keturi palydovai pavadinti

mitologiniais vardais: Ijo, Europa, Ganimedu, Kalista. Jie vadinami ir

Galilėjaus palydovais. Dar devyni Jupiterio palydovai atrasti vėliau, nuo

1877 iki 1951 metų. Jų vardai taip pat mitologiniai, be to, ttaip parinkti,

kad galūnė nurodo skriejimo orbitos kryptį: jei vardas baigiasi garsu a,

tai palydovas skrieja tiesiogine kryptimi, jei – ė, – skrieja priešinga

kryptimi, kitaip sakant, jo posvyrio kampas didesnis kaip 90 laipsnis.

Taigi Ijo, Ganimedas ir Kalista didesni kaip Mėnulis. Nedaug nuo jjų

tesiskiria ir Europa. Visi kiti palydovai, išskyrus Amaltėją, prilygstančią

stambiam asteroidui, labai maži, giminingi Marso palydovams.

Atmosfera ir debesų sluoksnis

Kiekvienas, kas stebėjo planetas per teleskopą, žino, kad Saturno

paviršiuje pastebima mažai detalių ir jų kontrastas su aplinkiniu fonu

nedidelis. Tuo Saturnas skiriasi nuo Jupiterio, kur yra daug kontrastinių

detalių, t.y. tamsių ir šviesių juostų, bangų, Šios detalės byloja apie

Jupiterio atmosferos aktyvumą.

„Vojadžeriams“ pavyko gauti Saturno debesų nuotraukas, kuriose tiksliai

atvaizduota atmosferos cirkuliacija: dešimtys debesų juostų, o taip pat

atskiri uraganiniai vėjai. Tarp kitų aptiktas ir Jupiterio Didelės Raudonos

Dėmės analogas, nors ir mažesnis. Nustatyta, kad vėjų greitis čia net

aukštesnis, negu Jupiteryje. Taigi bebesuotumo nuotraukos demonstruoja

Saturno atmosferos savitumą. Ši atmosfera net aktyvesnė už esančią

Jupiteryje.

Kosminiai aparatai nuodugniai ištyrė Saturno viršdebesinės atmosferos

cheminę sudėtį. Jos 89% sudaro vandenilis. Antroje vietoje – helis (apie

11% ppagal masę). Pažymėtina, kad Jupiterio atmosferoje jo 19%. Kitos dujos

atmosferoje – metanas, amiakas, etanas, acetilenas, fosfidas – sutinkamos

mažais kiekiais.

Duomenys, gauti iš „Vojadžerio-1″ padėjo su dideliu tikslumu nustatyti

ekvatorialinį Saturno radiusą. Debesų sluoksnio viršūnės lygyje

ekvatorialinis radiusas lygus 60330 km, t.y. jis 9,46 kartų didesnis už

Žemės radiusą. Patikslintas taip pat ir apsisukimo aplink ašį periodas (10

val. 39 min. – 2,25 kartų greičiau už Žemę). Toks greitas sukimasis privedė

prie to, kad Saturno susispaudimas daug didesnis, negu Žemės.

Magnetinės Saturno savybės

Duomenų apie magnetinį lauką išvis nebuvo iiki to laiko, kol pirmieji

kosminiai aparatai pasiekė Saturną. Dėl to, kad Saturnas pagal fizines

savybes gana panašus į Jupiterį, astronomai galvojo, kad pastebimą

magnetinį lauką turi ir Saturnas. Ši hipotezė pasitvirtino.

Apskritai Saturno magnetosfera gana panaši į Žemės, bet, aišku, daug

didesnė. Išorinis magnetosferos radiusas lygus 23 ekvatorialiniams planetos

radiusams (Žemės – 10 planetos radiusų).

Radiacinės Saturno juostos tokios plačios, kad tiesiasi ne tik per žiedus,

bet ir per kai kurių vidinių planetos palydovų orbitas.

Visos planetos dalelės sukasi su vienodu periodu – tai tuo pat metu yra

didesnės planetos masės sukimosi periodas (išskyrus atmosferą, kuri sukasi

ne kaip kietas kūnas).

Žiedai

Iš Žemės su teleskopo pagalba gerai matomi trys žiedai: išorinis žiedas A,

vidutinio ryškumo; vidurinis, ryškiausias žiedas B ir vidinis neryškus

pusiaupermatomas žiedas C. Žiedai šiek tiek baltesni už gelsvą Saturno

diską. Jie yra planetos ekvatoriuje ir yra labai ploni: jų bendras plotis

apie 60 000 km, o storis mažiau nei 3 km. Žiedai sukasi ne taip, kaip

kietas kūnas, – kuo toliau nuo Saturno, tuo mažesnis greitis. Šiaip Saturno

žiedai – tai gigantiška mažų dalelių „krūva“, besisukanti aplink planetą.

