Vesmír, planéty a hviezdy. Charakteristika nebeských telies slnečnej sústavy

Všetci dosť často počúvame, že vedci niečo alebo niekoho objavili na takej a takej hviezde alebo na nejakej planéte, alebo jednoducho vykonali výskum a ... a tak ďalej. Málokto si však myslí, prečo sa planéty nazývajú planétami a hviezdy sú hviezdami a aké dôležité rozdiely medzi nimi sú, keďže jedna bola oddelená od druhej? Zároveň si takmer každý z nás aspoň raz v živote položil dosť hlúpu otázku: „Je slnko hviezda alebo planéta? Tiež takmer každý človek okamžite odpovie na túto otázku, že Slnko je samozrejme hviezda, ale zďaleka nie každý je schopný vysvetliť, prečo je hviezda a nie planéta.

Vzniká logická otázka: aký je rozdiel medzi hviezdou a planétou?

Rozdiel medzi nimi je jednoducho obrovský, aj keď na prvý pohľad nie je príliš badateľný.

1. V prvom rade sú hviezdy schopné nezávisle vyžarovať svetlo a teplo, na rozdiel od planét, ktoré sú schopné iba odrážať lúče svetla dopadajúce na ne z iných svietidiel, keďže ide o v podstate tmavé telesá.

2. Hviezdy majú oveľa vyššiu povrchovú teplotu ako ktorákoľvek zo súčasne známych planét. Priemerné teploty ich povrchov sa pohybujú od 2 000 do 40 000 stupňov, nehovoriac o vrstvách nachádzajúcich sa bližšie k stredu kozmického telesa, kde teploty môžu dosahovať aj milióny stupňov.

Údaje zo zariadenia SDO, ktoré študuje Slnko, za tri roky práce

3. Hviezdy sú svojou hmotnosťou oveľa väčšie ako najväčšie planéty.

4. Všetky planéty sa pohybujú po obežných dráhach vzhľadom na ich svietidlá, ktoré naopak zostávajú v rovnakom momente úplne nehybné. Je to podobné, ako sa naša Zem točí okolo Slnka. Vďaka tomu je možné pozorovať rôzne fázy planét rovnako ako Mesiac.

5. Všetky planéty vo svojom chemickom zložení sú tvorené pevnými aj ľahkými časticami, na rozdiel od hviezd pozostávajúcich prevažne len z ľahkých prvkov.

6. Planéty majú často jeden alebo niekoľko satelitov naraz, no hviezdy nikdy nemajú takýchto „susedov“. Ale zároveň absencia satelitu, samozrejme, ešte nie je skutočnosťou, že toto vesmírne teleso nie je planétou.

7. Na povrchoch úplne všetkých hviezd určite dôjde k jadrovým alebo termonukleárnym reakciám sprevádzaným výbuchmi. Na druhej strane tieto reakcie nie sú pozorované na povrchoch planét, no, ak len vo výnimočných prípadoch, a potom iba na jadrových planétach a len veľmi, veľmi slabé jadrové reakcie.

Určite môžete povedať...

Teraz môžeme absolútne povedať, že Slnko je typická hviezda (takzvaný žltý trpaslík typu G). Pretože okolo nej obieha 8 planét, ktoré s ňou tvoria slnečnú sústavu; nezávisle vyžaruje svetlo a teplo - priemerná povrchová teplota je 5000-6000 K; pozostáva prevažne z ľahkých prvkov, ako je vodík a hélium – takmer 99 % a iba 1 % tvoria pevné látky; na jeho povrchu neustále prebiehajú termonukleárne reakcie; a svojou veľkosťou niekoľkonásobne prevyšuje akúkoľvek planétu slnečnej sústavy.

V „astronomických kalendároch“ môžete často vidieť frázy ako „ Slnko sa presunie do súhvezdia Býka", "Ortuť v nadradenej konjunkcii so Slnkom“ atď. Zdalo by sa, že nemajú žiadny praktický význam, pretože vedľa Slnka na oblohe nič nevidno.

Na tejto fotografii ľahko spoznáte Plejády, malú otvorenú hviezdokopu v tvare naberačky, ktorá zvyčajne zdobí zimnú nočnú oblohu. Ale čo sú tieto lúče rozbiehajúce sa zdola? Svetlo z pouličnej lampy? Nie, tieto lúče sú súčasťou slnečnej koróny a samotné Slnko je veľmi blízko, za spodným okrajom snímky.

Ak chcete vidieť hviezdy vedľa Slnka, musíte vytvoriť umelé zatmenie. Nie, nemusíte blokovať Slnko mincou. Takéto zatmenie už bolo vytvorené a trvá už takmer 20 rokov. Odohráva sa na palube vesmírneho observatória SOHO. Observatórium je spoločným projektom medzi NASA a ESA a bolo vypustené raketou Atlas II-AS z Cape Canaveral 2. decembra 1995.

Prvou objavenou exoplanétou bola planéta okolo hviezdy 51Peg v súhvezdí Pegas. V skutočnosti bola planéta okolo hviezdy 51Peg objavená v roku 1994, no oficiálne to bolo oznámené až na jeseň nasledujúceho roku. Správy o objavení planét sa objavili už predtým, takmer počas celej druhej polovice dvadsiateho storočia, ale boli vždy vyvrátené. Aby sme boli spravodliví, mali by sme začať klasickou (a najdlhšou) históriou hľadania hypotetických planét okolo Barnardovej („lietajúcej“) hviezdy, objavenej v roku 1916.

Barnardova hviezda je štvrtou hviezdou, ktorá je najbližšie k Slnku. V astrofyzike sa hviezdy delia na typy v závislosti hlavne od ich teploty. Slnko je hviezda triedy G2 s teplotou žiarenia okolo 6000 K. Barnardova hviezda je relatívne chladný červený trpaslík s nízkou hmotnosťou neskorej triedy M5V. E. Barnard bol lovec komét, a nie nezáujem: vláda USA potom vyplácala bonusy za nálezy komét. Svoju hviezdu objavil v roku 1916 náhodou, vďaka jej hlavnému znaku – veľkému viditeľnému pohybu po oblohe, asi 10 oblúkových sekúnd za rok. Neskôr sa o Barnardovu hviezdu začal zaujímať ďalší bádateľ z USA P. Van de Kamp, ktorý svoj výskum nezastavil ani po viac ako polstoročí. Pohyb hviezdy začal študovať v roku 1938 astrometrickou metódou (presné určenie súradníc objektu a jeho polohy vzhľadom k iným hviezdam) a nahromadením pozorovacieho materiálu vytrvalo pokračoval v tejto práci až do 80. rokov 20. storočia. Van de Kamp použil fotografické dosky svojich pozorovaní na 61 cm ďalekohľade amerického observatória Sproul, z ktorých väčšinu urobil v rokoch 1950-1978. Na základe výsledkov astrometrickej analýzy 2400 snímok Van de Kamp zistil, že stopa Barnardovej hviezdy na fotografickej platni tvorí slabo zvlnenú čiaru s rozsahom oscilácií do 0,0005 mm, čo zodpovedá periodickému posunu hviezdy. o 0,04 oblúkových sekúnd. Takéto výkyvy by mohli nastať pod vplyvom masívnej planéty obiehajúcej okolo hviezdy, pretože v skutočnosti obe telesá obiehajú okolo spoločného ťažiska, ktoré je, samozrejme, oveľa bližšie od stredu hviezdy ako od stredu planéty. (o toľko bližšie, o koľko sú hmotné hviezdy väčšie ako hmotnosť planéty). V rovnakej rovnováhe sú povedzme babička a vnučka, ktoré sa hojdajú na opačných koncoch dosky. Aby ani jedno neprevážilo, opora dosky (barycentra) by mala byť oveľa bližšie k masívnej babičke ako k ľahkej vnučke. Hviezda a planéta sa nekývajú, ale otáčajú sa okolo barycentra, ale jej poloha je určená rovnakou podmienkou. Čím hmotnejšia je planéta a čím menšia je hmotnosť hviezdy, tým výraznejšie by mali byť periodické výkyvy v pohybe hviezdy. Keďže sa Barnardova hviezda rýchlo pohybuje, jednotlivé body jej postupných pozícií tvoria mierne zvlnenú stopu, domnieval sa Van de Kamp (pozri „Veda a život“ č. 9, 1973).

