Güneş Sistemi
Bilgiyi oku
.
Güneş Sistemi- gök cisimlerinden oluşan bir sistem (merkezi armatür - Güneş ve 8 büyük gezegenler).
gök cisimleri- bunlar yıldızlar, gezegenler, asteroitler, meteorlar, meteorlar, kuyruklu yıldızlar, ateş topları, gezegenlerin ve galaksilerin uydularıdır.
Yıldızlar- küresel şekilli büyük sıcak gazlı cisimler. Yıldızlar 1. büyüklük ile ayırt edilir
- dev yıldızlar - güneşten daha büyük olan yıldızlar
- cüce yıldızlar güneşten daha küçük yıldızlardır.
- ilk büyüklükteki yıldızlar - en parlak yıldızlarçıplak gözle görülenler.
- altıncı büyüklükteki yıldızlar, çıplak gözle çok az görülebilen parlaklıktaki en zayıf yıldızlardır.
gezegenler- güneş sisteminin güneş etrafında hareket eden büyük gök cisimleri, yansıyan güneş ışığı ile parlar. Güneşin etrafında dön 8 gezegen:
- Merkür, güneş sisteminde Güneş'e en yakın olan ilk gezegendir.
- Venüs güneş sisteminin ikinci gezegenidir
- Dünya güneş sisteminin üçüncü gezegenidir
- Mars güneş sisteminin dördüncü gezegenidir
- Jüpiter güneş sistemindeki beşinci gezegendir
- Satürn güneş sistemindeki altıncı gezegendir
- Uranüs güneş sistemindeki yedinci gezegendir
- Neptün güneş sistemindeki sekizinci gezegendir
Not: gezegenler (birinci, ikinci, vb.) Güneş'e olan mesafeye bağlı olarak aşamalı olarak sayılır. Örneğin, Venüs, Güneş'ten ikinci yörüngede döndüğü için ikinci gezegendir.
gezegen sistemleri- tek bir yıldızın etrafında dönen gezegen grupları. Örneğin:
- Güneş Sistemi - Güneş'i ve onun etrafında dönen gezegenleri içeren bir gezegen sistemi. İnsan tarafından keşfedilen ilk sistem.
- Upsilon Andromeda - Andromeda takımyıldızında bulunan güneş sistemine benzer bir gezegen sistemi.
göktaşları- kuyruklu yıldız ve asteroit parçaları olan güneş sisteminin küçük gövdeleri. Rusya'da bulunan büyük göktaşları:
- Tunguska - 30 Haziran 1908'de Sibirya'da düştü.
- Tsarevsky - 6 Aralık 1922'de Volgograd bölgesinde düştü.
- Sikhote-Alinsky - 12 Şubat 1947'de Ussuri taygasında düştü.
- Vitimsky - 25 Eylül 2002'de Irkutsk bölgesinde düştü.
meteor- bazen "kayan yıldızlar" olarak adlandırılan çok küçük göktaşları.
Kuyruklu yıldızlar- Güneş'e yaklaşırken parçalara ayrılan ve kaybolan kararsız gök cisimleri. En ünlüsü Halley kuyruklu yıldızıdır. İlk kez eski zamanlarda ortaya çıktı - MÖ 239'da.
uydular gezegenler - daha büyük bir gezegenin etrafında dönen küçük gök cisimleri.
Örneğin: dünya gezegeninin 1 uydusu vardır - ay
- Mars - 2 uydu - Deimos ve Phobos
- Jüpiter - 63
- Satürn - 62
- Uranüs - 27
- Neptün - 13
Evren- devasa bir sonsuz alan oluşturan tüm galaksiler.
Kullanılmış Kitaplar:
1. Öğrenci el kitabı ilkokul: matematik, Rus dili, etrafındaki dünya / N.A. Abelskaya, M.B. Eliseeva, N.M. Kupchinsky, N.N. Mashkova. - E.: AST; SPb.: Owl, 2010 2. İlkokul öğrencileri için eksiksiz bir başvuru kitabı. 1-4 derece. Matematik. Rus Dili. Dünya. edebi okuma/ A.A. Biryukova, E.I. Sinitsina. - E.: AST: SLOVO, 2010. 3. Doğa tarihi. 5. sınıf: ders kitabı Eğitim Kurumları/ V.M. Pakulova, N.V. Ivanova. - E.: Bustard, 2007. 4. Büyük Ansiklopedi Cyril ve Methodius. Elektronik ödenek. 2009.
Kullanılan İnternet kaynakları:
Vikipedi, bedava ansiklopedi
Bağlantılar Vikipedi. gezegen sistemi http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9F%D0%BB%D0%B0%D0%BD%D0%B5%D1%82%D0%B0%D1%80%D0%BD%D0 %B0%D1%8F_%D1%81%D0%B8%D1%81%D1%82%D0%B5%D0%BC%D0%B0 Vikipedi. Upsilon Andromeda
Evren çok sayıda kozmik cisimden oluşur. Her gece, çok küçük görünmelerine rağmen gökyüzündeki yıldızları seyredebiliriz. Aslında, bazıları Güneş'ten kat kat daha büyüktür. Her yalnız yıldızın etrafında bir gezegen sisteminin oluştuğu varsayılmaktadır. Örneğin, güneş sistemi, sekiz büyük, küçük ve kuyruklu yıldızlar, kara delikler, kozmik toz vb.
Dünya kozmik bir cisimdir çünkü bir gezegendir, güneş ışığını yansıtan küresel bir nesnedir. Yedi gezegen daha ancak yıldızın ışığını yansıttıkları için bize görünür. 2006 yılına kadar gezegen olarak kabul edilen Merkür, Venüs, Mars, Uranüs, Neptün ve Plüton'un yanı sıra küçük gezegenler olarak da adlandırılan çok sayıda asteroit de güneş sisteminde yoğunlaşmıştır. Sayıları 400 bine ulaşıyor, ancak birçok bilim adamı bir milyardan fazla olduğu konusunda hemfikir.
Kuyruklu yıldızlar da uzun yörüngeler boyunca hareket eden ve yaklaşan kozmik cisimlerdir. kesin zaman güneşe. Gaz, plazma ve tozdan oluşurlar; buzla büyümüş, onlarca kilometreye ulaşıyor. Bir yıldıza yaklaşırken kuyruklu yıldızlar yavaş yavaş erir. İtibaren Yüksek sıcaklık buz buharlaşarak şaşırtıcı oranlara ulaşan bir baş ve kuyruk oluşturur.
Asteroitler, küçük gezegenler olarak da adlandırılan güneş sisteminin kozmik cisimleridir. Ana kısımları Mars ve Jüpiter arasında yoğunlaşmıştır. Demir ve taştan oluşurlar ve iki tipe ayrılırlar: açık ve koyu. İlki daha hafif, ikincisi daha zor. Asteroitlerin şekli düzensizdir. Ana gezegenlerin oluşumundan sonra kozmik maddenin kalıntılarından oluştukları veya Mars ile Jüpiter arasında bulunan bir gezegenin parçaları oldukları varsayılmaktadır.
Bazı kozmik cisimler Dünya'ya ulaşır, ancak atmosferin kalın katmanlarından geçerek sürtünme sırasında ısınırlar ve küçük parçalara ayrılırlar. Bu nedenle, gezegenimize nispeten küçük göktaşları düştü. Bu fenomen hiçbir şekilde nadir değildir; asteroit parçaları dünyadaki birçok müzede tutulur, 3500 yerde bulunurlar.