Dalelės tokios mažos, kad jų nesimato ne tik iš Žemės, bet ir iš kosminio

aparato borto. Žiedų sandaros ypatybė – tamsios žiedų „skylės“, kur

medžiagos labai mažai. Didžiausia iš jų (3500 km) skiria žiedą B nuo žiedo

A.

Be žiedų A, BB ir C „Vojadžeriai“ aptiko dar keturis: D, E, F bei G. Visi

jie labai neryškūs.Žiedai D ir E sunkiai matosi iš Žemės esant labai geroms

sąlygoms, o žiedai F ir G aptikti pirmą kartą. Žiedų išsidėstymo tvarka

nesutampa su abėcėlės tvarka. Pagal nutolimą nuo Saturno tvarka yra tokia:

D, C, B, A, F, G, E.

Saturno žiedų dalelės yra turbūt ledinės, viršuje padengti šerkšnu. Tai jau

buvo žinoma iš stebėjimų nuo Žemės, o kosminių aparatų skrydžiai tik tai

patvirtino. Dalelių dydis buvo spėjamas nuo centimetrų iki metrų (aišku,

dalelės negali būti vienodos; gali būti, kad ir skirtinguose žieduose šis

dydis skirtingas).

Buvo pastebėta, kad žiedai turi savo dujinę atmosferą iš neutralaus

atominio vandenilio. Pridursiu, kad jau iki kosminių aparatų skrydžių daug

mokslininkų atspėjo šios atmosferos egzistavimą.

Taip pat „Vojadžeriai“ pabandė išmatuoti žiedų masę. Tai buvo gana keblu,

nes jų masė bent milijoną kartų mažesnė už Saturno masę. Bet apytiksliai šį

skaičių nustatyti pavyko: žiedų masė lygi 17/10 000 000 planetos masės.

Saturno palydovai

Dar iki kosminių aparatų skrydžių buvo žinomi 10 planetos palydovų, dabar

jau žinome 17. Nauji septyni palydovai labai maži, bet kai kurie iš jų

įtakoja Saturno sistemos dinamikos dėsnius. Toks yra mažas palydovas,

judantis prie išorinio žiedo A krašto; jis neduoda žiedo dalelėms išeiti už

šios ribos.

Atlasas. Atlasas (graikų mitologijoje daugiaakis milžinas, saugantis pagal

Heros įsakymą Dzeuso mylimąją. PPerkeltine prasme – budrus sargas).

Titanas. Titanas – tai antras pagal dydį palydovas visoje Saulės sistemoje.

Jo radiusas lygus 2575 kilometrų, o vidutinis tankis lygus 1,881 g/cm3. Tai

vienintelis palydovas, turintis žymią atmosferą, o be to, ši atmosfera

tankesnė už bet kurios Saulės sistemos planetos atmosferą (išskyrus

Venerą). Pagrindinis atmosferos komponentas -azotas.

Japetas. Turbūt pats paslaptingiausias Saturno palydovas. Buvo

užregistruotas tamsus žiedas, kurio skersmuo – 300 km. Vojadžeriniai

tyrinėjimai rodo, kad šviesi pusė stipriai kraterizuota (kas 10 km – 205

kraterių, kurių skersmuo didesnis nei 30 km ir 2000 kraterių, kurių

skersmuo didesnis nei 10 km). Japeto tankis (1,16 g/cm3) būdingas lediniams

Saturno palydovams.

Rėja. Pagal dydį – šis palydovas beveik identiškas Japetui. Rėja – tai gana

paprastas ledinio Saulės sistemos palydovo prototipas. Skersmuo – 1530 km,

o tankis – 1,24 g/cm3. Geometrinis albedo lygus 0,6. Paaiškėjo, kad

vidurinių Saturno palydovų (nuo Mimaso iki Rėjos, o taip pat Japeto)

tankiai artimi vandens tankiui – nuo 1,0 iki 1,4 g/cm3. Yra pagrindas

manyti, kad šie palydovai susideda pagrinde iš vandens (aišku, ne skysto,

nes temperatūra -180 laipsnių).