Z Van de Kampových údajov vyplynulo, že poruchy v pohybe hviezdy spôsobuje planéta s hmotnosťou Jupitera (alebo väčšou) a približne s jej obežnou dráhou. Následne de Camp hovoril o dvoch planétach s periódami 12 a 26 rokov. Popularita de Campovho výskumu rástla, pomáhal mu fakt, že vedel dobre ovládať publikum. Niektorí skeptici však boli voči jeho údajom podozriví.

N. Wegman, jeden z blízkych kolegov de Campa, vykonal nezávislé merania, nezistil žiadne výkyvy v pozícii Barnardovej hviezdy, ale svoje výsledky nezverejnil. V roku 1971 bol D. Gatewood, ktorý bol vtedy postgraduálnym študentom na Allegheny Observatory (USA), požiadaný, aby preskúmal pohyby Barnardovej hviezdy ako tému dizertačnej práce. Počítače v tom čase ešte len vstupovali do astronomickej praxe, no Gatewoodovi sa podarilo vyvinúť nový astrometrický prístroj – viackanálový počítačový fotometer, ktorý do značnej miery eliminoval možné chyby merania. Kvôli spoľahlivosti boli merania vykonané nezávisle na dvoch observatóriách. Keď sa nazhromaždil dostatočný počet obrázkov, spustil sa program na ich spracovanie. Všetci účastníci práce sa zhromaždili okolo objemnej, hrkotajúcej tlačiarne. "Bol to zvláštny prípad, všetko sa to stalo tak rýchlo, za pár minút," povedal Gatewood. "Pozreli sme sa na výtlačok vyliezajúci z tlačiarne a nevedeli sme, ktorá z hviezd je Barnard. A potom sa objavila hviezda s poruchami asi 30 tisícin oblúkovej sekundy. Rozžiaril som sa. Bože môj, tu to je! Našli sme to! Fantastické! Natlačili sme sa, pozerali, diskutovali a potom... potom som uvidel číslo hviezdy. Toto nebol Barnardova hviezda! Bola to dvojhviezda s rušivým spoločníkom.“ Ďalej sa objavila úplne rovnomerná, bez akéhokoľvek zvlnenia, stopa po Barnardovej hviezde.

De Camp až do konca svojich dní trval na existencii planét okolo Barnardovej hviezdy. Zomrel v roku 1995, v roku, ktorý sa čudne zhodoval s objavom prvej skutočnej exoplanéty okolo hviezdy 51Peg.

Spolu s astrometriou vedci zvažovali aj ďalšie možné metódy hľadania planét. Prehľady z 80. rokov poskytli fundované hodnotenia možností metód radiálnej rýchlosti (viac o tom nižšie) a pozorovaní extrasolárnych planetárnych telies v optickom a infračervenom rozsahu.

O metóde priamej fotometrickej registrácie exoplanét ich odrazeným svetlom diskutovali mnohí výskumníci v 70. – 90. rokoch 20. storočia. Autor v jednej zo svojich prác v roku 1986 zvažoval realizovateľnosť takejto registrácie planét na základe veľmi, veľmi limitujúcich technických možností. Predpokladalo sa, že planetárna sústava je podobná slnečnej sústave pozorovanej zo vzdialenosti 5 ks. Pomer svetla odrazeného planétou k svetlu Slnka je veľmi malý a predstavuje jednu miliardtinu pre Venušu a Jupiter a štyrikrát menej pre Zem. Ideálny optický systém vesmírneho teleskopu s priemerom 2,6 metra s ideálnym prijímačom by mohol zo svetla Jupitera vytvoriť fotoprúd 10-20 fotoelektrónov za sekundu. V zásade je možné takýto prúd merať, ale šum registrácie fotoprúdu zo samotnej hviezdy prekračuje tieto hodnoty 10 000, takže systém musí byť veľmi zložitý. Výpočty ukázali, že úloha si vyžaduje čas expozície najmenej 10 hodín.

Technické ťažkosti metódy priamej registrácie boli dôvodom skepticizmu voči nej. Teoreticky má veľké výhody rádiometrická metóda, ktorá sa od fotometrickej metódy líši len v rozsahu vlnových dĺžok. Trik je v tom využiť vlastnosti Planckovej krivky žiarenia čierneho telesa. Nezaznamenáva sa odrazené svetlo, ale vlastné infračervené žiarenie planéty v rozsahu 25-50 mikrónov. Vlnová dĺžka je zvolená vpravo od maxima Planckovej krivky pre planétu, kde je zisk najväčší. Navyše, na rozdiel od optickej fotometrie, tepelné žiarenie prichádza z celého povrchu planéty, a nie len z osvetlenej strany. Ak vezmeme do úvahy vlastnosti Planckovej rovnice, pomer intenzity infračerveného žiarenia Jupitera a Slnka je 150-tisíckrát väčší ako pomer ich jasnosti v optickom rozsahu. Ale skutočná výhra z technických príčin nepresahuje 100-násobok.

Efektívnosť metódy priamej registrácie (v optickom dosahu) však dokázali pozorovania planéty okolo takzvaného hnedého trpaslíka 2M1207. Toto je špeciálny prípad, ktorý je popísaný nižšie.

Rozloženie intenzity žiarenia v spektre čierneho telesa. Ak vo viditeľnej oblasti dosahuje pomer jasu hviezdy a planéty desiatky miliárd, potom v oblasti Rayleigh-Džínsy- len asi sto.

Biely objekt vpravo- je to "hnedý" (infračervený) trpaslík 2M1207. Zdá sa, že táto trpasličia hviezda má planétu (na obrázku vľavo). Hmotnosť planéty- asi päť hmotností Jupitera; je vo vzdialenosti 55 AU.- 10-krát ďalej od hviezdy ako Jupiter od Slnka. (Snímka bola urobená na juhoeurópskom observatóriu Paranal (Čile) pomocou takzvaného adaptívneho optického 8-metrového teleskopu.)