Uzayda sadece büyük nesneler değil, aynı zamanda küçük nesneler de vardır. Bu nedenle, örneğin, 10 m'ye kadar olan cisimlere meteoroidler denir.Kozmik toz, 100 mikrona kadar olan daha da küçüktür. Gaz emisyonları veya patlamalar sonucunda yıldızların atmosferinde ortaya çıkar. Tüm uzay cisimleri bilim adamları tarafından incelenmemiştir. Bunlara hemen hemen her galakside bulunan kara delikler dahildir. Görünmezler, sadece konumlarını belirlemek mümkündür. Kara deliklerin çok güçlü bir çekiciliği vardır, bu yüzden ışığı bile bırakmazlar. Her yıl büyük miktarda sıcak gaz emerler.
uzay cisimleri var değişik formlar, boyutlar, Güneş'e göre konum. Bazıları, sınıflandırmayı kolaylaştırmak için ayrı gruplar halinde birleştirilir. Örneğin, Kuiper kuşağı ile Jüpiter arasında bulunan asteroitlere Centaurs denir. Vulkanoidlerin Güneş ile Merkür arasında olduğu düşünülüyor, ancak henüz hiçbir nesne keşfedilmemiş.
PLAN
giriiş
1. Asteroitler
2. Meteoritler
3. Küçük parçalar
5. Güneş sistemindeki gezegenleri arayın
Edebiyat
giriiş
Güneş sisteminde, büyük gezegenlere ve uydularına ek olarak, birçok sözde küçük cisim hareket eder: asteroitler, kuyruklu yıldızlar ve meteorlar. Güneş sisteminin küçük gövdelerinin boyutları yüzlerce mikrondan yüzlerce kilometreye kadar değişir.
Asteroitler. Fizik açısından, asteroitler veya aynı zamanda küçük gezegenler olarak da adlandırılırlar, yoğun ve dayanıklı cisimlerdir. Bileşimlerine ve özelliklerine göre üç gruba ayrılabilirler: taş, demir-taş ve demir. Asteroit soğuk bir cisimdir. Ancak, örneğin Ay gibi, güneş ışığını yansıtır ve bu nedenle onu yıldız şeklindeki bir nesne olarak gözlemleyebiliriz. Yunanca yıldız şeklinde anlamına gelen "asteroid" adının geldiği yer burasıdır. Asteroitler Güneş'in etrafında hareket ettiğinden, yıldızlara göre konumları sürekli ve oldukça hızlı bir şekilde değişmektedir. Gözlemciler asteroitleri bu ilk işarette keşfederler.
Kuyruklu yıldızlar veya "kuyruklu yıldızlar" çok eski zamanlardan beri bilinmektedir. kuyruklu yıldız karmaşık fiziksel fenomen, birkaç kavram kullanılarak kısaca açıklanabilir. Bir kuyruklu yıldızın çekirdeği bir karışımdır veya dedikleri gibi, toz parçacıkları, su buzu ve donmuş gazların bir yığınıdır. Kuyruklu yıldız çekirdeğindeki tozun gaza oranı yaklaşık 1:3'tür. Bilim adamlarına göre kuyruklu yıldız çekirdeklerinin boyutları 1 ila 100 km arasında değişmektedir. Hem daha küçük hem de daha büyük çekirdeklerin var olma olasılığı şimdi tartışılıyor. Bilinen kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar, 2 ila 10 km arasında değişen çekirdeklere sahiptir. 1996 yılında çıplak gözle gözlemlenen en parlak kuyruklu yıldız Haley-Bopp'un çekirdeğinin boyutunun 40 km olduğu tahmin ediliyor.
Bir meteoroid, güneşin etrafında dönen küçük bir cisimdir. Bir meteor, gezegenin atmosferine uçan ve bir parıltıya kırmızı-sıcak hale gelen bir meteoroiddir. Ve kalıntısı gezegenin yüzeyine düşerse, buna göktaşı denir. Atmosferde uçuşunu gözlemleyen görgü tanıkları varsa, bir göktaşı "düşmüş" olarak kabul edilir; aksi halde "bulundu" olarak adlandırılır.
Güneş sisteminin yukarıda belirtilen küçük cisimlerini daha ayrıntılı olarak ele alalım.
1. asteroitler
Bu kozmik bedenler, öncelikle büyüklükleri bakımından gezegenlerden farklıdır. Böylece, küçük gezegenlerin en büyüğü olan Ceres'in çapı 995 km'dir; ondan sonra (boyut olarak): Palada - 560 km, Hygea - 380 km, Psyche - 240 km, vb. Karşılaştırma için, ana gezegenlerin en küçüğünün, Merkür'ün çapının 4878 km, yani. Ceres'in çapından 5 kat daha büyük ve kütleleri yüzlerce kez farklılık gösteriyor.
Toplam sayısı küçük gezegenler gözlem için kullanılabilir modern teleskoplar, 40 bin olarak belirlenir, ancak toplam kütleleri Dünya kütlesinden 1 bin kat daha azdır.
Küçük gezegenlerin Güneş etrafındaki hareketi eliptik yörüngelerde gerçekleşir, ancak büyük gezegenlerinkinden daha uzun (yörüngelerinin ortalama eksantrikliği 0,51'dir) ve yörünge düzlemlerinin ekliptik eğimi büyük gezegenlerinkinden daha büyüktür. gezegenler (ortalama açı 9,54'tür). Gezegenlerin çoğu, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında Güneş'in etrafında dönerek asteroit kuşağı olarak adlandırılır. Ancak yörüngeleri Güneş'e Merkür'ün yörüngesinden daha yakın olan küçük gezegenler de vardır. En uzakları Jüpiter'in ve hatta Satürn'ün ötesindedir.
Uzay araştırmacıları, gezegenler arası ortamın Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki nispeten dar uzayda büyük asteroit konsantrasyonunun nedeni hakkında çeşitli fikirler dile getiriyorlar. Asteroit kuşağının vücutlarının kökenine dair en yaygın hipotezlerden biri, efsanevi Phaeton gezegeninin yok edilmesi fikridir. Gezegenin varlığı fikri birçok bilim insanı tarafından destekleniyor ve hatta matematiksel hesaplamalarla destekleniyor gibi görünüyor. Ancak, gezegenin yok olmasının nedeni açıklanamıyor. Çeşitli varsayımlar yapılır. Bazı araştırmacılar, Phaeton'un yıkımının, büyük bir cisimle çarpışması sonucu meydana geldiğine inanıyor. Diğerlerine göre, gezegenin çöküşünün nedenleri, derinliklerinde patlayıcı süreçlerdi. Şu anda, asteroit kuşağının cisimlerinin kökeni sorunu, uluslararası ve ulusal düzeyde kapsamlı bir uzay araştırma programına dahil edilmiştir.
Küçük gezegenler arasında, yörüngeleri Dünya'nın yörüngesiyle kesişen ve bu nedenle, onunla çarpışma olasılığı olan tuhaf bir cisim grubu öne çıkıyor. Bu grubun gezegenleri, Apollo nesneleri veya basitçe Apollo olarak bilinir hale geldi (Wetherill, 1979). Apollon'un varlığı ilk kez bu yüzyılın 30'lu yıllarından beri biliniyor. 1932'de bir asteroit keşfedildi. onu aradılar
Apollo 1932 H.A. Ancak adı, dünyanın yörüngesini geçen tüm asteroitler için bir ev ismi haline gelmesine rağmen, fazla ilgi uyandırmadı.
1937'de yaklaşık 1 km çapında bir kozmik cisim Dünya'dan 800.000 km ve Ay'dan iki kat daha uzakta geçti. Daha sonra Hermes adını aldı. Bugüne kadar, bu tür 31 organ tespit edildi ve her biri kendi adını aldı. Çaplarının boyutları 1 ila 8 km arasında değişir ve yörünge düzlemlerinin ekliptik aralıklara eğimi 1 ila 68 arasında değişir. Bunlardan beşi Dünya ile Mars arasındaki yörüngelerde döner ve geri kalan 26 - Mars ve Jüpiter arasında ( Wetheril, 1979). Çapı 1 km'den fazla olan asteroit kuşağının 40 bin küçük gezegeninden birkaç yüz Apollos olabileceğine inanılıyor. Bu nedenle, bu tür gök cisimlerinin Dünya ile çarpışması oldukça olasıdır, ancak çok uzun zaman aralıklarından sonra.
