Ένα ουράνιο σώμα που δεν έχει στερεή επιφάνεια. Πώς ονομάζονται τα ουράνια σώματα που δεν λάμπουν μόνα τους, αλλά αντανακλούν το φως των αστεριών; Ανάλυση ηχητικών γραμμάτων ορισμένων ονομάτων ουράνιων σωμάτων του ηλιακού συστήματος

Για να μάθετε αν υπάρχουν ουράνια σώματα που λάμπουν μόνα τους, πρέπει πρώτα να καταλάβετε ποια. ουράνια σώματααποτελείται από το ηλιακό σύστημα. Το ηλιακό σύστημα είναι ένα πλανητικό σύστημα στο κέντρο του οποίου υπάρχει ένα αστέρι - ο Ήλιος, και γύρω του υπάρχουν 8 πλανήτες: Ερμής, Αφροδίτη, Γη, Άρης, Δίας, Κρόνος, Ουρανός, Ποσειδώνας. Για να ονομαστεί ένα ουράνιο σώμα πλανήτης, πρέπει να πληροί αυτές τις απαιτήσεις
Κάντε περιστροφικές κινήσεις γύρω από το αστέρι.
Έχουν σφαιρικό σχήμα λόγω επαρκούς βαρύτητας.
Να μην έχει άλλα μεγάλα σώματα γύρω από την τροχιά του.
Μην είσαι αστέρι.

Οι πλανήτες δεν εκπέμπουν φως, μπορούν να αντανακλούν μόνο τις ακτίνες του Ήλιου που πέφτουν πάνω τους. Επομένως, δεν μπορεί να ειπωθεί ότι οι πλανήτες είναι ουράνια σώματα που λάμπουν οι ίδιοι. Τέτοια ουράνια σώματα περιλαμβάνουν αστέρια. Ο ήλιος είναι η πηγή του φωτός στη Γη Τα ουράνια σώματα που λάμπουν τα ίδια είναι αστέρια. Το πλησιέστερο αστέρι στη Γη είναι ο Ήλιος. Χάρη στο φως και τη ζεστασιά του, όλα τα έμβια όντα μπορούν να υπάρχουν και να αναπτυχθούν. Ο Ήλιος είναι το κέντρο γύρω από το οποίο περιστρέφονται οι πλανήτες, οι δορυφόροι τους, οι αστεροειδείς, οι κομήτες, οι μετεωρίτες και η κοσμική σκόνη.

Ο ήλιος φαίνεται να είναι ένα συμπαγές σφαιρικό αντικείμενο γιατί όταν τον κοιτάς, το περίγραμμά του φαίνεται αρκετά καθαρό. Ωστόσο, δεν έχει στερεή δομή και αποτελείται από αέρια, το κύριο από τα οποία είναι το υδρογόνο, υπάρχουν και άλλα στοιχεία.

Για να δείτε ότι ο Ήλιος δεν έχει καθαρά περιγράμματα, πρέπει να τον κοιτάξετε κατά τη διάρκεια μιας έκλειψης. Τότε μπορείτε να παρατηρήσετε ότι περιβάλλεται από μια κινούμενη ατμόσφαιρα, η οποία είναι αρκετές φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρό της. Κατά τη διάρκεια της κανονικής σέλας, αυτό το φωτοστέφανο δεν είναι ορατό λόγω του έντονου φωτός. Έτσι, ο Ήλιος δεν έχει ακριβή όρια και βρίσκεται σε αέρια κατάσταση. Αστέρια Ο αριθμός των υπαρχόντων αστεριών είναι άγνωστος, βρίσκονται σε μεγάλη απόσταση από τη Γη και είναι ορατά ως μικρές κουκκίδες. Τα αστέρια είναι ουράνια σώματα που λάμπουν μόνα τους. Τι σημαίνει αυτό; Τα αστέρια είναι καυτές μπάλες αερίου στις οποίες συμβαίνουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Οι επιφάνειές τους έχουν διαφορετικές θερμοκρασίες και πυκνότητες. Τα αστέρια διαφέρουν επίσης σε μέγεθος, καθώς είναι μεγαλύτερα και πιο μαζικά από τους πλανήτες. Υπάρχουν αστέρια των οποίων τα μεγέθη υπερβαίνουν το μέγεθος του Ήλιου, και υπάρχουν και το αντίστροφο.

Ένα αστέρι αποτελείται από αέριο, κυρίως υδρογόνο. Στην επιφάνειά του, λόγω της υψηλής θερμοκρασίας, το μόριο του υδρογόνου διασπάται σε δύο άτομα. Ένα άτομο αποτελείται από ένα πρωτόνιο και ένα ηλεκτρόνιο. Ωστόσο, υπό την επίδραση των υψηλών θερμοκρασιών, τα άτομα «απελευθερώνουν» τα ηλεκτρόνια τους, με αποτέλεσμα ένα αέριο που ονομάζεται πλάσμα. Ένα άτομο που μένει χωρίς ηλεκτρόνιο ονομάζεται πυρήνας. Πώς τα αστέρια εκπέμπουν φως Ένα αστέρι, λόγω της βαρυτικής δύναμης, προσπαθεί να συμπιεστεί, με αποτέλεσμα να ανεβαίνει πολύ η θερμοκρασία στο κεντρικό του τμήμα. Αρχίζουν να συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, με αποτέλεσμα τον σχηματισμό ηλίου με έναν νέο πυρήνα, ο οποίος αποτελείται από δύο πρωτόνια και δύο νετρόνια. Ως αποτέλεσμα του σχηματισμού ενός νέου πυρήνα, ένας μεγάλος αριθμός απόενέργεια. Τα σωματίδια-φωτόνια απελευθερώνονται ως περίσσεια ενέργειας - μεταφέρουν επίσης φως. Αυτό το φως ασκεί μια ισχυρή πίεση που εκπέμπεται από το κέντρο του άστρου, με αποτέλεσμα μια ισορροπία μεταξύ της πίεσης που εκπέμπεται από το κέντρο και της βαρυτικής δύναμης