„Vojadžeriai“ buvo taip priartėję prie palydovų, kad pavyko sužinoti ne tik

jų skersmenis, bet ir perduoti į Žemę jų paviršiaus atvaizdus. Jau yra

pirmi palydovų žemėlapiai. Labiausiai paplitę dalykai ten – apskriti

krateriai, panašūs į esančius Mėnulyje. Kai kuriuos iš jų reikia paminėti

atskirai. Pavyzdžiui, tai didelis

krateris mažame Mimase. Kraterio skersmuo

– 130 km, arba trečdalis palydovo skersmens.

Uranas – septinta nuo Saulės planeta ir trečia pagal dydį. Įdomu, kad

Uranas yra lengvesnis už Neptūną, nors jo skersmuo ir didesnis. Uranas

kartais vos matomas labai šviesiomis naktimis. Nedidelis teleskopas parodys

nedidelį diską.

Nuotolis nuo Saulės 2870990000 km (19,218 a.e.), ekvatorinis skersmuo 51

118 km (4 kartus didesnis už Žemės), masė 14 kartų didesnė už Žemės masę.

Vidutinė temperatūra Urane – apie 60 kelvinų.

Atradimo istorija

Uranas buvo netyčia aptiktas V. Geršelio, kai jis žiūrėjo į dangų ppro

teleskopą 1781 m. kovo 13 dieną. Pradžioje jis pagalvojo, kad tai kometa.

Ankščiau, kaip vėliau paaiškėjo, planeta buvo ne vieną kartą stebima, bet

buvo laikyta žvaigžde (pats anksčiausias „žvaigždės“ aprašas buvo padarytas

1690 metais). Urano vardas buvo duotas tik 1850 m. Uranas buvo aplankytas

tik vienu kosminiu laivu: netoli praskriejo „Vojadžeris-2″. Laivas 81500

kilometrų nuotolyje nuo Urano 1986 m. sausio 24-ąją. Jis perdavė

tūkstančius vaizdų ir kitų mokslinių duomenų apie planetą, jos palydovus,

žiedus, atmosferą. Įvairūs aparatai tyrinėjo žiedų sistemą. Tyrinėjimai

parodė, kad planeta sukasi su 17 minučių 114 sekundžių periodu. Taip pat

laivas aptiko ir magnetosferą.

Cheminė Urano sudėtis ir fizinės sąlygos

Uranas iš pradžių formavosi iš kietųjų kūnų ir įvairių ledų. Jis tik 15%

susideda iš vandenilio, o helio beveik visai nėra (Jupiterio ir Saturno

kontrastas, juk jie susideda daugiausiai iš vvandenilio). Metanas,

acetilenas ir kiti angliavandeniai egzistuoja daug didesniais kiekiais,

negu Jupiteryje ir Saturne.

Mėlyna Urano spalva – tai raudonos spalvos sugėrimo metanu rezultatas

atmosferos aukštesnėje dalyje. Turbūt yra ir kitų spalvų debesys, bet jie

slepiasi nuo stebėtojų po metano sluoksniu. Urano atmosfera (bet ne pats

Uranas!) susideda 83% iš vandenilio, 15% iš helio ir 2% iš metano.

Pasirodo, kas Uranas neturi kietojo branduolio. Tai atskiria Uraną (o taip

pat ir Neptūną) nuo didesnių jo giminaičių.

Urano žiedai

Kaip ir kitos dujinės planetos, Uranas turi žiedus. Žiedų sistema buvo

aptikta 1977 m., kai Uraną dengė žvaigždė. Tolesni stebėjimai parodė, kad

yra 9 žiedai. Jei perrinkti juos, pradedant arčiausiu prie planetos, jie

pavadinti 6, 5, 4, Alfa, Beta, Gama, Delta ir Epsilonas. „Vojadžerio“

kameros taip pat aptiko keletą papildomų žiedų, ir parodė, kad devyni

pagrindiniai žiedai sskendi smulkiose dulkėse. Kaip ir Jupiterio žiedai, jie

labai neryškūs, bet, kaip ir Saturno žiedai, Urano žiedai turi savyje gana

stambių dalelių, jų dydžiai yra nuo 10 m skersmens iki smulkių dulkių.

Urano žiedai buvo atrasti pirmi po Saturno žiedų. Tai turėjo didelę

reikšmę, nes buvo galima teigti, kad žiedai – bendra planetų

charakteristiką, kad juos turi ne vien Saturnas. Tai dar viena didelė Urano

reikšmė astronomijai.

Žinomų žiedų kiekis gali padidėti, kaip parodė „Vojadžerio-2″ stebėjimai.

Prietaisai rodė, kad egzistuoja daug siaurų žiedų (arba, gali būti, nepilnų

žiedų arba žžiedinių lankų), kurių plotis yra apie 50 metrų.