Bu kozmik cisimlerden birinin yüzyılda bir Dünya'nın yakınından bizden Ay'a daha az bir mesafeden geçebileceği ve 250 bin yılda bir gezegenimizle çarpışabileceği varsayılabilir. Böyle bir cismin etkisi, her biri 10 Mt kapasiteli 10 bin hidrojen bombasına eşit enerji açığa çıkarır. Bu, yaklaşık 20 km çapında bir krater oluşturmalıdır. Ancak bu tür durumlar nadirdir ve insanlık tarihi Bilinmeyen. Hermes, sınıf III asteroitlere aittir ve bu tür birçok cisim ve daha fazlası vardır. büyük boy- II ve I sınıfları. Tabii ki Dünya ile çarpıştıklarında etki daha da önemli olacak.
Uranüs 1781'de keşfedildiğinde, ortalama güneş merkezli mesafesinin Titius-Bode kuralına karşılık geldiği ortaya çıktı, daha sonra 1789'dan bu kurala göre Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında bulunması gereken bir gezegen arayışı başladı. , ortalama bir mesafede a = 2, 8 a.u. güneşten. Ancak gökyüzünün dağınık araştırmaları başarı getirmedi ve bu nedenle 21 Eylül 1800'de K. Zach liderliğindeki birkaç Alman gökbilimci toplu bir arama düzenlemeye karar verdi. Zodyak takımyıldızları için yapılan tüm aramayı 24 bölüme ayırdılar ve kapsamlı araştırma için kendi aralarında paylaştılar. Ancak, 1 Ocak 1871'de olduğu gibi, sistematik aramaya girmek için zamanları olmadan önce. İtalyan gökbilimci G. Piacii (1746-1826) yedinci gezegenin yıldız şeklindeki nesnesini keşfetti büyüklük, Toros takımyıldızı boyunca yavaşça hareket ediyor. K. Gaus (1777-1855) tarafından hesaplanan nesnenin yörüngesinin Titius-Bode kuralına karşılık gelen bir gezegen olduğu ortaya çıktı: yarı ana eksen a = 2.77 AU. ve eksantriklik e=0.080. Piatia, yeni keşfedilen gezegene Ceres adını verdi.
28 Mart 1802'de Alman doktor ve astronom W. Olbers (1758-1840), Ceres yakınlarında Pallas (a=2.77 AU, e=0.235) adında başka bir gezegen (8m) keşfetti. 2 Eylül 1804'te üçüncü gezegen Juno (a = 2.67 AU) ve 29 Mart 1807, 4'te Vesta (a = 2.36 AU) keşfedildi. her şey yeniden keşfedilen gezegenler küçük geometrik boyutlarını gösteren disksiz yıldız şeklinde bir görünüme sahipti. Bu nedenle, bu gök cisimlerine küçük gezegenler veya V. Herschel'in önerisiyle asteroitler (Yunanca "aster" - yıldız ve "eidos" - görünümünden) adı verildi.
1891'de görsel yöntemlerle yaklaşık 320 asteroit keşfedilmişti. 1891'in sonunda, Alman astronom M. Wolf (1863-1932) bir fotoğraf arama yöntemi önerdi: 2-3 saatlik bir pozlama ile, fotoğraf plakasındaki yıldızların görüntülerinin noktalı olduğu ve izinin izi olduğu ortaya çıktı. hareket eden bir asteroit küçük bir çizgi şeklindeydi. Fotoğraf teknikleri, asteroit keşiflerinde çarpıcı bir artışa yol açmıştır. Küçük gezegenler üzerinde özellikle yoğun araştırmalar, şu anda Teorik Astronomi Enstitüsü'nde (St. Petersburg'da) ve Rusya Bilimler Akademisi'nin Kırım Astrofizik Gözlemevinde yürütülmektedir.
Yörüngeleri güvenilir bir şekilde belirlenen asteroitlere bir isim ve sıra numarası atanır. Şu anda 3500'den fazla asteroit biliniyor, ancak güneş sisteminde çok daha fazlası var.
Belirtilen sayıda bilinen asteroitten, Kırım Astrofizik Gözlemevi gökbilimcileri, ünlü kişilerin adlarını isimlerinde sürdürerek yaklaşık 550'sini keşfettiler.
Bilinen asteroitlerin büyük çoğunluğu (%98'e kadar) Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında, Güneş'ten ortalama 2,06 ila 4,30 AU mesafelerde hareket eder. (2,96 ila 8,92 yıl arasındaki dolaşım süreleri). Bununla birlikte, benzersiz yörüngelere sahip asteroitler vardır ve bunlara genellikle Yunan mitolojisinden erkeksi isimler verilir.
Bu küçük gezegenlerin ilk üçü asteroit kuşağının dışına hareket eder ve günberisinde Icarus Güneş'e Merkür'e iki kat daha yakın yaklaşır ve Hermes ve Adonis - Venüs'e daha yakın. Dünya'ya 6 milyon ila 23 milyon km mesafeden yaklaşabilirler ve 1937'de Hermes, 580 bin km'lik bir mesafeden bile Dünya'nın yakınından geçti, yani. aydan sadece bir buçuk kat daha uzak. Aphelion'daki Hidalgo, Satürn'ün yörüngesinin ötesine geçiyor. Ancak Hidalgo bir istisna değildir. Başına son yıllar perihelyonları gezegenlerin yörüngelerinin yakınında bulunan yaklaşık 10 asteroit keşfedildi karasal grup, ve aphelia - Jüpiter'in yörüngelerine yakın. Bu tür yörüngeler, Jüpiter ailesinin kuyruklu yıldızlarının karakteristiğidir ve asteroitlerin ve kuyruklu yıldızların olası ortak bir kökenini gösterir.
1977'de, Güneş'in etrafında yarı ana ekseni a = 13.70 AU olan bir yörüngede dönen benzersiz bir asteroit keşfedildi. ve eksantriklik e = 0.38, böylece günberisinde (q = 8.49 AU) Satürn'ün yörüngesine girer ve günötesinde (Q = 18.91 AU) Uranüs'ün yörüngesine yaklaşır. Adı Chiron'dur. Görünüşe göre, arayışı devam eden başka benzer uzak asteroitler var.
Karşılaşma sırasında en bilinen asteroitlerin parlaklığı 7 m ila 16 m arasındadır, ancak daha soluk nesneler de vardır. En parlak (6 m'ye kadar) Vesta'dır.
Asteroitlerin genişlikleri, görsel ve kızılötesi ışınlardaki parlaklık ve yansıtıcılıklarından hesaplanır. Çok fazla büyük asteroit olmadığı ortaya çıktı. En büyükleri Ceres (1000 km çapında), Pallas (610 km), Vesta (540 km) ve Hygia'dır (450 km). Sadece 14 asteroit 250 km'den daha büyük çaplara sahipken, geri kalanı 0,7 km'ye kadar daha küçük çaplara sahiptir. Bu kadar küçük boyutlardaki cisimler küresel bir şekle sahip olamaz ve tüm asteroitler (belki de en büyükleri hariç) şekilsiz bloklardır.
Asteroitlerin kütleleri son derece farklıdır: en büyüğü, 1,5'e yakın . 10 21 kg (yani dünyanın kütlesinden 4 bin kat daha az), Ceres vardır. Tüm asteroitlerin toplam kütlesi 0,001 Dünya kütlesini geçmez. Elbette tüm bu gök cisimleri atmosferden yoksundur. Birçok asteroitte, parlaklıklarındaki düzenli değişikliklerle eksenel dönüş bulunmuştur.