Έτσι, τα ουράνια σώματα που λάμπουν μόνα τους, δηλαδή τα αστέρια, λάμπουν λόγω της απελευθέρωσης ενέργειας κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις. Αυτή η ενέργεια στοχεύει στον περιορισμό των βαρυτικών δυνάμεων και στην εκπομπή φωτός. Όσο πιο μαζικό είναι το αστέρι, τόσο περισσότερη ενέργεια απελευθερώνεται και τόσο πιο φωτεινό λάμπει το αστέρι. Κομήτες Ένας κομήτης αποτελείται από ένα θρόμβο πάγου που περιέχει αέρια και σκόνη. Ο πυρήνας του δεν εκπέμπει φως, αλλά όταν πλησιάζει τον Ήλιο, ο πυρήνας αρχίζει να λιώνει και σωματίδια σκόνης, βρωμιάς και αερίων απελευθερώνονται στο διάστημα. Σχηματίζουν ένα είδος ομιχλώδους σύννεφου γύρω από τον κομήτη, το οποίο ονομάζεται κώμα.

Δεν μπορεί να ειπωθεί ότι ένας κομήτης είναι ένα ουράνιο σώμα που λάμπει ο ίδιος. Το κύριο φως που εκπέμπει είναι το ανακλώμενο φως του ήλιου. Όντας μακριά από τον Ήλιο, το φως του κομήτη δεν είναι ορατό και μόνο όταν πλησιάζει και δέχεται τις ακτίνες του ήλιου γίνεται ορατό. Ο ίδιος ο κομήτης εκπέμπει μια μικρή ποσότητα φωτός, λόγω των ατόμων και των μορίων του κώματος, τα οποία απελευθερώνουν τα κβάντα που λαμβάνουν ηλιακό φως. Η «ουρά» ενός κομήτη είναι «σκόνη που σκορπάει» που φωτίζεται από τον Ήλιο. Μετεωρίτες Υπό την επίδραση της βαρύτητας, στερεά κοσμικά σώματα που ονομάζονται μετεωρίτες μπορούν να πέσουν στην επιφάνεια του πλανήτη. Δεν καίγονται στην ατμόσφαιρα, αλλά όταν την περνούν ζεσταίνονται πολύ και αρχίζουν να ακτινοβολούν έντονο φως. Ένας τέτοιος φωτεινός μετεωρίτης ονομάζεται μετεωρίτης. Κάτω από την πίεση του αέρα, ένας μετεωρίτης μπορεί να σπάσει σε πολλά μικρά κομμάτια. Αν και κάνει πολύ ζέστη, το εσωτερικό συνήθως παραμένει κρύο, γιατί για τόσο καιρό για λίγο, το οποίο πέφτει, δεν έχει χρόνο να ζεσταθεί εντελώς. Μπορούμε να συμπεράνουμε ότι τα ουράνια σώματα που λάμπουν μόνα τους είναι αστέρια. Μόνο αυτά είναι ικανά να εκπέμπουν φως λόγω της δομής τους και των διεργασιών που συμβαίνουν μέσα τους. Συμβατικά, μπορούμε να πούμε ότι ένας μετεωρίτης είναι ένα ουράνιο σώμα που λάμπει ο ίδιος, αλλά αυτό γίνεται δυνατό μόνο όταν εισέλθει στην ατμόσφαιρα.

Τύποι διαστημικών αντικειμένων

Εξέταση για την πειθαρχία

Έννοιες της Σύγχρονης Φυσικής Επιστήμης

Μαθητής: Malakhov Ya.I. Ομάδα: CEMT-11-1

Δάσκαλος: Adrianovsky B.P.

Ekaterinburg - 2011

Διατήρηση

Τα φυσικά διαστημικά αντικείμενα περιλαμβάνουν αστέρια, πλανήτες και τους φυσικούς δορυφόρους τους, αστεροειδείς, κομήτες κ.λπ. Τεχνητά διαστημικά αντικείμενα - διαστημόπλοια, τα τελευταία στάδια εκτόξευσης οχημάτων και τα μέρη τους.

Σε αυτή την εργασία θα προσπαθήσουμε να εξετάσουμε όλη την ποικιλία των ειδών των αστρονομικών αντικειμένων που παρουσιάζονται στο Σύμπαν μας.

Γενικά χαρακτηριστικά αστρονομικών αντικειμένων.

Ένα ουράνιο σώμα (ή ακριβέστερα ένα αστρονομικό αντικείμενο) είναι υλικό αντικείμενο, που σχηματίζεται φυσικά στο διάστημα. Τα ουράνια σώματα περιλαμβάνουν κομήτες, πλανήτες, μετεωρίτες, αστεροειδείς, αστέρια κ.λπ. Η αστρονομία μελετά τα ουράνια σώματα.
Τα μεγέθη των ουράνιων σωμάτων ποικίλλουν - από τεράστια έως μικροσκοπικά. Τα μεγαλύτερα είναι, κατά κανόνα, αστέρια, τα μικρότερα είναι μετεωρίτες. Τα ουράνια σώματα συνδυάζονται σε συστήματα ανάλογα με το τι είναι αυτά τα σώματα.

αστέρια

Με γυμνό μάτι (με καλή οπτική οξύτητα), περίπου 6.000 αστέρια είναι ορατά στον ουρανό, 3.000 σε κάθε ημισφαίριο. Όλα τα αστέρια που είναι ορατά από τη Γη (συμπεριλαμβανομένων αυτών που είναι ορατά μέσω των πιο ισχυρών τηλεσκοπίων) βρίσκονται στην τοπική ομάδα γαλαξιών.