Pamätáte si, ako jej v Čechovovej rozprávke „Kashtanka“ hovorí majiteľ psa: „Proti človeku si rovnaká ako tesár proti tesárovi“? Takto sú hviezdy vo vzťahu k planétam.

hviezdy

hviezda v astronómii sa nazýva nebeské teleso, v ktorom prebiehajú termonukleárne reakcie. Sú to masívne žeravé plynové (plazmové) gule. Vznikajú z plynno-prachového prostredia (hlavne z vodíka a hélia) v dôsledku gravitačnej kompresie. V hlbinách hviezd je obrovská teplota - milióny kelvinov, prebiehajú termonukleárne reakcie premeny vodíka na hélium (°С = K−273,15). Na ich povrchu - tisíce kelvinov. Hviezdy sa nazývajú hlavné telesá vesmíru, pretože obsahujú väčšinu svetelnej hmoty v prírode. Naše Slnko je typická hviezda spektrálnej triedy G s teplotou 5000-6000 K. Spektrálne triedy- klasifikácia hviezd podľa ich spektra žiarenia, predovšetkým podľa teploty fotosféry. Celkovo je 7 tried: O, B, A, F, G, K, M. V rámci triedy sú hviezdičky rozdelené do podtried od 0 (najhorúcejšie) po 9 (najchladnejšie). Slnko má spektrálny typ G2 a ekvivalentná teplota fotosféry 5780 K.
Hviezda najbližšie k Slnku je Proxima Centauri. Nachádza sa 4,2 svetelných rokov (3,9 1013 km) od stredu slnečnej sústavy.
Keď sa pozrieme na hviezdnu oblohu, za jasného počasia môžeme voľným okom na oblohe vidieť asi 6000 hviezd, 3000 na každej pologuli. Všetky hviezdy viditeľné zo Zeme (vrátane tých, ktoré sú viditeľné v najvýkonnejších ďalekohľadoch) sú v miestnej skupine galaxií.

miestna skupina galaxie- gravitačne viazaná skupina galaxií, vrátane galaxií Mliečna dráha, galaxie Andromeda (M31) a galaxie Triangulum (M33) - je znázornená na obrázku vyššie.
Nebudeme zachádzať do podrobných charakteristík klasifikácie hviezd, povieme len, že celá škála typov hviezd je len odrazom kvantitatívnych charakteristík hviezd (ako je hmotnosť a chemické zloženie) a evolučného štádia, v ktorom hviezda sa momentálne nachádza.

Hviezdy hlavnej postupnosti

Toto je najpočetnejšia trieda hviezd. Patrí k nemu aj naše Slnko. Toto je miesto v tabuľke, kde hviezda trávi väčšinu svojho života. Energetické straty spôsobené žiarením sú kompenzované energiou uvoľnenou pri jadrových reakciách. Existujú aj iné typy hviezd.

hnedí trpaslíci

Ide o typ hviezdy, v ktorom jadrové reakcie nikdy nedokážu kompenzovať energiu stratenú žiarením. Ich existencia bola predpovedaná v polovici 20. storočia na základe predstáv o procesoch prebiehajúcich pri vzniku hviezd a v roku 2004 bol prvýkrát objavený hnedý trpaslík. K dnešnému dňu bolo objavených veľa hviezd tohto typu. Ich spektrálny typ je M-T.

bielych trpaslíkov

bielych trpaslíkov sú kompaktné hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou s hmotnosťou Slnka, ale s polomermi ~ 100, a teda so svietivosťou ~ 10 000-krát menšou ako slnečná. Sú zbavení vlastných zdrojov termonukleárnej energie. Bieli trpaslíci začínajú svoju evolúciu ako obnažené degenerované jadrá červených obrov, ktorí zhodili svoju schránku – teda ako centrálne hviezdy mladých planetárnych hmlovín. Teploty fotosfér jadier mladých planetárnych hmlovín sú extrémne vysoké. Veľké hviezdy (7-10-krát ťažšie ako Slnko) v určitom bode „spália“ vodík, hélium a uhlík a premenia sa na bielych trpaslíkov s jadrom bohatým na kyslík. Povrchová teplota mladých bielych trpaslíkov – izotropných jadier hviezd po vyvrhnutí plášťa je veľmi vysoká – viac ako 2105 K, pomerne rýchlo však klesá v dôsledku ochladzovania neutrín a žiarenia z povrchu.

červených obrov

Červení obri a superobri- hviezdy neskorých spektrálnych typov s vysokou svietivosťou a rozšírenými plášťami. Hviezdy v priebehu svojho vývoja môžu dosiahnuť neskoré spektrálne triedy a vysoké jasy v dvoch štádiách svojho vývoja: v štádiu vzniku hviezd a v neskorých štádiách vývoja. Štádium, v ktorom sú mladé hviezdy pozorované ako červené obry, závisí od ich hmotnosti – toto štádium trvá ~ 103 až ~ 108 rokov. V tomto čase dochádza k žiareniu hviezdy v dôsledku gravitačnej energie uvoľnenej počas kompresie. S kompresiou sa povrchová teplota takýchto hviezd zvyšuje, ale v dôsledku zmenšenia veľkosti a plochy vyžarujúceho povrchu sa svietivosť znižuje. Nakoniec v ich jadrách začína reakcia termonukleárnej fúzie hélia z vodíka a mladá hviezda vstupuje do hlavnej sekvencie. V neskorších štádiách hviezdneho vývoja, po vyhorení vodíka v ich vnútri, hviezdy zostupujú z hlavnej postupnosti a presúvajú sa do oblasti červených obrov a supergiantov. "Mladí" aj "starí" červení obri majú podobné vlastnosti kvôli podobnosti ich vnútornej štruktúry - všetci majú horúce husté jadro a veľmi riedky a predĺžený obal.

Slnko je červený obr

Slnko je v súčasnosti hviezda stredného veku, ktorej vek sa odhaduje na 4,57 miliardy rokov. Slnko zostane v hlavnej sekvencii ešte asi 5 miliárd rokov, pričom každú miliardu rokov postupne zvýši svoju jasnosť o 10 %, potom sa vodík v jadre vyčerpá. Potom sa teplota a hustota v slnečnom jadre zvýši natoľko, že začne spaľovanie hélia a hélium sa začne meniť na uhlík. Veľkosť Slnka sa zväčší asi 200-krát, teda takmer na obežnú dráhu modernej Zeme. Ortuť a Venuša ňou budú pohltené a úplne sa odparia. Zem, ak nezdieľa ich osud, sa zahreje natoľko, že nebude šanca na záchranu života. Oceány sa vyparia dlho predtým, ako Slnko prejde do štádia červeného obra, asi za 1,1 miliardy rokov.
Vo fáze červeného obra bude Slnko približne 100 miliónov rokov, potom sa zmení na planetárnu hmlovinu a potom sa stane bielym trpaslíkom.

premenné hviezdy

premenná hviezda- hviezda, ktorej jas sa časom mení v dôsledku fyzikálnych procesov prebiehajúcich v jej oblasti. Presne povedané, jas každej hviezdy sa časom mení na jeden alebo druhý stupeň. Na klasifikáciu hviezdy ako premennej stačí, aby sa jas hviezdy zmenil aspoň raz.
Premenné hviezdy sa navzájom veľmi líšia. Zmeny jasu môžu byť pravidelné. Hlavnými pozorovacími charakteristikami sú perióda, amplitúda zmien jasu, tvar svetelnej krivky a krivka radiálnej rýchlosti.
Poznámka: nemýľte si premenlivosť hviezd s ich blikaním, ku ktorému dochádza v dôsledku kolísania vzduchu zemskej atmosféry. Hviezdy pri pohľade z vesmíru neblikajú.