Urano žiedų struktūros tyrinėjimui gali padėti ir tai, kad du nedideli

palydovai – Kordelija ir Ofelija – yra Epsilono žiedo viduryje. Tai

paaiškina netolygų dalelių išsidėstymą žiede: palydovai sulaiko medžiagą

aplink save. Taip, pritaikius šią teoriją, buvo spėjama, kad šiame žiede

dar galima rasti 16(!) palydovų.

Magnetosfera

Sritis aplink dangaus kūną, kur jo magnetinis laukas lieka stipresnis už

visų kitų arti ir toli esančių kūnų magnetinių laukų sumą, vadinamas šio

dangaus kūno magnetosfera. Uranas, kaip ir daugelis planetų, turi

magnetosferą. Ji neįprasta tuo, kad jos simetrijos ašis su sukimosi ašimi

sudaro 60 laipsnių kampą (Žemėje šis kampas sudaro 12 laipsnių). Lauko

intensyvumas Urano paviršiuje bendrais bruožais yra palyginamas su Žemės

lauku, nors Urane laukas ir labiau kinta įvairiuose paviršiaus taškuose dėl

didelio lauko simetrijos ašies poslinkio nuo Urano centro.

Kaip ir Žemė, Jupiteris ir Saturnas, Uranas turi savo magnetinę uodegą,

sudarytą iš elektrizuotų dalelių. Jis tęsiasi per milijonus kilometrų už

Urano nuo Saulės. „Vojadžeris“ „jautė“ lauką, bent 10 mln. kilometrų nuo

planetos.

Urano palydovai

Uranas turi 17 palydovų. Iki netolimų laikų jų buvo atrasta 15. Jie formavo

dvi ryškias klases: 10 nedidelių vidinių, labai silpnų pagal ryškumą,

palydovų, kurie buvo aptikti „Vojadžerio-2″, ir 5 didelių išorinių. 1997 m.

penkiametrinio Palomaro teleskopo pagalba Kanados mokslininkų grupė aptiko

dar du mažus ir silpnus pagal ryškumą palydovus. Visų Urano ppalydovų vardai

buvo paimti iš Šekspyro pjesių.

Penkių didžiausių palydovų nuotraukos parodė sudėtingus paviršius,

charakterizuojančius audringą geologinę šių kosminių kūnų praeitį.

Išankstinė analizė rodo, kad penki didžiausi palydovai – tai ledinių akmenų

„krūva“. Didieji Urano palydovai 50% sudaryti iš vandeningo ledo, 20% – iš

anglies ir azoto junginių, 30% – iš įvairių silikatų. Jų paviršiai, beveik

monotoniškai tamsiai-pilki, rodo apie geologinę istoriją.

Titanija, pavyzdžiui, išsiskiria savo didžiulėmis skylių ir kanjonų

sistemomis. Tai rodo, kad praeityje šis palydovas buvo geologiškai aktyvus.

Šios detalės gali būti paviršiaus tektoninių judėjimų pasėkme.

Arielis turi ryškiausią ir galbūt geologiškai jauniausią paviršių Urano

palydovų sistemoje. Jis beveik neturi kraterių, kurių skersmuo būtų

didesnis už 50 km.

Uranas skaičiuose

Masė – 14, 53 Žemės masės;

Skersmuo – 4 Žemės skersmenys;

Tankis 1,29 g/cm3;

Paviršiaus temperatūra – 220 laipsnių pagal Celsijų;

Žvaigždinės paros trukmė – 15,35 valandų (atbulas sukimasis);

Vidutinis atstumas nuo Saulės – 19,19 a.e. (2871 mln. km);

Apsisukimo aplink orbitą periodas – 84,01 Žemės metų;

Vidutinis judėjimo pagal orbitą greitis – 6,81 km/s;

Atstumas nuo Žemės – nuo 2,6 iki 3,2 mlrd. km;

Palydovų skaičius – 17.

Neptūnas – aštunta nuo Saulės planeta, jis priskiriamas prie planetų-

gigančių. Jo orbita kai kur kerta Plutono orbitą. Dar Neptūno orbitą kerta

Galilėjo kometa.

Jo vidutinis atstumas nuo Saulės lygus apie 4500 mln. km. Tai reiškia, kad

šviesa nuo Saulės iki Neptūno eina daugiau nei 4 valandas. Vieneri mmetai

ten tęsiasi 164,8 Žemės metų.