Τύποι αστεριών

Οι καφέ νάνοι είναι ένας τύπος αστεριών στον οποίο οι πυρηνικές αντιδράσεις δεν θα μπορούσαν ποτέ να αντισταθμίσουν την ενέργεια που χάνεται από την ακτινοβολία. Για πολύ καιρό, οι καφέ νάνοι ήταν υποθετικά αντικείμενα. Η ύπαρξή τους είχε προβλεφθεί στα μέσα του 20ου αιώνα, με βάση τις ιδέες για τις διεργασίες που συνέβαιναν κατά τον σχηματισμό των άστρων. Ωστόσο, το 2004, ανακαλύφθηκε για πρώτη φορά ένας καφέ νάνος. Μέχρι σήμερα, έχουν ανακαλυφθεί αρκετά αστέρια αυτού του τύπου. Η φασματική τους τάξη είναι M - T. Θεωρητικά, διακρίνεται μια άλλη κατηγορία - που ορίζεται Y.

Λευκοί νάνοι

Αμέσως μετά την έκρηξη ηλίου, ο άνθρακας και το οξυγόνο «αναφλέγονται». καθένα από αυτά τα γεγονότα προκαλεί μια ισχυρή αναδιάρθρωση του άστρου και την ταχεία κίνησή του κατά μήκος του διαγράμματος Hertzsprung-Russell. Το μέγεθος της ατμόσφαιρας του άστρου αυξάνεται ακόμη περισσότερο και αρχίζει να χάνει εντατικά αέριο με τη μορφή διασκορπισμένων ρευμάτων αστρικού ανέμου. Η μοίρα του κεντρικού τμήματος του άστρου εξαρτάται εξ ολοκλήρου από την αρχική του μάζα: ο πυρήνας του άστρου μπορεί να τερματίσει την εξέλιξή του ως λευκός νάνος (άστρα χαμηλής μάζας), εάν η μάζα του στα μεταγενέστερα στάδια της εξέλιξης υπερβαίνει το όριο Chandrasekhar - ως αστέρι νετρονίων (πάλσαρ), εάν η μάζα υπερβαίνει το όριο Oppenheimer-Volkov είναι σαν μια μαύρη τρύπα. Στις δύο τελευταίες περιπτώσεις, η ολοκλήρωση της εξέλιξης των άστρων συνοδεύεται από καταστροφικά γεγονότα - εκρήξεις σουπερνόβα.
Η συντριπτική πλειονότητα των άστρων, συμπεριλαμβανομένου του Ήλιου, τερματίζει την εξέλιξή τους συστέλλοντας έως ότου η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων εξισορροπήσει τη βαρύτητα. Σε αυτή την κατάσταση, όταν το μέγεθος του αστεριού μειώνεται κατά εκατό φορές και η πυκνότητα γίνεται ένα εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού, το αστέρι ονομάζεται λευκός νάνος. Στερείται από πηγές ενέργειας και, σταδιακά κρυώνοντας, γίνεται σκοτεινό και αόρατο.

Κόκκινοι γίγαντες

Οι κόκκινοι γίγαντες και οι υπεργίγαντες είναι αστέρια με αρκετά χαμηλή αποτελεσματική θερμοκρασία (3000 - 5000 K), αλλά με τεράστια φωτεινότητα. Το τυπικό απόλυτο μέγεθος τέτοιων αντικειμένων είναι 3m-0m (κλάση φωτεινότητας I και III). Το φάσμα τους χαρακτηρίζεται από την παρουσία ζωνών μοριακής απορρόφησης και η μέγιστη εκπομπή εμφανίζεται στην υπέρυθρη περιοχή.

Μεταβλητά αστέρια

Ένα μεταβλητό αστέρι είναι ένα αστέρι του οποίου η φωτεινότητα έχει αλλάξει τουλάχιστον μία φορά σε ολόκληρη την ιστορία παρατήρησής του. Υπάρχουν πολλοί λόγοι για τη μεταβλητότητα και μπορούν να συσχετιστούν όχι μόνο με εσωτερικές διεργασίες: εάν το αστέρι είναι διπλό και η οπτική γωνία βρίσκεται ή βρίσκεται σε μικρή γωνία ως προς το οπτικό πεδίο, τότε ένα αστέρι, που διέρχεται από το δίσκο του αστέρι, θα το επισκιάσει και η φωτεινότητα μπορεί επίσης να αλλάξει εάν το φως από το αστέρι περάσει μέσα από ένα ισχυρό βαρυτικό πεδίο. Ωστόσο, στις περισσότερες περιπτώσεις, η μεταβλητότητα συνδέεται με ασταθείς εσωτερικές διεργασίες. ΣΕ τελευταία έκδοσηΟ γενικός κατάλογος μεταβλητών αστεριών υιοθετεί την ακόλουθη διαίρεση:
Εκρηκτικά μεταβλητά αστέρια- πρόκειται για αστέρια που αλλάζουν τη φωτεινότητά τους λόγω βίαιων διεργασιών και εκλάμψεων στις χρωμόσφαιρες και τις κορώνες τους. Η αλλαγή στη φωτεινότητα συνήθως συμβαίνει λόγω αλλαγών στο περίβλημα ή απώλειας μάζας με τη μορφή αστρικού ανέμου μεταβλητής έντασης ή/και αλληλεπίδρασης με το διαστρικό μέσο.
Παλλόμενα μεταβλητά αστέριαείναι αστέρια που παρουσιάζουν περιοδική διαστολή και συστολή των επιφανειακών τους στιβάδων. Οι παλμοί μπορεί να είναι ακτινικοί ή μη ακτινικοί. Οι ακτινικοί παλμοί ενός άστρου αφήνουν το σχήμα του σφαιρικό, ενώ οι μη ακτινικοί παλμοί προκαλούν το σχήμα του αστεριού να αποκλίνει από το σφαιρικό και οι γειτονικές ζώνες του αστεριού μπορεί να βρίσκονται σε αντίθετες φάσεις.
Περιστρεφόμενα μεταβλητά αστέρια- πρόκειται για αστέρια των οποίων η κατανομή φωτεινότητας στην επιφάνεια είναι ανομοιόμορφη ή/και έχουν μη ελλειψοειδές σχήμα, με αποτέλεσμα, όταν τα αστέρια περιστρέφονται, ο παρατηρητής να καταγράφει τη μεταβλητότητά τους. Ανομοιογένειες στη φωτεινότητα της επιφάνειας μπορεί να προκληθούν από κηλίδες ή θερμοκρασία ή χημικές ανωμαλίες που προκαλούνται από μαγνητικά πεδία των οποίων οι άξονες δεν είναι ευθυγραμμισμένοι με τον άξονα περιστροφής του άστρου.
Κατακλυσμικά (εκρηκτικά και σαν nova) μεταβλητά αστέρια. Η μεταβλητότητα αυτών των άστρων προκαλείται από εκρήξεις, οι οποίες προκαλούνται από εκρηκτικές διεργασίες στα επιφανειακά τους στρώματα (novae) ή βαθιά στα βάθη τους (supernovae).
Έκλειψη δυαδικών συστημάτων.
Οπτικά μεταβλητά δυαδικά συστήματα με σκληρή εκπομπή ακτίνων Χ
Νέοι τύποι μεταβλητών- τύποι μεταβλητότητας που ανακαλύφθηκαν κατά τη δημοσίευση του καταλόγου και επομένως δεν περιλαμβάνονται σε ήδη δημοσιευμένες τάξεις.