Wolf-Rayetove hviezdy

Wolf-Rayetove hviezdy- trieda hviezd, ktoré sa vyznačujú veľmi vysokou teplotou a svietivosťou; Wolf-Rayetove hviezdy sa líšia od iných horúcich hviezd prítomnosťou v spektre širokých emisných pásiem vodíka, hélia, ako aj kyslíka, uhlíka a dusíka.

T Tauri stars (T Tauri, T Tauri stars, TTS)- trieda premenných hviezd, pomenovaná podľa svojho prototypu T Taurus. Zvyčajne ich možno nájsť v blízkosti molekulárnych oblakov a identifikovať ich podľa ich variability. Hlavným zdrojom ich energie je gravitačná kompresia. Spektrum hviezd T Tauri obsahuje lítium, ktoré chýba v spektrách Slnka a iných hviezd hlavnej postupnosti, pretože sa ničí pri teplotách nad 2 500 000 K.

nové hviezdy

Nový nazývané hviezdy, ktorých svietivosť sa náhle zvýši o faktor ~103-106. Všetky nové hviezdy sú blízke binárne systémy pozostávajúce z bieleho trpaslíka a sprievodnej hviezdy, ktorá je v hlavnej postupnosti alebo v priebehu evolúcie dosiahla štádium červeného obra. V takýchto systémoch hmota vonkajších vrstiev sprievodnej hviezdy prúdi na bieleho trpaslíka. Zloženie plynu dopadajúceho na bieleho trpaslíka je typické pre vonkajšie vrstvy červených obrov a hviezd hlavnej postupnosti – viac ako 90 % vodíka. Keď sa vodík hromadí v povrchovej vrstve a teplota stúpa, vo vrstve bohatej na vodík začnú prebiehať termonukleárne reakcie, čo je uľahčené prienikom uhlíka z podložných vrstiev bieleho trpaslíka do degenerovanej povrchovej vrstvy. Krátko po vzplanutí začína nový cyklus a akumulácia vodíkovej vrstvy a po chvíli sa vzplanutie opakuje. Interval medzi výbuchmi sa pohybuje od desiatok rokov pre opakované novy až po tisíce rokov pre klasické novy.
Nové hviezdy sa používajú ako indikátory vzdialenosti. Určenie vzdialeností galaxií a zhlukov galaxií pomocou nov poskytuje rovnakú presnosť ako pri použití cefeíd.

supernovy

supernovy- sú to hviezdy, ktorých jasnosť sa pri záblesku v priebehu niekoľkých dní zvýši o desiatky hviezdnych magnitúd. Pri maximálnej jasnosti je supernova jasnosťou porovnateľná s jasnosťou celej galaxie, v ktorej vybuchla, a môže ju dokonca prekročiť. Termín „supernovy“ sa používal na označenie hviezd, ktoré vzplanuli oveľa silnejšie ako takzvané „nové hviezdy“. V skutočnosti ani jedno, ani druhé nie je fyzicky nové: už existujúce hviezdy vzplanú. Ale v niekoľkých historických prípadoch tie hviezdy, ktoré boli predtým takmer alebo úplne neviditeľné na oblohe, vzplanuli, tento jav vytvoril efekt vzhľadu novej hviezdy.

Iné typy hviezd

Hypernova Toto je veľmi veľká supernova. jasne modré premenné- veľmi jasne modré pulzujúce hyperobry. Ultra-jasné röntgenové zdroje- nebeské teleso so silným röntgenovým žiarením. neutrónové hviezdy- astronomický objekt, ktorý je jedným z konečných produktov evolúcie hviezd, pozostávajúci z neutrónového jadra a relatívne tenkej (~1 km) kôry degenerovanej hmoty obsahujúcej ťažké atómové jadrá. Hmotnosť neutrónovej hviezdy je takmer rovnaká ako hmotnosť Slnka, ale polomer je približne 10 km. Preto je priemerná hustota hmoty takejto hviezdy niekoľkonásobne vyššia ako hustota atómového jadra. Predpokladá sa, že neutrónové hviezdy sa rodia počas výbuchov supernov.

hviezdne systémy

hviezdne systémy môžu byť jednoduché a viacnásobné: dvojité, trojité atď. Ak systém obsahuje viac ako desať hviezdičiek, je zvykom ho nazývať hviezdokopa. Dvojité (viacnásobné) hviezdy sú veľmi bežné. Podľa niektorých odhadov je viac ako 70 % hviezd v galaxii násobných.

dvojité hviezdy

, alebo duálny systém- dve gravitačne viazané hviezdy obiehajúce po uzavretých dráhach okolo spoločného ťažiska. Pomocou dvojhviezd je možné zistiť hmotnosti hviezd a vybudovať rôzne závislosti. Všetci kandidáti na čierne diery sú v binárnych systémoch.

hviezdokopy

hviezdokopa- skupina hviezd, ktoré majú spoločný pôvod, polohu v priestore a smer pohybu. Členovia takýchto skupín sú prepojení vzájomnou príťažlivosťou. Väčšina známych kôp sa nachádza v našej galaxii.

guľové hviezdokopy

guľová hviezdokopa- zhluk hviezd, ktorý má guľovitý alebo mierne sploštený tvar. Ich priemer sa pohybuje od 20 do 100 parsekov. Toto sú niektoré z najstarších objektov vo vesmíre. Typický vek guľových hviezdokôp je viac ako 10 miliárd rokov. Guľové hviezdokopy sa vyznačujú vysokou koncentráciou hviezd. V Mliečnej dráhe je viac ako 150 guľových hviezdokôp, z ktorých väčšina je sústredená smerom k stredu galaxie.

otvorené zhluky

otvorený klaster- druhá trieda hviezdokôp. Ide o hviezdny systém, ktorého komponenty sú umiestnené v dostatočne veľkej vzdialenosti od seba. V tom sa líši od guľových hviezdokôp, kde je koncentrácia hviezd pomerne vysoká. Z tohto dôvodu je veľmi ťažké odhaliť a študovať otvorené zhluky. Ak sa hviezdy v rovnakej vzdialenosti od pozorovateľa pohybujú rovnakým smerom, existuje dôvod domnievať sa, že sú súčasťou otvorenej hviezdokopy.
Najznámejšími predstaviteľmi tejto triedy klastrov sú Plejády a hyády Nachádza v súhvezdí Býka.

hviezdne asociácie

Hviezdne asociácie- riedka hviezdokopa mladých hviezd vysokej svietivosti, ktorá sa od ostatných typov hviezdokôp odlišuje svojou veľkosťou. Asociácie, ako napríklad otvorené klastre, sú nestabilné. Pomaly sa rozširujú a ich zložky sa od seba vzďaľujú.

galaxie

galaxia je veľká zbierka hviezd, medzihviezdneho plynu a prachu, temná hmota(forma hmoty, ktorá nevyžaruje elektromagnetické žiarenie a neinteraguje s ním. Táto vlastnosť tejto formy hmoty znemožňuje jej priame pozorovanie. Prítomnosť tmavej hmoty je však možné zistiť gravitačnými účinkami, ktoré vytvára).