Ekvatorinis planetos radiusas 24750 km, jis beveik 4 kartus didesnis už

Žemės radiusą. Tuo pat metu planetos sukimasis toks greitas, kad para

Neptūne tęsiasi tik 17,8 valandų. Nors vidutinis tankis (1,67 g/cm3) tris

kartus mažesnis už Žemės tankį, Neptūno masė dėl jo didumo 17,2 didesnė už

Žemės masę. Danguje Neptūnas atrodo kaip žvaigždė, esant dideliam ryškumui

turi žalsvo disko pavidalą. Bet jokių detalių nesimato.

Neptūnas turi magnetinį lauką, jo stiprumas ašigaliuose du kartus didesnis,

negu Žemėje.

Cheminė sudėtis ir fizinės sąlygos

Neptūno „ingredientai“ panašūs į Urano: įvairūs „ledai“ arba sukietėjusios

dujos, yra šiek tiek vandenilio ir helio. Neptūnas turi nedidelį kietą

branduolį (pagal masę lygų Žemei). Neptūno atmosfera – tai daugiausiai

vandenilis, helis ir šiek tiek metano.

Neptūne pučia greičiausi Saulės sistemoje vėjai, jų greitis siekia 2200

km/val. Jie pučia Vakarų kryptimi, priešingai planetos sukimuisi. Panašiai,

kaip Jupiteris ir Saturnas, Neptūnas turi vidinį šilumos šaltinį – jis

išskiria du su puse karto didesnę energiją, nei gauna iš Saulės.

Atradimo istorija

Po to, kai Geršelis atrado Uraną ir apskaičiavo jo orbitos parametrus, gana

greitai pasirodė mįslingos anomalijos šios planetos judėjime. Ji tai

„vėlavo“, tai „skubėjo“, lyginant su apskaičiuotu grafiku. Urano orbita

neatitiko Niutono dėsnio. Tai ir privedė prie minties apie dar vienos

planetos egzistavimą. Ir pagal apskaičiavimus Neptūno egzistavimas buvo

įrodytas 19 a. pabaigoje. Tai padarė du astronomai: anglas Adamsas

ir

prancūzas Leverjė. Iš pradžių jie veikė atskirai, o po to susiejo savo

tyrinėjimus į vieną.

Neptūno palydovai

Neptūnas turi 8 žinomus palydovus: keturis mažus, tris vidutinio dydžio ir

vieną didelį.

Tritonas. Didžiausias iš palydovų, atrastas Laselo (Maltos saloje, 1846

m.). Atstumas nuo Neptūno 394700 km, skersmuo apie 3200 km. Galbūt, turi

atmosferą. Jo dydis beveik lygus Mėnulio dydžiui, o pagal masę jis

nusileidžia Mėnuliui 3,5 karto. Tai beveik vienintelis palydovas Saulės

sistemoje, besisukantis aplink savo planetą kryptimi, priešinga pačios

planetos sukimosi aplink savo ašį krypčiai. Daugelis įtaria, kad Tritonas –

kažkada NNeptūno „užgrobta“ savarankiška planeta.

Nereida. Tai antras pagal dydį Neptūno palydovas. Vidutinis atstumas nuo

Neptūno – 6,2 mln. km., skersmuo apie 200 km. Tai pats tolimiausias nuo

Neptūno palydovas iš žinomų. Jis daro vieną apsisukimą aplink planetą per

360 dienų, t.y. beveik per Žemės metus. Nereida buvo atrasta 1949 metais.

Tai padarė Koiperas (JAV).

Proteusas. Tai trečias pagal dydį palydovas. Be to, jis trečias pagal

nuotolį nuo planetos: toliau yra tik Tritonas ir Nereida. Negalima

pasakyti, kad šis palydovas kažkuo ypatingas, bet jis buvo išrinktas

mokslininkų, ir su kompiuterio ppagalba buvo padarytas jo trimatis modelis.

Turbūt apie kitus palydovus atskirai kalbėti neverta, nes duomenys apie

juos kalba kaip apie mažas planetėles, kurių pilna Saulės sistemoje.

Neptūnas – aštunta nuo Saulės planeta ir ketvirta pagal dydį tarp visų

Saulės sistemos planetų. Nepaisant šios ketvirtos vvietos, Uranas

nusileidžia Neptūnui pagal masę. Neptūnas gali būti pastebėtas su žiūronais

(jeigu jūs tiksliai žinote, kur žiūrėti), bet netgi su didelio teleskopo

pagalba vargu ar galima pamatyti ką nors daugiau už nedidelį diską.