Νέος

Η nova είναι ένας τύπος κατακλυσμικής μεταβλητής. Η φωτεινότητά τους δεν αλλάζει τόσο απότομα όσο αυτή των σουπερνόβα (αν και το πλάτος μπορεί να είναι 9 μέτρα): λίγες μέρες πριν από το μέγιστο, το αστέρι είναι μόνο 2 μέτρα πιο αχνό. Ο αριθμός τέτοιων ημερών καθορίζει σε ποια κατηγορία novae ανήκει το αστέρι:
Πολύ γρήγορα εάν αυτός ο χρόνος (σημειώνεται ως t2) είναι μικρότερος από 10 ημέρες.
Γρήγορα - 11
Πολύ αργό: 151
Εξαιρετικά αργό, μένοντας κοντά στο μέγιστο για χρόνια.

Υπάρχει εξάρτηση της μέγιστης φωτεινότητας του nova από το t2. Μερικές φορές αυτή η εξάρτηση χρησιμοποιείται για τον προσδιορισμό της απόστασης από ένα αστέρι. Το μέγιστο έκλαμψης συμπεριφέρεται διαφορετικά σε διαφορετικές περιοχές: όταν στο ορατό εύρος υπάρχει ήδη μείωση της ακτινοβολίας, στην υπεριώδη ακτινοβολία εξακολουθεί να αυξάνεται. Εάν παρατηρηθεί λάμψη και στην υπέρυθρη περιοχή, τότε το μέγιστο θα επιτευχθεί μόνο αφού υποχωρήσει η αντανάκλαση στην υπεριώδη ακτινοβολία. Έτσι, η βολομετρική φωτεινότητα κατά τη διάρκεια μιας έκλαμψης παραμένει αμετάβλητη για αρκετά μεγάλο χρονικό διάστημα.

Στον Γαλαξία μας, μπορούν να διακριθούν δύο ομάδες novae: νέοι δίσκοι (κατά μέσο όρο, είναι πιο φωτεινοί και πιο γρήγοροι) και νέα εξογκώματα, τα οποία είναι λίγο πιο αργά και, κατά συνέπεια, λίγο πιο αμυδρά.

Υπερκαινοφανείς

Οι σουπερνόβα είναι αστέρια που τελειώνουν την εξέλιξή τους σε μια καταστροφική εκρηκτική διαδικασία. Ο όρος "supernovae" χρησιμοποιήθηκε για να περιγράψει αστέρια που φούντωσαν πολύ (κατά τάξεις μεγέθους) πιο ισχυρά από τα λεγόμενα "novae". Στην πραγματικότητα, ούτε το ένα ούτε το άλλο είναι σωματικά καινούργια τα υπάρχοντα αστέρια πάντα φουντώνουν. Αλλά σε αρκετές ιστορικές περιπτώσεις, αυτά τα αστέρια φούντωσαν που προηγουμένως ήταν πρακτικά ή εντελώς αόρατα στον ουρανό, γεγονός που δημιούργησε το αποτέλεσμα της εμφάνισης ενός νέου αστεριού. Ο τύπος του σουπερνόβα καθορίζεται από την παρουσία γραμμών υδρογόνου στο φάσμα εκλάμψεων. Αν είναι εκεί, τότε είναι σουπερνόβα τύπου ΙΙ, αν όχι, τότε είναι σουπερνόβα τύπου Ι.

Υπερκαινοφανείς

Υπερνόβα - η κατάρρευση ενός εξαιρετικά βαρύ αστέρι αφού δεν έχουν απομείνει άλλες πηγές σε αυτό για να υποστηρίξουν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. με άλλα λόγια, είναι ένα πολύ μεγάλο σουπερνόβα. Από τις αρχές της δεκαετίας του 1990, οι αστρικές εκρήξεις έχουν παρατηρηθεί τόσο ισχυρές που η δύναμη της έκρηξης ξεπέρασε τη δύναμη ενός συνηθισμένου σουπερνόβα κατά περίπου 100 φορές και η ενέργεια της έκρηξης ξεπέρασε τα 1046 τζάουλ. Επιπλέον, πολλές από αυτές τις εκρήξεις συνοδεύτηκαν από πολύ ισχυρές εκρήξεις ακτίνων γάμμα. Η εντατική μελέτη του ουρανού έχει βρει αρκετά επιχειρήματα υπέρ της ύπαρξης υπερκαινοφανών, αλλά προς το παρόν οι υπερκαινοφανείς είναι υποθετικά αντικείμενα. Σήμερα ο όρος χρησιμοποιείται για να περιγράψει τις εκρήξεις άστρων με μάζες που κυμαίνονται από 100 έως 150 ή περισσότερες ηλιακές μάζες. Οι υπερκαινοφανείς θα μπορούσαν θεωρητικά να αποτελέσουν σοβαρή απειλή για τη Γη λόγω μιας ισχυρής ραδιενεργής έκλαμψης, αλλά προς το παρόν δεν υπάρχουν αστέρια κοντά στη Γη που θα μπορούσαν να αποτελέσουν τέτοιο κίνδυνο. Σύμφωνα με ορισμένα στοιχεία, πριν από 440 εκατομμύρια χρόνια υπήρξε μια έκρηξη υπερκαινοφανούς κοντά στη Γη. Είναι πιθανό ότι το βραχύβιο ισότοπο νικελίου 56Ni έπεσε στη Γη ως αποτέλεσμα αυτής της έκρηξης.