Özellikle, Ceres'in dönme süresi 9.1 saat ve Pallas - 7.9 saattir.
İkarus en hızlı dönerek 2 saat 16 m'dir.
Birçok asteroitin yansıtıcılığının incelenmesi, onları üç ana grupta birleştirmeyi mümkün kıldı: koyu, açık ve metalik. Karanlık asteroitlerin yüzeyi, üzerine düşen güneş ışığının sadece %5'ini yansıtır ve siyah bazalt ve karbonlu kayalara benzer maddelerden oluşur. Bu asteroitler genellikle karbonlu olarak adlandırılır. Işık asteroitleri güneş ışığının %10 ila %25'ini yansıtır, bu da yüzeylerini silikon bileşiklerine benzer hale getirir - bunlar taş asteroitlerdir. Metalik asteroitler (mutlak azınlıkları) da hafiftir, ancak yansıtıcı özelliklerinde yüzeyleri demir-nikel alaşımlarına benzer. Asteroitlerin böyle bir alt bölümü, Dünya'ya düşen meteorların kimyasal bileşimi ile de doğrulanır. Az sayıda incelenen asteroit, üç ana grubun hiçbirine ait değildir.
Karbonlu asteroitlerin spektrumlarında bir su absorpsiyon bandının (l = 3 μm) bulunması önemlidir. Özellikle, Ceres asteroitinin yüzeyi karasal killere benzer minerallerden oluşur ve yaklaşık %10 su içerir.
Küçük boyutlu ve kütleli asteroitler ile içlerindeki basınç düşüktür: en büyük asteroitler için bile 7 10 5'i geçmez.
8 10 5 GPa (700 - 800 atm) ve katı soğuk bağırsaklarının ısınmasına neden olmaz. Sadece asteroitlerin yüzeyi Güneş tarafından onlardan çok zayıf bir şekilde ısıtılır, ancak bu önemsiz enerji bile gezegenler arası boşluğa yayılır. Fizik yasalarına göre hesaplanan asteroitlerin büyük çoğunluğunun yüzey sıcaklığının 150 - 170 K (-120...-100°C) civarında olduğu ortaya çıktı.
Ve Güneş'in yakınından geçen sadece birkaç asteroit, bu dönemlerde yüzey çok sıcaktır. Böylece İkarus'un yüzey sıcaklığı neredeyse 1000 K'ye (+730°C) yükselir ve Güneş'ten uzaklaştıkça tekrar keskin bir şekilde düşer.
Kalan asteroitlerin yörüngeleri, başta Jüpiter olmak üzere büyük gezegenlerin yerçekimi etkisinden kaynaklanan önemli bozulmalara maruz kalır. Özellikle küçük asteroitler, bu cisimlerin çarpışmasına ve yüzlerce metreden toz parçacıklarına kadar çok çeşitli boyutlarda şahinlere parçalanmasına yol açan güçlü bozulmalar yaşar.
Şu anda, asteroitlerin fiziksel doğası araştırılmaktadır, çünkü güneş sisteminin oluştuğu maddenin evrimini (gelişmesini) izlemek için kullanılabilir.
2. göktaşları
Çeşitli meteoroidler (büyük asteroitler ve kuyruklu yıldızların kozmik parçaları) Dünya'ya yakın uzayda hareket eder. Hızları 11 ila 72 km/s arasında değişiyor. Genellikle hareketlerinin yolları Dünya'nın yörüngesiyle kesişir ve atmosferine uçarlar.
Meteoritler - gezegenler arası uzaydan Dünya'ya düşen taş veya demir cisimler. Göktaşlarının Dünya'ya düşüşüne ses, ışık ve mekanik olaylar eşlik eder. Bolide adı verilen parlak bir ateş topu, bir kuyruk ve uçuşan kıvılcımlar eşliğinde gökyüzünü süpürür. Araba gözden kaybolduktan birkaç saniye sonra, bazen zeminin ve binaların önemli ölçüde sarsılmasına neden olan şok dalgaları adı verilen patlama benzeri darbeler duyulur.
Kozmik cisimlerin atmosfere istilası olgusunun üç ana aşaması vardır:
1. Hava moleküllerinin etkileşiminin doğada karpüsküler olduğu nadir bir atmosferde (yaklaşık 80 km irtifaya kadar) uçuş. Hava parçacıkları vücuda çarpar, ona yapışır veya yansıtılır ve enerjilerinin bir kısmını ona aktarır. Vücut, hava moleküllerinin sürekli bombardımanından ısınır, ancak gözle görülür bir direnç yaşamaz ve hızı neredeyse değişmeden kalır. Ancak bu aşamada, kozmik bedenin dış kısmı bin derece ve daha fazla ısınır. Burada, sorunun karakteristik parametresi, serbest yolun, Knudsen sayısı Kn olarak adlandırılan L gövdesinin boyutuna oranıdır. Aerodinamikte, Kn >0.1'de hava direncine moleküler yaklaşımı hesaba katmak gelenekseldir.
2. Vücut etrafında sürekli hava akışı modunda atmosferde uçuş, yani hava düşünüldüğünde sürekli ortam ve bileşiminin atomik-moleküler doğası açıkça dikkate alınmaz. Bu aşamada, vücudun önünde bir kafa şok dalgası ortaya çıkar, ardından basınç ve sıcaklıkta keskin bir artış olur. Vücudun kendisi, konvektif ısı transferi ve ayrıca radyasyon ısıtması nedeniyle ısıtılır. Sıcaklık on binlerce dereceye ulaşabilir ve basınç yüzlerce atmosfere ulaşabilir. Sert fren yaparken, önemli aşırı yükler vardır. Vücutların deformasyonları, yüzeylerinin erimesi ve buharlaşması, yaklaşan bir hava akımı (ablasyon) tarafından kütle sürüklenmesi vardır.
3. Dünya yüzeyine yaklaşırken, hava yoğunluğu artar, vücudun direnci artar ve pratik olarak bir yükseklikte durur veya Dünya ile doğrudan bir çarpışmaya kadar yoluna devam eder. Bu durumda, genellikle büyük bedenler, her biri ayrı ayrı Dünya'ya düşen birkaç parçaya bölünür. Dünya üzerindeki kozmik kütlenin güçlü bir şekilde yavaşlaması ile, ona eşlik eden şok dalgaları Dünya yüzeyine hareketlerini sürdürür, ondan yansır ve atmosferin alt katmanlarında ve ayrıca Dünya yüzeyinde rahatsızlıklara neden olur.
Her meteoroidin düşme süreci bireyseldir. fırsat yok kısa hikaye Bu sürecin tüm olası özelliklerini tanımlayın.
“Düşen” göktaşlarından çok daha fazla “bulunan” göktaşı var. Genellikle tarlada çalışan turistler veya köylüler tarafından bulunurlar. Göktaşları koyu renkli olduklarından ve karda kolayca görülebildiğinden, binlerce göktaşının bulunduğu Antarktika buz sahaları, onları aramak için mükemmel bir yerdir. İlk kez, 1969 yılında buzulları inceleyen bir grup Japon jeolog tarafından Antarktika'da bir göktaşı keşfedildi. Yan yana duran, ancak dördü ile ilgili 9 parça buldular. farklı şekiller meteorlar. Farklı yerlerde buzun üzerine düşen meteorların, yılda birkaç metre hızla hareket eden buz alanlarının dağ sıralarında dinlenerek durduğu yerlerde toplandığı ortaya çıktı. Rüzgar, üst buz katmanlarını yok eder ve kurutur (kuru süblimasyon meydana gelir - ablasyon) ve meteorlar buzulun yüzeyinde yoğunlaşır. Bu buz mavimsi bir renge sahiptir ve havadan kolayca ayırt edilebilir, bu da bilim adamlarının meteorları toplamak için umut vaat eden yerleri incelerken kullandıkları şeydir.