Ako sa rodia hviezdy?

Najprv ide o studený riedky oblak medzihviezdneho plynu, ktorý sa vplyvom vlastnej gravitácie stlačí. V tomto prípade sa gravitačná energia premieňa na teplo. Keď teplota v jadre dosiahne niekoľko miliónov Kelvinov, začnú sa nukleosyntetické reakcie (proces tvorby jadier chemických prvkov ťažších ako vodík) a kompresia sa zastaví. V tomto stave hviezda zostáva väčšinu svojho života, pričom je na hlavnej postupnosti Hertzsprung-Russellovho diagramu, kým sa nevyčerpajú zásoby paliva v jej jadre. Keď sa všetok vodík v strede hviezdy zmení na hélium, termonukleárne spaľovanie vodíka pokračuje na periférii héliového jadra.
Počas tohto obdobia sa štruktúra hviezdy začína výrazne meniť. Jeho svietivosť rastie, vonkajšie vrstvy sa rozširujú, zatiaľ čo vnútorné sa naopak zmenšujú. A zatiaľ klesá aj jas hviezdy. Teplota povrchu klesá - hviezda sa stáva červeným obrom. V tomto stave hviezda trávi oveľa menej času ako v hlavnej sekvencii. Keď sa hmota jeho izotermického héliového jadra stane významnou, neunesie svoju vlastnú váhu a začne sa zmenšovať; stúpajúca teplota súčasne stimuluje termonukleárnu premenu hélia na ťažšie prvky.
Najhmotnejšie hviezdy žijú relatívne krátko – niekoľko miliónov rokov. Fakt existencie takýchto hviezd znamená, že procesy vzniku hviezd sa neskončili pred miliardami rokov, ale prebiehajú v súčasnej dobe.
Hviezdy, ktorých hmotnosť je mnohonásobne väčšia ako hmotnosť Slnka, majú po väčšinu svojho života obrovské rozmery, vysokú svietivosť a teplotu. Pre svoju vysokú teplotu majú modrastú farbu, a preto sa im hovorí modré supergianty. Väčšina modrých supergiantov sa pozoruje v oblasti Mliečnej dráhy, t.j. v blízkosti roviny Galaxie, kde je koncentrácia plynu a prachu medzihviezdnej hmoty obzvlášť vysoká.
V blízkosti roviny Galaxie sú mladé hviezdy rozmiestnené nerovnomerne. Takmer nikdy sa nestretávajú sami. Najčastejšie tieto hviezdy tvoria otvorené hviezdokopy a vzácnejšie hviezdne skupiny veľkých veľkostí, nazývané hviezdne asociácie, ktoré zahŕňajú desiatky a niekedy aj stovky modrých supergiantov. Najmladšie hviezdokopy a asociácie majú menej ako 10 miliónov rokov. Takmer vo všetkých prípadoch sú tieto mladé formácie pozorované v oblastiach so zvýšenou hustotou medzihviezdneho plynu. To naznačuje, že proces tvorby hviezd je spojený s medzihviezdnym plynom.
Príkladom hviezdotvornej oblasti je obrovský plynový komplex v súhvezdí Orión. Zaberá takmer celú oblasť tohto súhvezdia na oblohe a zahŕňa veľké množstvo neutrálneho a molekulárneho plynu, prachu a množstvo jasných plynných hmlovín. Tvorba hviezd v ňom pokračuje aj v súčasnosti.

planét

Planéta(v preklade zo starogréčtiny „tulák“) je nebeské teleso obiehajúce okolo hviezdy alebo jej pozostatkov, dostatočne masívne na to, aby sa pod vplyvom vlastnej gravitácie zaoblilo, ale nie dosť hmotné na spustenie termonukleárnej reakcie, a podarilo sa mu vyčistiť okolie. svojej dráhy z planetesimál (nebeské teleso na obežnej dráhe okolo protohviezdy, ktoré vzniklo v dôsledku postupného pribúdania menších telies, pozostávajúcich z prachových častíc protoplanetárneho disku. Planetezimály neustále priťahujú k sebe nový materiál a hromadia hmotu, vytvárajú väčší telo, kým sa vplyvom gravitácie nezačnú zrážať jednotlivé úlomky, ktoré ho tvoria). Článkov o planétach našej slnečnej sústavy je dosť na našej stránke v sekcii „O planétach slnečnej sústavy“: http://site/index.php/earth/glubini-vselennoy/15-o-planetah.

Existujú však planéty mimo slnečnej sústavy, nazývajú sa exoplanéty. Exoplanéta alebo extrasolárna planéta- planéta obiehajúca okolo hviezdy mimo slnečnej sústavy. Planéty sú extrémne malé a slabé v porovnaní s hviezdami a samotné hviezdy sú ďaleko od Slnka (najbližšia je vo vzdialenosti 4,22 svetelných rokov). Preto bola dlho úloha odhaľovania planét v blízkosti iných hviezd neriešiteľná, prvé exoplanéty boli objavené koncom 80. rokov 20. storočia. Teraz sa takéto planéty začali objavovať vďaka vylepšeným vedeckým metódam. Aktuálne je spoľahlivo potvrdená existencia 843 exoplanét v 665 planetárnych sústavách, z ktorých 126 má viac ako jednu planétu. Celkový počet exoplanét v galaxii Mliečna dráha je podľa nových údajov od 100 miliárd, z ktorých ~ 5 až 20 miliárd je možno „podobných Zemi“. Asi 34 percent hviezd podobných slnku má v obývateľnej zóne planéty porovnateľné so Zemou.
Planemo- je to nebeské teleso, ktorého hmotnosť mu umožňuje spadnúť do rozsahu definície planéty, to znamená, že jeho hmotnosť je väčšia ako hmotnosť malých telies, ale nedostatočná na spustenie termonukleárnej reakcie na obrázku a podobe hnedej trpaslík alebo hviezda.