Αστέρια νετρονίων

Σε αστέρια με μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο, η πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων δεν μπορεί να συγκρατήσει τη συμπίεση του πυρήνα και συνεχίζεται έως ότου τα περισσότερα σωματίδια μετατραπούν σε νετρόνια, συσκευασμένα τόσο σφιχτά που το μέγεθος του άστρου μετριέται σε χιλιόμετρα και η πυκνότητά του είναι 280 τρισ. φορές την πυκνότητα του νερού. Ένα τέτοιο αντικείμενο ονομάζεται αστέρι νετρονίων. Η ισορροπία του διατηρείται από την πίεση της εκφυλισμένης ύλης νετρονίων.

Σύνθετα αντικείμενα.

Τα αστρικά συστήματα μπορεί να είναι απλά και πολλαπλά: διπλή, τριπλή και μεγαλύτερη πολλαπλότητα. Εάν ένα σύστημα περιλαμβάνει περισσότερα από δέκα αστέρια, τότε συνήθως ονομάζεται αστρικό σμήνος. Τα διπλά (πολλαπλά) αστέρια είναι πολύ συνηθισμένα. Σύμφωνα με ορισμένες εκτιμήσεις, περισσότερο από το 70% των αστεριών στον γαλαξία είναι πολλαπλάσια. Έτσι, ανάμεσα στα 32 αστέρια που βρίσκονται πιο κοντά στη Γη, τα 12 είναι πολλαπλά, εκ των οποίων τα 10 είναι διπλά, συμπεριλαμβανομένου του φωτεινότερου οπτικά παρατηρήσιμου αστέρα του Σείριου. Στην περιοχή των 20 παρσεκών από το Ηλιακό Σύστημα υπάρχουν περισσότερα από 3000 αστέρια, περίπου τα μισά είναι διπλά αστέρια όλων των τύπων.

Διπλά αστέρια

Ένα διπλό αστέρι, ή δυαδικό σύστημα, είναι δύο βαρυτικά δεσμευμένα αστέρια που περιστρέφονται σε κλειστές τροχιές γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας. Με τη βοήθεια διπλών αστεριών, είναι δυνατό να ανακαλύψετε τις μάζες των αστεριών και να δημιουργήσετε διάφορες εξαρτήσεις. Και χωρίς να γνωρίζουμε τη σχέση μεταξύ μάζας - ακτίνας, μάζας - φωτεινότητας και μάζας - φασματικής τάξης, είναι πρακτικά αδύνατο να πούμε οτιδήποτε για την εσωτερική δομή των άστρων ή την εξέλιξή τους.

Αλλά τα δυαδικά αστέρια δεν θα μελετούνταν τόσο σοβαρά αν όλη η σημασία τους περιοριζόταν σε πληροφορίες για τη μάζα. Παρά τις επανειλημμένες προσπάθειες αναζήτησης μεμονωμένες μαύρες τρύπες, όλες οι υποψήφιες μαύρες τρύπες βρίσκονται σε δυαδικά συστήματα. Τα αστέρια Wolf-Rayet μελετήθηκαν ακριβώς χάρη στα διπλά αστέρια.

Κλείσιμο δυαδικών αστεριών (Κλείσιμο δυαδικού συστήματος - TDS)

Μεταξύ των διπλών αστέρων, διακρίνονται τα λεγόμενα στενά δυαδικά συστήματα (CLS): δυαδικά συστήματα στα οποία ανταλλάσσεται ύλη μεταξύ των αστέρων. Η απόσταση μεταξύ των αστεριών σε ένα στενό δυαδικό σύστημα είναι συγκρίσιμη με το μέγεθος των ίδιων των αστεριών, επομένως σε τέτοια συστήματα προκύπτουν πιο πολύπλοκα αποτελέσματα από την απλή έλξη: παλιρροιακή παραμόρφωση του σχήματος, θέρμανση από την ακτινοβολία ενός φωτεινότερου συντρόφου και άλλα φαινόμενα.

Αστρικά σμήνη

Ένα αστρικό σμήνος είναι μια βαρυτικά δεσμευμένη ομάδα αστεριών που έχει κοινή προέλευση και κινείται στο βαρυτικό πεδίο του γαλαξία ως ενιαίου συνόλου. Ορισμένα αστρικά σμήνη περιέχουν επίσης, εκτός από αστέρια, σύννεφα αερίου ή/και σκόνης.
Σύμφωνα με τη μορφολογία τους, τα αστρικά σμήνη χωρίζονται ιστορικά σε δύο τύπους - σφαιρικά και ανοιχτά. Τον Ιούνιο του 2011, έγινε γνωστό για την ανακάλυψη μιας νέας κατηγορίας σμήνων, η οποία συνδυάζει τα χαρακτηριστικά τόσο των σφαιρικών όσο και των ανοιχτών σμηνών.
Ομάδες από βαρυτικά αδέσμευτα αστέρια ή ασθενώς συνδεδεμένα νεαρά αστέρια που ενώνονται από μια κοινή προέλευση ονομάζονται αστρικές ενώσεις.