Neptūnas nutolęs nuo Saulės per 30 a.v., planetos skersmuo – 49,5 tūkst.

km., tai yra apie 4 Žemės skersmenis. Masė apie 17 kartų didesnė už Žemės

masę. Apsisukimo aplink Saulę periodas – 165 nepilnų metų. Vidutinė

temperatūra – 55 laipsnių pagal Kelvino skalę.

Didžioji Tamsioji dėmė

Po „Vojadžerio-2″ praskridimo šalia planetos labiausiai žinoma detale

Neptūne tapo Didžioji Tamsioji Dėmė pietiniame pusrutulyje. Ji du kartus

didesnė už Jupiterio Didžiąją Raudoną Dėmę. Neptūno vėjai nešė Didžiąją

Tamsiąją Dėmę į vakarus 300 m/s greičiu. „Vojadžeris-2″ taip pat pastebėjo

mažesnę tamsią dėmę ir nedidelį baltą debesį.

Neptūno žiedai

Neptūnas taip pat turi žiedus. Jie buvo aatrasti 1981 metais. Stebėjimai

leido pastebėti tik silpnus lankus vietoj pilnų žiedų, bet 1989 m.

„Vojadžerio-2″ nuotraukos parodė juos iki pilnai. Vienas iš žiedų turi

įdomią kreivą struktūrą. Kaip ir Urano ir Jupiterio žiedai, Neptūno žiedai

labai tamsūs ir jų sandara nežinoma.

Magnetosfera

Neptūno, kaip ir Urano, magnetosfera keistai orientuota ir turbūt yra

sudaroma medžiagos judėjimu. Magnetinė ašis sudaro 47 laipsnių kampą su

sukimosi ašimi.

Plutonas – tolimiausia Saulės sistemos planeta. Ir mažiausiai išstudijuota.

Ji buvo atrasta 1930 metų kovą. Tai padarė amerikietis astronomas K. Tombo.

Vėliau Plutonas buvo rastas ir aankstesnėse dangaus nuotraukose, pradedant

nuo 1914 metų.

Nuostabi Neptūno ir Urano atradimo istorija iš tikrųjų prasideda nuo Urano

atradimo, nes jei nebūtų Urano stebėjimų, du vėlesni atradimai galėjo

užsitęsti ilgus metus.

Plutonas pagal dydį yra panašus į Marsą. Planetos skersmuo lygus 5900 km.

Žiūrint į Saulės sistemos planą, gali susidaryti vaizdas, kad Neptūno ir

Plutono orbitos susikerta, bet toks įspūdis klaidingas. Be to, atstumas

tarp šių dviejų planetų niekada negali būti mažesnis už 18 a.v. Arčiau prie

Plutono, kaip tai bebūtų keista, gali priartėti Uranas – atstumas tarp jų

gali kartais sumažėti iki 14 a.v. Bet visgi šis atstumas per didelis.

Plutono masė – 1,1 * 1025 g arba maždaug 1/500 Žemės masės! Neįtikėtina, ar

ne? Planetos skersmuo lygus 2600 km. Kitaip tariant, būtent Plutonas, o ne

Merkurijus, yra mažiausia planeta Saulės sistemoje. Plutono tankis lygus

1,4 g/cm3, beveik kaip ir Jupiterio palydovo Kalisto. Teigiama, kad dauguma

planetos paviršiaus padengta ledu arba šerkšnu.

Temperatūra ten turi būti apie 400 K. Ši reikšmė mažesnė už metano

kondensacijos temperatūrą esant labai mažiems slėgiams (500 K). Todėl

planetos paviršiuje gali būti metaninio ledo. Be to, pagal tyrinėjimus buvo

nustatyta, kad planeta turtinga geležimi.

1955 m. amerikiečiai astronomai Uokeris ir Hardis paskaičiavo planetos

sukimosi aplink savo ašį periodą – 6 paros 9 valandos ir 16,9 minučių. Po

12 metų sovietų astronomas Kiladzė patvirtino šį periodą pagal ssavo

tyrinėjimus.

Astronomas Tombo nustatė, kad 13-colinio teleskopo akiračio ribose daugiau

planetų nėra. Jei jos ir egzistuoja, tai arba yra daug toliau, arba yra

daug mažesnės. Todėl tolesnių už Plutoną planetų atradimas yra gana sunkus

reikalas, jei tik neturės rolės koks nors laimingas atsitiktinumas arba

nebus naudojami nauji paieškos metodai. Daug astronomų iš viso abejoja, kad

paieškos gali pasibaigti sėkmingai.