Takže Všetky planéty sa točia okolo hviezd. V slnečnej sústave sa všetky planéty otáčajú na svojich obežných dráhach v smere, v ktorom sa otáča Slnko (proti smeru hodinových ručičiek pri pohľade zo severného pólu Slnka).
Okrem toho, že planéty obiehajú na svojej dráhe okolo hviezdy, rotujú aj okolo svojej osi. Obdobie rotácie planéty okolo svojej osi je známe ako deň. Väčšina planét v slnečnej sústave sa otáča okolo svojej osi v rovnakom smere ako obieha okolo Slnka, proti smeru hodinových ručičiek pri pohľade zo severného pólu Slnka, s výnimkou Venuše, ktorá sa otáča v smere hodinových ručičiek, a Uránu, ktorého extrémny axiálny sklon vyvoláva polemiku. , ktorý pól sa považuje za južný a ktorý za sever a či sa otáča proti smeru hodinových ručičiek alebo v smere hodinových ručičiek. Avšak bez ohľadu na názor strán, rotácia Uránu je retrográdna vzhľadom na jeho obežnú dráhu.
Jedným z kritérií, ktoré nám umožňuje definovať nebeské teleso ako klasickú planétu, sú orbitálne susedstvá, ktoré sú čisté od iných objektov. Planéta, ktorá vyčistila svoje okolie, nahromadila dostatok hmoty na to, aby pozbierala alebo naopak rozptýlila všetky planetesimály na svojej obežnej dráhe. To znamená, že planéta obieha okolo svojej hviezdy izolovane (okrem jej satelitov a trójskych koní), na rozdiel od zdieľania svojej dráhy s mnohými objektmi podobnej veľkosti. Toto kritérium pre planetárny status navrhla IAU v auguste 2006. Toto kritérium zbavuje telesá slnečnej sústavy ako Pluto, Eris a Ceres štatút klasickej planéty a klasifikuje ich ako trpasličie planéty. Napriek tomu, že toto kritérium sa zatiaľ vzťahuje len na planéty slnečnej sústavy, množstvo mladých hviezdnych systémov, ktoré sú v štádiu protoplanetárneho disku, má známky „čistých obežných dráh“ pre protoplanéty.

Obsah článku:

Nebeské telesá sú objekty nachádzajúce sa v pozorovateľnom vesmíre. Takýmito predmetmi môžu byť prirodzené fyzické telá alebo ich asociácie. Všetky sa vyznačujú izoláciou a tiež predstavujú jedinú štruktúru viazanú gravitáciou alebo elektromagnetizmom. Astronómia je štúdiom tejto kategórie. Tento článok dáva do pozornosti klasifikáciu nebeských telies slnečnej sústavy, ako aj popis ich hlavných charakteristík.

Klasifikácia nebeských telies v slnečnej sústave

Každé nebeské teleso má špeciálne vlastnosti, ako je spôsob vytvárania, chemické zloženie, veľkosť atď. To umožňuje klasifikovať objekty ich zoskupovaním. Poďme si popísať, aké sú nebeské telesá v slnečnej sústave: hviezdy, planéty, satelity, asteroidy, kométy atď.

Klasifikácia nebeských telies slnečnej sústavy podľa zloženia:

• silikátové nebeské telesá. Táto skupina nebeských telies sa nazýva kremičitan, pretože. hlavnou zložkou všetkých jej zástupcov sú kamenno-kovové horniny (asi 99% celkovej telesnej hmotnosti). Kremičitanovú zložku predstavujú také žiaruvzdorné látky ako kremík, vápnik, železo, hliník, horčík, síra a pod.. Ďalej sú tu ľadové a plynové zložky (voda, ľad, dusík, oxid uhličitý, kyslík, hélium vodík), ale ich obsah je zanedbateľný. Do tejto kategórie patria 4 planéty (Venuša, Merkúr, Zem a Mars), satelity (Mesiac, Io, Európa, Triton, Phobos, Deimos, Amalthea atď.), viac ako milión asteroidov obiehajúcich medzi dráhami dvoch planét - Jupiter a Mars (Pallas, Hygiea, Vesta, Ceres atď.). Index hustoty je od 3 gramov na kubický centimeter alebo viac.
• Ľadové nebeské telesá. Táto skupina je najpočetnejšia v slnečnej sústave. Hlavnou zložkou je ľadová zložka (oxid uhličitý, dusík, vodný ľad, kyslík, čpavok, metán atď.). Kremičitanová zložka je prítomná v menšom množstve a objem plynovej zložky je extrémne malý. Do tejto skupiny patrí jedna planéta Pluto, veľké satelity (Ganymede, Titan, Callisto, Charon atď.), ako aj všetky kométy.
• Kombinované nebeské telesá. Zloženie zástupcov tejto skupiny je charakteristické prítomnosťou všetkých troch zložiek vo veľkom množstve, t.j. kremičitan, plyn a ľad. Medzi nebeské telesá s kombinovaným zložením patrí Slnko a obrie planéty (Neptún, Saturn, Jupiter a Urán). Tieto objekty sa vyznačujú rýchlou rotáciou.

Charakteristika hviezdy Slnko

Slnko je hviezda, t.j. je nahromadenie plynu s neuveriteľnými objemami. Má vlastnú gravitáciu (interakcia charakterizovaná príťažlivosťou), pomocou ktorej sú držané všetky jej zložky. Vo vnútri každej hviezdy, a teda aj vo vnútri Slnka, prebiehajú termonukleárne fúzne reakcie, ktorých produktom je kolosálna energia.

Slnko má jadro, okolo ktorého sa vytvára zóna žiarenia, kde dochádza k prenosu energie. Nasleduje konvekčná zóna, v ktorej vznikajú magnetické polia a pohyby slnečnej hmoty. Viditeľnú časť Slnka možno nazvať povrchom tejto hviezdy len podmienečne. Správnejšia formulácia je fotosféra alebo sféra svetla.

Príťažlivosť vnútri Slnka je taká silná, že fotónu z jeho jadra trvá stovky tisíc rokov, kým dosiahne povrch hviezdy. Jeho cesta z povrchu Slnka na Zem je zároveň len 8 minút. Hustota a veľkosť Slnka umožňuje prilákať ďalšie objekty v slnečnej sústave. Zrýchlenie voľného pádu (gravitácia) v povrchovej zóne je takmer 28 m/s 2 .

Charakteristika nebeského telesa hviezdneho Slnka je nasledovná:

1. Chemické zloženie. Hlavnými zložkami Slnka sú hélium a vodík. Prirodzene, hviezda zahŕňa aj ďalšie prvky, ale ich podiel je veľmi skromný.
2. Teplota. Hodnota teploty sa v rôznych zónach výrazne líši, napríklad v jadre dosahuje 15 000 000 stupňov Celzia a vo viditeľnej časti - 5 500 stupňov Celzia.
3. Hustota. Je to 1,409 g/cm3. Najvyššia hustota je zaznamenaná v jadre, najnižšia - na povrchu.
4. Hmotnosť. Ak opíšeme hmotnosť Slnka bez matematických skratiek, potom číslo bude vyzerať ako 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Objem. Celková hodnota je 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kubických kilogramov.
6. Priemer. Toto číslo je 1391000 km.
7. Polomer. Polomer hviezdy Slnka je 695 500 km.
8. Obežná dráha nebeského telesa. Slnko má svoju vlastnú obežnú dráhu okolo stredu Mliečnej dráhy. Úplná revolúcia trvá 226 miliónov rokov. Výpočty vedcov ukázali, že rýchlosť pohybu je neskutočne vysoká – takmer 782 000 kilometrov za hodinu.

