Debess ķermenis, kuram nav cietas virsmas. Kā sauc debess ķermeņus, kas paši nespīd, bet atstaro zvaigžņu gaismu? Dažu Saules sistēmas debess ķermeņu nosaukumu skaņas burtu analīze

Lai noskaidrotu, vai ir debess ķermeņi, kas paši mirdz, vispirms ir jāsaprot, kuri no tiem. debess ķermeņi sastāv no Saules sistēmas. Saules sistēma ir planētu sistēma, kuras centrā atrodas zvaigzne - Saule, un ap to atrodas 8 planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, Jupiters, Saturns, Urāns, Neptūns. Lai debess ķermeni varētu saukt par planētu, tam ir jāatbilst šīm prasībām
Veiciet rotācijas kustības ap zvaigzni.
Pietiekama smaguma dēļ tiem ir sfēriska forma.
Ap tās orbītu nedrīkst atrasties citi lieli ķermeņi.
Neesi zvaigzne.

Planētas neizstaro gaismu, tās spēj atspoguļot tikai uz tām krītošos Saules starus. Tāpēc nevar teikt, ka planētas ir debess ķermeņi, kas paši mirdz. Pie šādiem debess ķermeņiem pieder zvaigznes. Saule ir gaismas avots uz Zemes. Debess ķermeņi, kas paši mirdz, ir zvaigznes. Zemei tuvākā zvaigzne ir Saule. Pateicoties tās gaismai un siltumam, viss dzīvais var pastāvēt un attīstīties. Saule ir centrs, ap kuru riņķo planētas, to pavadoņi, asteroīdi, komētas, meteorīti un kosmiskie putekļi.

Saule, šķiet, ir ciets sfērisks objekts, jo, skatoties uz to, tās kontūras šķiet diezgan skaidras. Tomēr tam nav cietas struktūras un tas sastāv no gāzēm, no kurām galvenā ir ūdeņradis.

Lai redzētu, ka Saulei nav skaidru kontūru, ir jāskatās uz to aptumsuma laikā. Tad jūs varat pamanīt, ka to ieskauj kustīga atmosfēra, kas ir vairākas reizes lielāka par tā diametru. Normālas polārblāzmas laikā šis oreols nav redzams spilgtās gaismas dēļ. Tādējādi Saulei nav precīzu robežu un tā atrodas gāzveida stāvoklī. Zvaigznes Esošo zvaigžņu skaits nav zināms, tās atrodas lielā attālumā no Zemes un ir redzamas kā mazi punktiņi. Zvaigznes ir debess ķermeņi, kas paši mirdz. Ko tas nozīmē? Zvaigznes ir karstas gāzes bumbiņas, kurās notiek kodoltermiskās reakcijas. To virsmām ir atšķirīga temperatūra un blīvums. Zvaigznes atšķiras arī pēc izmēra, jo tās ir lielākas un masīvākas nekā planētas. Ir zvaigznes, kuru izmēri pārsniedz Saules izmēru, un ir arī otrādi.

Zvaigzne sastāv no gāzes, galvenokārt ūdeņraža. Uz tās virsmas augstās temperatūras dēļ ūdeņraža molekula sadalās divos atomos. Atoms sastāv no protona un elektrona. Tomēr augstas temperatūras ietekmē atomi “atbrīvo” savus elektronus, kā rezultātā veidojas gāze, ko sauc par plazmu. Atomu, kas palicis bez elektrona, sauc par kodolu. Kā zvaigznes izstaro gaismu Zvaigzne gravitācijas spēka ietekmē mēģina sevi saspiest, kā rezultātā tās centrālajā daļā ļoti paaugstinās temperatūra. Sāk notikt kodolreakcijas, kā rezultātā veidojas hēlijs ar jaunu kodolu, kas sastāv no diviem protoniem un diviem neitroniem. Jauna kodola veidošanās rezultātā liels skaits enerģiju. Daļiņas-fotoni izdalās kā liekā enerģija – tās arī nes gaismu. Šī gaisma rada spēcīgu spiedienu, kas izplūst no zvaigznes centra, kā rezultātā tiek panākts līdzsvars starp spiedienu, kas izplūst no centra, un gravitācijas spēku