1969'da Chihuahua'da (Meksika) önemli bir göktaşı düşüşü meydana geldi. Birçok büyük parçanın ilki Pueblito de Allende köyündeki bir evin yakınında bulundu ve geleneğe göre, bu göktaşının bulunan tüm parçaları Allende adı altında birleştirildi. Allende göktaşının düşüşü başlangıcına denk geldi ay programı Apollo ve bilim adamlarına dünya dışı örnekleri analiz etme yöntemleri geliştirme fırsatı verdi. Son yıllarda, daha koyu ana kayaya gömülü beyaz parçalar içeren bazı meteoritlerin ay parçaları olduğu bulunmuştur.
Allende göktaşı, taşlı göktaşlarının önemli bir alt grubu olan kondritlere aittir. Bunlara kondrüller (Yunanca kondros, tohumdan) - bir protoplanetary nebulada yoğunlaşan ve daha sonra kayaların bir parçası haline gelen en eski küresel parçacıklar - içerdikleri için bu ad verilir. Bu tür göktaşları, güneş sisteminin yaşını ve ilk bileşimini tahmin etmeyi mümkün kılar. Kalsiyum ve alüminyum açısından zengin, yüksek kaynama noktaları nedeniyle ilk yoğunlaşan Allende göktaşı kalıntılarının radyoaktif bozunmadan ölçülen yaşı 4.559 ± 0.004 milyar yıl. Bu, güneş sisteminin yaşının en doğru tahminidir. Ayrıca tüm göktaşları, üzerlerinde galaktik kozmik ışınların, güneş radyasyonunun ve güneş rüzgarının uzun süreli etkisinin neden olduğu "tarihi kayıtlar" taşırlar. Kozmik ışınların verdiği zararı inceleyerek, göktaşının dünya atmosferinin koruması altına girmeden önce yörüngede ne kadar kaldığını söyleyebiliriz.
Göktaşları ve Güneş arasında doğrudan bir ilişki, en eski göktaşlarının - kondritler - temel bileşiminin güneş fotosferinin bileşimini tam olarak tekrar etmesi gerçeğinden kaynaklanmaktadır. İçeriği farklı olan tek elementler, soğumaları sırasında meteorlardan bolca buharlaşan hidrojen ve helyum gibi uçucuların yanı sıra Güneş'te kısmen "yanmış" lityumdur. nükleer reaksiyonlar. "Güneş bileşimi" ve "kondrit bileşimi" terimleri, yukarıda bahsedilen "güneş maddesi tarifini" tanımlarken birbirinin yerine kullanılır. Bileşimi güneşten farklı olan taş göktaşlarına akondritler denir.
3. Küçük parçalar.
Güneşe yakın alan, kaynakları çöken kuyruklu yıldız çekirdekleri ve esas olarak asteroit kuşağında cisimlerin çarpışması olan küçük parçacıklarla doludur. Poynting-Robertson etkisinin bir sonucu olarak en küçük parçacıklar yavaş yavaş Güneş'e yaklaşır (güneş ışığının hareket eden bir parçacık üzerindeki basıncının tam olarak Güneş-parçacık çizgisi boyunca yönlendirilmediği, ancak ışık sapmasının bir sonucu olduğu gerçeğinden oluşur). geri yönlendirilir ve bu nedenle parçacığın hareketini yavaşlatır). Küçük parçacıkların Güneş'e düşüşü, sürekli üremeleriyle dengelenir, böylece ekliptik düzleminde her zaman güneş ışınlarını saçan bir toz birikimi olur. En karanlık gecelerde, batıda gün batımından sonra ve doğuda gün doğumundan önce ekliptik boyunca geniş bir bantta uzanan zodyak ışığı olarak görülür. Güneş'in yakınında, zodyak ışığı sahte bir koronaya geçer ( F-taç, yanlış - yanlış), yalnızca şu durumlarda görünür: tam güneş tutulması. Güneş'ten açısal uzaklığın artmasıyla, zodyak ışığının parlaklığı hızla azalır, ancak ekliptiğin antisolar noktasında tekrar artar ve bir karşı parlaklık oluşturur; bunun nedeni, küçük toz parçacıklarının ışığı yoğun bir şekilde geri yansıtmasıdır.
Zaman zaman meteoroidler Dünya atmosferine girer. Hareketlerinin hızı o kadar yüksek (ortalama 40 km / s), en küçük ve en büyük olanlar hariç, neredeyse hepsi yaklaşık 110 km yükseklikte yanar ve uzun parlak kuyruklar - meteorlar veya kayan yıldızlar bırakır. . Birçok meteoroid, bireysel kuyruklu yıldızların yörüngeleriyle ilişkilidir, bu nedenle meteorlar, Dünya yılın belirli zamanlarında bu yörüngelerin yakınından geçtiğinde daha sık gözlenir. Örneğin, Dünya, 1862 III Kuyruklu Yıldızı tarafından kaybedilen parçacıklarla ilişkili Perseid yağmurunu geçerken her yıl 12 Ağustos civarında birçok meteor vardır. Bir başka akarsu olan Orionidler, 20 Ekim civarında Halley kuyruklu yıldızından gelen tozlar ile ilişkilidir.
30 mikrondan küçük partiküller atmosferde yavaşlayabilir ve yanmadan yere düşebilir; bu tür mikro meteoritler laboratuvar analizleri için toplanır. Birkaç santimetre veya daha büyük boyuttaki parçacıklar yeterince yoğun bir maddeden oluşuyorsa, o zaman tamamen yanmazlar ve Dünya yüzeyine meteorlar şeklinde düşerler. Bunların %90'ından fazlası taştır; sadece bir uzman onları karasal kayalardan ayırt edebilir. Meteoritlerin geri kalan %10'u demirdir (aslında, bir demir ve nikel alaşımından oluşurlar).
Meteoritler asteroit parçaları olarak kabul edilir. Demir göktaşları bir zamanlar bu cisimlerin çekirdeklerinin bileşimindeydi, çarpışmalarla yok edildi. Bazı gevşek ve uçucu meteorların kuyruklu yıldızlardan kaynaklanmış olması mümkündür, ancak bu pek olası değildir; büyük olasılıkla, atmosferde büyük kuyruklu yıldız parçacıkları yanar ve sadece küçük olanlar kalır. Kuyruklu yıldızların ve asteroitlerin Dünya'ya ulaşmasının ne kadar zor olduğu düşünüldüğünde, güneş sisteminin derinliklerinden gezegenimize bağımsız olarak "gelen" meteorları incelemenin ne kadar yararlı olduğu açıktır.
4. Kuyruklu yıldızlar
Kuyruklu yıldızlar en verimli gök cisimleri güneş sisteminde. Kuyruklu yıldızlar, donmuş gazlar, karmaşık kimyasal bileşim, su buzu ve toz ve daha büyük parçalar şeklinde refrakter mineral maddeden oluşan bir tür kozmik buzdağlarıdır.
Kuyruklu yıldızlar, asteroitler gibi Güneş'in etrafında konik eğriler halinde hareket etseler de, asteroitlerden çarpıcı biçimde farklı görünüyorlar. Asteroitler yansıyan güneş ışığı ile parlıyorsa ve teleskopun görüş alanında yavaş hareket eden sönük yıldızlara benziyorsa, o zaman kuyruklu yıldızlar, güneş ışığını yoğun bir şekilde kuyruklu yıldızlar tayfının bazı bölgelerine dağıtır ve bu nedenle birçok kuyruklu yıldız görülebilir. çıplak göz, ancak çekirdeklerinin çapları nadiren 1-5 km'yi aşıyor.