Tarp planetų-gigančių Plutonas atrodo kaip liliputas. Mūsų duomenys apie

Plutoną gana riboti: žinoma orbita ir atstumas, spalva ir spindesys, bet

tiksli jo masė nežinoma. Dėl to, kad Plutone gana žema temperatūra, dauguma

planetos paviršiuje esančių dujų turėtų pereiti į skystą pavidalą arba

užšalti.

Turbūt, Plutonas – tai „bevaisis“ šaltas nedidelis rutulys. Jo skersmuo

šiek tiek mažesnis už pusę Žemės skersmens, o albedo lygus apie 0,15, t.y.

du kartus didesnis už Mėnulio albedo. Be abejo, ši planeta nesvetinga

žmogui: mirtinai šalta naktis tęsiasi ten 76,5 valandų, o po jos ateina

tokia pat ilga diena, bet ir dieną Saulės spindesys 1600 kartų silpnesnis

negu Žemėje.

Buvo net versija, kad Plutonas – tai iš viso netikra planeta, o tik

palydovas, kurį „prarado“ Neptūnas. Bet šis klausimas negali būti pilnai

išspręstas, kol mes neturime didelių žinių apie palydovų atsiradimą.

Supernovos

Žvaigždės, kurių šviesis dėl sprogimo staigiai padidėja >20 ryškių (šimtus

milijonų kartų).

I tipo supernovomis tampa baltosios nykštukės, kurių masė viršija

Čandrasekaro ribą (1.44 M[pic]); nykštukės masė padidėja dėl medžiagos

akrecijos iš antro gglaudaus nario – raudonosios milžinės. Baltosios

nykštukės branduolys kolapsuoja, jame prasideda sprogstamoji atomų

branduolių sintezė, ir staigus energijos padidėjimas susprogdina žvaigždę.

II tipo supernovomis tampa didelės (>10 M[pic]) masės žvaigždės susidarius

jų gelmėse geležiniam branduoliui ir pasibaigus termobrand. reakcijoms.

Toks branduolys turi kolapsuoti ir virsti juodąja bedugne. Tam tikromis

sąlygomis branduolyje susidaro smūginė banga, kuri susprogdina žvaigždės

išorinius sluoksnius; centr. dalis virsta neutroniniu kūnu. II tipo

supernovų spektruose matomos vandenilio, jonizuotų kalcio ir geležies,

neutralaus natrio emisijos linijos (plačios dėl Doplerio reiškinio dideliu

greičiu besiplečiančiame apvalkale).

I tipo supernovų spektruose vandenilio linijų nėra. Išorinių sluoksnių

medžiaga (~10% masės) plinta į visas puses labai dideliu greičiu (I tipo

supernovų ~10 000 km/s, II tipo supernovų ~5000 km/s) ir sudaro supernovos

liekaną. Sprogstant supernovoms, išsiskiria 1042-1044 J energija. I tipo

supernovų randama spiralinėse ir elipsinėse galaktikose, II tipo – tik

spiralinių galaktikų vijose. Galaktikoje per pastaruosius 2000 m. atrastos

9 supernovos (lent.). Kitose galaktikose jų randama kasmet po kelias.

Juodosios skylės

Dvidešimtame amžiuje fizikoje ir astronomijoje buvo padaryta daug nuostabių

atradimų. Vyksta savotiška grandininė reakcija: aptinkami nepaprastai

keisti reiškiniai, kurie po to nagrinėjami, apmąstomi ir dėl to atrandami

dar nuostebesni reiškiniai. Tokia dėsninga gamtos pažinimo raida.

Vienas pačių nuostabiausių kosminių objektų, pastaruoju metu atsidūrusių

fizikų ir astrofizikų ypatingo dėmesio centre, – juodosios skylės. Vien jų

pavadinimas ko vertas – skylės Visatoje, ir dar juodos!

Pagal Einšteino bendrąją reliatyvumo teoriją, gravitacijos jėgos yra

tiesiogiai susijusios su erdvės savybėmis. Kiekvienas kūnas ne tik pats

egzistuoja erdvėje, bet

ir nulemia jos geometriją. Kartą landus laikraščio

korespondentas kreipėsi į Einšteiną, prašydamas išdėstyti savo teoriją

vienu sakiniu taip, kad ją suprastų eilinis skaitytojas. „Anksčiau buvo

manoma, – atsakė Einšteinas, – kad, išnykus iš Visatos visai materijai,

joje išliktų erdvė ir laikas; reliatyvumo teorija teigia, kad erdvė ir

laikas išnyktų kartu su materija.“

Pastaraisiais metais Visatoje buvo aptikta gana daug reiškinių, kurie rodo,

kad palyginti nedideliuose erdvės plotuose gali koncentruotis milžiniškos

masės.