Tādējādi debess ķermeņi, kas paši kvēlo, proti, zvaigznes, mirdz enerģijas izdalīšanās dēļ kodolreakciju laikā. Šīs enerģijas mērķis ir ierobežot gravitācijas spēkus un izstarot gaismu. Jo masīvāka zvaigzne, jo vairāk enerģijas izdalās un zvaigzne spīd spožāk. Komētas Komēta sastāv no ledus recekļa, kas satur gāzes un putekļus. Tās kodols neizstaro gaismu, bet, tuvojoties Saulei, kodols sāk kust un putekļu, netīrumu un gāzu daļiņas izplūst kosmosā. Tie ap komētu veido tādu kā miglainu mākoni, ko sauc par komu.

Nevar teikt, ka komēta ir debess ķermenis, kas pats spīd. Galvenā gaisma, ko tas izstaro, ir atstarota saules gaisma. Atrodoties tālu no Saules, komētas gaisma nav redzama un tikai tad, kad tā tuvojas un saņem saules starus, tā kļūst redzama. Komēta pati izstaro nelielu gaismas daudzumu komas atomu un molekulu dēļ, kas atbrīvo saņemtos kvantus saules gaisma. Komētas “aste” ir “izkliedējoši putekļi”, ko apgaismo Saule. Meteorīti Gravitācijas ietekmē uz planētas virsmas var nokrist cietie kosmiskie ķermeņi, ko sauc par meteorītiem. Atmosfērā tie nesadeg, bet, ejot cauri, ļoti sakarst un sāk izstarot spilgta gaisma. Šādu gaismas meteorītu sauc par meteoru. Zem gaisa spiediena meteors var sadalīties daudzos mazos gabaliņos. Lai gan kļūst ļoti karsts, iekšpuse parasti paliek auksta, jo tik ilgi īss laiks, kuru tas nokrīt, nav laika pilnībā uzkarst. Varam secināt, ka debess ķermeņi, kas paši mirdz, ir zvaigznes. Tikai tie spēj izstarot gaismu to struktūras un tajās notiekošo procesu dēļ. Parasti mēs varam teikt, ka meteorīts ir debess ķermenis, kas pats spīd, bet tas kļūst iespējams tikai tad, kad tas nonāk atmosfērā.

Kosmosa objektu veidi

Eksāmens disciplīnā

Mūsdienu dabaszinātņu jēdzieni

Students: Malakhov Ya.I. Grupa:

CEMT-11-1

Skolotājs: Adrianovsky B.P.

Jekaterinburga - 2011

Kosmosa objekts - debess ķermenis (astronomiskais objekts) vai kosmosa kuģis, kas atrodas ārpus zemes atmosfēras kosmosā.

Šajā darbā mēs centīsimies aplūkot visu mūsu Visumā esošo astronomisko objektu sugu daudzveidību.

Astronomisko objektu vispārīgie raksturojumi.

Debess ķermenis (vai precīzāk astronomisks objekts) ir materiāls objekts, dabiski veidojas kosmosā. Pie debess ķermeņiem pieder komētas, planētas, meteorīti, asteroīdi, zvaigznes utt. Astronomija pēta debess ķermeņus.
Debess ķermeņu izmēri ir dažādi – no milzīgiem līdz niecīgiem. Lielākās, kā likums, ir zvaigznes, mazākās ir meteorīti. Debess ķermeņi tiek apvienoti sistēmās atkarībā no tā, kādi ir šie ķermeņi.

Zvaigznes

Ar neapbruņotu aci (ar labu redzes asumu) debesīs ir redzamas aptuveni 6000 zvaigžņu, katrā puslodē - 3000. Visas no Zemes redzamās zvaigznes (arī tās, kas redzamas caur jaudīgākajiem teleskopiem) atrodas vietējā galaktiku grupā.

Zvaigžņu veidi

Brūnie punduri ir zvaigžņu veids, kurā kodolreakcijas nekad nevar kompensēt starojuma zaudēto enerģiju. Ilgu laiku brūnie punduri bija hipotētiski objekti. To esamība tika prognozēta 20. gadsimta vidū, balstoties uz priekšstatiem par procesiem, kas notiek zvaigžņu veidošanās laikā. Tomēr 2004. gadā pirmo reizi tika atklāts brūnais punduris. Līdz šim ir atklāts diezgan daudz šāda veida zvaigžņu. Viņu spektrālā klase ir M - T. Teorētiski tiek izdalīta cita klase - apzīmēta ar Y.