Kuyruklu yıldızlar birçok bilim insanının ilgisini çekmektedir: astronomlar, fizikçiler, kimyagerler, biyologlar, gaz dinamikleri, tarihçiler vb. Ve bu doğaldır. Sonuçta, kuyruklu yıldızlar bilim adamlarına güneş rüzgarının gezegenler arası uzayda estiğini önerdi; Belki de kuyruklu yıldızlar, Dünya'nın atmosferine karmaşık organik bileşikler getirebildikleri için, Dünya'daki yaşamın ortaya çıkmasının "suçlularıdır". Ek olarak, görünüşe göre kuyruklu yıldızlar, Güneş'in ve gezegenlerin de oluştuğu protoplanetary bulutun ilk aşamaları hakkında değerli bilgiler taşırlar.
Parlak bir kuyruklu yıldızla ilk tanışmada kuyruk, kuyruklu yıldızın en önemli kısmı gibi görünebilir. Ancak "kuyruklu yıldız" kelimesinin etimolojisinde kuyruk ortaya çıktıysa Temel sebep Böyle bir isim için, o zaman fiziksel bir bakış açısından kuyruk, kuyruklu yıldızın fiziksel bir nesne olarak en önemli kısmı olan oldukça küçük bir çekirdekten geliştirilen ikincil bir oluşumdur. Kuyruklu yıldız çekirdekleri, onları çevreleyen ve çekirdeklerden sürekli akan parlak madde tarafından örtüldükleri için hala teleskopik gözlemlerle erişilemeyen kuyruklu yıldız fenomenlerinin geri kalanının temel nedenidir. Yüksek büyütmeler kullanılarak, çekirdeğin etrafında parıldayan gaz-toz kabuğunun daha derin katmanlarına bakılabilir, ancak geriye kalanlar yine de çekirdeğin gerçek boyutlarını önemli ölçüde aşacaktır. Bir kuyruklu yıldızın dağınık atmosferinde görsel olarak ve fotoğraflarda görülebilen merkezi kümeye fotometrik çekirdek denir. Merkezinde kuyruklu yıldızın kendi çekirdeği olduğuna inanılıyor, yani. kuyruklu yıldızın kütle merkezi bulunur.
Fotometrik çekirdeği çevreleyen ve yavaş yavaş kaybolan, gökyüzü arka planıyla birleşen sisli atmosfere koma denir. Çekirdekle birlikte koma, kuyruklu yıldızın başını oluşturur. Güneşten uzakta kafa simetrik görünür, ancak Güneş'e yaklaştıkça yavaş yavaş ovalleşir, sonra kafa daha da uzar ve ondan Güneş'in karşı tarafında bir kuyruk gelişir.
Yani çekirdek, bir kuyruklu yıldızın en önemli parçasıdır. Ancak, gerçekte ne olduğu konusunda hala bir fikir birliği yoktur. Bessel ve Laplace zamanında, kuyruklu yıldızın çekirdeğinin, güneş ısısının etkisi altında hızla gaz fazına dönüşen buz veya kar gibi kolayca buharlaşan maddelerden oluşan katı bir cisim olduğu fikri vardı. Kuyruklu yıldız çekirdeğinin bu buzlu klasik modeli, son zamanlarda önemli ölçüde genişletildi ve geliştirildi. Whipple tarafından geliştirilen, ateşe dayanıklı taşlı parçacıklar ve donmuş uçucu bir bileşenden (CH4, CO2, H2O, vb.) oluşan bir küme olan çekirdek modeli, kuyruklu yıldız araştırmacıları arasında en büyük tanınırlığa sahiptir. Böyle bir çekirdekte, donmuş gazlardan oluşan buz katmanları, toz katmanlarıyla yer değiştirir. Güneş ısısı ısındıkça, buharlaşan "kuru buz" gibi gazlar kırılarak toz bulutlarını da beraberinde sürükler. Bu, örneğin kuyruklu yıldızlarda gaz ve toz kuyruklarının oluşumunu ve ayrıca küçük kuyruklu yıldız çekirdeklerinin aktif olarak gaz salma kabiliyetini açıklamayı mümkün kılar.
Kuyruklu yıldız kafaları, kuyruklu yıldızların yörüngesi gibi çeşitli şekiller alır. GÜNEŞ'ten uzakta, kuyruklu yıldızların başları yuvarlaktır, bu da güneş radyasyonunun başın parçacıkları üzerindeki zayıf etkisi ile açıklanır ve ana hatları, kuyruklu yıldız gazının gezegenler arası boşluğa izotropik genişlemesi ile belirlenir. Bunlar kuyruksuz kuyruklu yıldızlar dış görünüş küresel yıldız kümelerine benzer. Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızın başı bir parabol veya katener şeklini alır. Başın parabolik şekli "çeşme" mekanizması ile açıklanmaktadır. Bir katener şeklinde kafaların oluşumu, kuyruklu yıldız atmosferinin plazma doğası ve güneş rüzgarının onun üzerindeki etkisi ve taşıdığı manyetik alan ile ilişkilidir.
Bazen kuyruklu yıldızın kafası o kadar küçüktür ki kuyruklu yıldızın kuyruğu doğrudan çekirdekten çıkıyormuş gibi görünür. Konturları değiştirmeye ek olarak, kuyruklu yıldızların başlarında çeşitli yapısal oluşumlar ortaya çıkar ve kaybolur: çiviler, kabuklar, ışınlar, çekirdekten çıkanlar, vb.
Gökyüzü boyunca uzanan kuyruklu büyük kuyruklu yıldızlar eski zamanlardan beri gözlemlenmiştir. Kuyruklu yıldızların bir zamanlar atmosferik fenomenler olduğu düşünülüyordu. Bu yanılgı, 1577 kuyruklu yıldızının farklı noktalardan bakıldığında yıldızlar arasında aynı konumda olduğunu ve bu nedenle bizden Ay'dan daha uzak olduğunu bulan Brahe tarafından çürütüldü.
Kuyruklu yıldızların gökyüzündeki hareketi ilk olarak yörüngelerinin parabollere yakın olduğunu bulan Halley (1705) tarafından açıklanmıştır. 24 parlak kuyruklu yıldızın yörüngelerini belirledi ve 1531 ve 1682 kuyruklu yıldızlarının olduğu ortaya çıktı. çok benzer yörüngelere sahiptir. Halley bundan yola çıkarak, bunun Güneş'in etrafında yaklaşık 76 yıllık bir süre ile çok uzun bir elips içinde hareket eden aynı kuyruklu yıldız olduğu sonucuna vardı. Halley, 1758'de yeniden ortaya çıkacağını tahmin etti ve Aralık 1758'de gerçekten keşfedildi. Halley'in kendisi bu sefer görecek kadar yaşayamadı ve tahmininin ne kadar parlak bir şekilde doğrulandığını göremedi. Bu kuyruklu yıldız (en parlaklardan biri) Halley kuyruklu yıldızı olarak adlandırıldı.
Kuyruklu yıldızlar, onları keşfeden insanların isimleriyle isimlendirilir. Ek olarak, yeni keşfedilen bir kuyruklu yıldıza, o yıl içinde kuyruklu yıldızın günberiden geçiş sırasını gösteren bir harf eklenmesiyle, keşif yılına dayalı geçici bir atama atanır.