Μπάλα

Ένα σφαιρικό αστρικό σμήνος είναι ένα αστρικό σμήνος που διαφέρει από ένα ανοιχτό σμήνος σε μεγαλύτερο αριθμό αστέρων, ένα σαφώς καθορισμένο συμμετρικό σχήμα, κοντά στο σφαιρικό και με αύξηση της συγκέντρωσης των αστεριών προς το κέντρο του σμήνος. Οι χωρικές συγκεντρώσεις των αστεριών στις κεντρικές περιοχές των σφαιρικών σμηνών είναι 103-104 pc 3 (για σύγκριση, στην περιοχή του Ήλιου η χωρική συγκέντρωση των αστεριών είναι; Ήλιος η αστρική πυκνότητα είναι 7-70 χιλιάδες φορές μικρότερη), αριθμός άστρων 104-106. Οι διάμετροι των σφαιρικών σμηνών είναι 20-60 pc, οι μάζες είναι 104-106 ηλιακές.

Διεσπαρμένος

Ένα ανοιχτό αστρικό σμήνος είναι ένα αστρικό σμήνος που, σε αντίθεση με ένα σφαιρωτό σμήνος, περιέχει σχετικά λίγα αστέρια και συχνά έχει ακανόνιστο σχήμα. Στον γαλαξία μας και σε παρόμοιους γαλαξίες, τα ανοιχτά σμήνη είναι συλλογικά μέλη και αποτελούν μέρος ενός επίπεδου υποσυστήματος.
Τα μεγαλύτερα σμήνη (όπως οι Πλειάδες) ήταν γνωστά από την αρχαιότητα. Άλλα ήταν γνωστά ως ασαφείς νεφελώδεις κηλίδες, και μόνο με την εφεύρεση του τηλεσκοπίου μπορούσαν να διαχωριστούν στα άστρα τους.
Τα νεαρά ανοιχτά σμήνη που σχετίζονται με τους σπειροειδείς βραχίονες του γαλαξία έχουν χαρακτηριστική σύνθεση. Κόκκινοι και κίτρινοι γίγαντες σπάνια βρίσκονται σε αυτά και δεν υπάρχουν απολύτως κόκκινοι και κίτρινοι υπεργίγαντες. Ταυτόχρονα, οι λευκοί και μπλε γίγαντες, που οι ίδιοι είναι σπάνιοι τύποι αστεριών, είναι πολύ πιο συνηθισμένοι σε ανοιχτά σμήνη. Επίσης, σε ανοιχτά σμήνη πιο συχνά από ό,τι σε άλλα μέρη του Γαλαξία, μπορείτε να βρείτε ακόμα πιο σπάνια αστέρια - λευκούς και μπλε υπεργίγαντες, δηλαδή αστέρια εξαιρετικά υψηλής φωτεινότητας και θερμοκρασίας, που εκπέμπουν εκατοντάδες χιλιάδες, ακόμη και εκατομμύρια φορές περισσότερο από το δικό μας Ήλιος.

Γαλαξίες

Ένας γαλαξίας είναι ένα γιγάντιο βαρυτικά δεσμευμένο σύστημα από αστέρια και αστρικά σμήνη, διαστρικό αέριο και σκόνη και σκοτεινή ύλη. Όλα τα αντικείμενα εντός των γαλαξιών συμμετέχουν σε κίνηση σε σχέση με ένα κοινό κέντρο μάζας.
Οι γαλαξίες είναι εξαιρετικά μακρινά αντικείμενα, η απόσταση από τα πλησιέστερα μετριέται συνήθως σε megaparsecs και από τα μακρινά - σε μονάδες redshift z. Ακριβώς λόγω της απόστασής τους, μόνο τρία από αυτά μπορούν να διακριθούν στον ουρανό με γυμνό μάτι: το νεφέλωμα της Ανδρομέδας (ορατό στο βόρειο ημισφαίριο), τα Μεγάλα και τα Μικρά Νέφη του Μαγγελάνου (ορατά στο νότιο ημισφαίριο). Δεν ήταν δυνατή η ανάλυση εικόνων γαλαξιών σε μεμονωμένα αστέρια μέχρι τις αρχές του 20ου αιώνα. Στις αρχές της δεκαετίας του 1990, δεν υπήρχαν περισσότεροι από 30 γαλαξίες στους οποίους μπορούσαν να φανούν μεμονωμένα αστέρια, και όλοι τους ήταν μέρος της Τοπικής Ομάδας. Μετά την εκτόξευση του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble και τη θέση σε λειτουργία των επίγειων τηλεσκοπίων μήκους 10 μέτρων, ο αριθμός των γαλαξιών στους οποίους ήταν δυνατό να διακριθούν μεμονωμένα αστέρια αυξήθηκε απότομα.
Οι γαλαξίες είναι πολύ διαφορετικοί: μεταξύ αυτών μπορεί κανείς να διακρίνει σφαιρικούς ελλειπτικούς γαλαξίες, σπειροειδείς γαλαξίες δίσκου, γαλαξίες με ράβδους, νάνους γαλαξίες, ακανόνιστους γαλαξίες κ.λπ. Αν μιλάμε για αριθμητικές τιμές, τότε, για παράδειγμα, η μάζα τους ποικίλλει από 107 έως 1012 ηλιακές μάζες Για σύγκριση, η μάζα του γαλαξία μας είναι 3;1012 ηλιακές μάζες. Η διάμετρος των γαλαξιών είναι από 5 έως 50 kiloparsecs (16-160 χιλιάδες έτη φωτός), για σύγκριση, η διάμετρος του Γαλαξία μας είναι περίπου 100.000 έτη φωτός.