Baltie punduri

Drīz pēc hēlija uzliesmošanas ogleklis un skābeklis “aizdegas”; katrs no šiem notikumiem izraisa spēcīgu zvaigznes pārstrukturēšanu un tās straujo kustību gar Hertzprung-Russell diagrammu. Zvaigznes atmosfēras izmērs palielinās vēl vairāk, un tā sāk strauji zaudēt gāzi izkliedētu zvaigžņu vēja plūsmu veidā. Zvaigznes centrālās daļas liktenis ir pilnībā atkarīgs no tās sākotnējās masas: zvaigznes kodols var beigt savu evolūciju kā baltais punduris (mazmasas zvaigznes), ja tās masa vēlākajos evolūcijas posmos pārsniedz Čandrasekhara robežu - kā neitronu zvaigzne (pulsārs), ja masa pārsniedz Oppenheimera-Volkova robeža ir kā melnais caurums. Pēdējos divos gadījumos zvaigžņu evolūcijas pabeigšanu pavada katastrofāli notikumi - supernovas sprādzieni.
Lielākā daļa zvaigžņu, tostarp Saule, beidz savu evolūciju, saraujoties, līdz deģenerēto elektronu spiediens līdzsvaro gravitāciju. Šādā stāvoklī, kad zvaigznes izmērs samazinās simts reižu un blīvums kļūst miljons reižu lielāks par ūdens blīvumu, zvaigzni sauc par balto punduri. Tam tiek atņemti enerģijas avoti un, pakāpeniski atdziestot, tas kļūst tumšs un neredzams.

Sarkanie milži

Sarkanie milži un supergiganti ir zvaigznes ar diezgan zemu efektīvo temperatūru (3000 - 5000 K), bet ar milzīgu spilgtumu. Šādu objektu tipiskais absolūtais lielums ir 3m-0m (I un III spilgtuma klase). To spektru raksturo molekulārās absorbcijas joslu klātbūtne, un maksimālā emisija notiek infrasarkanajā diapazonā.

Mainīgas zvaigznes

Mainīga zvaigzne ir zvaigzne, kuras spilgtums ir mainījies vismaz vienu reizi visā tās novērojumu vēsturē. Mainīgumam ir daudz iemeslu, un tos var saistīt ne tikai ar iekšējiem procesiem: ja zvaigzne ir dubultā un redzes līnija atrodas vai atrodas nelielā leņķī pret redzes lauku, tad viena zvaigzne, kas iet cauri diska diskam. zvaigzne, aizēnos to, un spilgtums var arī mainīties, ja zvaigznes gaisma izies cauri spēcīgam gravitācijas laukam. Tomēr vairumā gadījumu mainīgums ir saistīts ar nestabiliem iekšējiem procesiem. IN jaunākā versija Vispārējais mainīgo zvaigžņu katalogs pieņem šādu iedalījumu:
Izvirduma mainīgas zvaigznes- tās ir zvaigznes, kas maina savu spilgtumu vardarbīgu procesu un uzliesmojumu dēļ to hromosfērās un vainagos. Spilgtuma izmaiņas parasti notiek apvalka izmaiņu vai masas zuduma dēļ mainīgas intensitātes zvaigžņu vēja un/vai mijiedarbības ar starpzvaigžņu vidi veidā.
Pulsējošas mainīgas zvaigznes ir zvaigznes, kuru virsmas slāņi periodiski izplešas un saraujas. Pulsācijas var būt radiālas vai neradiālas. Zvaigznes radiālās pulsācijas atstāj tās formu sfērisku, savukārt neradiālas pulsācijas izraisa zvaigznes formas novirzi no sfēriskas, un zvaigznes blakus esošās zonas var būt pretējās fāzēs.
Rotējošas mainīgas zvaigznes- tās ir zvaigznes, kuru spilgtuma sadalījums pa virsmu ir nevienmērīgs un/vai tām ir neelipsoidāla forma, kā rezultātā, zvaigznēm griežoties, novērotājs fiksē to mainīgumu. Virsmas spilgtuma neviendabīgumu var izraisīt plankumi vai temperatūra vai ķīmiski nelīdzenumi, ko izraisa magnētiskie lauki, kuru asis nav saskaņotas ar zvaigznes rotācijas asi.
Kataklizmiskas (sprādzienbīstamas un nova līdzīgas) mainīgas zvaigznes. Šo zvaigžņu mainīgumu izraisa sprādzieni, ko izraisa sprādzienbīstami procesi to virsmas slāņos (novas) vai dziļi to dziļumos (supernovas).
Bināro sistēmu aptumsums.
Optiskas mainīgas bināras sistēmas ar spēcīgu rentgenstaru emisiju
Jauni mainīgo veidi- mainīguma veidi, kas atklāti kataloga publicēšanas laikā un tāpēc nav iekļauti jau publicētajās klasēs.