Charakteristika planét slnečnej sústavy

Planéty sú nebeské telesá, ktoré obiehajú okolo hviezdy alebo jej zvyškov. Veľká hmotnosť umožňuje, aby sa planéty pod vplyvom vlastnej gravitácie zaoblili. Veľkosť a hmotnosť sú však nedostatočné na spustenie termonukleárnych reakcií. Pozrime sa podrobnejšie na charakteristiky planét pomocou príkladov niektorých predstaviteľov tejto kategórie, ktorí sú súčasťou slnečnej sústavy.

Mars je druhou najviac preskúmanou planétou. Je 4. vo vzdialenosti od Slnka. Jeho rozmery mu umožňujú zaujať 7. miesto v rebríčku najobjemnejších nebeských telies slnečnej sústavy. Mars má vnútorné jadro obklopené vonkajším tekutým jadrom. Ďalej je silikátový plášť planéty. A po medzivrstve prichádza kôra, ktorá má v rôznych častiach nebeského telesa rôznu hrúbku.

Zvážte podrobnejšie vlastnosti Marsu:

• Chemické zloženie nebeského telesa. Hlavnými prvkami, ktoré tvoria Mars, sú železo, síra, kremičitany, čadič, oxid železitý.
• Teplota. Priemer je -50°C.
• Hustota - 3,94 g / cm3.
• Hmotnosť - 641,850,000,000,000,000,000,000 kg.
• Objem - 163 180 000 000 km 3.
• Priemer - 6780 km.
• Polomer - 3390 km.
• Gravitačné zrýchlenie - 3,711 m/s 2.
• Orbit. Beží okolo slnka. Má zaoblenú trajektóriu, ktorá má ďaleko od ideálu, pretože v rôznych časoch má vzdialenosť nebeského telesa od stredu slnečnej sústavy rôzne ukazovatele - 206 a 249 miliónov km.

Pluto patrí do kategórie trpasličích planét. Má kamenné jadro. Niektorí výskumníci pripúšťajú, že nevzniká len z hornín, ale môže zahŕňať aj ľad. Je pokrytá matným plášťom. Na povrchu je zamrznutá voda a metán. Atmosféra pravdepodobne obsahuje metán a dusík.

Pluto má nasledujúce vlastnosti:

1. Zlúčenina. Hlavnými zložkami sú kameň a ľad.
2. Teplota. Priemerná teplota na Plutu je -229 stupňov Celzia.
3. Hustota - asi 2 g na 1 cm3.
4. Hmotnosť nebeského telesa je 13.105.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Objem - 7 150 000 000 km 3.
6. Priemer - 2374 km.
7. Polomer - 1187 km.
8. Gravitačné zrýchlenie - 0,62 m/s 2.
9. Orbit. Planéta obieha okolo Slnka, obežná dráha sa však vyznačuje excentricitou, t.j. v jednom období ustupuje na 7,4 miliardy km, v inom sa približuje k 4,4 miliardy km. Obežná rýchlosť nebeského telesa dosahuje 4,6691 km/s.

Urán je planéta, ktorá bola objavená ďalekohľadom v roku 1781. Má systém prstencov a magnetosféru. Vo vnútri Uránu je jadro tvorené kovmi a kremíkom. Je obklopený vodou, metánom a čpavkom. Ďalej prichádza vrstva tekutého vodíka. Na povrchu je plynná atmosféra.

Hlavné charakteristiky Uránu:

• Chemické zloženie. Táto planéta je tvorená kombináciou chemických prvkov. Vo veľkých množstvách obsahuje kremík, kovy, vodu, metán, amoniak, vodík atď.
• Nebeská telesná teplota. Priemerná teplota je -224°C.
• Hustota - 1,3 g / cm3.
• Hmotnosť - 86.832.000.000.000.000.000.000 kg.
• Objem - 68 340 000 000 km 3.
• Priemer - 50724 km.
• Polomer - 25362 km.
• Gravitačné zrýchlenie - 8,69 m/s 2.
• Orbit. Stred, okolo ktorého sa Urán otáča, je tiež Slnko. Obežná dráha je mierne pretiahnutá. Rýchlosť obehu je 6,81 km/s.

Charakteristika satelitov nebeských telies

Satelit je objekt nachádzajúci sa vo viditeľnom vesmíre, ktorý sa neotáča okolo hviezdy, ale okolo iného nebeského telesa vplyvom svojej gravitácie a po určitej trajektórii. Opíšme si niektoré satelity a charakteristiky týchto vesmírnych nebeských telies.

Deimos, satelit Marsu, ktorý je považovaný za jeden z najmenších, je opísaný takto:

1. Tvar – podobný trojosovému elipsoidu.
2. Rozmery - 15x12,2x10,4 km.
3. Hmotnosť - 1.480.000.000.000.000 kg.
4. Hustota - 1,47 g / cm3.
5. Zlúčenina. Zloženie satelitu zahŕňa najmä kamenisté skaly, regolit. Chýba atmosféra.
6. Gravitačné zrýchlenie - 0,004 m/s 2.
7. Teplota - -40°С.

Callisto je jedným z mnohých mesiacov Jupitera. Je druhý najväčší v kategórii satelitov a na prvom mieste medzi nebeskými telesami, čo sa týka počtu kráterov na povrchu.

Vlastnosti Callisto:

• Tvar je okrúhly.
• Priemer - 4820 km.
• Hmotnosť - 107.600.000.000.000.000.000.000 kg.
• Hustota - 1,834 g / cm3.
• Zloženie - oxid uhličitý, molekulárny kyslík.
• Gravitačné zrýchlenie - 1,24 m/s 2.
• Teplota - -139,2 ° С.

Oberon alebo Urán IV je prirodzený satelit Uránu. Je 9. najväčší v slnečnej sústave. Nemá magnetické pole ani atmosféru. Na povrchu sa našli početné krátery, takže niektorí vedci ho považujú za pomerne starý satelit.

Zvážte vlastnosti Oberonu:

1. Tvar je okrúhly.
2. Priemer - 1523 km.
3. Hmotnosť - 3.014.000.000.000.000.000.000 kg.
4. Hustota - 1,63 g / cm3.
5. Zloženie - kameň, ľad, organické.
6. Gravitačné zrýchlenie - 0,35 m/s 2.
7. Teplota - -198°С.

Charakteristika asteroidov v slnečnej sústave

Asteroidy sú veľké balvany. Nachádzajú sa najmä v páse asteroidov medzi obežnými dráhami Jupitera a Marsu. Môžu opustiť svoje dráhy smerom k Zemi a Slnku.