Πλανήτες

Ένας πλανήτης είναι ένα ουράνιο σώμα που περιστρέφεται γύρω από ένα αστέρι ή τα υπολείμματά του, αρκετά μαζικό ώστε να στρογγυλεύεται υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας, αλλά όχι αρκετά μαζικό για να ξεκινήσει μια θερμοπυρηνική αντίδραση, και έχει καταφέρει να καθαρίσει την γειτνίαση της τροχιάς του από πλανητομικρά.
Οι πλανήτες μπορούν να χωριστούν σε δύο κύριες κατηγορίες: μεγάλους γίγαντες πλανήτες χαμηλής πυκνότητας και μικρότερους πλανήτες που μοιάζουν με τη Γη με στερεή επιφάνεια. Σύμφωνα με τον ορισμό της Διεθνούς Αστρονομικής Ένωσης, υπάρχουν 8 πλανήτες στο ηλιακό σύστημα. Κατά σειρά απόστασης από τον Ήλιο, υπάρχουν τέσσερις που μοιάζουν με τη γη: Ερμής, Αφροδίτη, Γη, Άρης και μετά τέσσερις γιγάντιοι πλανήτες: Δίας, Κρόνος, Ουρανός και Ποσειδώνας. Υπάρχουν επίσης τουλάχιστον 5 νάνοι πλανήτες στο Ηλιακό Σύστημα: ο Πλούτωνας (θεωρείται ως ο ένατος πλανήτης μέχρι το 2006), ο Μακεμάκε, η Χαουμέα, η Έριδα και η Δήμητρα. Με εξαίρεση τον Ερμή και την Αφροδίτη, όλοι οι πλανήτες περιστρέφονται γύρω από έναν τουλάχιστον δορυφόρο.

Σύνθεση πλανητικών συστημάτων

Ένας εξωπλανήτης ή εξωηλιακός πλανήτης είναι ένας πλανήτης που περιστρέφεται γύρω από ένα αστέρι έξω από το ηλιακό σύστημα. Οι πλανήτες είναι εξαιρετικά μικροί και αμυδρά σε σύγκριση με τα αστέρια, και τα ίδια τα αστέρια βρίσκονται μακριά από τον Ήλιο (ο πλησιέστερος απέχει 4,22 έτη φωτός). Ως εκ τούτου, για μεγάλο χρονικό διάστημα το πρόβλημα της ανακάλυψης πλανητών κοντά σε άλλα αστέρια ήταν αδιάλυτο οι πρώτοι εξωπλανήτες ανακαλύφθηκαν στα τέλη της δεκαετίας του 1980. Τώρα τέτοιοι πλανήτες έχουν αρχίσει να ανακαλύπτονται χάρη σε βελτιωμένες επιστημονικές μεθόδους, συχνά στα όρια των δυνατοτήτων τους.

Μέχρι το τέλος Δεκεμβρίου 2011, επιβεβαιώθηκε η ύπαρξη 716 εξωπλανητών σε 584 πλανητικά συστήματα, εκ των οποίων τα 86 είχαν περισσότερους από έναν πλανήτες. Πρέπει να σημειωθεί ότι ο αριθμός των αξιόπιστων υποψηφίων εξωπλανητών είναι πολύ μεγαλύτερος. Έτσι, το έργο Kepler ανακάλυψε περισσότερους από 1.200 εξωπλανήτες με αξιοπιστία περίπου 99%, ωστόσο, για να αποκτήσουν επιβεβαιωμένη κατάσταση, αυτοί οι πλανήτες πρέπει να εγγραφούν εκ νέου χρησιμοποιώντας επίγεια τηλεσκόπια.

Πλανητικά αντικείμενα μάζας

Ένα αντικείμενο πλανητικής μάζας, PMA, ή Planemo είναι ένα ουράνιο σώμα του οποίου η μάζα του επιτρέπει να εμπίπτει στην περιοχή του ορισμού του πλανήτη, δηλαδή, η μάζα του είναι μεγαλύτερη από αυτή των μικρών σωμάτων, αλλά δεν αρκεί για να εκκινήσει ένα θερμοπυρηνικό αντίδραση με τον τρόπο ενός καφέ νάνου ή ενός αστεριού. Εξ ορισμού, όλοι οι πλανήτες είναι αντικείμενα πλανητικής μάζας, αλλά ο σκοπός του όρου είναι να περιγράψει ουράνια σώματα που δεν συμμορφώνονται με αυτό που συνήθως αναμένεται από έναν πλανήτη. Για παράδειγμα, ελεύθερα επιπλέοντες πλανήτες που δεν περιφέρονται γύρω από αστέρια, που μπορεί να είναι «ορφανοί πλανήτες» που έχουν εγκαταλείψει το σύστημά τους, ή αντικείμενα που εμφανίστηκαν κατά την κατάρρευση ενός νέφους αερίου - αντί για συσσώρευση από έναν πρωτοπλανητικό δίσκο, που είναι χαρακτηριστικό για οι περισσότεροι πλανήτες (αυτοί ονομάζονται συνήθως υποκαφέ νάνοι).

Ορφανός Πλανήτης

Ορισμένα μοντέλα υπολογιστών του σχηματισμού άστρων και πλανητικών συστημάτων υποδηλώνουν ότι ορισμένα «αντικείμενα πλανητικής μάζας» μπορεί να εγκαταλείψουν το σύστημά τους και να πάνε στο διαστρικό διάστημα. Μερικοί επιστήμονες έχουν υποστηρίξει ότι τέτοια αντικείμενα έχουν ήδη βρεθεί να περιφέρονται ελεύθερα στο διάστημα και θα πρέπει να ταξινομηθούν ως πλανήτες, αν και άλλοι έχουν προτείνει ότι θα μπορούσαν να είναι αστέρια χαμηλής μάζας.

Δορυφορικοί πλανήτες και πλανήτες ζώνης

Μερικοί μεγάλοι δορυφόροι είναι παρόμοιοι σε μέγεθος με τον πλανήτη Ερμή ή ακόμη και μεγαλύτεροι από αυτόν. Για παράδειγμα, τα φεγγάρια του Γαλιλαίου και ο Τιτάνας. Ο Άλαν Στερν υποστηρίζει ότι η τοποθεσία δεν πρέπει να έχει σημασία για έναν πλανήτη και ότι μόνο τα γεωφυσικά χαρακτηριστικά θα πρέπει να λαμβάνονται υπόψη κατά την απονομή πλανητικής κατάστασης σε ένα αντικείμενο. Προτείνει τον όρο δορυφορικός πλανήτης για ένα αντικείμενο μεγέθους πλανήτη που περιστρέφεται γύρω από έναν άλλο πλανήτη. Ομοίως, αντικείμενα μεγέθους πλανήτη στη Ζώνη των Αστεροειδών ή τη Ζώνη Κάιπερ μπορούν επίσης να θεωρηθούν πλανήτες σύμφωνα με το Stern.