Jauns

Nova ir kataklizmiskā mainīgā veids. To spilgtums nemainās tik strauji kā supernovām (lai gan amplitūda var būt 9m): dažas dienas pirms maksimuma zvaigzne ir tikai par 2m blāvāka. Šādu dienu skaits nosaka, kurai novu klasei zvaigzne pieder:
Ļoti ātri, ja šis laiks (apzīmēts kā t2) ir mazāks par 10 dienām.
Ātri - 11
Ļoti lēns: 151
Ārkārtīgi lēns, gadiem turoties tuvu maksimumam.

Pastāv novas maksimālā spilgtuma atkarība no t2. Dažreiz šo atkarību izmanto, lai noteiktu attālumu līdz zvaigznei. Uzliesmojuma maksimums dažādos diapazonos uzvedas atšķirīgi: ja redzamajā diapazonā radiācija jau ir samazinājusies, ultravioletajā starojumā tas joprojām pieaug. Ja zibspuldze tiek novērota arī infrasarkanajā diapazonā, tad maksimums tiks sasniegts tikai pēc tam, kad ultravioletā starojuma atspīdums samazināsies. Tādējādi bolometriskais spilgtums uzliesmojuma laikā paliek nemainīgs diezgan ilgu laiku.

Mūsu Galaktikā var izdalīt divas novu grupas: jauni diski (vidēji tie ir gaišāki un ātrāki) un jauni izciļņi, kas ir nedaudz lēnāki un attiecīgi nedaudz vājāki.

Supernovas

Supernovas ir zvaigznes, kas beidz savu evolūciju katastrofālā sprādzienbīstamā procesā. Termins “supernovas” tika izmantots, lai aprakstītu zvaigznes, kas uzliesmoja daudz (pēc lieluma kārtām) spēcīgāk nekā tā sauktās “novas”. Faktiski ne viena, ne otra fiziski nav jaunas, esošās zvaigznes vienmēr uzliesmo. Bet vairākos vēsturiskos gadījumos uzliesmoja tās zvaigznes, kas iepriekš debesīs bija praktiski vai pilnīgi neredzamas, kas radīja jaunas zvaigznes parādīšanās efektu. Supernovas veidu nosaka ūdeņraža līniju klātbūtne uzliesmojuma spektrā. Ja tā ir, tad tā ir II tipa supernova, ja nē, tad tā ir I tipa supernova.

Hipernovas

Hipernova - ārkārtīgi smagas zvaigznes sabrukums pēc tam, kad tajā vairs nav palicis avoti, kas atbalstītu kodoltermiskās reakcijas; citiem vārdiem sakot, tā ir ļoti liela supernova. Kopš 90. gadu sākuma zvaigžņu sprādzieni ir novēroti tik spēcīgi, ka sprādziena spēks aptuveni 100 reizes pārsniedza parastās supernovas jaudu, bet sprādziena enerģija pārsniedza 1046 džoulus. Turklāt daudzus no šiem sprādzieniem pavadīja ļoti spēcīgi gamma staru uzliesmojumi. Intensīvi pētot debesis, ir atrasti vairāki argumenti par labu hipernovu esamībai, taču pagaidām hipernovas ir hipotētiski objekti. Mūsdienās šo terminu lieto, lai aprakstītu zvaigžņu sprādzienus, kuru masa ir no 100 līdz 150 vai vairāk saules masām. Hipernovas teorētiski varētu radīt nopietnus draudus Zemei spēcīga radioaktīvā uzliesmojuma dēļ, taču šobrīd Zemes tuvumā nav nevienas zvaigznes, kas varētu radīt šādas briesmas. Saskaņā ar dažiem datiem pirms 440 miljoniem gadu netālu no Zemes notika hipernovas sprādziens. Visticamāk, ka šī sprādziena rezultātā uz Zemi nokrita īslaicīgais niķeļa izotops 56Ni.

