ZvaigZdės ir ZvaigZdynai
5 (100%) 1 vote

ZvaigZdės ir ZvaigZdynai

Vilniaus Radvilų vidurinės mokyklos

12 klasės mokinio

Tado Masiulionio

Referatas

Žvaigždės ir žvaigždynai

Vilnius

2004

Turinys

• Žvaigždės

• Žvaigždžių evoliucija

o Saulės masės žvaigždės evoliucija

o Juodosios ir baltosios nykštukės

• Galaktiniai ūkai

o Ūkų katalogai

o Ūkų švytėjimas

o Žvaigždžių susidarymas

• Nuo ūkų iki pulsarų

o Ūkai: ankstyvoji stadija

o Planetiškieji ūkai

o Supernovos ir pulsarai

• Pulsarai ir juodosios skylės

o Nuo baltosios nykštukės iki juodosios skylės

o Juodųjų skylių paieškos

o Rentgeno šaltiniai

• Dvinarės žvaigždės

o Dvinarės žvaigždės ir jų sandara

o Spektroskopinės ir užtemdomosios dvinarės

o Dvinarių žvaigždžių reikšmė

• Pulsuojančiosios žvaigždės

o Periodo ir šviesio sąryšis

o Už Galaktikos ribų

o Ilgaperiodės kintamosios žvaigždės

• Netaisyklingosios kintamosios žvaigždės

o Pusiau taisyklingosios ir netaisyklingosios kintamosios žvaigždės

o Šiaurės Vainiko R ir Dvynių U tipo žvaigždės

o Novos ir kartotinės novos

• Žvaigždžių spiečiai

o Padrikieji žvaigždžių spiečiai

o Kamuoliniai žvaigždžių spiečiai

o Judantieji spiečiai

• ŽvaigždynaiŽvaigždės

Žvaigždės yra didelės masės ir didelio skersmens įkaitusios plazmos rutuliai, susidarę iš vandenilio ir helio su nedidele sunkesniųjų elementų 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 sklindančius 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 jokių gravitacinių ryšių ir matomi greta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo. Fizinės dvinarės arba daugianarės žvaigždės skirstomos į vizualiąsias, spektrines, užtemdomąsias, astrometrines.

Žvaigždžių masę galima apskaičiuoti pagal 3-ąjį Keplerio dėsnį, tik reikia žinoti dvinarių žvaigždžių orbitų didįjį pusašį ir apskriejimo periodą. Pačių karščiausių pagrindinės sekos žvaigždžių 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, kurios 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 kintamosiomis. 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 ir kitos. 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 ir vainiką.

Saulės paviršiuje maždaug kas 11.2 metų vyksta reiškiniai, susiję su jos aktyvumo kitimu. Tai saulės fotosferos dėmės, žibintai, chromosferos flokuliai ir žybsniai, vainiko protuberantai. Saulės dėmėmis vadinamos tamsios fotosferos sritys, apsiaustos šviesosnio pusšešėlio. 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 besiveržiančios dujų masės. Chromosferos žybsniai trunka keletą valandų. Jie sukelia radijo ryšio trukdymus, polines pašvaistes, magnetines audras. Šie reiškiniai veikia žemės klimatą, gyvūniją, augmeniją, žmones.Žvaigždžių evoliucija

XX amžiaus pradžioje daugelis astronomų manė, kad žvaigždės evoliucionuoja taip, kaip rodo Hercšprungo ir Raselo diagrama (Raktas), 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 ir 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.

Traukdamasis žvaigždės gemalas kaista, bet jei jo masė pernelyg maža, neįsidega branduolinės reakcijos. Užuot pasiekusi pagrindinę 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 dabartinę Saulę. 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 yra 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 sugniuždomi ir taip susiglaudžia, kad medžiagos tankis 100 000 ir net daugiau kartų viršija vandens tankį. Baltoji nykštukė ilgai spinduliuoja šviesą ir šilumą, kol pagaliau tampa negyva juodąja nykštuke.

Juodosios nykštukės nespinduliuoja, ją 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, kad 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 palyginti mažame tūryje supresuotas milžiniškas medžiagos kiekis — beveik tiek, kiek jos yra Saulėje. Kitos baltosios nykštukės yra dar tankesnės.

Masyvios žvaigždės evoliucija Žvaigždė, kurios masė yra didesnė negu Saulės, evoliucionuoja daug

sparčiau. Pavyzdžiui, spindulingoji Aukso Žuvies 5 žvaigždė (S Dor) Didžiajame Magelano Debesyje negalėtų tokiais kiekiais, kaip dabar,
energiją ilgiau nei milijoną metų.

Labai masyvios žvaigždės evoliucija baigiasi kitaip, negu ką tik aprašytas kolapsas į baltąją nykštukę. 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 žvaigždžių susidarymo vieta, o Krabas — kadaise ryškiai spindėjusios žvaigždės liekana.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 žymiausių katalogų 1781 m. paskelbė prancūzų astronomas Šarlis Mesjė (1730— 1817). Įdomu 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 Drejeris (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 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 ūkų pagrindinis sandas yra vandenilis — labiausiai 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 arba 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, tikesantiems 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 spalvą, kokios yra pateiktose nuotraukose, akimi įžiūrėti neįmanoma. Tikrosios ūkų spalvos tokios ir yra, ta 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 žvaigždžių užuomazgos.

Ūkuose gausu 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
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

Šiuo metu Jūs matote 30% šio straipsnio.
Matomi 2571 žodžiai iš 8513 žodžių.
Peržiūrėkite iki 100 straipsnių per 24 val. Pasirinkite apmokėjimo būdą:
El. bankininkyste - 1,45 Eur.
Įveskite savo el. paštą (juo išsiųsime atrakinimo kodą) ir spauskite Tęsti.
SMS žinute - 2,90 Eur.
Siųskite sms numeriu 1337 su tekstu INFO MEDIA ir įveskite gautą atrakinimo kodą.
Turite atrakinimo kodą?
Po mokėjimo iškart gausite atrakinimo kodą, kurį įveskite į laukelį žemiau:
Kodas suteikia galimybę atrakinti iki 100 straispnių svetainėje ir galioja 24 val.