Her yıl gözlemlenen kuyruklu yıldızların sadece küçük bir kısmı periyodiktir, yani. önceki görünümleriyle tanınırlar. Kuyruklu yıldızların çoğu çok uzun elipslerde, neredeyse parabollerde hareket eder. Devrim dönemleri tam olarak bilinmemektedir, ancak milyonlarca yıla ulaştıklarına inanmak için nedenler vardır. Bu tür kuyruklu yıldızlar, yıldızlararası olanlarla karşılaştırılabilir mesafelerde Güneş'ten uzaklaşır. Neredeyse parabolik yörüngelerinin düzlemleri, ekliptik düzlemine konsantre değildir ve uzayda rastgele dağılmıştır. ileri yönde hareket, tersi kadar yaygındır.
Periyodik kuyruklu yıldızlar daha az uzun eliptik yörüngelerde hareket eder ve çok farklı özelliklere sahiptir. Birden fazla gözlemlenen 40 kuyruklu yıldızın 35'inin yörüngeleri ekliptik düzlemine 45°'den daha az eğimlidir. Sadece Halley kuyruklu yıldızının eğimi 90°'den fazla olan bir yörüngesi vardır ve bu nedenle hareket eder. ters yön. Kısa dönemli (yani, 3 - 10 yıllık periyotlara sahip) kuyruklu yıldızlar arasında, "Jüpiter ailesi" öne çıkıyor - aphelia'ları Güneş'ten Jüpiter'in yörüngesiyle aynı uzaklıkta olan büyük bir kuyruklu yıldız grubu. "Jüpiter ailesinin", daha önce daha uzun yörüngelerde hareket eden gezegen tarafından kuyruklu yıldızların yakalanması sonucu oluştuğu varsayılmaktadır. Bağlı olarak göreceli konum Jüpiter ve kuyruklu yıldızlar, kuyruklu yıldızın yörüngesinin eksantrikliği hem artabilir hem de azalabilir. İlk durumda periyotta bir artış, hatta hiperbolik bir yörüngeye geçiş ve kuyruklu yıldızın Güneş Sistemi tarafından kaybolması, ikincisinde ise periyot azalması söz konusudur.
Periyodik kuyruklu yıldızların yörüngeleri çok belirgin değişikliklere tabidir. Bazen bir kuyruklu yıldız Dünya'nın yakınından birkaç kez geçer ve sonra dev gezegenlerin çekimi ile daha uzak bir yörüngeye atılır ve gözlemlenemez hale gelir. Diğer durumlarda ise tam tersine, daha önce hiç gözlemlenmemiş bir kuyruklu yıldız, Jüpiter veya Satürn'ün yakınından geçip yörüngesini çarpıcı biçimde değiştirdiği için görünür hale gelir. Sadece sınırlı sayıda nesne için bilinen bu tür ani değişikliklere ek olarak, tüm kuyruklu yıldızların yörüngeleri kademeli olarak değişir.
Kuyruklu yıldızların ortadan kaybolmasının tek olası nedeni yörünge değişiklikleri değildir. Kuyruklu yıldızların hızla yok edildiği güvenilir bir şekilde tespit edilmiştir. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızların parlaklığı zamanla zayıflar ve bazı durumlarda yıkım süreci neredeyse doğrudan gözlemlenir. Bielly kuyruklu yıldızı klasik bir örnektir. 1772'de keşfedildi ve 1813, 1826 ve 1832'de gözlendi. 1845'te kuyruklu yıldızın boyutu artırıldı ve Ocak 1846'da. gözlemciler, bir yerine çok yakın iki kuyruklu yıldız bulunca şaşırdılar. Her iki kuyruklu yıldızın göreli hareketleri hesaplandı ve Biel kuyruklu yıldızının yaklaşık bir yıl önce ikiye ayrıldığı ortaya çıktı, ancak ilk başta bileşenler birbiri üzerine yansıtıldı ve ayrılma hemen fark edilmedi. Comet Bieli, bir bileşeni diğerinden çok daha zayıf olarak bir kez daha gözlemlendi ve bir daha bulunması mümkün olmadı. Öte yandan, yörüngesi Biel'in kuyruklu yıldızının yörüngesine denk gelen bir meteor yağmuru tekrar tekrar gözlemlendi.
Kuyruklu yıldızların kökeni sorusunu çözerken, kuyruklu yıldızın çekirdeğini oluşturan maddenin kimyasal bileşimini bilmeden yapamazsınız. Görünüşe göre, daha kolay ne olabilir? Daha fazla kuyruklu yıldız spektrumunu fotoğraflamamız, deşifre etmemiz gerekiyor - ve kuyruklu yıldız çekirdeklerinin kimyasal bileşimi hemen bizim için bilinecek. Ancak mesele ilk bakışta göründüğü kadar basit değildir. Fotometrik çekirdeğin spektrumu, basitçe yansıyan güneş veya moleküler emisyon spektrumu olabilir. Yansıyan güneş spektrumu süreklidir ve hakkında hiçbir şey söylemez. kimyasal bileşim yansıtıldığı alan - çekirdek veya çekirdeği çevreleyen tozlu atmosfer. Emisyon gazı spektrumu, çekirdeği çevreleyen gazlı atmosferin kimyasal bileşimi hakkında bilgi taşır ve ayrıca bize çekirdeğin yüzey tabakasının kimyasal bileşimi hakkında hiçbir şey söylemez, çünkü C2, CN gibi görünür bölgede yayılan moleküller. , CH, MH, OH, vb. ikincil, yavru moleküllerdir - kuyruklu yıldızı oluşturan daha karmaşık moleküllerin veya moleküler komplekslerin "parçaları". Çevresel boşluğa buharlaşan bu karmaşık ana moleküller, güneş rüzgarının ve fotonların yıkıcı etkisine hızla maruz kalırlar veya daha basit moleküllere bozunurlar veya ayrışırlar, emisyon spektrumları kuyruklu yıldızlardan gözlemlenebilir. Ana moleküllerin kendileri sürekli bir spektrum verir.
Kuyruklu yıldızın kafasının spektrumunu ilk gözlemleyen ve tanımlayan İtalyan Donati idi. 1864 kuyruklu yıldızının soluk sürekli spektrumunun arka planına karşı, üç geniş parlak bant gördü: mavi, yeşil ve sarı renk. Görünüşe göre, bu izdiham, kuyruklu yıldız atmosferinde bol miktarda bulunan C2 karbon moleküllerine aitti. C2 moleküllerinin bu emisyon bantlarına, karbon spektrumunu inceleyen bilim adamından sonra Kuğu bantları denir. Başın ilk yarık spektrogramı büyük kuyruklu yıldız 1881, spektrumda reaktif siyanür radikali CN'nin radyasyonunu keşfeden İngiliz Heggins tarafından elde edildi.
Güneş'ten uzakta, 11 AU uzaklıkta, yaklaşan kuyruklu yıldız, bazen bir kuyruk oluşumunun başladığını gösteren küçük puslu bir benek gibi görünüyor. Böyle bir mesafede ve 3-4 AU mesafeye kadar bulunan bir kuyruklu yıldızdan elde edilen spektrum süreklidir, çünkü bu kadar büyük mesafelerde, zayıf foton ve korpüsküler güneş radyasyonu nedeniyle emisyon spektrumu uyarılmaz.
Bu spektrum, güneş ışığının toz parçacıklarından yansıması veya çok atomlu moleküller veya moleküler kompleksler üzerine saçılması sonucu oluşur. Yaklaşık 3 AU mesafede Güneş'ten, yani kuyruklu yıldızın çekirdeği asteroit kuşağını geçtiğinde, siyanür molekülünün ilk emisyon bandı, kuyruklu yıldızın neredeyse tüm başında gözlenen spektrumda belirir. 2 AU mesafede triatomik C3 ve NH3 moleküllerinin radyasyonları, kuyruklu yıldızın başının çekirdeğe yakın olan tüm artan radyasyonlarından daha sınırlı bir bölgesinde gözlemlenen zaten uyarılmıştır. 1.8 AU mesafede karbon emisyonları ortaya çıkıyor - Kuyruklu yıldızın tüm kafasında hemen fark edilen kuğu bantları: hem çekirdeğin yakınında hem de görünür başın sınırlarında.