Šiuolaikinė teorinė astrofizika yra priėjusi išvadą, kad juodosios skylės

gali būti didelės masės žvaigždžių gyvenimo baigiamasis etapas. Kol

centrinėje žvaigždės ddalyje yra energijos šaltinis, aukštos temperatūros

veikiamos dujos plečiasi. Jos spaudžia aukščiau esnčius sluoksnius, tartum

„stumia“ juos. Tačiau tuo pačiu metu milžiniška žvaigždės traukos jėga

„tempia“ šiuos sluoksnius į centrą. Kai „degalai“ žvaigždės gelmėse

visiškai baigiasi, pamažu ima kristi jos centrinės dalies temperatūra.

Sutrikus pusiausvyrai, savo traukos veikiama žvaigždė ima trauktis. Jos

tolimesnis likimas priklauso nuo masės dydžio. Apskaičiavimai parodė, kad 3

– 5 kartus masyvesnės už Saulę žvaigždės traukimosi baigiamasis etapas gali

virsti gravitaciniu kolapsu. Susidarys juodoji skylė.

Vis dažniau skelbiamos prielaidos, kad galaktikų branduoliuose ir

kvazaruose gali būti llabai didelės masės juodosios skylės ir būtent jos yra

šių kosminių objektų aktyvumo šaltiniai.

Gyvybė

Įsivaizduokite, kad ateityje galėsime keisti Visatos dėsnius fizikos,

chemijos ir t.t. Tarkime, kad galėsime nukeliauti į bet kurią Visatos vietą

pranirdami pro juodą skylę, per sliek- anges ar transformuodami erdvę. IIr

kažkur mes surasime kitą pažangią, o gal atsilikusią rasę, kuri turi

galimybių išsivystyti iki tokio lygio, kad galės skrosti erdvę. Kaip mes su

jomis bendrausime? Juk tokių kontaktų pasekmės gali būti baisios. Ar

perduosime joms technologijas? Tokie klausimai turėtų kilti ir kitoms

civilizacijoms susidūrus su mumis..

Tačiau niekas tiksliai nežino, ar sunku atsirasti gyvybei. Tik iš pradžių

atrodo, kad tereikia paimti kelis komponentus, įmesti amino rūgščių, gerai

suplakti – ir, šast, yra nauja gyvybė.

Jei gyvybės atsiradimas yra dažnas reiškinys, tai Visatoje turi tiesiog

knibždėti kuo įvairiausių gyvybės formų. Bet kodėl tada mes neišgirstame jų

balso radijo bangų ir pan.? Gal kitos civilizacijos nenaudoja šių

technologijų? O gal naudoja tokias, apie kurias nė nenutuokiame.

Jei gyvybės atsiradimas yra retas reiškinys, tai viena civilizacija yra

nepaprastai toli nuo kitos – ir joms nėra fizinių ggalimybių ribojant

fizikos dėsniams susisiekti. Nebent egzistuotų koks nepaprastas

informacijos perdavimo būdas.

Gyvybė gali būti ir ne anglies pagrindu ir mes jų kaip gyvybės formų galime

ir neatpažinti Tad ar mokame apibrėžti, kas yra gyvybė?

Kita problema: „intelektualusis vystymasis“. Mes kažkaip manome, kad

vivilizacijos nuolat tobulėja ir pagaliau „išeina į kosmosą“? kad po

kažkiek laiko rasė privalo tapti kosmine super-rase. Tačiau gali būti, kad

kitos civilizacijos nevysto techninių technologijų ir nepradeda skraidyti.

Jų vystymasis nukreiptas į vidinę erdvę. Ir tada jas labai sunku aptikti.

Neaišku, koks yra civilizacijų gyvavimo amžius. GGalbūt, – tik keli

tūkstančiai metų, o po to jos sunyksta. Tada, net jei Visatoje ir podažniai

atsiranda civilizacijos, vienu metu jų egzistuoja nedaug.

O gal ateiviai mus stebi ir su mumis nenori kontaktuoti, nes mes esame

žiaurūs ar „pasmerkti’, t.y. beviltiški. Galbūt kontaktų su ateiviais buvo

praeityje – ir jų pėdsakai išlikų mituose ir senuosiuose raštuose, senovės

simboliuose ir neaiškiuose reiškiniuose.

Related Posts