Κομήτες

Πιθανώς, κομήτες μακράς περιόδου έρχονται σε εμάς από το Νέφος του Oort, το οποίο περιέχει έναν τεράστιο αριθμό κομητών πυρήνων. Τα σώματα που βρίσκονται στις παρυφές του Ηλιακού συστήματος αποτελούνται κατά κανόνα από πτητικές ουσίες (νερό, μεθάνιο και άλλους πάγους) που εξατμίζονται όταν πλησιάζουν τον Ήλιο.

Μέχρι σήμερα, έχουν ανακαλυφθεί περισσότεροι από 400 κομήτες μικρής περιόδου. Από αυτά, περίπου 200 παρατηρήθηκαν κατά τη διάρκεια περισσότερων από μία διελεύσεων από περιήλιο. Πολλά από αυτά ανήκουν στις λεγόμενες οικογένειες. Για παράδειγμα, οι περισσότεροι από τους κομήτες μικρότερης περιόδου (η πλήρης περιστροφή τους γύρω από τον Ήλιο διαρκεί 3-10 χρόνια) αποτελούν την οικογένεια του Δία. Ελαφρώς μικρότερες σε αριθμό είναι οι οικογένειες του Κρόνου, του Ουρανού και του Ποσειδώνα (ο τελευταίος, συγκεκριμένα, περιλαμβάνει τον περίφημο κομήτη Χάλεϋ).

Οι κομήτες που φτάνουν από το βαθύ διάστημα μοιάζουν με νεφελώδη αντικείμενα με μια ουρά να ακολουθεί πίσω τους, που μερικές φορές φτάνει σε μήκος πολλών εκατομμυρίων χιλιομέτρων. Ο πυρήνας του κομήτη είναι ένα σώμα από στερεά σωματίδια και πάγο τυλιγμένο σε ένα θολό κέλυφος που ονομάζεται κώμα. Ένας πυρήνας με διάμετρο πολλών χιλιομέτρων μπορεί να έχει γύρω του ένα κώμα διαμέτρου 80 χιλιομέτρων. Ρεύματα ηλιακού φωτός απομακρύνουν τα σωματίδια αερίου από το κώμα και τα ρίχνουν πίσω, τραβώντας τα σε μια μακριά καπνιστή ουρά που κινείται πίσω της στο διάστημα.

Η φωτεινότητα των κομητών εξαρτάται σε μεγάλο βαθμό από την απόστασή τους από τον Ήλιο. Από όλους τους κομήτες, μόνο ένα πολύ μικρό μέρος έρχεται αρκετά κοντά στον Ήλιο και τη Γη ώστε να είναι ορατό με γυμνό μάτι. Οι πιο εξέχοντες αποκαλούνται μερικές φορές «μεγάλοι κομήτες».

Αστεροειδή

Ταξινόμηση αστεροειδών

Ομάδες και οικογένειες τροχιών

Οι αστεροειδείς ομαδοποιούνται σε ομάδες και οικογένειες με βάση τα χαρακτηριστικά της τροχιάς τους. Συνήθως η ομάδα παίρνει το όνομά της από τον πρώτο αστεροειδή που ανακαλύφθηκε σε μια δεδομένη τροχιά. Οι ομάδες είναι σχετικά χαλαροί σχηματισμοί, ενώ οι οικογένειες είναι πιο πυκνές, που σχηματίστηκαν στο παρελθόν κατά την καταστροφή μεγάλων αστεροειδών από συγκρούσεις με άλλα αντικείμενα.

Φασματικές τάξεις

Το 1975, οι Clark R. Chapman, David Morrison και Ben Zellner ανέπτυξαν ένα σύστημα ταξινόμησης αστεροειδών με βάση τη χρωματικότητα, το albedo και τα χαρακτηριστικά του φάσματος του ανακλώμενου ηλιακού φωτός. Αρχικά, αυτή η ταξινόμηση όριζε μόνο τρεις τύπους αστεροειδών:
Κατηγορία Γ - άνθρακας, 75% των γνωστών αστεροειδών.
Κατηγορία S - πυριτικό, 17% των γνωστών αστεροειδών.
Κατηγορία Μ - μέταλλο, τα περισσότερα άλλα.

Αυτή η λίστα επεκτάθηκε αργότερα και ο αριθμός των τύπων συνεχίζει να αυξάνεται καθώς περισσότεροι αστεροειδείς μελετώνται λεπτομερώς:
Η κατηγορία Α είναι μια σχετικά σπάνια κατηγορία αστεροειδών στο εσωτερικό τμήμα της ζώνης των αστεροειδών (μόνο 17 αστεροειδείς αυτού του τύπου έχουν ανακαλυφθεί από το 2005).
Η κατηγορία Β είναι μια σχετικά σπάνια κατηγορία αστεροειδών που ανήκει στην ομάδα των αστεροειδών άνθρακα. Μεταξύ του πληθυσμού των αστεροειδών, τα αντικείμενα κατηγορίας Β κυριαρχούν κυρίως στο εξωτερικό μέρος της κύριας ζώνης των αστεροειδών και κυριαρχούνται επίσης από αστεροειδείς με κλίση, ιδιαίτερα την οικογένεια Pallas, η οποία περιλαμβάνει τον δεύτερο μεγαλύτερο αστεροειδές Pallas. Περιέχουν το αρχικό οικοδομικό υλικό από το οποίο σχηματίστηκε το ηλιακό μας σύστημα.
και τα λοιπά.................