Kuyruklu yıldız moleküllerinin parıltısının mekanizması 1911 gibi erken bir tarihte deşifre edildi. Halley kuyruklu yıldızının (1910) emisyon spektrumlarını inceleyen K. Schwarzschild ve E. Kron, kuyruklu yıldız atmosferlerinin moleküllerinin rezonanslı olarak güneş ışığını yeniden yaydığı sonucuna vardı. Bu ışıma, sarı bir sodyum ikilisi frekansına sahip ışıkla aydınlatıldığında, sodyum buharının kendisinin de aynı şekilde parlamaya başladığını ilk fark eden Aud'un iyi bilinen deneylerindeki sodyum buharının rezonans ışımasına benzer. karakteristik bir sarı ışık ile frekans. Bu, daha genel lüminesans mekanizmasının sık görülen bir durumu olan rezonans floresan mekanizmasıdır. Mağaza vitrinlerinin üzerindeki floresan lambaların, floresan lambalardaki vb. parıltısını herkes bilir. Benzer bir mekanizma, kuyruklu yıldızlardaki gazların parlamasına neden olur.
Yeşil ve kırmızı oksijen hatlarının parlamasını açıklamak için (auroraların spektrumlarında da benzer çizgiler gözlenir), çeşitli mekanizmalar çağrıldı: elektron çarpması, ayrışmalı yeniden birleştirme ve foto ayrışma. Bununla birlikte elektron etkisi, bazı kuyruklu yıldızlarda kırmızı çizgiye kıyasla yeşil çizginin daha yüksek yoğunluğunu açıklamakta başarısız oluyor. Bu nedenle, kuyruklu yıldızın kafasındaki parlaklık dağılımı tarafından desteklenen fotoayrışma mekanizmasına daha fazla tercih verilir. Ancak, bu sorun henüz nihai olarak çözülmedi ve kuyruklu yıldızlardaki atomların parıltısının gerçek mekanizmasının aranması devam ediyor. Şimdiye kadar, kuyruklu yıldız çekirdeğini oluşturan ana, birincil moleküller sorunu çözülmedi ve bu konu çok önemlidir, çünkü kuyruklu yıldızların alışılmadık derecede yüksek aktivitesini önceden belirleyen, dev atmosferler geliştirebilen ve tüm boyutlarını aşan çok küçük çekirdeklerden gelen kuyruklar ünlü bedenler güneş sisteminde.
5. Güneş sistemindeki gezegenleri arayın.
Bir kereden fazla, Güneş'e Merkür'den daha yakın bir gezegenin varlığı olasılığı hakkında varsayımlar yapıldı. Neptün'ün keşfini öngören Le Verrier (1811-1877), Merkür'ün yörüngesinin günberisinin hareketindeki anormallikleri araştırdı ve buna dayanarak yörüngesinde yeni bir bilinmeyen gezegenin varlığını öngördü. Yakında gözlemiyle ilgili bir mesaj geldi ve gezegene bir isim bile verildi - Vulcan. Ancak keşif doğrulanmadı.
1977'de Amerikalı astronom Cowell, "onuncu gezegen" olarak adlandırılan çok soluk bir nesne keşfetti. Ancak nesnenin gezegen için çok küçük olduğu ortaya çıktı (yaklaşık 200 km). Chiron olarak adlandırıldı ve o zamanlar en uzak olduğu asteroitlere atfedildi: yörüngesinin aphelion'u 18.9 AU tarafından kaldırıldı. ve neredeyse Uranüs'ün yörüngesine dokunuyor ve günberi, Satürn'ün yörüngesinin hemen ötesinde 8,5 AU uzaklıkta yer alıyor. güneşten. Sadece 7°'lik bir yörünge eğimi ile gerçekten de Satürn ve Uranüs'e yaklaşabilir. Hesaplamalar böyle bir yörüngenin kararsız olduğunu gösteriyor: Chiron ya gezegenle çarpışacak ya da güneş sisteminden fırlatılacak.
Zaman zaman, Plüton'un yörüngesinin ötesinde büyük gezegenlerin varlığına dair teorik tahminler yayınlanıyor, ancak şu ana kadar doğrulanmadı. Kuyruklu yıldız yörüngelerinin analizi, 75 AU mesafeye kadar olduğunu gösteriyor. gezegenler dünyadan daha büyük Plüton'un ötesinde. Ancak, bu bölgede tespit edilmesi kolay olmayan çok sayıda küçük gezegenin varlığı oldukça olasıdır. Bu Neptün olmayan cisimler kümesinin varlığından uzun süredir şüpheleniliyor ve hatta ünlü Amerikan gezegen kaşifinden sonra Kuiper kuşağı adını aldı. Bununla birlikte, içinde ilk nesnelerin bulunması ancak son zamanlarda oldu. 1992-1994'te Neptün'ün yörüngesinin ötesinde 17 küçük gezegen keşfedildi. Bunlardan 8'i 40-45 AU mesafelerde hareket ediyor. Güneş'ten, yani Plüton'un yörüngesinin bile ötesinde.
Uzak mesafeleri nedeniyle bu nesnelerin parlaklığı son derece zayıftır; sadece dünyanın en büyük teleskopları aramaları için uygundur. Bu nedenle, şimdiye kadar sistematik olarak yalnızca yaklaşık 3 kare derece taranmıştır. Gök küresi, yani Yüzölçümünün %0.01'i. Bu nedenle, Neptün'ün yörüngesinin ötesinde, keşfedilenlere benzer on binlerce nesnenin ve 5-10 km çapında milyonlarca daha küçük nesnenin olması bekleniyor. Tahminlere göre, bu küçük cisimler kümesi, Jüpiter ile Mars arasında bulunan asteroit kuşağından yüzlerce kat daha büyük, ancak kütle olarak dev kuyruklu yıldız Oort bulutundan daha düşük.
Neptün'ün ötesindeki nesneleri, güneş sistemindeki herhangi bir küçük cisim sınıfına - asteroitlere veya kuyruklu yıldız çekirdeklerine - atfetmek hala zordur. Yeni keşfedilen cesetler 100-200 km boyutlarındadır ve oldukça kırmızı bir yüzeye sahiptir, bu da eski bileşimini ve olası organik bileşiklerin varlığını gösterir. "Kuiper kuşağının" cesetleri son zamanlarda oldukça sık keşfedildi (1999'un sonunda yaklaşık 200 tanesi keşfedildi). Bazı gezegen bilimcileri, Plüton'u "en küçük gezegen" değil, "Kuiper kuşağının en büyük gövdesi" olarak adlandırmanın daha doğru olacağına inanıyor.
Edebiyat
1. V.A. Brastein "Gezegenler ve gözlemleri" Moskova "Nauka" 1979.
2. S. Dole “İnsanlar için Gezegenler” Moskova “Bilim” 1974.
3. K.I. Churyumov "Kuyruklu yıldızlar ve gözlemleri" Moskova "Nauka" 1980.
4. E.L. Krinov "Demir Yağmuru" Moskova "Bilim" 1981.
5. K.A. Kulikov, N.S. Sidorenkov "Dünya Gezegeni" Moskova "Bilim"
6. B.A. Vorontsov - Velyaminov “Evren Üzerine Denemeler” Moskova “Bilim”
7. N.P. Erpyleev "Genç Bir Gökbilimcinin Ansiklopedik Sözlüğü" Moskova "Pedagoji" 1986.
8. E.P. Levitan “Astronomi” Moskova “Aydınlanma” 1994