Neitronu zvaigznes

Zvaigznēs, kas ir masīvākas par Sauli, deģenerētu elektronu spiediens nevar ierobežot kodola saspiešanu, un tas turpinās, līdz lielākā daļa daļiņu pārvēršas neitronos, kas ir saspiesti tik cieši, ka zvaigznes izmēru mēra kilometros un tās blīvumu. ir 280 triljoni. reizes lielāks par ūdens blīvumu. Šādu objektu sauc par neitronu zvaigzni; tā līdzsvaru uztur deģenerētās neitronu vielas spiediens.

Salikti objekti.

Zvaigžņu sistēmas var būt vienas un vairākas: divkāršas, trīskāršas un augstākas. Ja sistēmā ir vairāk nekā desmit zvaigznes, tad to parasti sauc par zvaigžņu kopu. Divkāršas (vairākas) zvaigznes ir ļoti izplatītas. Saskaņā ar dažiem aprēķiniem vairāk nekā 70% zvaigžņu galaktikā ir daudzkārtējas. Tādējādi starp 32 Zemei vistuvāk esošajām zvaigznēm 12 ir daudzkārtējas, no kurām 10 ir dubultas, tostarp spožākā vizuāli novērojamā zvaigzne Sīriuss. 20 parseku attālumā no Saules sistēmas atrodas vairāk nekā 3000 zvaigžņu, no kurām apmēram puse ir visu veidu dubultzvaigznes.

Dubultās zvaigznes

Divkāršā zvaigzne jeb binārā sistēma ir divas gravitācijas ziņā saistītas zvaigznes, kas riņķo slēgtās orbītās ap kopīgu masas centru. Ar dubultzvaigžņu palīdzību iespējams izzināt zvaigžņu masas un konstruēt dažādas attiecības. Un, nezinot attiecības starp masu – rādiusu, masu – spilgtumu un masu – spektrālo klasi, praktiski nav iespējams kaut ko pateikt par zvaigžņu iekšējo uzbūvi vai to evolūciju.

Bet binārās zvaigznes netiktu pētītas tik nopietni, ja visu to nozīmi samazinātu līdz informācijai par masu. Neskatoties uz atkārtotiem mēģinājumiem meklēt atsevišķus melnos caurumus, visi melno caurumu kandidāti ir atrodami binārajās sistēmās. Wolf-Rayet zvaigznes tika pētītas tieši pateicoties dubultzvaigznēm.

Aizvērt binārās zvaigznes (Close Binary System — TDS)

Starp dubultzvaigznēm izšķir tā sauktās ciešās binārās sistēmas (CLS): binārās sistēmas, kurās notiek matērijas apmaiņa starp zvaigznēm. Attālums starp zvaigznēm ciešā binārā sistēmā ir salīdzināms ar pašu zvaigžņu lielumu, tāpēc šādās sistēmās rodas sarežģītāki efekti, nevis tikai pievilkšanās: formas izkropļojumi paisuma un paisuma dēļ, sildīšana ar spožāka pavadoņa starojumu un citi efekti.

Zvaigžņu kopas

Zvaigžņu kopa ir ar gravitāciju saistīta zvaigžņu grupa, kurai ir kopīga izcelsme un kas pārvietojas galaktikas gravitācijas laukā kā vienots veselums. Dažās zvaigžņu kopās papildus zvaigznēm ir arī gāzes un/vai putekļu mākoņi.
Pēc morfoloģijas zvaigžņu kopas vēsturiski iedalās divos veidos – lodveida un atklātajos. 2011. gada jūnijā kļuva zināms par jaunas klasteru klases atklāšanu, kas apvieno gan lodveida, gan atvērto klasteru īpašības.
Gravitācijas ziņā nesaistītu zvaigžņu vai vāji saistītu jauno zvaigžņu grupas, kuras vieno kopīga izcelsme, sauc par zvaigžņu asociācijām.