Významným predstaviteľom tejto triedy je Hygiea - jeden z najväčších asteroidov. Toto nebeské teleso sa nachádza v hlavnom páse asteroidov. Môžete to vidieť aj ďalekohľadom, ale nie vždy. Je dobre rozlíšiteľná v období perihélia, t.j. v momente, keď je asteroid v bode svojej dráhy najbližšie k Slnku. Má matný tmavý povrch.

Hlavné vlastnosti Hygiea:

• Priemer - 407 km.
• Hustota - 2,56 g/cm3.
• Hmotnosť - 90.300.000.000.000.000.000 kg.
• Gravitačné zrýchlenie - 0,15 m/s 2.
• orbitálnej rýchlosti. Priemerná hodnota je 16,75 km/s.

Asteroid Matilda sa nachádza v hlavnom páse. Má pomerne nízku rýchlosť rotácie okolo svojej osi: 1 otáčka nastane za 17,5 pozemského dňa. Obsahuje veľa zlúčenín uhlíka. Štúdium tohto asteroidu sa uskutočnilo pomocou kozmickej lode. Najväčší kráter na Matilde má dĺžku 20 km.

Hlavné charakteristiky Matildy sú nasledovné:

1. Priemer - takmer 53 km.
2. Hustota - 1,3 g / cm3.
3. Hmotnosť - 103.300.000.000.000.000 kg.
4. Gravitačné zrýchlenie - 0,01 m/s 2.
5. Orbit. Matilda dokončí obežnú dráhu za 1572 pozemských dní.

Vesta je predstaviteľom najväčších asteroidov hlavného pásu asteroidov. Dá sa pozorovať bez použitia ďalekohľadu, t.j. voľným okom, pretože povrch tohto asteroidu je dosť svetlý. Ak by bol tvar Vesty viac zaoblený a symetrický, potom by sa dal pripísať trpasličím planétam.

Tento asteroid má železo-niklové jadro pokryté skalnatým plášťom. Najväčší kráter na Veste je dlhý 460 km a hlboký 13 km.

Uvádzame hlavné fyzikálne vlastnosti Vesty:

• Priemer - 525 km.
• Hmotnosť. Hodnota je v rozmedzí 260 000 000 000 000 000 000 kg.
• Hustota - približne 3,46 g/cm3.
• Zrýchlenie voľného pádu - 0,22 m/s 2.
• orbitálnej rýchlosti. Priemerná obežná rýchlosť je 19,35 km/s. Jedna otáčka okolo osi Vesta trvá 5,3 hodiny.

Charakteristika komét Slnečnej sústavy

Kométa je malé nebeské teleso. Kométy obiehajú okolo Slnka a sú predĺžené. Tieto objekty, ktoré sa približujú k Slnku, vytvárajú stopu pozostávajúcu z plynu a prachu. Niekedy zostáva vo forme kómy, tzn. oblak, ktorý sa tiahne do obrovskej vzdialenosti – od 100 000 do 1,4 milióna km od jadra kométy. V iných prípadoch zostáva stopa vo forme chvosta, ktorého dĺžka môže dosiahnuť 20 miliónov km.

Halley je nebeské teleso skupiny komét, ktoré ľudstvo pozná od staroveku, pretože. je to vidieť voľným okom.

Vlastnosti Halley:

1. Hmotnosť. Približne 220 000 000 000 000 kg.
2. Hustota - 600 kg / m 3.
3. Obdobie revolúcie okolo Slnka je menej ako 200 rokov. Prístup k hviezde nastáva približne za 75-76 rokov.
4. Zloženie - mrazená voda, kov a silikáty.

Hale-Boppovu kométu ľudstvo pozorovalo takmer 18 mesiacov, čo svedčí o jej dlhej perióde. Hovorí sa jej aj „Veľká kométa roku 1997“. Charakteristickým rysom tejto kométy je prítomnosť 3 typov chvostov. Spolu s plynovými a prachovými chvostmi sa za ním tiahne sodíkový chvost, ktorého dĺžka dosahuje 50 miliónov km.

Zloženie kométy: deutérium (ťažká voda), organické zlúčeniny (mravčia, kyselina octová atď.), argón, krypto, atď. Obdobie revolúcie okolo Slnka je 2534 rokov. Neexistujú žiadne spoľahlivé údaje o fyzikálnych vlastnostiach tejto kométy.

Kométa Tempel je známa tým, že je prvou kométou, ktorej sonda bola doručená zo Zeme.

Charakteristika kométy Tempel:

• Hmotnosť - do 79 000 000 000 000 kg.
• Rozmery. Dĺžka - 7,6 km, šírka - 4,9 km.
• Zlúčenina. Voda, oxid uhličitý, organické zlúčeniny atď.
• Orbit. Zmeny počas prechodu kométy v blízkosti Jupitera, postupne sa znižujú. Najnovšie údaje: jedna otáčka okolo Slnka je 5,52 roka.

Počas rokov štúdia slnečnej sústavy vedci zhromaždili veľa zaujímavých faktov o nebeských telesách. Zvážte tie, ktoré závisia od chemických a fyzikálnych vlastností:

• Najväčšie nebeské teleso z hľadiska hmotnosti a priemeru je Slnko, na druhom mieste je Jupiter a na treťom Saturn.
• Najväčšia gravitácia je vlastná Slnku, druhé miesto je obsadené Jupiterom a tretie - Neptúnom.
• Gravitácia Jupitera prispieva k aktívnej príťažlivosti vesmírneho odpadu. Jeho hladina je taká vysoká, že planéta je schopná vytiahnuť úlomky z obežnej dráhy Zeme.
• Najhorúcejšie nebeské teleso v slnečnej sústave je Slnko - to nie je pre nikoho tajomstvo. Ale ďalší ukazovateľ 480 stupňov Celzia bol zaznamenaný na Venuši - druhej planéte najďalej od stredu. Bolo by logické predpokladať, že Merkúr by mal mať druhé miesto, ktorého obežná dráha je bližšie k Slnku, ale v skutočnosti je tam ukazovateľ teploty nižší - 430 ° C. Je to spôsobené prítomnosťou Venuše a nedostatkom atmosféry v Merkúre, ktorá je schopná udržať teplo.
• Najchladnejšou planétou je Urán.
• Na otázku, ktoré nebeské teleso má najväčšiu hustotu v slnečnej sústave, je odpoveď jednoduchá – hustota Zeme. Na druhom mieste je Merkúr a na treťom Venuša.
• Dráha obežnej dráhy Merkúra poskytuje dĺžku dňa na planéte rovnajúcu sa 58 pozemským dňom. Jeden deň na Venuši trvá 243 pozemských dní, zatiaľ čo rok trvá len 225.

Pozrite si video o nebeských telesách slnečnej sústavy:

Štúdium charakteristík nebeských telies umožňuje ľudstvu robiť zaujímavé objavy, zdôvodňovať určité vzorce a tiež rozširovať všeobecné znalosti o vesmíre.