Bumba

Lodveida zvaigžņu kopa ir zvaigžņu kopa, kas no atvērtas kopas atšķiras ar lielāku zvaigžņu skaitu, skaidri izteiktu simetrisku formu, tuvu sfēriskai un ar zvaigžņu koncentrācijas palielināšanos kopas centra virzienā. Zvaigžņu telpiskās koncentrācijas lodveida kopu centrālajos apgabalos ir 103-104 pc 3 (salīdzinājumam, zvaigžņu telpiskā koncentrācija ir? 0,13 pc Saules zvaigžņu blīvums ir 7-70 tūkstoši reižu mazāks), zvaigžņu skaits 104-106? Lodveida kopu diametrs ir 20-60 pc, masas ir 104-106 saules.

Izkaisīti

Atvērta zvaigžņu kopa ir zvaigžņu kopa, kas atšķirībā no lodveida kopas satur salīdzinoši maz zvaigžņu un bieži vien ir neregulāras formas. Mūsu galaktikā un līdzīgās galaktikās atklātās kopas ir kolektīvi dalībnieki un ir daļa no plakanas apakšsistēmas.
Lielākās kopas (piemēram, Plejādes) ir zināmas kopš seniem laikiem. Citi bija pazīstami kā izplūdušie miglāji, un tikai ar teleskopa izgudrojumu tos varēja sadalīt to veidojošās zvaigznēs.
Jaunajiem atklātajiem klasteriem, kas saistīti ar galaktikas spirālveida atzariem, ir raksturīgs sastāvs. Sarkanie un dzeltenie milži tajos sastopami reti un pilnīgi nav sarkano un dzelteno supergigantu. Tajā pašā laikā baltie un zilie milži, kas paši ir reti sastopami zvaigžņu veidi, ir daudz biežāk sastopami atklātās kopās. Tāpat atklātās kopās biežāk nekā citās Galaktikas vietās var atrast vēl retākas zvaigznes - baltos un zilos supergigantus, tas ir, ārkārtīgi augsta spilgtuma un temperatūras zvaigznes, kas izstaro simtiem tūkstošu un pat miljonus reižu vairāk nekā mūsu Saule.

Galaktikas

Galaktika ir milzīga, gravitācijas ceļā saistīta zvaigžņu un zvaigžņu kopu, starpzvaigžņu gāzes un putekļu un tumšās vielas sistēma. Visi objekti galaktikās piedalās kustībā attiecībā pret kopējo masas centru.
Galaktikas ir ārkārtīgi attāli objekti, attālumu līdz tuvākajiem parasti mēra megaparsekos, bet līdz tālākajiem - sarkanās nobīdes vienībās. Tieši attāluma dēļ debesīs ar neapbruņotu aci var atšķirt tikai trīs no tiem: Andromedas miglāju (redzams ziemeļu puslodē), Lielo un Mazo Magelāna mākoņu (redzams dienvidu puslodē). Līdz 20. gadsimta sākumam nebija iespējams izšķirt galaktiku attēlus līdz atsevišķām zvaigznēm. Deviņdesmito gadu sākumā bija ne vairāk kā 30 galaktikas, kurās varēja redzēt atsevišķas zvaigznes, un tās visas bija daļa no Vietējās grupas. Pēc Habla kosmiskā teleskopa palaišanas un 10 metru zemes teleskopu nodošanas ekspluatācijā, galaktiku skaits, kurās bija iespējams atšķirt atsevišķas zvaigznes, strauji pieauga.
Galaktikas ir ļoti dažādas: starp tām var izšķirt sfēriskās eliptiskās galaktikas, diska spirālveida galaktikas, spārnotās galaktikas, pundurgalaktikas, neregulārās galaktikas utt. Ja runājam par skaitliskām vērtībām, tad, piemēram, to masa svārstās no 107 līdz 1012 Saules masām. salīdzinājumam, mūsu Piena Ceļa galaktikas masa ir 3–1012 Saules masas. Galaktiku diametrs ir no 5 līdz 50 kiloparsekiem (16-160 tūkstoši gaismas gadu), salīdzinājumam mūsu Piena Ceļa galaktikas diametrs ir aptuveni 100 000 gaismas gadu.

Planētas

Planēta ir debess ķermenis, kas riņķo ap zvaigzni vai tās atliekām un ir pietiekami masīvs, lai pašas gravitācijas ietekmē kļūtu noapaļots, bet nav pietiekami masīvs, lai uzsāktu kodoltermisku reakciju, un ir izdevies atbrīvot savas orbītas apkārtni no planētu simāliem.
Planētas var iedalīt divās galvenajās klasēs: lielas, zema blīvuma milzu planētas un mazākas Zemei līdzīgas planētas ar cietu virsmu. Saskaņā ar Starptautiskās Astronomijas savienības definīciju Saules sistēmā ir 8 planētas. Attāluma secībā no Saules ir četras zemei ​​līdzīgas planētas: Merkurs, Venera, Zeme, Marss, pēc tam četras milzu planētas: Jupiters, Saturns, Urāns un Neptūns. Saules sistēmā ir arī vismaz 5 pundurplanētas: Plutons (līdz 2006. gadam tika uzskatīts par devīto planētu), Makemake, Haumea, Erisa un Cerera. Visas planētas, izņemot Merkuru un Venēru, riņķo ap vismaz vienu satelītu.

Planētu sistēmu sastāvs

Eksoplaneta jeb ekstrasolāra planēta ir planēta, kas riņķo ap zvaigzni ārpus Saules sistēmas. Planētas ir ārkārtīgi mazas un blāvas salīdzinājumā ar zvaigznēm, un pašas zvaigznes atrodas tālu no Saules (tuvākā atrodas 4,22 gaismas gadu attālumā). Tāpēc ilgu laiku planētu atklāšanas problēma citu zvaigžņu tuvumā bija neatrisināma, 80. gadu beigās tika atklātas pirmās eksoplanētas. Tagad šādas planētas ir sākušas atklāt, pateicoties uzlabotām zinātniskām metodēm, bieži vien to iespēju robežās.

Līdz 2011. gada decembra beigām tika apstiprināta 716 eksoplanetu esamība 584 planētu sistēmās, no kurām 86 bija vairāk nekā viena planēta. Jāatzīmē, ka uzticamo eksoplanetu kandidātu skaits ir daudz lielāks. Tādējādi Keplera projekts ir atklājis vairāk nekā 1200 eksoplanetu ar aptuveni 99% uzticamību, tomēr, lai iegūtu apstiprinātu statusu, šādas planētas ir jāpārreģistrē, izmantojot uz zemes bāzētus teleskopus.

Planētu masas objekti

Planetāras masas objekts, PMA vai Planemo ir debess ķermenis, kura masa ļauj tam iekļauties planētas definīcijas diapazonā, tas ir, tā masa ir lielāka nekā maziem ķermeņiem, bet nav pietiekama, lai ierosinātu kodoltermisku. reakcija brūnā pundura vai zvaigznes veidā. Pēc definīcijas visas planētas ir planētu masas objekti, taču šī termina mērķis ir aprakstīt debess ķermeņus, kas neatbilst tam, ko parasti sagaida no planētas. Piemēram, brīvi peldošas planētas, kas negriežas orbītā ap zvaigznēm, kas var būt "bāreņu planētas", kas ir atstājušas savu sistēmu, vai objekti, kas parādījās gāzes mākoņa sabrukšanas laikā - nevis akrecija no protoplanetāra diska, kas ir raksturīgi lielākā daļa planētu (tās parasti sauc par subbrūnajiem punduriem).

Bāreņu planēta

Daži zvaigžņu un planētu sistēmu veidošanās datormodeļi liecina, ka daži "planētu masas objekti" var atstāt savu sistēmu un nonākt starpzvaigžņu telpā. Daži zinātnieki ir iebilduši, ka šādi objekti jau ir atrasti brīvi klejojam kosmosā un būtu klasificējami kā planētas, lai gan citi izteikuši pieņēmumu, ka tās varētu būt mazmasas zvaigznes.

Satelītu planētas un jostas planētas

Daži lieli satelīti pēc izmēra ir līdzīgi planētai Merkurs vai pat lielāki par to. Piemēram, Galilejas pavadoņi un Titāns. Alans Šterns apgalvo, ka atrašanās vietai planētai nevajadzētu būt svarīgai un, piešķirot objektam planētas statusu, jāņem vērā tikai ģeofizikālās īpašības. Viņš piedāvā terminu satelīta planēta planētas izmēra objektam, kas riņķo ap citu planētu. Tāpat arī planētas izmēra objektus asteroīdu joslā vai Kuipera joslā var uzskatīt par planētām saskaņā ar Sternu.

Komētas

Jādomā, ka ilgstošas ​​komētas pie mums nonāk no Ortas mākoņa, kurā ir milzīgs skaits komētu kodolu. Ķermeņi, kas atrodas Saules sistēmas nomalē, parasti sastāv no gaistošām vielām (ūdens, metāns un citi ledus), kas, tuvojoties Saulei, iztvaiko.

Līdz šim ir atklātas vairāk nekā 400 īstermiņa komētas. No tiem aptuveni 200 tika novēroti vairāk nekā vienā perihēlija pārejā. Daudzi no viņiem pieder tā sauktajām ģimenēm. Piemēram, lielākā daļa īsākā perioda komētu (to pilnīga revolūcija ap Sauli ilgst 3-10 gadus) veido Jupitera ģimeni. Nedaudz mazākas ir Saturna, Urāna un Neptūna ģimenes (jo īpaši pēdējā ietilpst slavenā Halley komēta).

Komētas, kas ierodas no dziļā kosmosa, izskatās kā miglaini objekti ar asti, kas stiepjas aiz tiem, dažkārt sasniedzot vairāku miljonu kilometru garumu. Komētas kodols ir cietu daļiņu un ledus ķermenis, kas ietīts miglainā apvalkā, ko sauc par komu. Vairāku kilometru diametrā kodolam apkārt var būt koma 80 tūkstošu km diametrā. Saules gaismas straumes izspiež gāzes daļiņas no komas un izmet tās atpakaļ, ievelkot tās garā dūmakainā asti, kas pārvietojas aiz tās kosmosā.

Komētu spilgtums lielā mērā ir atkarīgs no to attāluma no Saules. No visām komētām tikai ļoti maza daļa nonāk pietiekami tuvu Saulei un Zemei, lai tās varētu redzēt ar neapbruņotu aci. Visizcilākās komētas dažreiz tiek sauktas par "lielajām komētām".

Asteroīdi

Asteroīdu klasifikācija

Orbītas grupas un ģimenes

Asteroīdus grupē grupās un ģimenēs, pamatojoties uz to orbītu īpašībām. Parasti grupa tiek nosaukta pēc pirmā asteroīda, kas tika atklāts noteiktā orbītā. Grupas ir salīdzinoši irdeni veidojumi, savukārt ģimenes ir blīvākas, veidojušās savulaik lielu asteroīdu iznīcināšanas laikā no sadursmēm ar citiem objektiem.

Spektrālās klases

1975. gadā Klārks R. Čepmens, Deivids Morisons un Bens Zelners izstrādāja sistēmu asteroīdu klasificēšanai, pamatojoties uz krāsu, albedo un atstarotās saules gaismas spektra īpašībām. Sākotnēji šī klasifikācija definēja tikai trīs asteroīdu veidus:
C klase – ogleklis, 75% zināmo asteroīdu.
S klase - silikāts, 17% zināmo asteroīdu.
M klase - metāls, lielākā daļa citu.

Šis saraksts vēlāk tika paplašināts, un tipu skaits turpina pieaugt, jo vairāk asteroīdu tiek pētīti detalizēti:
A klase ir salīdzinoši reta asteroīdu klase asteroīdu joslas iekšējā daļā (kopš 2005. gada ir atklāti tikai 17 šāda veida asteroīdi).
B klase ir salīdzinoši reta asteroīdu klase, kas pieder pie oglekļa asteroīdu grupas. Asteroīdu populācijā B klases objekti dominē galvenokārt galvenās asteroīdu joslas ārējā daļā, un tajos dominē arī slīpuma asteroīdi, jo īpaši Pallas ģimene, kurā ietilpst otrs lielākais asteroīds Pallas. Tajos ir oriģinālais būvmateriāls, no kura veidojās mūsu Saules sistēma.
utt.............